Conjunção Lua–Júpiter de 03/01/2026.

Imagem da conjunção Lua–Júpiter de 03/01/2026, registrada às 22:07 UT, no bairro do Barbalho, em Salvador (BA), com a câmera de um iPhone 13 Pro.

Imagem original.

Zoom da imagem anterior.

Planetas extrasolares (exoplanetas)

Visão artística do céu do planeta “C” que orbita o pulsar PSR B1620-26. Vemos o pulsar e os companheiros do sistema. A distribuição das demais estrelas no céu fica a critério do artista. Os “fachos” nos polos do pulsar estão associados ao escoamento de partículas arrancadas da superfície pela ação do campo magnético intenso.

Exoplanetas são planetas que orbitam estrelas (ou remanescentes estelares) fora do Sistema Solar. Em 20/04/2001, data em que uma primeira versão deste texto foi publicada, a Extrasolar Planets Encyclopaedia listava cerca de 60 estrelas com indícios de companheiros planetários. Hoje, os catálogos modernos reúnem milhares de detecções confirmadas: o NASA Exoplanet Archive indicava 6.065 planetas confirmados em 18/12/2025, enquanto o Exoplanet.eu listava 7.915 objetos em seu catálogo (o total varia conforme os critérios e categorias adotados). Esse crescimento evidencia a evolução do campo de pesquisa em planetas extrasolares.

Muitos sistemas descobertos fogem do “modelo” do Sistema Solar. Um caso clássico é 51 Peg: um planeta massivo em órbita muito próxima da estrela. Modelos de formação e evolução sugerem que alguns desses corpos podem ter se formado mais longe e migrado para o interior do sistema por interações com o disco e/ou com outros corpos.

Planetas, superplanetas e anãs marrons

Em termos práticos, frequentemente aparece o valor de aproximadamente 13 massas de Júpiter como uma “fronteira” associada à queima parcial de deutério. Nesse contexto, “queima” significa fusão nuclear: o deutério pode se fundir com um próton, formando o isótopo hélio-3, além da emissão de radiação.

Esse processo pode ocorrer em objetos mais massivos que planetas gasosos gigantes e, a princípio, ajudaria a separá-los de objetos de natureza subestelar.

Porém, esse valor deve ser entendido apenas como uma regra de bolso. A fração de deutério queimado e o limite efetivo dependem das condições iniciais, da composição química e da história de formação do objeto. Portanto, a fronteira de 13 massas de Júpiter não representa uma divisão física rígida entre planetas gigantes e anãs marrons.

Técnicas de detecção (principais)

1) Astrometria

A astrometria mede o “balanço” (wobble) da estrela no céu devido à presença de companheiros. Historicamente, missões como o Hipparcos alcançaram precisão típica na faixa de milissegundos de arco (mas), e a missão Gaia elevou essa capacidade para a escala de microsegundos de arco (µas) em estrelas brilhantes, tornando a técnica muito mais potente para detectar companheiros por movimento próprio e paralaxe com alta precisão.

2) Velocidade radial (Doppler)

Mede a variação periódica na velocidade da estrela ao longo da linha de visada (efeito Doppler) causada pela interação gravitacional com o(s) planeta(s). O método fornece, em geral, uma estimativa do tipo M sin i (massa mínima), pois depende da inclinação orbital.

3) Trânsito (fotometria)

Detecta a queda de brilho quando o planeta passa em frente ao disco da estrela. O trânsito fornece o raio (via profundidade do evento), e, quando combinado com velocidade radial, permite estimar densidade e composição média. Um caso clássico é HD 209458 b, e missões como Kepler/TESS popularizaram esse tipo de detecção em larga escala.

4) Microlente gravitacional

Usa o efeito de lente gravitacional quando uma estrela (com possível planeta) passa diante de outra mais distante. É útil para detectar planetas em distâncias maiores da estrela hospedeira e até em regiões mais externas da Galáxia.

5) Imagem direta

Registra diretamente a luz do planeta, geralmente no infravermelho, com óptica adaptativa/coronógrafos. É mais eficiente para planetas jovens, quentes e afastados da estrela.

6) Timing (especialmente em pulsares)

Em pulsares, pequenas variações nos tempos de chegada dos pulsos podem revelar a presença de companheiros. Foi assim que surgiram alguns dos primeiros indícios de planetas fora do Sistema Solar.

Planetas que orbitam pulsares

• PSR 1257+12
• PSR B1620-26 b (sistema pulsar + anã branca; planeta circumbinário)

Um exemplo emblemático é PSR B1620-26 b (também citado como “Methuselah” em materiais de divulgação), um gigante gasoso em órbita circumbinária ao redor de um pulsar e de uma anã branca. No catálogo da NASA, ele aparece com massa da ordem de ~2,5 M_J, semi-eixo maior ~23 UA e período orbital ~95 anos, com anúncio de descoberta em 2003. 

Vida

Não temos evidência de vida em exoplanetas. Quando se discute a possibilidade de vida, trata-se de hipóteses dependentes de fatores como: tipo de estrela, radiação incidente, presença/estabilidade de atmosfera, água líquida e proteção contra partículas energéticas. Em planetas gasosos, por exemplo, uma ideia especulativa é a existência de vida em camadas atmosféricas com temperatura e pressão adequadas; já em sistemas de pulsares, a radiação e o ambiente extremo tornam os cenários ainda mais desafiadores.

As estrelas com exoplanetas conhecidos aparecem espalhadas pelo céu. Parte dessa distribuição reflete também o “viés observacional”: onde e como os levantamentos foram feitos (instrumentos, hemisfério observado, tempo de campanha, etc.).

Comparação ilustrativa entre os planetas do sistema PSR B1620-26 e as distâncias/escala do Sistema Solar interno. A unidade de distância é a Unidade Astronômica (UA), aproximadamente 150.000.000 km.

No bucks, no Buck Rogers!

Gostaria de compartilhar do otimismo da NASA neste momento.

A frase “No bucks, no Buck Rogers!” surgiu entre astronautas do programa Mercury, nos anos 1960, para enfatizar que sem financiamento não haveria voos espaciais nem heróis como o personagem de ficção científica Buck Rogers. Tom Wolfe registrou a expressão em The Right Stuff (1979), e o filme homônimo de 1983 a popularizou como crítica bem-humorada à dependência da exploração espacial de verbas públicas. O shutdown de 1º de outubro de 2025 pode paralisar o plano da NASA de enviar astronautas em uma missão de circunavegação lunar em 2026.

Um bom uso para uma revista científica antiga

Laboratório de Física da UEFS – Feira de Santana, 25 de setembro de 2025.

Big Bang

Edwin Hubble e a câmera Schmidt de 48 polegadas do Observatório Palomar (EUA).

O modelo do Big Bang descreve o Universo evoluindo a partir de um estado inicial extremamente quente e denso. Não se tratou de uma explosão ocorrendo em algum ponto do espaço, mas da expansão do próprio Universo.

Nos primeiros instantes formaram-se as partículas que constituiriam a matéria. Durante os primeiros minutos ocorreu a nucleossíntese primordial, responsável principalmente pela formação de núcleos de hidrogênio e hélio, além de pequenas quantidades de outros núcleos leves, como o lítio. Com a expansão, o Universo continuou a esfriar e, centenas de milhões de anos depois, formaram-se as primeiras estrelas e galáxias.

As observações realizadas no início do século XX mostraram que, em geral, quanto mais distante uma galáxia está, maior é o deslocamento de suas linhas espectrais para o vermelho. Edwin Hubble estabeleceu observacionalmente uma relação aproximadamente linear entre a distância das galáxias e suas velocidades de recessão, utilizando também medidas espectroscópicas obtidas anteriormente por outros astrônomos. Essa relação tornou-se uma das principais evidências observacionais da expansão do Universo.

Em cosmologia, o deslocamento para o vermelho das galáxias distantes é interpretado principalmente como consequência da expansão do Universo. Para galáxias relativamente próximas, ou seja, em baixos valores de redshift, pode-se associar aproximadamente esse deslocamento a uma velocidade de recessão.

A relação local, conhecida atualmente como lei de Hubble–Lemaître, pode ser escrita como:

v = H₀ · r

onde v é a velocidade de recessão, em km/s, r é a distância, em Mpc*, e H₀ é a constante de Hubble. Diferentes métodos de determinação de H₀ fornecem atualmente valores aproximadamente entre 67 e 74 km/s/Mpc, diferença conhecida como “tensão de Hubble”.

Para medir distâncias extragalácticas, os astrônomos utilizam uma sequência de métodos conhecida como escada de distâncias cósmicas. Entre seus principais indicadores estão as estrelas Cefeidas e as supernovas do tipo Ia, estas últimas utilizadas como fontes de luminosidade padronizável. Por definição, a magnitude absoluta de um objeto corresponde à magnitude aparente que ele teria se estivesse situado a uma distância de 10 parsecs.

As melhores estimativas cosmológicas indicam que o Universo possui cerca de 13,8 bilhões de anos.

* 1 Mpc ≈ 3,26 milhões de anos-luz.

** 10 pc ≈ 32,6 anos-luz.