Utilizando o instrumento MIRI (Mid-Infrared Instrument) a bordo do Telescópio Espacial James Webb, uma equipa de investigadores analisou a composição da superfície do exoplaneta rochoso LHS 3844 b. Para além de caracterizar as atmosferas exoplanetárias, este tipo de interpretação das propriedades geológicas de planetas que orbitam estrelas distantes é o próximo passo para desvendar a sua natureza. Os resultados desta investigação foram publicados na revista Nature Astronomy.

Esta fotografia de alta resolução do planeta Mercúrio assemelha-se provavelmente ao exoplaneta rochoso LHS 3844 b. Os resultados das observações do JWST apontam para um planeta rochoso sem atmosfera, com uma superfície escura semelhante a basalto, provavelmente com erosão espacial devido à irradiação e aos impactos de meteoritos.
Crédito: NASA/JHUAPL/Instituto Carnegie

Uma super-Terra rochosa, escura e sem atmosfera

LHS 3844 b é um planeta rochoso 30% maior do que a Terra e orbita uma anã vermelha fria, completando uma volta em cerca de 11 horas. Girando apenas três diâmetros estelares acima da superfície da estrela hospedeira, o planeta sofre acoplamento de maré. Isto significa que uma rotação demora exactamente o mesmo tempo que uma revolução.

Como resultado, o mesmo hemisfério de LHS 3844 b está sempre voltado para a sua estrela, produzindo um lado diurno constante com uma temperatura média de aproximadamente 1000 Kelvin (cerca de 725º C). O sistema LHS 3844 está a apenas 48,5 anos-luz (14,9 parsecs) de distância da Terra.

“Graças à incrível sensibilidade do JWST, conseguimos detectar luz proveniente directamente da superfície deste distante planeta rochoso”, afirmou Laura Kreidberg, directora do Instituto Max Planck de Astronomia e investigadora principal do estudo. “Vemos uma rocha escura, quente e árida, desprovida de qualquer atmosfera”.

Espectro infravermelho do lado diurno e quente de LHS 3844 b, obtido a partir do contraste de brilho em relação à sua estrela hospedeira, expresso em ppm (partes por milhão = 0,0001%) em diferentes comprimentos de onda. Os dados observacionais obtidos pelos telescópios espaciais James Webb e Spitzer são consistentes com a presença de manto ou rocha vulcânica, ao passo que excluem a existência de uma crosta semelhante à da Terra.
Crédito: Sebastian Zieba et al./Instituto Max Planck de Astronomia

Com a sua superfície escura, LHS 3844 b pode assemelhar-se a uma versão maior da Lua ou do planeta Mercúrio. Esta conclusão baseia-se na análise da radiação infravermelha recebida do lado diurno e quente do planeta. No entanto, ao medir esta radiação, os astrónomos não conseguem ver o planeta directamente; em vez disso, registam a variação repetitiva de brilho que recebem da combinação da estrela e do planeta em órbita.

O MIRI dividiu uma parte da emissão infravermelha do planeta, variando entre 5 e 12 micrómetros, em secções mais pequenas de comprimento de onda e mediu o brilho por intervalo de comprimento de onda. É a isto que os astrónomos chamam espectro, uma distribuição semelhante a um arco-íris dos componentes da luz. Outro ponto de dados, obtido a partir de observações com o Telescópio Espacial Spitzer e publicado há alguns anos, complementou a análise.

Limitações da actividade geológica

Tal como a investigação sobre as atmosferas exoplanetárias tem beneficiado da ciência climática, este campo emergente da geologia exoplanetária baseia-se no conhecimento geológico da Terra. Kreidberg, Sebastian Zieba (Centro de Astrofísica | Harvard & Smithsonian) e colaboradores executaram modelos de computador e acederam a bibliotecas de rochas e minerais conhecidos da Terra, da Lua e de Marte para ver que assinaturas infravermelhas produziriam sob as condições de LHS 3844 b. A comparação de dados baseados em observações com estas computações descartou com segurança uma composição comparável à da crosta terrestre, tipicamente rochas ricas em silicatos, como o granito.

Embora este resultado não seja muito surpreendente – mesmo no Sistema Solar, a Terra é o único planeta com tal crosta -, pode revelar detalhes sobre a história geológica de LHS 3844 b. Pensa-se que as crostas ricas em silicatos, semelhantes às da Terra, se formam através de um processo de refinamento prolongado que requer actividade tectónica e depende tipicamente da água como lubrificante. O material rochoso derrete e solidifica repetidamente à medida que se mistura com material do manto, deixando os minerais mais leves na superfície.

“Uma vez que LHS 3844 b carece dessa crosta de silicatos, pode-se concluir que a tectónica de placas semelhante à da Terra não se aplica a este planeta, ou que é ineficaz”, afirma Zieba. “Este planeta provavelmente contém apenas pouca água”.

O que podemos deduzir sobre a superfície rochosa de um exoplaneta?

Em vez disso, a superfície escura aponta para uma composição semelhante ao basalto terrestre ou lunar, ou ao material do manto da Terra. No entanto, os astrónomos tentaram uma caracterização ainda mais detalhada.

Uma análise estatística de quão bem este espectro se ajusta a várias misturas e configurações minerais revelou que extensas áreas sólidas de basalto ou rocha magmática correspondem melhor às observações. Estas são ricas em magnésio e ferro e podem incluir olivina. Material “triturado”, como rochas ou cascalho, também se ajusta razoavelmente bem, enquanto grãos ou poeiras são inconsistentes com as observações devido à sua aparência mais brilhante, pelo menos à primeira vista.

Sem uma atmosfera protectora, os planetas estão sujeitos à erosão espacial, impulsionada predominantemente pela radiação dura e energética da estrela hospedeira e pelos impactos de meteoritos de vários tamanhos.

Uma imagem em grande plano da pegada da bota de um astronauta no rególito lunar, composto por pó fino, durante a actividade extra-veicular da Apollo 11 na Lua. Podem existir condições semelhantes no exoplaneta LHS 3844 b, devido ao intemperismo espacial prolongado causado pela irradiação estelar e pelos impactos de meteoritos.
Crédito: NASA

“Acontece que estes processos não só dissolvem lentamente rochas duras em rególito, uma camada de grãos finos ou pó como a que se encontra na Lua”, explica Zieba. “Também escurecem a camada ao acrescentar ferro e carbono, tornando as propriedades do rególito mais consistentes com as observações”.

Geologicamente recente ou desgastada? Dois cenários possíveis

Esta avaliação deixou os astrónomos com dois cenários para a superfície do planeta que encaixam igualmente bem nos dados. Um envolve uma superfície dominada por rocha escura e sólida, composta por minerais basálticos ou magmáticos. Em comparação com as escalas geológicas de tempo, a erosão espacial altera as suas propriedades rapidamente. Por isso, os astrónomos concluem que, neste cenário, a superfície deve ser relativamente jovem, resultante de actividade geológica recente, como vulcanismo generalizado.

O segundo cenário também propõe uma superfície escura, comparável à da Lua ou de Mercúrio. No entanto, este cenário tem em conta um intemperismo espacial prolongado, o que leva a regiões extensas cobertas por uma camada de rególito escurecido, um pó fino também presente na Lua, como evidenciado pelas fotos icónicas das pegadas dos astronautas. Esta alternativa assenta em períodos mais longos de inactividade geológica, exigindo assim condições opostas às do primeiro cenário.

Tentativas de resolver a ambiguidade

Estas duas alternativas diferem no necessário grau de actividade geológica recente. Na Terra e noutros objectos activos do Sistema Solar, um fenómeno típico durante essa actividade é a libertação de gases. O dióxido de enxofre (SO₂) é um gás frequentemente associado ao vulcanismo.

Se estivesse presente em LHS 3844 b em quantidades razoáveis, o MIRI deveria tê-lo detectado. No entanto, não encontrou nada. Por conseguinte, um período recente de actividade parece improvável, o que leva os astrónomos a favorecer o segundo cenário. Se estiver correto, LHS 3844 b pode realmente assemelhar-se muito a Mercúrio.

Para testar a sua ideia, Zieba, Kreidberg e os seus colegas já estão a seguir uma abordagem mais directa. Obtiveram observações adicionais do JWST, que lhes deverão permitir discernir as condições da superfície, explorando pequenas diferenças na forma como placas sólidas e pós emitem ou reflectem a luz.

A distribuição dos ângulos de emissão depende da rugosidade da superfície, que afecta a quantidade de radiação recebida num determinado ângulo de visão. Este conceito é aplicado com sucesso na caracterização de asteróides no Sistema Solar. “Estamos confiantes de que a mesma técnica nos permitirá esclarecer a natureza da crosta de LHS 3844 b e, no futuro, de outros exoplanetas rochosos”, conclui Kreidberg.

// Instituto Max Planck de Astronomia (comunicado de imprensa)
// Centro de Astrofísica | Harvard & Smithsonian (comunicado de imprensa)
// Universidade de Chicago (comunicado de imprensa)
// Artigo científico (Nature Astronomy)
// Artigo científico (arXiv)

CCVALG
08.05.2026

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