Em um marco revolucionário para a astronomia, o Telescópio Espacial James Webb (JWST) fez uma descoberta potencialmente transformadora em nosso quintal cósmico: um planeta gigante candidato, provisoriamente batizado de S1, que parece orbitar Alfa Centauri A, a estrela mais parecida com o nosso Sol em nosso sistema estelar vizinho. Esta é a primeira vez que o JWST utiliza uma técnica inovadora para procurar mundos em torno de um sistema estelar binário dinâmico, abrindo novos caminhos para a caça a exoplanetas. A pesquisa, detalhada em um novo artigo científico (Parte II de uma série), não só identificou este fascinante candidato, mas também estabeleceu os limites mais rigorosos já vistos para a presença de poeira exozodiacal em torno de qualquer estrela.
O sistema Alfa Centauri, localizado a uma distância de meros 1,34 parsecs (aproximadamente 4,37 anos-luz) da Terra, é o nosso vizinho estelar mais próximo e um alvo de interesse primordial para a astrobiologia e a busca por vida fora do nosso Sistema Solar. Ele é composto por três estrelas ligadas gravitacionalmente em uma configuração hierárquica. Alfa Centauri A (também conhecida como Rigil Kentaurus) e Alfa Centauri B (Toliman) formam um par binário excêntrico, girando uma em torno da outra, enquanto Proxima Centauri (Alfa Centauri C) as orbita a uma distância muito maior. Entre elas, Alfa Centauri A se destaca como uma “gêmea solar” quase perfeita, uma estrela do tipo G2V com massa e raio muito semelhantes aos do nosso próprio Sol (1.0788 massas solares e 1.2175 raios solares, respectivamente). Sua idade, estimada em 5,3 ± 0,3 bilhões de anos, também se assemelha à do nosso Sistema Solar, que tem cerca de 4,6 bilhões de anos. Essa semelhança faz de Alfa Centauri A um laboratório natural ideal para estudar a formação e evolução planetária em ambientes como o nosso.
A atração de Alfa Centauri A como um alvo para a busca direta por exoplanetas é imensa. Ela está aproximadamente 2,7 vezes mais próxima e 3,3 vezes mais luminosa do que a próxima estrela do tipo G mais favorável, Tau Ceti. Isso significa que sua zona habitável – a região onde as condições de temperatura poderiam permitir a existência de água líquida na superfície de um planeta – está em uma separação angular relativamente ampla de cerca de 0,0095 segundos de arco, equivalente a 1,27 unidades astronômicas (UA), comparada aos 0,002 segundos de arco para Tau Ceti. Essa distância angular a torna teoricamente “resolvível” (observável separadamente da estrela) pelos telescópios mais avançados da atualidade.
Apesar de seu potencial, até agora, nenhum planeta foi confirmado em órbita de Alfa Centauri A. Embora a presença de Alfa Centauri B possa, em teoria, desestabilizar órbitas planetárias próximas a Alfa Centauri A, estudos dinâmicos indicam que uma zona estável existe dentro de aproximadamente 3 UA de Alfa Centauri A, onde os planetas poderiam sobreviver por longos períodos de tempo. Tentativas anteriores de imagem direta de companheiros em torno de Alfa Centauri A incluíram observações com a Câmera Planetária do Telescópio Espacial Hubble (HST) na faixa do infravermelho próximo, sensíveis a anãs marrons com massas superiores a 40 vezes a massa de Júpiter. Mais recentemente, uma campanha intensiva de 100 horas com a câmera VISIR no infravermelho médio (10-12,5 µm) do Very Large Telescope (VLT) do ESO, como parte do Projeto NEAR (New Earths in Alpha Centauri Region) Breakthrough Watch, detectou um candidato chamado C1 a aproximadamente 1,1 UA. Essa fonte poderia ser um planeta com temperatura de cerca de 300 K e um raio de 3,3 vezes o raio da Terra, ou mesmo poeira em um disco com cerca de 60 vezes a quantidade de poeira do zodíaco do nosso Sistema Solar. No entanto, a reobservação de C1 para confirmar sua natureza e excluir a possibilidade de um artefato instrumental ainda não foi possível. Medições de velocidade radial também limitam a massa mínima de qualquer planeta em órbita de Alfa Centauri A com um período de até 1000 dias a ser menor que 100 vezes a massa de Júpiter.
JWST: Abrindo Novas Avenidas para a Descoberta
O lançamento do Telescópio Espacial James Webb (JWST) marcou uma nova era para a imagem direta de planetas e discos protoplanetários. Com seu instrumento de infravermelho médio (MIRI) e seu coronógrafo, o JWST é capaz de observar exoplanetas muito menores e mais frios do que os telescópios anteriores. Simulações pré-voo já haviam demonstrado que o coronógrafo MIRI do JWST, operando a 15,5 µm, poderia fotografar planetas tão pequenos quanto 5 raios terrestres (ou seja, planetas do tamanho de Netuno ou sub-Netuno) em separações de 1 a 3 UA, potencialmente até mesmo o candidato C1 do VLT/NEAR. Além disso, com sua capacidade de resolver a zona habitável de Alfa Centauri A, o JWST/MIRI também poderia detectar uma nuvem de poeira exozodiacal com brilho de apenas 3 a 5 vezes a da nuvem zodiacal do nosso próprio Sistema Solar.
A pesquisa atual, “Worlds Next Door: A Candidate Giant Planet Imaged in the Habitable Zone of ↵ Cen A. II. Binary Star Modeling, Planet and Exozodi Search, and Sensitivity Analysis”, é a segunda de uma série de dois artigos, e aprofunda os resultados de três épocas de observações com o JWST/MIRI, realizadas entre agosto de 2024 e abril de 2025. O objetivo principal dessas observações era conduzir uma busca profunda por planetas e emissão de poeira zodiacal na zona habitável de Alfa Centauri A.
O Desafio Único de Alfa Centauri AB: Uma Cena Astrofiísica Dinâmica
Observar o sistema Alfa Centauri AB é extraordinariamente complexo e diferente das cenas astrofísicas que os programas tradicionais de imagem direta costumam abordar. Primeiro, Alfa Centauri A é uma estrela tão brilhante que, para procurar planetas tênues em sua vizinhança, os astrônomos utilizam um dispositivo chamado coronógrafo. O coronógrafo do MIRI (especificamente o F1550C, que opera a um comprimento de onda de 15,5 micrômetros) bloqueia a luz da estrela principal, permitindo que a luz muito mais fraca de um planeta próximo seja detectada. No entanto, mesmo com o coronógrafo, uma parte da luz da estrela principal ainda se difunde, criando um padrão chamado Função de Dispersão de Ponto (PSF). A posição de Alfa Centauri A atrás dessa máscara coronográfica, devido a pequenas incertezas no processo de aquisição do alvo, mudava em cerca de 10 milissegundos de arco entre as diferentes observações. Isso significa que o padrão da PSF residual de Alfa Centauri A também mudava, exigindo técnicas de processamento de dados altamente adaptáveis.
O segundo e ainda maior desafio reside na presença de Alfa Centauri B, a estrela companheira binária. Alfa Centauri B é observada a uma distância de aproximadamente 700-800 milissegundos de arco de Alfa Centauri A no detector do MIRI. Ao contrário de Alfa Centauri A, Alfa Centauri B não é ocultada pelo coronógrafo, o que significa que sua PSF, com seus próprios padrões de difração brilhantes, é sobreposta à imagem coronográfica de Alfa Centauri A na região de interesse para a busca por planetas e discos. Pior ainda, a posição de Alfa Centauri B no detector e a orientação de sua PSF mudam a cada época de observação devido ao seu movimento orbital e ao ângulo exato de observação do telescópio. Essa dinâmica torna a subtração da luz residual de Alfa Centauri B um desafio sem precedentes.
Para superar esses obstáculos, a equipe desenvolveu e aplicou técnicas de processamento de dados inovadoras, em particular o uso de imagem diferencial de estrela de referência (RDI). Esta técnica envolve a observação de uma estrela de referência (neste caso, ε Mus) que é conhecida por não ter planetas ou poeira significativos, mas que tem características de PSF semelhantes às da estrela alvo. Ao subtrair a PSF da estrela de referência, os astrônomos podem remover grande parte da luz da estrela alvo, revelando objetos tênues em sua vizinhança. Para Alfa Centauri AB, a RDI foi aprimorada para subtrair simultaneamente a imagem coronográfica da estrela principal (Alfa Centauri A) e a PSF de sua companheira binária (Alfa Centauri B).
A Detecção de S1: Um Sinal Promissor
O ponto alto das observações de agosto de 2024 foi a detecção de uma fonte pontual, denominada S1, que se destacou das análises. Detectado com uma relação sinal/ruído (S/N) entre 4 e 6 (o que corresponde a um nível de significância de 3,3 a 4,3 desvios padrão), S1 foi encontrado a uma separação projetada de aproximadamente 1,005 segundos de arco de Alfa Centauri A, o que se traduz em cerca de 2 unidades astronômicas (UA). Sua densidade de fluxo no filtro F1550C foi estimada em cerca de 3,5 milijanskys (mJy). Em termos de contraste, isso representa um brilho de aproximadamente 5,5 x 10^-5 em relação à estrela principal.
A descoberta de um sinal tão promissor desencadeou uma série de testes rigorosos para determinar sua verdadeira natureza. A equipe estava ciente da complexidade do ambiente de Alfa Centauri AB e da necessidade de descartar qualquer possibilidade de S1 ser um artefato do detector, um resíduo do complexo processo de subtração da PSF, ou um objeto de fundo ou de primeiro plano.
Verificando a Robustez de S1: Um Exaustivo Processo de Validação
Para garantir que S1 não era um “fantasma” criado pelos desafios das observações, a equipe realizou uma série de verificações meticulosas:
- Testes de Artefatos no Detector: A primeira preocupação foi se S1 poderia ser um pixel quente (com defeito) ou algum outro artefato eletrônico do detector. Para descartar essa possibilidade, os pesquisadores inspecionaram o brilho médio dos pixels na localização de S1 nas imagens originais, não processadas. Não foram observadas transições bruscas ou aumentos repentinos no brilho, o que descartou a possibilidade de S1 ser um artefato pontual ou temporal. Além disso, a equipe dividiu os dados de observação de agosto de 2024 (que consistiam em 1250 integrações, ou “quadros”) em várias subconjuntos: a primeira metade, a segunda metade, os quadros pares, os quadros ímpares, e até mesmo quadros individuais (o primeiro e o último). S1 foi consistentemente detectado com uma relação sinal/ruído semelhante em todas essas subconjuntos de dados. A capacidade de detectar S1 em um único quadro, com apenas cerca de 7,5 segundos de tempo de exposição, sugeriu que as observações não estavam limitadas pelo ruído de fundo para aquele tempo de exposição. A persistência de S1 na mesma posição no primeiro e no último quadro da sequência de aproximadamente 2,6 horas descartou que S1 fosse um objeto de primeiro plano (como um asteroide do nosso Sistema Solar), que teria exibido um movimento aparente significativo em tão pouco tempo. O Catálogo de Pequenos Planetas também não indicou a presença de objetos conhecidos na posição de Alfa Centauri A durante as observações.
- Testes de Artefatos de Subtração da PSF de Alfa Centauri B: Dada a complexidade da subtração da PSF de Alfa Centauri B, era crucial determinar se S1 era um artefato residual dessa estrela. Para isso, a equipe empregou o algoritmo PCA-KLIP (Principal Component Analysis-Karhunen-Loéve Image-Processing), uma técnica de processamento de imagem de alto contraste que modela e subtrai o padrão de difração estelar. Eles testaram a robustez de S1 variando o número de subseções na imagem (aumentando a granularidade da subtração) e o número de “componentes principais” usados pelo algoritmo. S1 permaneceu robustamente detectado, independentemente dessas mudanças. Em contraste, uma outra fonte pontual, chamada A1, que havia sido inicialmente identificada e estava diretamente associada a uma característica de difração brilhante da PSF de Alfa Centauri B, enfraqueceu e desapareceu à medida que o número de componentes principais aumentava. Essa diferença de comportamento foi uma forte indicação de que A1 era um artefato residual da PSF de Alfa Centauri B, enquanto S1 não era. Um argumento adicional veio da comparação das observações de agosto de 2024 com as de fevereiro de 2025. Devido à orientação do telescópio, o padrão de difração da PSF de Alfa Centauri B era quase idêntico entre essas duas datas. Se S1 fosse um artefato persistente da PSF de Alfa Centauri B, seria razoável esperar um artefato semelhante nas observações de fevereiro de 2025. No entanto, as subtrações da PSF nas observações de fevereiro de 2025 não revelaram nenhum artefato “semelhante a S1” na localização do recurso de difração da PSF de Alfa Centauri B. Isso reforçou a conclusão de que S1 não é um artefato residual da PSF.
- Testes de Artefatos da Estrela de Referência: A estrela de referência ε Mus é crucial para a subtração da luz estelar. Para garantir que S1 não fosse um artefato introduzido por alguma imperfeição nas imagens de referência de ε Mus, a equipe realizou uma análise de “exclusão de um por vez”. Eles repetidamente processaram os dados, excluindo um dos nove “pontos de dithering” (posições ligeiramente diferentes da estrela de referência em relação à máscara do coronógrafo) da biblioteca de referência em cada vez. Em todos os nove casos, S1 foi consistentemente detectado, indicando que não era um artefato da imagem coronográfica de ε Mus.
Esses testes abrangentes fornecem uma base sólida para considerar S1 como um candidato planetário genuíno, em vez de um artefato de imagem ou uma fonte astrofísica contaminante. A rigorosa metodologia de redução de dados desenvolvida especificamente para este programa, lidando com a complexidade do sistema binário Alfa Centauri AB, foi fundamental para essa conclusão.
O Desafio da Não-Detecção e a Promessa do Movimento Orbital
Apesar da detecção robusta em agosto de 2024, S1 não foi re-detectado nas observações de acompanhamento de fevereiro e abril de 2025. Essa ausência, embora inicialmente possa parecer desanimadora, é na verdade uma pista vital para a natureza de S1.
Primeiro, para descartar que S1 fosse um objeto de fundo estacionário (como uma galáxia distante), a equipe aproveitou o grande movimento próprio de Alfa Centauri A (aproximadamente 3,007 segundos de arco por ano). Se S1 fosse um objeto de fundo, ele deveria ter permanecido estacionário no céu enquanto Alfa Centauri A se movia. No entanto, as buscas nas observações de fevereiro e abril de 2025 não revelaram nenhuma fonte pontual na posição esperada para um objeto de fundo estacionário (veja a Figura 13 no artigo original). Para confirmar a sensibilidade das observações, os pesquisadores injetaram um modelo de PSF sintético com um fluxo ligeiramente menor do que S1 (2,5 mJy) e foram capazes de recuperá-lo de forma inequívoca. Isso prova que as observações tinham a sensibilidade necessária para detectar S1 se ele estivesse lá como um objeto de fundo.
A explicação mais provável para a não-detecção de S1 nas observações de acompanhamento, caso seja de fato um objeto astrofísico, é que ele se moveu para uma região de baixa sensibilidade devido ao seu movimento orbital. Planetas que orbitam estrelas como Alfa Centauri A em períodos curtos (cerca de alguns anos) exibem um movimento orbital significativo entre as épocas de observação. S1, com um possível semieixo maior de 1,5 a 2,5 UA e um período orbital de 1,75 a 3,75 anos (conforme discutido na Parte I desta série de artigos), esperaria-se que exibisse um movimento substancial entre agosto de 2024 e as épocas posteriores. Áreas de “baixa sensibilidade” em torno de uma estrela podem incluir o ângulo de trabalho interno do coronógrafo (a região muito próxima da estrela que o coronógrafo ainda não consegue suprimir totalmente), ou perto dos limites de transição da máscara de quatro quadrantes do MIRI (4QPM), onde a transmissão da luz do planeta é atenuada.
Para quantificar isso, a equipe gerou mapas de sensibilidade bidimensionais (2D) para as observações de fevereiro e abril de 2025 [89, Figura 19]. Esses mapas detalham a capacidade de detectar fontes pontuais em cada localização específica na imagem, levando em conta a complexidade do sistema binário e os artefatos residuais. Esses mapas são cruciais para futuras análises, pois permitem que os astrônomos modelem as órbitas possíveis de S1 que seriam consistentes com sua não-detecção nas épocas de acompanhamento. Essa abordagem ressalta a importância vital de observar sistemas binários complexos como Alfa Centauri AB em múltiplas épocas para garantir a “completude” na busca por planetas, ou seja, para ter certeza de que nenhum planeta foi perdido por estar em uma “posição desfavorável” em uma única observação.
As Medidas de S1: Características de um Ponto Estelar
As características astrométricas (posição no céu) e fotométricas (brilho) de S1 foram extraídas usando um método sofisticado chamado injeção de companheiro falso negativo (NEGFC). Essa técnica é usada para calibrar e corrigir os vieses de medição que podem ser introduzidos durante os complexos procedimentos de subtração de PSF.
Os resultados revelaram que S1 está localizado a uma separação angular de aproximadamente 1,51 ± 0,13 segundos de arco de Alfa Centauri A, em um ângulo de posição de 83,5 ± 4,9 graus a leste do Norte [58, Tabela 1]. Sua densidade de fluxo no filtro F1550C é de cerca de 3,5 ± 1,0 milijanskys (mJy) [58, Tabela 1]. A análise também confirmou que S1 é muito bem representado como uma fonte pontual, o que é consistente com a natureza de um planeta e não com uma estrutura estendida como um disco de poeira.
A incerteza fotométrica foi dominada pelo ruído de “speckle” (padrões de interferência residuais após a subtração da estrela), que foi de aproximadamente 25% do fluxo da fonte pontual, e pela incerteza na calibração do instrumento (cerca de 11%). O ruído de fótons e o ruído de leitura do detector foram considerados negligenciáveis em comparação. Essas medições foram independentemente verificadas por diferentes equipes usando diferentes pacotes de software, confirmando sua consistência.
Quebrando Recordes de Sensibilidade: Vendo o Tênue no Brilho Intenso
As observações do JWST alcançaram um nível de sensibilidade sem precedentes na busca por exoplanetas e poeira. A equipe conduziu extensos testes de injeção-recuperação de PSF para caracterizar a sensibilidade de suas observações. Isso envolveu a injeção de modelos de planetas sintéticos em diferentes posições nas imagens e a verificação se eles poderiam ser detectados.
Os resultados mostraram que o JWST/MIRI atingiu uma sensibilidade de contraste típica de 5 sigma (5σ) (um padrão estatístico de alta confiança para detecção) entre 10^-5 e 10^-4 para separações maiores que aproximadamente 1,005 segundos de arco (ou seja, fora da região central mais difícil de observar). Isso significa que o telescópio foi capaz de detectar objetos que são 100.000 a 10.000 vezes mais fracos que Alfa Centauri A nessa faixa. Notavelmente, essa sensibilidade é comparável, e em alguns casos, até melhor, do que a alcançada em observações F1550C do JWST/MIRI para estrelas únicas (ou seja, sistemas sem uma companheira binária próxima). Essa melhoria de contraste é única para Alfa Centauri A, dada sua alta magnitude estelar (brilho aparente), o que resulta em um limite de fundo mais baixo no espaço de contraste. As melhores sensibilidades alcançadas foram de aproximadamente 2 mJy, correspondendo a razões de contraste mais profundas que 3 x 10^-5.
Os mapas de sensibilidade 2D (Figura 19 no artigo) revelaram que a capacidade de detecção variava significativamente dependendo da localização espacial na imagem. Essa não-uniformidade foi uma consequência direta da complexidade do campo de “speckle” residual (ruído estruturado da estrela) e, crucialmente, da contaminação residual de Alfa Centauri B, que nem sempre pôde ser subtraída perfeitamente, especialmente nas observações de agosto de 2024. A sensibilidade também foi notavelmente mais baixa ao longo dos limites de transição da máscara 4QPM do coronógrafo, como esperado devido à menor transmissão de luz do planeta nessas regiões.
A observação de várias épocas (agosto de 2024, fevereiro de 2025 e abril de 2025) foi crucial. Embora as observações de agosto de 2024 fossem as que detectaram S1, as de fevereiro e abril de 2025, beneficiadas por uma melhor subtração de Alfa Centauri B e, no caso de abril, pela disponibilidade de dois ângulos de rolagem do telescópio, mostraram uma sensibilidade mais uniforme em algumas regiões. Essa variação na sensibilidade entre as épocas destaca a importância de observar um sistema binário como Alfa Centauri AB em múltiplos momentos para garantir a detecção de planetas que podem estar em locais desfavoráveis (por exemplo, perto de um limite de transição ou em um local de artefato residual) em uma única observação.
Desvendando a Poeira Cósmica: Limites Recordes para Exozodíacos
Além da busca por planetas, a pesquisa também se concentrou na detecção de emissão exozodiacal – nuvens de poeira tênues e espacialmente estendidas que são o análogo da nuvem zodiacal do nosso próprio Sistema Solar em torno de outras estrelas. Essa poeira é um subproduto de colisões entre corpos rochosos maiores, como asteroides e cometas, e sua detecção pode nos dar pistas sobre a arquitetura de sistemas planetários.
Embora nenhuma emissão estendida significativa tenha sido detectada nas observações de fevereiro e abril de 2025 (as duas épocas mais adequadas para essa busca), os testes de injeção-recuperação com modelos de discos exozodiacais permitiram à equipe estabelecer os limites mais rigorosos já alcançados para a presença dessa poeira. As simulações incluíram modelos de análogos do cinturão de asteroides (ABA), com diferentes massas, e um modelo análogo ao sistema solar. A equipe injetou esses modelos em geometrias “coplanar” (com a mesma inclinação e ângulo de posição do binário Alfa Centauri AB) e “desalinhada”.
Os resultados indicaram que as observações são sensíveis a uma nuvem de poeira exozodiacal coplanar com Alfa Centauri AB a um nível sem precedentes: aproximadamente 5 a 8 vezes a luminosidade da nuvem zodiacal do nosso próprio Sistema Solar. Isso é um avanço tremendo, representando uma melhoria de 5 a 10 vezes em relação aos limites mais avançados até hoje, que vieram de interferometria de anulação. Esse ganho extraordinário de sensibilidade se deve principalmente à notável capacidade do JWST de resolver a zona habitável de Alfa Centauri A (graças à proximidade da estrela) e à sua excepcional estabilidade, que permite uma subtração extremamente precisa da contribuição estelar, resultando em um desempenho de contraste profundo.
O Futuro de S1: Rumo à Confirmação de um Vizinho Planetário
Em suma, a robusta série de testes conduzidos pela equipe sugere fortemente que S1 é um candidato a planeta genuíno, e não um artefato de imagem ou uma fonte astrofísica contaminante. A evidência combinada de sua detecção consistente em múltiplos subconjuntos de dados, sua persistência apesar das variações nos parâmetros de subtração da PSF (em contraste com artefatos conhecidos), e a exclusão de sua natureza como objeto de fundo ou de primeiro plano, constrói um caso convincente.
No entanto, a não-detecção de S1 nas duas observações de acompanhamento (fevereiro e abril de 2025), realizadas em menos de um ano após sua identificação em agosto de 2024, ressalta um desafio inerente à imagem direta de planetas com períodos orbitais curtos (apenas alguns anos). Esses planetas podem exibir um movimento orbital significativo, mas a priori desconhecido, dentro dos prazos dos ciclos de observação padrão, o que os leva a se mover para regiões onde a sensibilidade do telescópio é muito baixa para detectá-los. A Parte I desta série de artigos, por exemplo, mostra que cerca de 50% das órbitas dinamicamente estáveis que se encaixariam nos dados de S1 seriam consistentes com a não-detecção nas observações de acompanhamento.
Diante desse cenário, a confirmação de S1 como um planeta exigirá observações adicionais. Futuras visitas com o JWST, ou com as próximas gerações de instalações de ponta como o Roman Coronagraph Instrument, o European Extremely Large Telescope (ELT), o Giant Magellan Telescope (GMT) ou o TOLIMAN Space Telescope, serão essenciais para re-detectar S1 e validar sua natureza planetária.
Se S1 for confirmado como um novo “Alfa Cen Ab”, seria uma descoberta verdadeiramente notável:
- O planeta diretamente fotografado mais próximo (a apenas 1,33 parsecs) de nós.
- O mais antigo (com cerca de 5 bilhões de anos) entre os planetas diretamente fotografados em torno de uma estrela do tipo solar.
- Um dos mais frios (com temperatura estimada em cerca de 225 K, semelhante ao nosso Júpiter).
- O de período mais curto (entre 2 e 3 anos) a ser diretamente fotografado em torno de uma estrela semelhante ao Sol.
- O de menor massa (inferior a 200 vezes a massa de Júpiter) a ser diretamente fotografado em torno de uma estrela do tipo solar.
Essa descoberta se juntaria a uma lista crescente de planetas que estão sendo diretamente fotografados e que têm temperaturas mais comparáveis às do nosso próprio Júpiter, tornando-os alvos ideais para observações espectroscópicas futuras que podem caracterizar suas atmosferas.
A complexidade e o sucesso desta campanha de observação do JWST em Alfa Centauri AB representam um avanço notável em nossas capacidades de caça a exoplanetas. Independentemente de S1 ser ou não confirmado como um planeta, este programa já demonstrou o poder e a engenhosidade necessários para desvendar os segredos de sistemas estelares complexos, nos aproximando um passo mais da compreensão de nosso lugar no cosmos. A expectativa agora reside em futuras observações que possam finalmente resolver este mistério cósmico e, quem sabe, revelar um novo mundo em nosso quintal estelar.
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