quarta-feira, 31 de julho de 2013

NGC 4649: OBSERVAÇÕES LEVAM A UMA NOVA MANEIRA DE PENSAR SOBRE BURACOS NEGROS

NGC 4649
NGC 4649 Crédito: X-ray (NASA / CXC / Univ of California Irvine / P.Humphrey et al.).; Optical (NASA / STScI)
Esta é uma imagem composta de dados do Observatório Chandra de raios-X (mostrado em roxo) e do telescópio espacial Hubble (azul) da galáxia elíptica gigante NGC 4649, localizado a cerca de 51 milhões de anos luz da Terra. Embora NGC 4649 contém um dos maiores buracos negros no Universo local, não há sinais evidentes de sua presença, pois o buraco negro está em um estado dormente. A falta de um ponto central brilhante tanto no raio-X ou imagens ópticas mostram que o buraco negro supermassivo não parece estar puxando rapidamente o material para o seu horizonte de eventos, nem gerando grandes quantidades de luz à medida que cresce. Além disso, a aparência muito lisa da imagem do Chandra mostram que a produção de gás quente e os raios-X não foram perturbada por explosões recentemente a partir de um buraco negro crescente.
Assim, a presença e a massa do buraco negro em NGC 4649 e outras galáxias como ele, tem que ser estudadas mais indiretamente, acompanhando seus efeitos sobre as estrelas e gases que os rodeiam. Através da aplicação de uma técnica inteligente, pela primeira vez, os cientistas usaram dados de Chandra para medir a massa do buraco negro de cerca de 3,4 bilhões de vezes a do sol. A nova técnica aproveita a influência gravitacional do buraco negro que tem no gás quente junto ao centro das galáxias. Como o gás se instala lentamente em direção ao buraco negro, ele é comprimido e aquecido. Isso faz com que um pico na temperatura do gás aqueça bem perto do centro da galáxia. Quanto maior a massa do buraco negro, maior o pico de temperatura detectado pelo Chandra.
Tranqüilisador, a estimativa da massa do buraco negro usando esta técnica de raios-X é consistente com uma técnica mais tradicional, usando os movimentos de estrelas perto do buraco negro. NGC 4649 é agora  apenas um punhado de galáxias em que a massa de um buraco negro supermassivo tem sido medidos com dois métodos diferentes.
Fatos para NGC 4649:
Crédito                                                X-ray (NASA / CXC / Univ of California Irvine / P.Humphrey et al.).; Optical (NASA / STScI)
Escala                                                         Imagem é de 26 segundos de arco de diâmetro.
Categoria                                                   Galáxias normais e Galáxias Starburst
Coordenadas (J2000)                             RA 12h 43m 39.60s | dezembro 11 ° 33 '09.30
Constelação                                              Virgem
Datas de Observação                             Três pointings entre 2000/04/20 - 02/01/2007
Tempo de observação                            22 horas e 30 minutos.
Obs. IDs                                                     785, 8182, 8507
Código de Cores                                      Raios-X (roxo); Optical (azul)
Instrumento                                               ACIS
Também conhecido como                     PGC 42831
Referências                                               Humphrey P. et al (2008), APJ, aceitou
Estimar a distância                                  Cerca de 60 milhões de anos-luz
Lançamento                                              16 de julho de 2008

terça-feira, 30 de julho de 2013

OBSERVAÇÕES E EXPECTATIVAS DO PROVÁVEL COMETA DO SÉCULO

Hubble Foto Comet ISON, estrelas e galáxias
Uma nova foto espetacular dá uma visão do espaço profundo do Cometa  ISON, o que poderia colocar em um show deslumbrante quando se aproxima através do sistema solar interno no final de novembro.
A imagem - que os investigadores observaram a partir de cinco fotos de ISON tomadas pela NASA do Telescópio Espacial Hubble  em 30 de abril - mostra o andarilho gelado em chamas contra um fundo de galáxias e estrelas brilhantes.
"O resultado é em parte ciência, em parte arte", Josh Sokol, do Space Telescope Science Institute em Baltimore, Maryland, que opera Hubble, escreveu em seu blog na semana passada . "É uma simulação do que os nossos olhos, com a sua capacidade de ajustar dinamicamente a objetos mais brilhantes e mais fracos, iria ver se nós pudéssemos olhar para os céus com a resolução do Hubble.

Todas as  imagens foram capturadas pelo Wide Field Camera 3 UVIS instrumento do Hubble, disseram os pesquisadores. Três exposições foram feitas com um filtro que transmite luz amarela e verde (representadas em azul na imagem), enquanto os dois usaram um filtro que permite a entrada de uma luz vermelha e infravermelha.
"Em geral, as cores mais vermelhas são mais velhos,e mais evoluídos, do que as coisas azuis - isto é válido tanto para as estrelas cruz-perfurantes e as manchas de galáxias distantes," Sokol escreveu.
Comet ISON  está viajando em direção a um encontro próximo com o Sol no dia 28 de novembro, quando ele vai roçar apenas 724 mil milhas (1.160 mil quilômetros) acima da superfície solar. O cometa poderia ficar incrivelmente luminoso em torno deste tempo, talvez ficando tão brilhantemente grande como a lua cheia, dizem os pesquisadores.
ISON tem, assim,  um bocado de chance de ser o "cometa do século" campanha publicitária, com astrónomos e cientistas de todo o mundo vem ansiosamente acompanhando sua longa jornada em direção ao sol. Na verdade, o Hubble é apenas um dos muitos instrumentos que os pesquisadores usam ao redor do mundo e estão treinando no cometa como parte de uma campanha de observação coordenada.
Os cometas são corpos primordiais feitos a partir dos mesmos blocos fundamentais de construção que se uniram para formar os planetas 4,5 bilhões de anos. Assim, os cientistas esperam que um estudo minucioso do material que ferve de ISON na medida que se aproxima do sol vai revelar sinais sobre primórdios do sistema solar.
Enquanto as esperanças de um grande espetáculo celeste são altos, não há nenhuma garantia de que ISON vai viver até o ápice. Os cometas são notoriamente imprevisíveis, e comportamento de ISON pode ser particularmente difícil de prever. O cometa, que foi descoberto em setembro de 2012, é pensado para estar fazendo a sua primeira incursão no interior do sistema solar a partir da distante e fria nuvem de Oort.

segunda-feira, 29 de julho de 2013

TELESCÓPIO ESPACIAL CHANDRA OBSERVA SNR 0.509-67,5 UM REMANESCENTE DE SUPERNOVA A 160.000 ANOS LUZ DE DISTÂNCIA


SNR 0.509-67,5 é um remanescente de supernova localizado na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea cerca de 160.000 anos-luz de distância.
A nova composição inclui uma imagem do Hubble do campo de estrelas e gás que ficou chocado com a onda de choque em expansão (rosa).
Chandra de dados (azul e verde) Material show no centro do remanescente que foi aquecido a milhões de graus.
Esta criação colorida foi feita pela combinação de dados de dois dos Grandes Observatórios da Nasa. Dados ópticos do SNR 0.509-67,5 e seu campo de estrela que o acompanha, obtida com o Telescópio Espacial Hubble, são compostas com raios-X de energias do Observatório de raios-X do Chandra. O resultado mostra suaves tons de verde e azul de material aquecido a partir dos dados de raios-X cercados pelo shell óptico rosa brilhante que mostra o gás ambiente que está sendo chocado com a onda de choque em expansão da supernova. Ondulações na aparência da casca coincidem com as áreas mais brilhantes dos dados de raios-X.
A supernova Tipo 1a, que resultou na criação da SNR 0.509-67,5 ocorreu há quase 400 anos para os telespectadores da Terra. O remanescente de supernova, e sua estrela progenitora residir na Grande Nuvem de Magalhães (LMC), uma pequena galáxia a cerca de 160 mil anos-luz da Terra. O manto em forma de bolha de gás é de 23 anos-luz de diâmetro e está se expandindo em mais de 11 milhões de quilômetros por hora (5.000 quilômetros por segundo).
Fatos para SNR 0.509-67,5:
Crédito X-ray: NASA / CXC / SAO / J.Hughes et al, Optical: NASA / ESA / Hubble Heritage Team (STScI / AURA)
Lançamento                14 de dezembro de 2010
Escala                         Imagem é de 1,2 minutos de arco de diâmetro (58 anos-luz de diâmetro).
Categoria                         Supernovas e remanescentes de supernovas
Coordenadas (J2000)       RA 05h 09m 31.7s | dezembro -67 ° 31 '18.01
Constelação                  Dourado
Data de Observação      2000/05/12, 2007/05/08, 2007/05/09
Tempo de observação 31 horas 23 min
Obs. ID                          776, 7635, 8554
Instrumento                  ACIS
Código de Cores          Raios-X (Verde = 0,2-1,5 keV, Azul = 1,5-7 keV), Optical (laranja, vermelho, violeta)

domingo, 28 de julho de 2013

CIENTISTAS LIGAM Nº DE ESTRELAS A SUA VELOCIDADE DE CRIAÇÃO


Uma equipe de astrônomos europeus conseguiu relacionar a velocidade em que se encontram estrelas em uma galáxia com seu número total, já que uma intensa geração de astros pode expulsar o gás do qual elas se nutrem para crescer. 
O descobrimento foi possível graças às melhores imagens obtidas da galáxia espiral do Escultor, ou NGC 253, a apenas 11,5 milhões de anos-luz do Sistema Solar, nas quais são vistas "esfumaçadas colunas de gás denso e frio fugindo do centro do disco galático", informou hoje o Observatório Europeu do Sul (Eso).
Com o telescópio Alma, situado na região do Atacama (Chile), os especialistas europeus observaram como a formação estelar acelerada pode "arrancar o gás de uma galáxia", produzindo "imagens impactantes que mostram enormes jatos de gás molecular expulsos" a vácuo, como detalha um estudo publicado na revista científica Nature.
"Com a extraordinária resolução e precisão do Alma, podemos ver claramente, e pela primeira vez, concentrações maciças de gás frio expulsas por ondas expansivas de intensa pressão criadas pelas estrelas jovens" afirma Alberto Bolatto, astrônomo da Universidade de Maryland.
"A quantidade de gás que medimos nos dá demonstrações evidentes que algumas galáxias em crescimento lançam mais gás do que absorvem. É possível que estejamos vendo um exemplo atual de algo muito comum que ocorria no universo cedo", acrescentou Bolatto.
Concretamente, os pesquisadores determinaram que estava sendo ejetado gás molecular por uma massa equivalente à de dez vezes a do Sol por ano a uma velocidade de entre 150 mil e 1 milhão de km/h.
A principal consequência disso é que as futuras gerações de estrelas ficam sem o combustível necessário para se formar e crescer. Essa descoberta ajuda a explicar a escassez de galáxias com uma alta densidade de estrelas no universo, algo que causava estranheza à comunidade científica.
Os modelos teóricos criados por computador previam que as galáxias mais antigas e vermelhas deveriam ter muito mais massa e mais estrelas do que se poderia medir na prática.

sábado, 27 de julho de 2013

G350.1-0.3:OBSERVAÇÕES DO REMANESCENTE DE UMA EXPLOSÃO USADA COMO UM CHUTE SUPER PODEROSO



G350.1-0.3 é uma jovem e excepcionalmente brilhante supernova remanescente cerca de 15.000 anos-luz da Terra.
Sua forma incomum sugere que os restos da explosão de uma supernova está se expandindo em uma nuvem próxima de gás frio.
Os astrónomos pensam que a estrela que criou G350.1-0.3 explodiu entre 600 e 1.200 anos atrás.
Pistas vitais sobre as extremidades devastadoras para a vida de estrelas de grande massa podem ser encontrados pelo estudo do rescaldo de suas explosões. Em seus mais de 12 anos de operações científicas, o Observatório de Raios-X Chandra da NASA estudou muitos desses remanescentes de supernova espalhados em toda a galáxia.
O exemplo mais recente desta importante investigação é a nova imagem do remanescente de supernova conhecida como G350.1-0.3 do Chandra. Este campo de destroços estelar está localizado a cerca de 14.700 anos-luz da Terra em direção ao centro da Via Láctea .
Evidências do Chandra e do telescópio XMM-Newton da ESA indicam que um objeto compacto dentro do campo de G350.1-0.3 pode ser o núcleo denso da estrela que explodiu. A posição desta provável estrela de nêutrons , visto sobre a imagem acima, é bem longe do centro da emissão de raios-X. Se a explosão supernova ocorreu perto do centro da emissão de raios-X, em seguida, a estrela de nêutrons deve ter recebido um chute muito poderoso nesta explosão de supernova.
Os dados do Chandra e outros telescópios sugerem que este resto de supernova, como o que aparece na imagem, tem entre 600 e 1.200 anos de idade. Se o local estimado da explosão estiver correta, isso significa que a estrela de nêutrons tem se movido a uma velocidade de pelo menos 3 milhões de quilômetros por hora desde a explosão Isto é comparável à excepcional alta velocidade derivada para a estrela de nêutrons em Puppis A e fornece novas evidências de que chutes extremamente poderosos  podem ser transmitidos para estrelas de nêutrons a partir de explosões de supernovas.
Outro aspecto intrigante da G350.1-0.3 é a sua forma incomum. Enquanto muitos restos de supernovas são quase circular , G350.1-0.3 é surpreendentemente assimétrico como visto nos dados do Chandra nesta imagem (ouro). Dados infravermelhos do Telescópio Espacial Spitzer da NASA (azul claro) também traçam a morfologia encontrada pelo Chandra. Os astrónomos pensam que esta forma bizarra é devido ao campo de destroços estelares expandindo para uma nuvem próxima de gás molecular frio.
A idade de 600-1,200 anos coloca a explosão que criou G350.1-0.3 no mesmo intervalo de tempo que outras supernovas famosas que formaram o caranguejo e SN 1006 em supernovas remanescentes. No entanto, é improvável que qualquer um na Terra teria visto a explosão por causa do gás e da poeira que obscurece tudo que se encontra ao longo da nossa linha de visão para o centro da galaxia.
Fatos para G350.1-0.3:
Crédito                                      X-ray: NASA / CXC / SAO / I.Lovchinsky et al, IR: NASA / JPL-Caltech
Lançamento                              1 de fevereiro de 2012
Escala                                      5.2 minutos de arco de diâmetro (cerca de 22 anos-luz)
Categoria                                      Supernovas e remanescentes de supernovas , estrelas de nêutrons / binários de raios-X
Coordenadas (J2000)                       RA 17h 21m 03.00s | dezembro -37 ° 26 '50,00 "
Constelação                              Scorpius
Data de Observação                       24 mai 2009
Tempo de observação              23 horas 3 min
Obs. ID                                       10102
Instrumento                               ACIS
Referências                               Lovchinsky, I. et al, 2011, APJ, 731, 70
Código de Cores                       De raios-X (Gold); Infrared 24 micron (Cyan); Infrared 8 microns (roxo); Infrared 3,6 mícron (verde)

sexta-feira, 26 de julho de 2013

ALMA REVELA PRÉ NATAL ESTELAR COM OBSERVAÇÃO DE ESTRELA EMBRIÃO MONSTRO


Novas observações utilizando a grande variedade Millimeter / submillimeter Atacama (ALMA) deram os astrônomos a melhor vista ainda de uma estrela monstro no processo de formação dentro de uma nuvem escura.
A ventre estelar, com mais de 500 vezes a massa do Sol foi encontrada - o maior já visto na Via Láctea - e ainda está crescendo. A estrela embrionária dentro da nuvem é avidamente alimentando-se de material que está correndo para dentro. A nuvem é esperado para dar à luz uma estrela muito brilhante, com até 100 vezes o brilho do sol.
As estrelas mais massivas e mais brilhantes na nossa galáxia dentro de nuvens frias e escuras, mas o processo continua a ser não apenas envolta em pó, mas também em mistério.  Uma equipe internacional de astrônomos agora do ALMA usado para executar uma verificação pré-natal de microondas para obter uma visão mais clara na formação de uma tal estrela monstro que fica a cerca de 11 000 anos-luz de distância, em uma nuvem, conhecido como o Spitzer escuro Cloud (SDC ) 335,579-0,292.
Existem duas teorias sobre a formação das estrelas mais maciças. Sugere-se que os pais fragmentos de nuvens escuras, criando vários pequenos núcleos que o colapso por conta própria e, eventualmente, formam estrelas. A outra é mais dramático, a totalidade da nuvem começa a entrar em colapso para dentro, com o material decorridos em direção ao centro da nuvem para formar um ou mais gigantes maciços . Uma equipe liderada por Nicolas Peretto do CEA / AIM Paris-Saclay, França, e da Universidade de Cardiff, Reino Unido, perceberam que ALMA era a ferramenta perfeita para ajudar a descobrir o que estava realmente acontecendo.
SDC335.579-0.292 foi revelada pela primeira vez como um ambiente dramático, filamentos densas e escuras de gás e poeira através de observações com o telescópio espacial Spitzer, da NASA e do Observatório Espacial Herschel da ESA. Agora, a equipe usou a sensibilidade única de ALMA olhar em detalhe, tanto a quantidade de poeira e o movimento do gás se mover dentro da nuvem escura - e eles têm encontrado um verdadeiro monstro.
"As observações notáveis ​​do ALMA nos permitiu obter a primeira realmente olhar em profundidade o que estava acontecendo dentro dessa nuvem", diz Peretto. "Queríamos ver como estrelas  monstro podem se formar e crescer, e nós certamente atingimos o nosso objetivo! Uma das fontes que encontramos é um gigante absoluto - o maior núcleo do proto estelar nunca visto na Via Láctea ".
Este núcleo - o ventre da estrela embrionária - tem mais de 500 vezes a massa do nosso Sol girando em torno de dentro dele . E as observações do ALMA mostram que muito mais material ainda está fluindo para dentro e aumentando a massa ainda mais. Este material acabará por entrar em colapso para formar uma jovem estrela de até 100 vezes a massa de nossa estrela em casa - um animal muito raro.
"Mesmo que já acreditava que a região era um bom candidato para ser uma enorme nuvem de formação de estrelas, não estávamos à espera de encontrar uma estrela maciça embrionária em seu centro", diz Peretto. "Este objeto é esperado para formar uma estrela que é até 100 vezes mais massivo que o sol. Apenas cerca de um em cada dez mil, de todas as estrelas na Via Láctea chegar a esse tipo de massa! "
"Não são apenas estas estrelas raras, mas seu nascimento é extremamente rápido e sua infância é curta, assim que encontrar um objeto tão grande tão cedo em sua evolução é um resultado espetacular", acrescenta o membro da equipe Gary Fuller, da Universidade de Manchester, Reino Unido.
Outro membro da equipe, Ana Duarte Cabral do Laboratoire d'Astrophysique de Bordeaux, França, enfatiza que "as observações ALMA revelar os detalhes espetaculares dos movimentos da rede filamentar de poeira e gás, e mostrar que uma enorme quantidade de gás está fluindo numa região compacta central. " Isso reforça a teoria de colapso global para a formação de estrelas de grande massa, ao invés de fragmentação.
Essas observações fizeram parte da fase de Ciência precoce da ALMA, e fizeram uso de apenas um quarto de toda a gama de antenas. "Conseguimos estas observações muito detalhadas usando apenas uma fração do potencial final da ALMA", conclui Peretto. "ALMA vai certamente revolucionar nosso conhecimento sobre a formação de estrelas, resolvendo alguns problemas atuais e, certamente, levantar novas teorias."

quinta-feira, 25 de julho de 2013

N49: DETRITOS ESTELAR NA GRANDE NUVEM DE MAGALHÃES


Crédito: X-ray: NASA / CXC / Caltech / S.Kulkarni et al; Optical:. NASA / STScI / UIUC / YHChu & R.Williams et al; IR:. NASA / JPL-Caltech / R.Gehrz et al.
Esta é uma imagem composta de N49, a mais brilhante supernova em luz óptica na Grande Nuvem de Magalhães. A imagem de raios-X Chandra (azul) mostra o gás a milhões de graus no centro. Gás muito mais frio nas partes externas do remanescente é visto na imagem infravermelha do Spitzer (vermelho). Enquanto astrônomos esperam que as partículas de pó foram gerar mais  emissão de infravermelhos, o objeto do presente estudo indica que a maior parte do infravermelho é gerado, em vez de gás aquecido.
A estrutura filamentar único visto na imagem óptica por Hubble (branco e amarelo) há muito tempo definida N49 além de outros remanescentes de supernova bem compreendidos, como a maioria dos remanescentes de supernovas aparecem aproximadamente circular em luz visível. O Mapeamento recente de nuvens moleculares sugerem que essa remanescente de supernova está se expandindo em uma região mais densa para o sudeste, o que causaria sua aparência assimétrica. Esta ideia é confirmada pelos dados do Chandra. Apesar de raios-X revelam um escudo redondo de emissão, os raios-x mostram também brilho no sudeste, confirmando a idéia de colidir o material nessa área.
Fatos para N49:
Crédito                                           X-ray: NASA / CXC / Caltech / S.Kulkarni et al; Optical:. 
Escala                                           Imagem é de 1,7 por 1,8 arcmin
Categoria                                         Supernovas e remanescentes de supernovas
Coordenadas (J2000)                           RA 05h 25m 25.00s | dezembro -65 º 59 '22.00 "
Constelação                                   Dourado
Datas de Observação                  01 01 de setembro, 15 de 01 de setembro
Tempo de observação                  12 horas
Obs.                                                  IDs 1041, 2515
Código de Cores                           Energia (raios-X: Azul; Infrared: Vermelho; Optical: amarelo-branco)
Instrumento                                   ACIS
Referências                                   Restos de supernova na Nuvens de Magalhães X: Análise 
Estimar a distância                            Cerca de 160.000 anos-luz (distância a Grande Nuvem de Magalhães)
Lançamento                                     29 de novembro de 2006

quarta-feira, 24 de julho de 2013

MARTE SOFREU PERDA PRECOCE DE GRANDE PARTE DE SUA ATMOSFERA

Marte
Quando era um jovem com menos de 500 milhões de anos, Marte sofreu uma catástrofe que desligou seu campo magnético, deixou-o exposto a fortes ventos solares e o fez perder quase toda a sua atmosfera. 
Essa é a história mais plausível para a infância do planeta, de acordo com as descobertas mais recentes do jipe-robô Curiosity.
A conclusão está em dois estudos publicados hoje na revista "Science", que revelam com precisão inédita a composição do ar em Marte.
Já se desconfiava que o planeta tinha perdido ar no passado, mas ao analisar detalhes na composição de diferentes gases, cientistas se deram conta de que a erosão atmosférica inicial foi muito mais brusca do que se pensava, e só depois se amainou.
Após nascer com uma atmosfera espessa, com pressão centenas de vezes maior que a da Terra, Marte rapidamente perdeu quase todo seu ar e se tornou, talvez, parecido com nosso planeta. A erosão continuou, porém, e hoje o ar marciano é tão rarefeito que sua pressão é de menos de um centésimo daquela na superfície terrestre.
Os cientistas conseguiram deduzir esse histórico de perda de atmosfera porque os átomos mais leves de um gás se concentram no alto da atmosfera, e o vento solar os empurra para fora do planeta com mais facilidade. A proporção de gás argônio com peso atômico 36 para o argônio com peso atômico 40, por exemplo, era maior antes de a atmosfera sofrer erosão.

Cientistas ainda debatem o que pode ter causado essa perda de atmosfera tão brusca, e isso deve ter a ver com o campo magnético do planeta, que dependia de um fluxo de magma em seu interior. Caso esse magma tenha se solidificado, o magnetismo se esvaiu e deixou o planeta exposto ao vento solar, que era mais forte naquela época. Outra hipótese é a de uma grande colisão ter desestabilizado o fluxo de magma.
Para Paul Mahaffy, líder de um dos estudos, impactos com asteroides e cometas podem ter dado conta de afinar a antiga atmosfera marciana.
A missão do Curiosity é investigar a possibilidade de Marte ter tido condições favoráveis à vida no passado, mas ainda não está claro se a história da perda precoce da atmosfera do planeta é notícia boa ou ruim para isso.
Certamente, não é um impeditivo, pois ao menos durante algum tempo a pressão atmosférica do planeta foi adequada para manter água líquida, cujo fluxo deixou sinais em rochas. "A questão é quanto tempo essa água durou", disse Mahaffy à Folha. "É plausível que ela tenha persistido bastante tempo sob uma atmosfera não tão pesada quanto a inicial."
Chris Webster, líder do outro estudo da Nasa que sai hoje, se diz otimista. Mesmo que a atmosfera de Marte tenha sido reduzida a um décimo do tamanho original logo no início, diz, ela ainda teria um valor razoável, e só ao longo do tempo teria sido encolhida para o valor atual.
"Houve um período em que a atmosfera de Marte era similar à nossa, e havia água líquida", diz. "É preciso levar em conta, claro, que a superfície de Marte é muito cruel, com muita radiação ultravioleta, mas abaixo da superfície há a possibilidade de ter havido um monte de ingredientes necessários à vida."
Essas condições amenas, porém, estariam com os dias contados, pois o fim do campo magnético de Marte o levaria a continuar a perder atmosfera e pressão.
Em novembro, a Nasa enviará a Marte a sonda Maven, que vai investigar a atual taxa de perda atmosférica.

terça-feira, 23 de julho de 2013

ABEL 30: OBSERVAÇÕES DE RAIOS X REVELAM RENASCIMENTO DE NEBULOSA


Esta imagem composta mostra uma nebulosa planetária Abell 30, localizado a cerca de 5.500 anos-luz da Terra.
A grande imagem e o programa de inserção de raios-X e dados ópticos do Chandra, XMM-Newton, HST e KPNO.
Uma nebulosa planetária é formada no estágio final da evolução de uma estrela parecida com o Sol.
A evolução da A30 parou e depois começou a subir de novo, então a nebulosa planetária renasceu, numa fase raramente vista em especial de evolução.
Estas imagens da nebulosa planetária Abell 30, (aka A30), mostram uma das mais claras já vistas obtidas de uma fase especial de evolução para esses objetos. A imagem ampliada  é um close-up da A30 mostrando os dados de raios-X do Observatório de raios-X Chandra da NASA em roxo e Telescópio Espacial Hubble (HST) dados que mostram emissão óptica de íons de oxigênio em laranja. À esquerda, há a exibição mostrando os dados ópticos e de raios-X do Observatório Nacional Kitt Peak e da ESA XMM-Newton, respectivamente. Nesta imagem os dados ópticos mostram emissão de oxigênio (laranja) e hidrogênio (verde e azul), e emissão de raios-X é de cor púrpura.
Uma nebulosa planetária - assim chamado porque ele se parece com um planeta quando visto com um telescópio pequeno - é formado na fase final da evolução de uma estrela parecida com o Sol.
Depois de ter energia constantemente produzida por vários bilhões de anos através da fusão nuclear do hidrogênio em hélio na sua região central, ou núcleo, a estrela sofre uma série de crises de energia relacionadas com a depleção de hidrogénio e subsequente contração do núcleo. Estas crises culminam na estrela em expansão uma centena de vezes para se tornar uma gigante vermelha .
Eventualmente, o envelope exterior da gigante vermelha é ejetado e se afasta da estrela a uma velocidade relativamente alta de  pelo menos de 100.000 quilômetros por hora. A estrela, entretanto, é transformada de uma gigante vermelha  em uma estrela quente e compacta que produz intensa radiação ultravioleta (UV) e um vento muito rápido de partículas que se deslocam em cerca de 6 milhões de quilômetros por hora. A interação da radiação UV e o vento rápido com o envelope da gigante vermelha ejetado criam a nebulosa planetária, demonstrado pela grande concha esférica na imagem maior.
Em casos raros, as reações de fusão nuclear na região em torno do núcleo com o calor da estrela e o envelope exterior da estrela expande tanto que se torna temporariamente uma gigante vermelha novamente. A seqüência de eventos - ejeção envelope seguido de um vento estelar rápido - é repetido em uma escala muito mais rápido do que antes, e uma nebulosa planetária em pequena escala é criado dentro da original. Em certo sentido, a nebulosa planetária é renascida.
Chandra / óptico acima da imagem
Chandra X-ray e Hubble Optical Close-up da A30
A grande nebulosa visto na imagem maior tem uma idade observada de cerca de 12.500 anos e foi formada pela interação inicial dos ventos rápidos e lentos. O padrão de trevo dos nós visto em ambas as imagens, correspondendo ao material ejetado recentemente. Estes nós foram produzidos muito mais recentemente, como eles têm uma idade observada de cerca de 850 anos, com base em observações de sua expansão usando HST.
A emissão de raios-X difusa visto na imagem maior e na região ao redor da fonte central na inserção é causado pela interação entre vento da estrela e os nós do material ejetado. Os nós são aquecidos e corroída por essa interação, produzindo emissão de raios-X. A causa do ponto-como emissão de raios-X da estrela central é desconhecida.
Estudos da A30 e outras nebulosas planetárias ajudar a melhorar a nossa compreensão da evolução das estrelas como o Sol, e como eles perto do fim da sua vida. A emissão de raios-X revela como o material perdido pelas estrelas em diferentes estágios evolutivos interagem uns com os outros. Estas observações de A30, localizada a cerca de 5.500 anos-luz de distância, oferecem uma imagem do ambiente hostil e caótico que o sistema solar irá evoluir no sentido em vários bilhões de anos, quando um forte vento estelar do sol e radiação energética irão explodir esses planetas que sobreviveram a anterior, fase de vermelha gigante da evolução estelar.
As estruturas observadas em A30 originalmente inspiram a idéia de nebulosas planetárias reborn, e são conhecidos apenas três outros exemplos desse fenômeno. Um novo estudo da A30, usando os observatórios mencionados acima, foi relatado por uma equipe internacional de astrônomos do 20 de agosto de 2012 edição de The Astrophysical Journal.
Fatos para Abell 30:
Crédito                                          Inset raio-X (NASA / CXC / IAA-CSIC / M.Guerrero et al); Inset Óptico (NASA / STScI); Widefield de raios X (ESA / XMM-Newton); Widefield Optical (NSF / NOAO / KPNO)
Lançamento                                  Novembro 15, 2012
Escala                                          Inset é de 37 segundos de arco de diâmetro (um ano-luz), a imagem Widefield é de 3,5 minutos de arco de diâmetro (5,6 anos-luz)
Categoria                                          Anãs brancas e Nebulosas Planetárias
Coordenadas (J2000)                  RA 08h 46m 53.50s | dezembro 17 ° 52 '45.40 "
Constelação                                  Câncer
Data de Observação                  30 de dezembro de 2010
Tempo de observação                  27 horas (1 dia 3 horas)
Obs.                                                  ID 12385
Instrumento                                  ACIS
Também conhecido como          A30
Referências                                  Guerrero, MA, et al, 2012, APJ, 755, 129; arXiv: 1202:4463
Código de Cores                          Inset: Raio X (roxo); Optical (laranja), Widefield: Raio X (roxo); Optical (Red, Green, Blue)

segunda-feira, 22 de julho de 2013

NOVAS OBSERVÇÕES REVELAM UM CATAVENTO MULTI COLORIDO


Um novo composto de M101 (aka, o "Pinwheel Galaxy") contém dados de quatro telescópios da NASA no espaço.
Raios-X do Chandra (roxo) mostram as áreas mais quentes e mais enérgica desta galáxia espiral.
Dados infravermelhos do Spitzer (vermelho) e de emissão óptica do Hubble (amarelo) traçam a poeira e a luz das estrelas, respectivamente.
Luz ultravioleta GALEX (azul) mostra a formação de estrelas jovens.
Esta imagem da galáxia Pinwheel, ou também conhecida como M101 , combina dados no infravermelho, visível, ultravioleta e raios-X a partir de quatro telescópios espaciais da NASA. Esta visão multi-espectral mostra que ambas as estrelas jovens e velhas estão uniformemente distribuídas ao longo dos braços espirais bem nas extremidades do M101. Tais imagens compostas permitem aos astrônomos possam ver como os recursos em uma parte do espectro são de igualar-se com aqueles observados em outras partes. É como ver com uma câmera regular, uma câmera ultravioleta, óculos de visão noturna e visão de raio-X, tudo ao mesmo tempo.
A Galáxia Pinwheel está na constelação de Ursa Major (também conhecido como o Big Dipper). É cerca de 70% maior do que a nossa própria Via Láctea , com um diâmetro de cerca de 170.000 anos-luz, e senta-se a uma distância de 21 milhões de anos luz da Terra. Isto significa que a luz que estamos vendo nesta imagem da galáxia Pinwheel deixou cerca de 21 milhões de anos atrás - muitos milhões de anos antes dos seres humanos  andarem na Terra.
As áreas mais quentes e mais enérgicas Nesta imagem composta são mostrados em púrpura, onde Observatório de Raios-X do Chandra observou a emissão de raios-X de estrelas que explodiram , gás milhões de graus e material que colidiu em torno de buracos negros .

O espectro eletromagnético. Comprimentos de onda e energias de raios gama ao rádio.
As cores vermelhas na imagem mostram a luz infravermelha, como pode ser visto pelo Telescópio Espacial Spitzer . Estas áreas mostram o calor emitido pelos corredores empoeirados na galáxia, onde as estrelas estão se formando.
O componente amarelo é a luz visível, observada pelo Telescópio Espacial Hubble. A maior parte desta luz proveniente de estrelas, é rastreada da mesma estrutura em espiral como as faixas de poeira visto no infravermelho.
As áreas azuis são a luz ultravioleta, dada pelas quentes, jovens estrelas que se formaram cerca de 1 milhão de anos atrás, capturados pelo Galaxy Evolution Explorer (Galex).
Fatos para M101:
Crédito                                      X-ray: NASA / CXC / SAO; IR & UV: NASA / JPL-Caltech; Optical: NASA / STScI
Lançamento                             24 de maio de 2012
Escala                                     Imagem é de 16,8 arcmin 
Categoria                                    Galáxias normais e Galáxias Starburst
Coordenadas (J2000)                 RA 14h 03m 12.59s | dezembro 54 ° 20 '56.70''
Constelação                            Ursa Maior
Data de Observação                   2000/03/26 - 01/01/2005 com 26 pointings
Tempo de observação            274 horas (11 dias 10 horas)
Obs.                                           ID 934, 2065, 4731-4737, 5296-5297, 5300, 5309, 5322-5323, 5337-5340, 6114-6115, 6118, 6152, 6169-6170, 6175
Instrumento                          ACIS
Também conhecido como NGC 5457, a galáxia Pinwheel
Código de Cores                 De raios-X (azul); Infrared (Red); Optical (amarelo); Ultravioleta (azul)

domingo, 21 de julho de 2013

SATURNO E TERRA SÃO OBSERVADOS POR CASSINI


A Agência Espacial americana (Nasa) vai tirar nesta sexta-feira uma foto simultânea de Saturno e da Terra e convidou pessoas do mundo todo a "participar" do evento.

A sonda espacial Cassini, situada na órbita de Saturno desde 2004, vai fotografar esse planeta na sexta, entre 21h27 e 21h47 GMT (18h27 e 18h47 de Brasília), no momento em que Saturno será iluminado por trás pelo Sol. O objetivo da operação é contribuir para o estudo da forma dos anéis de poeira de Saturno.

"A Terra terá apenas o tamanho de um pixel visto da Cassini (...) mas isso dá aos habitantes da Terra a oportunidade de ver com o quê seu planeta se parece (visto) de Saturno", explicou Linda Spilker, cientista associada do projeto Cassini do Laboratório da Nasa, em Pasadena, Califórnia.

"E esperamos que vocês participem, saudando Saturno da Terra para que possamos celebrar este momento em particular", completou.

A sonda Messenger, que busca possíveis satélites naturais ao redor do planeta Mercúrio, vai tirar outra foto da Europa, do Oriente Médio e da Ásia Central na sexta e no sábado, às 11h49, 12h38 e 13h41 GMT (8h49, 9h38 e 10h41 de Brasília) cada um desses dias. A Nasa publicará as fotos na semana que vem.

sábado, 20 de julho de 2013

OBSERVAÇÕES DO HUBBLE ELEVA PARA 14 O NÚMERO DE LUAS EM NETUNO


Imagem obtida pelo telescópio Hubble mostra a localização da lua S/2004 N 1, na órbita de Netuno, a cerca de 4,8 bilhões de quilômetros da Terra. Foto: NASA, ESA, M. Showalter / Divulgação.
O telescópio espacial Hubble descobriu uma nova lua na órbita de Netuno, elevando para 14 o número de satélites naturais ao redor do planeta gigante. A lua, denominada S/2004 N 1, tem diâmetro estimado em pouco mais de 19 quilômetros, o que a torna a menor do sistema netuniano.
Ela é tão pequena e escura que tem o brilho aproximadamente 100 milhões de vezes mais fraco que o menor brilho de uma estrela possível de ser vista a olho nu.
A novidade passou despercebida pela sonda Voyager 2, que cruzou Netuno em 1989 e explorou seus anéis e luas. O satélite foi descoberto em 1º de julho deste ano pelo cientista Mark Showalter, do Seti Institute, da Califórnia, enquanto estudava a região no entorno do planeta. "As luas e arcos orbitam muito rapidamente, então tivemos de inventar uma maneira de seguir seu movimento a fim de descobrir os detalhes do sistema", afirmou o pesquisador.
O método desenvolvido para encontrar essa nova lua envolveu rastrear o movimento de um ponto branco que aparece repetidas vezes em mais de 150 imagens de arquivo de Netuno tiradas pelo Hubble entre 2004 e 2009.

sexta-feira, 19 de julho de 2013

COLISÃO DE ESTRELAS CRIA O EQUIVALENTE A 10 LUAS EM OURO


Concepção artística mostra a colisão das estrelas de nêutrons. Foto: Dana Berry, SkyWorks Digital, Inc. / Divulgação
Cientistas registraram uma explosão de raios gama após a colisão de duas estrelas de nêutrons. O resultado do efeito cataclísmico foi a criação de diversos elementos - foi ejetado o equivalente a 100 vezes a massa do Sol em material.
Entre essa gigantesca quantidade de matéria, muito ouro - os cientistas estimam que 10 vezes a massa da Lua do metal. O estudo foi divulgado na revista Astrophysical Journal Letters nesta quarta-feira.
Ao contrário de elementos mais comuns, como carbono ou ferro, o ouro não é criado dentro das estrelas. Para isso, são necessários eventos mais extremos. No caso registrado, duas estrelas de nêutrons - o núcleo que sobrou de duas estrelas que explodiram como supernova - colidiram, o que levou a uma explosão de raios gama. Diversos elementos foram criados, entre eles o metal.
"Nós estimamos que a quantidade de ouro produzida e ejetada durante a colisão das duas estrelas de nêutrons foi grandes como 10 massas lunares", diz o autor principal do artigo, Edo Berger, do Centro de Astrofísica Harvard-Smithsonian (EUA). A explosão ocorreu a 3,9 bilhões de anos da Terra - uma das mais próximas já registradas - e foi vista pelo satélite Swift, da Nasa, em 3 de junho. Ela durou menos de dois décimos de segundo.
"Parafraseando Carl Sagan, somos todos produtos das estrelas, e nossas joias são produtos de colisões de estrelas", diz Berger.

quinta-feira, 18 de julho de 2013

G1.9 +0.3: OBSERVAÇÕES DOS RESTOS NOTÁVEIS DE UMA SUPERNOVA RECENTE


G1.9 +0.3 é os restos da supernova mais recente, no período de tempo da Terra, conhecido por ter ocorrido na Via Láctea.
Se o gás e a poeira da via láctea não fosse muito obscurecida , a explosão teria sido visível da Terra a pouco mais de um século atrás.
Uma nova observação a longo do Chandra - o equivalente a mais de 11 dias de tempo - revela novos detalhes sobre a explosão.
G1.9 +0.3 está localizado a cerca de 28 mil anos-luz da Terra, perto do centro da Via Láctea.
Os astrônomos estimam que a estrela explodiu como uma supernova na nossa Galáxia, em média, cerca de duas vezes por século. Em 2008, uma equipe de cientistas anunciaram que descobriram os restos de uma supernova que é o mais recente, em período de tempo da Terra, conhecida por ter ocorrido no centro da Via Láctea .
A explosão teria sido visível da Terra a pouco mais de cem anos atrás, se não tivesse sido fortemente obscurecidas pela poeira e gás. Sua localização provável é cerca de 28.000 anos-luz da Terra, perto do centro da Via Láctea. Uma longa observação equivalente a mais de 11 dias de observações de seu campo de destroços, agora conhecido como o remanescente de supernova G1.9 +0.3 , com o Observatório de Raios-X Chandra da NASA está fornecendo novos detalhes sobre este importante evento.
A fonte de G1.9 +0.3 era mais provável uma estrela anã branca, que passou por uma detonação termonuclear e foi destruída após a fusão com outra anã branca, ou puxando material de uma estrela companheira de órbita. Esta é uma classe particular de explosões de supernovas (conhecido como Tipo Ia ) que são utilizados como indicadores de distância em cosmologia, porque eles são tão consistente em brilho e incrivelmente luminosas.
A explosão estelar de detritos ejetados a altas velocidades, criando o remanescente de supernova que se vê hoje por Chandra e outros telescópios. Esta nova imagem é um composto a partir de onde o Chandra de raios-X de baixa energia são vermelhas, as energias intermediárias são verdes e aqueles com maior energia são azuis. Também são mostrados os dados ópticos do Digitized Sky Survey, que aparece com estrelas na cor branca. Os novos dados do Chandra, obtidos em 2011, revelam que G1.9 +0.3 tem várias propriedades notáveis.
Os dados do Chandra mostram que a maior parte da emissão de raios-X é " radiação síncrotron ", produzida por elétrons energéticos extremamente acelerado na rápida expansão onda de choque da supernova. Esta emissão fornece informações sobre a origem dos raios cósmicos - partículas energéticas que constantemente atingem a atmosfera da Terra - mas não muita informação sobre supernovas Tipo Ia.
Além disso, algumas  emissão de raios-X a partir de elementos que vem produzido na supernova, fornecendo pistas para a natureza da explosão. A observação a longo do Chandra foi obrigado a cavar essas pistas.
A maioria dos remanescentes de supernova Tipo Ia são simétricos em formas, com detritos distribuídas uniformemente em todas as direções. No entanto, G1.9 +0.3 exibe um padrão extremamente assimétrica. A emissão mais forte de raios-X a partir de elementos como o silício, enxofre e ferro é encontrado na parte norte do remanescente, dando um padrão extremamente assimétrica.
Outra característica excepcional deste remanescente é que o ferro, o que é esperado para formar profundo no interior da estrela condenado a passar de forma relativamente lenta, encontra-se muito longe do centro e está se movendo a velocidades extremamente altas de mais de 3,8 milhões de quilômetros por hora. O ferro é misturado com elementos mais leves esperados para formar ainda mais para fora na estrela.
Devido à distribuição irregular de entulho do resto e suas velocidades extremas, os pesquisadores concluíram que a explosão de supernova original também tinha propriedades incomuns. Isto é, a explosão em si deve ter sido altamente não-uniforme e invulgarmente enérgica.
Ao comparar as propriedades do remanescente com modelos teóricos, os pesquisadores descobriram pistas sobre o mecanismo de explosão. Seu conceito favorito para o que aconteceu em G1.9 +0.3 é uma "detonação retardada", onde a explosão ocorre em duas fases distintas. Primeiro, as reações nucleares ocorrer em uma frente de onda lenta expansão, produzindo elementos como ferro e similares. A energia a partir destas reações provoca a estrela a expandir, mudando a sua densidade e que permite a detonação frontal muito mais rápido e de movimento de reações nucleares no ocorrer.
Se a explosão foram altamente assimétricas, então deverá haver grandes variações na taxa de expansão em diferentes partes do remanescente. Estes devem ser mensuráveis ​​com futuras observações com raios-X Chandra e utilizando ondas de rádio com o da NSF Karl G. Jansky Very Large Array.
Observações de G1.9 +0.3 permitem aos astrônomos uma visão especial, e um close-up de um jovem remanescente de supernova e seus detritos em rápida mudança. Muitas dessas mudanças são impulsionadas pelo decaimento radioativo de elementos ejetados na explosão. Por exemplo, uma grande quantidade de anti-matéria deve ter-se formado depois da explosão pelo decaimento radioativo de cobalto. Com base na estimativa da massa de ferro, o qual é formado por decaimento radioativo de cobalto, de níquel de ferro, mais de uma centena de milhões biliões (isto é, dez elevado à potência de vinte) libras de positrões, para a contrapartida antimatéria electrões, deve ter-se formado. No entanto, quase todos esses pósitrons deveria ter combinado com os elétrons e ali foi destruído, por isso não tem assinatura observacional direta dessa antimatéria que deveriam permanecer.
Um artigo descrevendo os resultados está disponível online e será publicado em 01 de julho de 2013 questão da The Astrophysical Journal Letters. O primeiro autor é Kazimierz Borkowski of North Carolina State University (NCSU), em Raleigh, NC e seus co-autores são Stephen Reynolds, também da NCSU; Una Hwang do Goddard Space Flight Center da NASA (GSFC) em Greenbelt, MD; David Green do Laboratório Cavendish, em Cambridge, Reino Unido, Robert Petre, também do GSFC; Kalyani Krishnamurthy da Duke University, em Durham, NC e Rebecca Willett, também da Universidade de Duke.
Marshall Space Flight Center da NASA em Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra para a Direcção de Missões Científicas da NASA em Washington. O Observatório Astrofísico Smithsonian controla a ciência de Chandra e operações de voo a partir de Cambridge, Massachusetts
Fatos para G1.9 +0.3:
Crédito                           X-ray (NASA / CXC / NCSU / K.Borkowski et al.); Optical (DSS)
Lançamento                   26 jun 2013
Escala Imagem              é de 8 minutos de arco de diâmetro (cerca de 60 anos-luz)
Categoria                           Supernovas e remanescentes de supernovas
Coordenadas (J2000)          RA 17h 48m 45s | dezembro -27 ° 10 '00 "
Constelação                   Sagitário
Data de Observação         15 pointings entre fevereiro 2007 e julho 2011
Tempo de observação 362 horas (15 dias 2 horas)
Obs.                                  ID 6708, 8521, 10111, 10112, 10928, 10930, 12689-95, 13407, 13509
Instrumento                  ACIS
Referências                  Borkowski, K, et al, 2013, Letters APJ (apresentado); arXiv: 1305,7399
Código de Cores          Raios-X (Red, Green, Blue); Optical (Branco / Cyan)

quarta-feira, 17 de julho de 2013

NGC 2392: UM BELO FIM DE VIDA DE UMA ESTRELA



NGC 2392 é uma nebulosa planetária, uma fase que ocorre quando uma estrela como o sol torna-se uma gigante vermelha e lança suas camadas exteriores.
Raios-X do Chandra (azul) mostra superaquecida de gás em todo o denso, núcleo quente da estrela.
Nosso Sol vai se tornar uma nebulosa planetária cerca de 5 bilhões de anos.
Estrelas como o Sol pode se tornar extremamente fotogênico, no final de sua vida. Um bom exemplo é NGC 2392, que fica a cerca de 4.200 anos-luz da Terra. NGC 2392, (apelidado de "Eskimo Nebula") é o que os astrônomos chamam de uma nebulosa planetária. Esta designação, no entanto, está enganando porque nebulosas planetárias na verdade não tem nada a ver com planetas. O termo é simplesmente uma relíquia histórica uma vez que estes objetos pareciam discos planetários para astrônomos em épocas anteriores ao olhar através de pequenos telescópios ópticos.
Em vez disso, nebulosas planetárias se formam quando uma estrela consome todo o seu hidrogênio em seu núcleo - um evento que o nosso Sol irá percorrer em cerca de cinco bilhões de anos. Quando isso acontecer, a estrela começa a esfriar e expandir, aumentando seu raio de dezenas a centenas de vezes o seu tamanho original. Eventualmente, as camadas mais externas da estrela são levados por um vento estelar de  50 mil quilômetros por hora, deixando para trás um núcleo quente. Este núcleo quente tem uma temperatura de superfície de cerca de 50 mil graus Celsius, e é ejetando suas camadas exteriores em um vento muito mais rápido que viaja a seis milhões quilômetros por hora. A radiação da estrela quente e da interação de seu vento rápido com o vento mais lento cria a concha  complexa e filamentosos de uma nebulosa planetária. Eventualmente, a estrela remanescente entrará em colapso para formar uma estrela anã branca.
Agora, astrônomos usando telescópios espaciais são capazes de observar nebulosas planetárias como a NGC 2392 em maneiras que seus antepassados ​​científicos provavelmente nunca poderia imaginar. Esta imagem composta de NGC 2392 contém dados de raios-X do Chandra da NASA X-ray Observatory em roxo mostrando a localização de gás de milhões de graus, perto do centro da nebulosa planetária. Os dados do Hubble Space Telescope show - de cor vermelha, verde e azul -mostram o intrincado padrão das camadas mais externas da estrela que foram ejetados. Os filamentos em forma de cometa se formam quando o vento mais rápido e radiação da estrela central interagem com conchas frias de poeira e gás que já foram ejetados pela estrela.
As observações de NGC 2392 eram parte de um estudo de três nebulosas planetárias com gás quente em seu centro. Os dados mostram que  Chandra NGC 2392 tem níveis anormalmente elevados de emissão de raios-X em comparação com as outras duas. Isso leva os pesquisadores a concluir que há um companheiro invisível para a estrela central quente em NGC 2392. A interação entre um par de estrelas binárias pode explicar a elevada emissão de raios-X encontrada lá. Enquanto isso, a emissão de raios-X mais fracos observados nas outras duas nebulosas planetárias na amostra - IC 418 e NGC 6826 - é provavelmente produzido por frentes de choque (como estrondos sônicos), em que o vento da estrela central. Uma imagem composta de NGC 6826 foi incluído em uma galeria de nebulosas planetárias lançado em 2012.
Um artigo que descreve estes resultados está disponível online e foi publicado no 10 de abril, 2013 edição do Astrophysical Journal. O primeiro autor é Nieves Ruiz, do Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), em Granada, Espanha, e os outros autores são You-Hua Chu, e Robert Gruendl da Universidade de Illinois, Urbana; Martín Guerrero do Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA-CSIC), em Granada, Espanha, e Ralf Jacob, Detlef Schönberner e Matthias Steffen do Leibniz-Institut Für Astrophysik em Potsdam (AIP), na Alemanha.
Marshall Space Flight Center da NASA em Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra para a Direcção de Missões Científicas da NASA em Washington. O Observatório Astrofísico Smithsonian controla a ciência de Chandra e operações de voo a partir de Cambridge, Massachusetts
Fatos para NGC 2392:
Crédito de raios-X:                    NASA / CXC / IAA-CSIC / N.Ruiz et al, Optical: NASA / STScI
Data de publicação:                   11 de julho de 2013
Escala de Imagem                     é um arc min todo (cerca de 1,2 anos-luz)
Categoria                                  anãs brancas e Nebulosas Planetárias
Coordenadas (J2000)                RA 07h 29m 10.80s | dezembro 20 54 42,50
Constelação                             Gêmeos
Data de Observação                 09 de setembro de 2007
Tempo de observação              15 horas 57 min
Obs.                                        ID 7421
Instrumento                              ACIS
Também conhecido como:        nebulosa Eskimo
Referências                              Ruiz, N. et al, 2013, APJ, 767, 35; arXiv: 1302,3886
Código de Cores de raios-X     (rosa), Optical (Red, Green, Blue)

terça-feira, 16 de julho de 2013

UM OLHAR DIFERENTE NA NEBULOSA DA HÉLICE

O olhar de VISTA na Nebulosa da Hélice
Survey Telescope visível e infravermelho do ESO para Astronomy (Vista) conquistou essa visão incomum da Nebulosa da Hélice (NGC 7293), uma nebulosa planetária localizada a 700 anos-luz de distância. A imagem colorida foi criada a partir de imagens obtidas através de filtros infravermelhos Y, J e K. Ao trazer à tona um fundo rico em estrelas e galáxias, a visão infravermelha do telescópio também revela filamentos de gás frio nebular, que são na sua maioria obscurecidos em imagens visíveis da Helix.
Sobre o objeto
Nome: Nebulosa Helix , NGC 7293
Tipo: Via Láctea: Nebula: Tipo: Planetary 
• X - Nebulae
Distância: 700 anos-luz
Constellation: Aquário
Coordenadas
Posição (RA): 22 29 38.61
Posição (Dec): -20 ° 50 '14.00 "
Campo de visão: 37,51 x 37,51 arcminutes
Orientação: Norte é de 0,0 ° direito de verticais
Crédito:
ESO / VISTA / J. Emerson. Agradecimento: Cambridge Astronomical Survey Unit

segunda-feira, 15 de julho de 2013

OBSERVAÇÕES DO ESO USA QUATRO ANTENAS DO ALMA SOBRE O PLANALTO CHANJNANTOR


ESTA LINDA IMAGEM DA NOSSA PRÓPRIA GALÁXIA  A VIA LÁCTEA OBSERVADA POR RÁDIOS TELESCÓPIOS NO ATACAMA MOSTRAM O CENTRO CAÓTICO DA VIA LÁCTEA.
Quatro das primeiras antenas do ALMA no Local de Operações Array (AOS), localizado a 5000 metros de altitude no planalto de Chajnantor, na Região II do Chile. Três deles - aqueles que estão apontando na mesma direção - estão sendo testados em conjunto como parte do contínuo processo de Comissionamento e Verificação da Ciência. Do outro lado da imagem no fundo é o plano impressionante da Via Láctea, a nossa galáxia, visto aqui olhando em direção ao centro. O centro da nossa galáxia é visível como uma protuberância amarelada atravessado por faixas escuras. As faixas escuras são enormes nuvens de poeira interestelar que se encontram no disco da galáxia. Enquanto opaco à luz visível, que são transparentes em comprimentos de onda mais longos, tais como o milímetro e radiação detectada pelo submilimétrico ALMA. O ALMA, o Atacama Large Millimeter / submillimeter Array, é o maior projeto astronômico que existe e é uma parceria verdadeiramente global entre as comunidades científicas do Leste da Ásia, Europa e América do Norte com o Chile. O ESO é o parceiro europeu no ALMA.
Crédito:
ESO / José Francisco Salgado ( josefrancisco.org )

domingo, 14 de julho de 2013

HUBBLE REVELA PELA PRIMEIRA VEZ A COR DE EXOPLANETA


Impressão artística do planeta azul HD 189733b mostra cores que lembram a Terra. Foto: NASA, ESA, M. Kornmesser / Divulgação
Astrônomos determinaram pela primeira vez a verdadeira cor de um planeta na órbita de uma estrela diferente do Sol. Se visto por olhos humanos, o planeta conhecido como HD 189733b seria de um profundo azul cobalto - parecido com as cores da Terra quando vista do espaço. As semelhanças, porém, acabam por aí.
Esse planeta extrassolar azul é um gigante gasoso que orbita muito próximo de sua estrela. A atmosfera ali é abrasadora, com uma temperatura que ultrapassa os 1000 ºC, e lá chove vidro - em partículas de silicato condensado carregadas por ventos de 7 mil quilômetros por hora.
À distância de 63 anos-luz da Terra, esse mundo alienígena é um dos exoplanetas mais próximos de nós que pode ser visto cruzando sua estrela. O HD 189733b tem sido intensivamente estudado pelo Hubble e outros telescópios, e astrônomos descobriram que sua atmosfera é muito variável e exótica, com nevoeiros e violentas erupções. Agora, o planeta foi alvo de um estudo que determinou de maneira inédita a cor visível de um exoplaneta.
"Esse planeta foi bem estudado no passado, mas medir sua cor é algo realmente novo - podemos imaginar de verdade como esse planeta seria se fôssemos capazes de vê-lo diretamente", afirmou Frédéric Pont, da Universidade de Exeter, autor do estudo que será publicado na edição de agosto da revista Astrophysical Journal Letters.
A cor azul desse planeta não é derivada do reflexo de um oceano tropical, mas se deve à turbulenta atmosfera que, acreditam os cientistas, está misturada com partículas de silicato que dispersam luz azul. Para determinar como seria o planeta aos olhos humanos, os astrônomos mediram quanta luz era refletida da superfície do HD 189733b - uma propriedade conhecida como "albedo".

sábado, 13 de julho de 2013

SISTEMA SOLAR TEM UMA CAUDA PARECIDA COM TREVO DE QUATRO FOLHAS


Observações do IBEX, onde o vermelho e o amarelo indicam partículas menos energéticas e o verde e o azul partículas mais energéticas. A porção central (círculo) observa a cauda e mostra dois "lóbulos" menos energéticos a bombordo e a estibordo, e regiões mais energéticas a latitudes mais a Norte e mais a Sul. Créditos: McComas et al., Astrophysical Journal, 2013
É assumido desde há muito tempo que o nosso Sistema Solar, tal como um cometa, tem uma cauda. Assim como qualquer objeto que se move através de um outro meio, como um meteoro que viaja através da atmosfera da Terra, este faz com que as partículas formem uma corrente que segue atrás.
Mas a cauda da nossa bolha solar, chamada heliosfera, nunca tinha sido realmente observada, até agora.
O IBEX (Interstellar Boundary Explorer), da NASA, traçou os limites da cauda da heliosfera, algo que nunca tinha sido possível. Os cientistas descrevem em grande detalhe esta cauda, chamada heliocauda, num artigo publicado no passado dia 10 de Julho, na revista The Astrophysical Journal. Ao combinar observações dos primeiros três anos de imagens do IBEX, a equipe mapeou uma cauda que mostra uma combinação de partículas em movimento rápido e lento. Existem dois lóbulos de partículas lentas em ambos os lados, partículas mais rápidas acima e abaixo, estando toda a estrutura torcida, uma vez que sofre o empurrar e o puxar dos campos magnéticos exteriores ao Sistema Solar.
"Ao examinar os átomos neutros, o IBEX fez as primeiras observações da heliocauda", afirma David McComas, autor principal do artigo e pesquisador principal para o IBEX no Instituto de Pesquisa do Sudoeste em San Antonio, no estado americano do Texas. "Muitos modelos sugeriram que a heliocauda podia ser desta ou daquela maneira, mas não tínhamos observações para o comprovar. Sempre tivemos que desenhar imagens onde a cauda da heliosfera simplesmente desaparece da página, pois nem podíamos especular como era realmente."
Embora os telescópios já tivessem avistado estas caudas em torno de outras estrelas, tem sido difícil determinar se a nossa também tinha uma. A Pioneer 10 viajava nessa direção depois de passar Netuno em 1983. No entanto, perdeu poder em 2003, antes de chegar à cauda, por isso não temos dados de sondas diretamente na cauda. Vê-la de longe é difícil, porque as partículas na cauda, e por toda a heliosfera, não brilham, por isso não podem ser vistas convencionalmente.
O IBEX, por outro lado, pode mapear estas regiões ao medir partículas neutras criadas por colisões nos limites da heliosfera. Esta técnica baseia-se no fato de que os percursos das partículas neutras não são afetadas pelos campos magnéticos da heliosfera. As partículas viajam numa linha reta desde a colisão até ao IBEX. Consequentemente, a observação do local de origem das partículas neutras descreve o que se passa nestas regiões distantes.
"Usando átomos neutros, o IBEX consegue observar estruturas muito distantes, até mesmo de órbita terrestre," afirma Eric Christian, cientista da missão IBEX no Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, Maryland. "E o IBEX varre todo o céu, por isso nos forneceu os primeiros dados da forma da cauda da heliosfera, uma parte importante da compreensão do nosso lugar e movimento através da Galáxia."
A viagem destes átomos neutros começa anos antes de atingirem os instrumentos do IBEX. O vento solar que sopra para longe da nossa estrela move-se em todas as direções, para além dos planetas mais longínquos, eventualmente abrandando e dobrando-se para trás ao longo da cauda, em resposta à pressão do material interestelar influxo. As partículas juntam-se a uma migração em massa de partículas que se movem para trás desde a fronteira da heliosfera - uma fina camada chamada heliopausa.

Enquanto isto acontece, um fluxo constante de átomos neutros mais lentos, originários de outras partes da Galáxia, viajam pelo Sistema Solar. Quando um destes átomos neutros colide com uma das partículas carregadas mais rápidas, podem trocar um elétron. O resultado pode ser uma partícula carregada mais lenta e um átomo neutro mais rápido. O neutro já não está ligado aos campos magnéticos, e ao invés acelera em linha reta e na direção em que estava apontado nesse momento. Alguns destes viajam durante anos até serem detectados pelo IBEX.
"Ao recolher estes átomos neutros energéticos, o IBEX fornece mapas das partículas carregadas originais," afirma McComas. "As estruturas na heliocauda são invisíveis aos nossos olhos, mas podemos usar este truque para 'fotografar' remotamente as regiões ultraperiféricas da nossa heliosfera."
Os primeiros resultados do IBEX sobre a heliocauda sugeriam originalmente que podia haver uma pequena região de vento solar lento na direção da heliocauda, mas assim que os cientistas recolheram dados suficientes, perceberam que tinham visto apenas parte da imagem. Com base no mapa da heliocauda agora fornecido, alguém olhando diretamente para a cauda vê uma forma parecida com um trevo de quatro folhas. As duas folhas laterais estão repletas de partículas de movimento lento, e as folhas em cima e em baixo com partículas rápidas. Esta forma faz sentido, dado o fato que o Sol nos últimos anos tem enviado os seus ventos velozes perto dos pólos, e ventos mais lentos perto do seu equador - um padrão comum na fase mais recente do seu ciclo de 11 anos de atividade.
No entanto, o trevo de quatro folhas não alinha perfeitamente com o Sol. A forma no geral está ligeiramente inclinada, indicando que à medida que se afasta do Sol e da sua influência magnética, as partículas carregadas começam a ser empurradas para uma nova orientação, alinhando-se com os campos magnéticos da Galáxia local. Os cientistas ainda não sabem o tamanho da cauda.
"A cauda é a nossa pegada na Galáxia, e é excitante que estamos agora começando a compreender a sua estrutura," realça Christian. "O próximo passo é incorporar estas observações nos nossos modelos e começar o processo de realmente entender a nossa heliosfera."
Os cientistas podem testar as suas simulações de computador da heliosfera contra novas observações e melhorar os seus modelos, conforme necessário. Em conjunto, os dados dos instrumentos no espaço e análises em laboratório cá na Terra vão continuar a melhorar a nossa compreensão da cauda tipo-cometa que nos acompanha mais atrás.

quinta-feira, 11 de julho de 2013

PODE HAVER VIDA EM 60 BILHÕES DE EXOPLANETAS NA VIA LÁCTEA DIZ ESTUDO


Ilustração mostra uma simulada cobertura de nuvens (em branco) sobre um planeta (azul) orbitando uma estrela anã-vermelha: condições podem ajudar sistema a abrigar vida ao gerar calor. Foto: Jun Yang / Divulgação
Apesar de apenas alguns exoplanetas potencialmente habitáveis terem sido detectados até hoje, cientistas afirmam que o universo deve estar repleto de mundo alienígenas capazes de abrigar vida.
A Via Láctea sozinha pode ter 60 bilhões desses planetas em torno de estrelas anãs-vermelhas, conforme aponta uma nova estimativa.
Baseando-se em informações do "caçador de planetas" Kepler, telescópio espacial utilizado pela Nasa - a agência espacial americana - para a busca de exoplanetas, cientistas calcularam que deve haver um planeta do tamanho da Terra na zona habitável de cada anã-vermelha, o tipo de estrela mais comum. Agora, porém, um grupo de pesquisadores dobrou essa estimativa, depois de considerar que a cobertura de nuvens pode ajudar um mundo alienígena a sustentar formas de vida.
"As nuvens provocam aquecimento e tornam a Terra mais fria", afirmou em um comunicado o cientista Dorian Abbot. "Elas refletem a luz do Sol para esfriar as coisas, e absorvem radiação infravermelha da superfície para fazer o efeito estufa. Isso é parte do que torna o planeta quente o suficiente para abrigar vida", disse o pesquisador da Universidade de Chicago.
A zona habitável é definida como a região onde o planeta conta com temperatura adequada para conservar água em estado líquido na superfície - o que, segundo se entende, é uma condição necessária para o desenvolvimento das formas de vida como as conhecemos. Se o planeta está muito distante de sua estrela, a água congela; se está muito próximo, a água evapora. Como as anãs-vermelhas são mais escuras e frias que o nosso sol, sua zona habitável é mais "aconchegante" que a do Sistema Solar.

quarta-feira, 10 de julho de 2013

NOVA IMAGEM DE NGC 3628 DE PERFIL


As nítidas imagens telescópicas da magnífica galáxia espiral de perfil NGC 3628 mostram um disco galáctico inflado, dividido por escuras faixas de poeira. Claro, este profundo retrato cósmico traz à mente de muitos astrônomos seu nome popular, a Galáxia do Hambúrguer. O tentador universo ilha tem cerca de 100.000 anos-luz de extensão e está a 35 milhões de anos-luz na constelação de Outono no Hemisfério Sul (e de Primavera no Norte) do Leão. NGC 3628 divide sua vizinhança no Universo local com duas outras grandes espirais, M65 e M66, num agrupamento também conhecido como o Tripleto de Leão. Interações gravitacionais com seus vizinhos cósmicos são provavelmente responsáveis por seu disco espiral largo e curvo.

terça-feira, 9 de julho de 2013

ESTUDO DIZ: GALÁXIAS "DEVORAM" MATÉRIA AO REDOR PARA SE FORMAR


Impressão artística mostra uma galáxia a "apenas" dois bilhões de anos após o Big Bang durante o processo de absorver matéria ao seu redor. Foto: Divulgação
Cientistas do Observatório Europeu do Sul (ESO, na sigla em inglês) conseguiram observar uma galáxia no processo de absorção de gás do exterior, a melhor evidência direta obtida até o momento para sustentar as teorias existentes sobre sua formação.
As observações, feitas com o telescópio VLT que fica no deserto do Atacama (Chile), reforçam as teorias que defendem que as galáxias atraem e "consomem" matéria próxima para possibilitar a formação estelar e impulsionar a própria rotação.
O objeto de estudo, que deu origem a conclusões publicadas nesta quinta-feira em um artigo na revista Science, foi um estranho alinhamento entre uma galáxia distante e um quasar - núcleo brilhante alimentado por um buraco negro supermassivo.
"Este tipo de alinhamento é muito incomum e nos permitiu fazer observações únicas", explicou o autor principal do artigo, Nicolas Bouché, em comunicado divulgado pelo ESO, sediado em Garching (Alemanha).
A luz do quasar atravessa o material que rodeia a galáxia antes de chegar à Terra, o que faz com que seja possível explorar de forma detalhada as propriedades do gás que se encontra no entorno da galáxia.
"Estes novos resultados nos oferecem a melhor visão obtida até o momento de uma galáxia em pleno processo de 'ingestão'", ressaltou o ESO.
Durante o processo de criação de novas estrelas, as galáxias esgotam rapidamente suas reservas de gás, que, por isso, deve ser reposto gradualmente para que a atividade possa continuar.
O coautor do artigo, Michael Murphy, garantiu que as propriedades deste gás são exatamente as que os cientistas esperavam encontrar, já que se movimenta como supunham, além de estar presente nas quantidades e composição corretas estipuladas nos modelos previamente desenvolvidos.

segunda-feira, 8 de julho de 2013

UMA VISTA DA GALÁXIA BOTO OBSERVADA PELO HUBBLE


A imagem recém-publicada acima mostrando a Arp 142 em detalhes sem precedentes foi feita pelo Telescópio Espacial Hubble no ano passado. A Arp 142 está a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância em direção à constelação, coincidentemente, da Serpente Marinha (Hydra). Dentro de cerca de um bilhão de anos as duas galáxias deverão se fundir formando uma única galáxia maior. Créditos  NASA, ESA, e The Hubble Heritage Team (STSci/AURA)
O que está acontecendo com essa galáxia espiral? Há apenas algumas centenas de milhões de anos a NGC 2936, a galáxia mais acima das duas grandes galáxias mostradas, era provavelmente uma galáxia espiral normal -- girando, criando estrelas -- e cuidando da própria vida. Mas então ela chegou perto demais da massiva galáxia elíptica NGC 2937 abaixo e deu um mergulho. Batizada de Galáxia do Boto por sua forma icônica, a NGC 2936 não só está sendo desviada como também distorcida pela forte interação gravitacional. Uma explosão de jovens estrelas azuis forma o nariz do boto em direção à esquerda da galáxia mais acima, enquanto o centro da galáxia espiral se parece com um olho. Alternativamente o par de galáxias, conhecidas juntas como Arp 142, para alguns se parece com um pinguim protegendo um ovo. Seja como for, intrincadas faixas de poeira escura e brilhantes correntes de estrelas azuis trilham a galáxia em apuros na direção para baixo e à direita.

sábado, 6 de julho de 2013

NGC 1316 ESTRELAS CANIBAIS CAUSAM EXPLOSÕES GIGANTES EM FORNAX CLUSTER GALAXY


O VLT Observa Novae com jatos de energia sendo expelido de estrelas mais remotas Ever Seen
Cerca de 70 milhões de anos atrás, quando os dinossauros ainda caminhavam sobre a Terra, uma série de violentas explosões termonucleares ocorreu em uma galáxia distante. Depois de uma longa viagem através de vastas extensões de espaço praticamente vazio (70 milhões de anos-luz, ou 7 x 10 ~ 20 km), pouca luz levando a mensagem sobre esses acontecimentos finalmente chegaram até nós. Foi gravado pelo ESO Very Large Telescope (VLT) do Observatório de Paranal (Chile), durante um programa de observação, um grupo de astrônomos italianos  . A análisando imagem posterior mostrou que os observadores testemunharam as explosões de Super Nova mais distantes já vistas. Eles foram causados ​​por "canibalismo estelar" em sistemas binários em que uma estrela relativamente fria perde e importa a energia sua companheira menor e mais quente. Uma instabilidade que conduz à resultados de  ignição de uma "bomba de hidrogénio" sobre a superfície da estrela de recepção.
O Fenômeno "Stella Nova"
A explosão estelar do tipo observado agora com o VLT é referido como um "Stella Nova" ("nova estrela" em latim), ou apenas "Nova". Novae causados ​​por explosões em estrelas binárias em nossa galáxia, o sistema Via Láctea, são relativamente frequentes e sobre cada segundo ou terceiro ano, um deles é brilhante o suficiente para ser facilmente visível a olho nu. Para os nossos antepassados, que não tinham meios para ver a estrela binária desmaiar antes da explosão, parecia que uma nova estrela tinha nascido no céu, daí o nome.
A explosão nova mais comum ocorre em um sistema binário estelar em que uma anã branca (uma estrela muito densa e quente, compacta, com uma massa comparável à do Sol e um tamanho como a Terra) acresce hidrogênio a partir de uma anã vermelha mais frio e de maior massa estrelar .
À medida que o hidrogénio se acumula na superfície da anã branca, torna-se progressivamente mais quente até uma explosão termonuclear ser inflamado na parte inferior do gás recolhido.
 Uma grande quantidade de energia é libertada e provoca um aumento de um milhão de vezes na luminosidade do sistema binário dentro de algumas horas. Depois de alcançar o máximo de luz dentro de alguns dias ou semanas, ele começa a desvanecer-se como o fornecimento de hidrogênio se esgotasse e soprado para o espaço. O material processado é ejetado em alta velocidade, até ~ 1000 km / s, podendo mais tarde ser visível como um escudo de expansão do gás emissor.
Ao todo, o enorme clarão de luz envolve a liberação de cerca de 10 45 ergs em poucas semanas, ou cerca de tanta energia como o Sol produz em 10.000 anos.
Explosões de supernovas que destroem completamente estrelas mais pesadas no final de suas vidas são ainda mais poderosas. No entanto, em contraste com supernovas e apesar da produção dessa energia colossal, o progenitor de uma nova não é destruído durante a explosão. Algum tempo depois de uma explosão, a transferência de hidrogênio da estrela companheira começa de novo, e o processo se repete com as explosões que ocorrem uma vez a cada 100.000 anos.
A estrela nova vai finalmente morrer de "velhice" quando o companheiro legal for completamente canibalizadas.
Novae como indicadores de distância
Devido à sua luminosidade excepcional, novae pode ser usado como balizas poderosas que permitem distâncias relativas aos diferentes tipos de galáxias a ser medido. A medida é baseada na suposição de que novae do mesmo tipo são intrinsecamente igualmente brilhantes, juntamente com a lei da física que indica que o brilho observado de um objecto diminui com o quadrado da distância para o observador.
Assim, se observarmos que a nova em uma determinada galáxia é um milhão de vezes mais fraca do que a uma vizinha, sabemos que ele deve ser mil vezes mais distantes. Além disso, observações de supernovas em outras galáxias lançar luz sobre a história da formação de suas estrelas.
Apesar de sua importância científica, as pesquisas de novae em distantes, ricos aglomerados de galáxias não têm sido muito popular entre os astrônomos. As principais razões são, provavelmente, as dificuldades inerentes observacionais e as taxas relativamente baixas de descoberta. No passado, com o 4-m telescópios classe, dezenas de milhares de horas de monitorização de várias galáxias terem sido de fato necessária para detectar alguns novae distante .
Observações do VLT de NGC 1316 no aglomerado de Fornax
NGC 1316 é uma galáxia gigante "empoeirado" (ESO Press Photo eso0024 ), localizada no aglomerado de Fornax visto na constelação austral de mesmo nome ("The Oven"). Esta galáxia é de especial interesse em conexão com as tentativas atuais para estabelecer uma escala precisa de distância no Universo.
Em 1980 e 1981, NGC 1316 foi o anfitrião de duas supernovas do tipo Ia, uma classe de objeto que é amplamente utilizado como uma "vela padrão cosmológico" para determinar a distância de galáxias muito distantes, cf. ESO Press Release eso9861 .
 Uma medição exata da distância para NGC 1316 pode, por conseguinte, proporcionar uma calibração independente da luminosidade intrínseca destas supernovas.
As novas observações foram realizadas durante oito noites, distribuídos ao longo do período a partir de janeiro 09-19, 2000. Elas foram feitas no modo de serviço no telescópio VLT / ANTU 8,2 metros com o instrumento FORS-1 multi-modo, usando uma câmera CCD x 2k 2k pixels com 0,2 segundos de arco e um campo de 6,8 x 6,8 arc min 2. As posições que durou 20 min, e foram realizados com três filtros ópticos (B, V e I).
O Novae mais distante observada até agora
Uma análise das imagens que foram obtidas em luz azul (B-filtro) resultou na detecção de quatro novae. Eles foram identificados por causa da mudança típica de brilho ao longo do período de observação, cf. eso0024b , eso0024c , bem como as suas cores medidos.
Embora a redução demorada dos dados e a interpretação astrofísica subseqüente ainda está em andamento, os astrônomos já estão agora muito satisfeitos com o resultado.
Em particular, nada menos do que quatro novae foram detectados em uma única galáxia gigante dentro de apenas 11 dias. Isto implica uma taxa de aproximadamente 100 novae / ano em NGC 1316, ou cerca de 3 vezes maior do que a taxa estimada para a galáxia Via Láctea. Isso pode (pelo menos parcialmente) ser devido ao fato de que a NGC 1316 é de um tipo diferente e contém mais estrelas do que a nossa própria galáxia.
O novae em NGC 1316 são bastante fracos, de cerca de magnitude 24 e diminuindo para 25-26 durante o período de observação. Isso corresponde a quase 100 milhões de vezes mais fraca do que o que pode ser visto a olho nu. A distância correspondente a NGC 1316 é encontrado em cerca de 70 milhões de anos-luz.
Além disso, a descoberta de quatro novae numa galáxia do aglomerado de Fornax era possível com apenas 3 horas de tempo de observação por filtro. Isto mostra claramente que a nova geração de telescópios de 8 m. e telescópios de classe como o MLV, equipado com os novos e grandes detectores, é capaz de melhorar significativamente a eficiência deste tipo de investigações astronômicas (por um fator de 10 ou mais), quando comparado para pesquisas com telescópios de 4 metros de diâmetro.
O caminho está agora aberto para pesquisas exaustivas para novae em galáxias remotas, com todos os benefícios daí resultantes, também para a determinação precisa da escala extra galática da distância.