UMA VISTA IMPRESSIONANTE DE MESSIER 5

Adam Block tomou esta imagem de globular Messier 5 aglomerado estelar no Monte. Lemmon SkyCenter, da Universidade do Arizona, em março de 2012. Bloco usado um SBIG STX câmera CCD, de 32 polegadas Schulman Telescope (RC Sistemas Ópticos) e filtros Astrodon Gen II. CRÉDITO: Adam Block / Mount Lemmon SkyCenter / Universidade do Arizona 
O conjunto de cerca de 100.000 estrelas conhecida como Messier 5 brilha nesta foto brilhante do céu nocturno.
Esta imagem impressionante foi tomada por Adam Block no Monte. Lemmon SkyCenter, da Universidade do Arizona, em março de 2012. Ele usou uma câmera CCD SBIG STX, de 32 polegadas Schulman Telescope (RC Sistemas Ópticos) e filtros Astrodon Gen II.
Messier 5, também conhecido como M5, descansa cerca de 25.000 anos-luz de distância da Terra. A gravidade puxa o conjunto mais do que cerca de 100.000  estrelas  que fazem com que M5, tenha  um diâmetro de cerca de 165 anos-luz. Um ano-luz é a distância que a luz pode viajar em um ano, ou cerca de 6000000000000 milhas (10 trilhões de quilômetros).
O aglomerado globular é uma das mais antigas na galáxia .Estima-se que estas estrelas tenham cerca de 13  bilhões de anos. Com Antigos gigantes vermelhas e azuis estrelas brilham no núcleo denso do aglomerado globular.
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TELESCÓPIO SPITZER OBSERVA LUZ DE ESTRELAS EXTRA GALÁTICAS

Uma nova pesquisa de cientistas usando Spitzer da NASA Telescópio Espacial sugere que um brilho misterioso de infravermelho através de nosso céu inteiro está vindo de estrelas errantes arrancadas de galáxias, que é mostrado no conceito deste artista. Crédito da imagem: NASA / JPL-Caltech imagem>
PASADENA, Califórnia - Um novo estudo utilizando dados do Telescópio Espacial Spitzer da NASA sugere uma causa para o brilho misterioso de luz infravermelha visto por todo o céu. Ele vem de estrelas isoladas além dos limites das galáxias. Essas estrelas são pensados ​​para ter pertencido às galáxias antes de fusões de galáxias violentas despojado-los para o espaço relativamente vazio do lado de fora de suas antigas casas.
"O brilho de fundo infravermelho no nosso céu tem sido um mistério enorme", disse Asantha Cooray da Universidade da Califórnia em Irvine, autor da nova pesquisa publicada na revista Nature. "Temos novas provas  dessa luz; Que é das estrelas que persistem entre as galáxias. Individualmente, as estrelas tem um brilho muito fraco para ser visto, mas nós pensamos que estamos vendo seu brilho coletivo."

A imagem da esquerda mostra uma parte do nosso céu, chamado de campo Boötes, em luz infravermelha, enquanto a imagem à direita mostra um brilho misterioso passado, infravermelho capturada pelo Espacial Spitzer da NASA Telescópio na mesma região do céu. Crédito da imagem: NASA / JPL-Caltech / Carnegie > 
Os resultados discordam com outra teoria que explica a luz de fundo mesmo observado por infravermelho Spitzer. Um grupo liderado por Alexander "Sasha" Kashlinsky da NASA Goddard Space Flight Center em Greenbelt, Maryland, proposta em junho deste luz, que aparece nas imagens do Spitzer como um padrão manchado, é que vem as primeiras estrelas e galáxias.
No novo estudo, Cooray e seus colegas analisaram dados de uma maior porção do céu, o chamado campo de Bootes, cobrindo um arco equivalente a 50 luas da terra cheia. Estas observações não foram tão sensíveis como aqueles a partir de estudos do grupo Kashlinsky, mas a maior escala permitiu aos investigadores a analisar melhor o padrão da luz de fundo de infravermelhos.
"Nós olhamos para o campo Bootes com Spitzer para 250 horas", disse o co-autor Daniel Stern do Jet Propulsion Laboratory da NASA em Pasadena, Califórnia "Estudar a fundo fraco infravermelho foi um dos objetivos fundamentais de nossa pesquisa, e cuidadosamente projetado as observações, a fim de abordar diretamente a questão importante e desafiador do que faz com que o brilho de fundo aconteça ".
A equipe concluiu que o padrão de luz do brilho infravermelho não é consistente com as teorias e simulações de computador das primeiras estrelas e galáxias. Os pesquisadores dizem que o brilho é muito brilhante para ser das primeiras galáxias, que são pensados ​​para não ter sido tão grande ou tão numerosos como as galáxias que vemos ao nosso redor hoje. Em vez disso, os cientistas propõem uma nova teoria para explicar a luz manchada, baseado em teorias de "intracluster" ou "intrahalo" como luz das estrelas.
Teorias prever um conhecimento difuso de estrelas além dos halos galácticos, ou atinge exteriores, de galáxias, e nos espaços entre aglomerados de galáxias. A presença destas estrelas pode ser atribuído a dois fenómenos. No início da história do nosso universo como as galáxias cresceram em tamanho, eles colidiram com outras galáxias e ganharam  massa. Como as galáxias em colisão tornaram-se enredado gravitacionalmente, tiras de estrelas eram retalhados e jogados  para o espaço. Galáxias crescem também por canibalismo em  pequenas galáxias anãs, um processo confuso e que também resulta em estrelas errantes.
"Uma luz se acendeu quando vemos alguns trabalhos de pesquisa prevendo a existência de estrelas difusas", Cooray disse. "Eles poderiam explicar o que estamos vendo com Spitzer."
Mais pesquisas são necessárias para confirmar esta aspersão de estrelas que torna-se uma fração significativa da luz de fundo infravermelho. Por exemplo, seria necessário encontrar um padrão semelhante no acompanhamento observações em luz visível  próximo. A  NASA com James Webb Space Telescope (JWST) pode finalmente resolver a questão de vez.
"A visão aguçada de infravermelho do James Webb Telescope será capaz de ver algumas das primeiras estrelas e galáxias diretamente, bem como as estrelas errantes à espreita entre os arredores de galáxias próximas", disse Eric Smith, gerente JWST do programa de vice na sede da NASA em Washington. "Os objetos misteriosos que compõem a luz de fundo infravermelho pode finalmente ser exposta."
Outros autores incluem Joseph Smidt, Francesco De Bernardis, Gong Yan e Christopher C. Frazer da UC Irvine, Mateus LN Ashby, do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica, em Cambridge, Mass, Peter Eisenhardt R. do JPL; Anthony H. Gonzalez da Universidade da Flórida em Gainesville, Christopher S. Kochanek da Ohio State University, em Columbus, Szymon Kozlowski, da Ohio State e da Universidade de Varsóvia, na Polónia Observatório, e Edward L. Wright, da Universidade da Califórnia, em Los Angeles.
JPL gerencia a missão Spitzer Space Telescope para Missões Científicas da NASA em Washington Direcção. Operações científicas são conduzidas no Centro de Ciência Spitzer no Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena. Os dados são arquivados no Arquivo Ciência infravermelho alojados no Processamento de infravermelho e Centro de Análise da Caltech. Caltech gerencia JPL para a NASA.

GALÁXIA MONSTRO PODE TER SIDO INCITADA POR UM SUPER PODEROSO BURACO NEGRO

A galáxia elíptica gigante no centro da imagem do Hubble é o membro mais massivo e mais brilhantes do aglomerado de galáxias Abell 2261. Medindo pouco mais de um milhão de anos-luz, a galáxia é de cerca de 10 vezes o diâmetro da nossa galáxia, a Via Láctea. A galáxia inchado é um membro de uma classe incomum de galáxias com um núcleo difuso preenchido com uma névoa de luz das estrelas. Abell 2261 fica três bilião de anos-luz de distância. As observações foram tomadas março-maio ​​de 2011. Crédito:. NASA; ESA; M. Postman, STScI; T. Lauer, NOAO, Tucson; equipe CLASH > 
Astrônomos usando Hubble Telescope da NASA Telescópio Espacial tem obtido uma visão nova e extraordinária de uma grande mentira de que uma galáxia elíptica que pode ter sido soprado  pelas ações de um ou mais buracos negros em seu núcleo. abrangendo um pouco mais de um milhão de anos-luz, a galáxia é de cerca de 10 vezes maior que o diâmetro da nossa galáxia, a Via Láctea. A galáxia  inchada é um membro de uma classe incomum de galáxias com núcleo difuso preenchido com uma névoa de luz das estrelas, onde  normalmente seria um pico de luz concentrado em torno de um buraco negro central. Vendo o núcleo é como ver uma cidade sem centro, apenas casas polvilhado através de uma vasta paisagem. astrônomos usaram Câmera Avançada para Pesquisas do Hubble e Wide Field Camera 3 para medir a quantidade de luz das estrelas por toda a galáxia, denominada A2261-BCG. As observações do Hubble revelou que o núcleo inchado da galáxia, medindo cerca de 10.000 anos-luz, é a maior já visto. em tamanho O núcleo da galáxia  normalmente está correlacionada com as dimensões da sua galáxia hospedeira, mas, neste caso, a região central é muito maior do que astrônomos poderiam  esperar para o tamanho da galáxia. Na verdade, o núcleo inchada é mais do que três vezes maior do que o centro de outras galáxias muito luminosas. Localizado três bilhões de anos-luz de distância, a galáxia é a galáxia mais massiva e mais brilhantes no Abell 2261 cluster. astrônomos propuseram duas possibilidades para o núcleo inchado. Um cenário é que um par de fusão de buracos negros gravitacionalmente agitou e espalhou as estrelas. Outra idéia é que os buracos negros se fundem foram e não expulsos do núcleo. Esquerda sem uma âncora, as estrelas começou a se espalhar ainda mais, criando o núcleo de aparência inchada. Observações anteriores do Hubble revelaram que buracos negros supermassivos, pesando milhões ou bilhões de vezes mais do que o sol, residem nos centros de quase todas as galáxias e podem desempenhar um papel na formação dessas regiões centrais. "Com a expectativa de encontrar um buraco negro em cada galáxia é uma espécie de expectativa de encontrar um buraco dentro de um pêssego", explicou o astrônomo Tod Lauer do National Optical Astronomy Observatory, em Tucson, no Arizona, um co-autor do estudo Hubble. "Com esta observação do Hubble, nós cortamos na maior o pêssego e não podemos encontrar a cova. Nós não sabemos com certeza que o buraco negro não existe, mas Hubble mostra que não há concentração de estrelas no núcleo." O líder da equipe Marc Postman, do Space Telescope Science Institute em Baltimore, Maryland, disse que a galáxia se destacaram na imagem do Hubble. "Quando eu vi pela primeira vez a imagem desta galáxia, eu soube imediatamente que era algo incomum," Postman explicou. "O núcleo era muito difusa e muito grande. O desafio foi, então, a fazer sentido de todos os dados, dado o que sabia a partir de observações anteriores do Hubble, e chegar a uma explicação plausível para a natureza intrigante desta galáxia em particular." O papel descrevendo os resultados apareceram na edição de 10 de setembro do Astrophysical Journal. Os astrônomos esperavam ver uma cúspide ligeira de luz no centro da galáxia, marcando a localização do buraco negro e estrelas de atendimento. Em vez disso, a intensidade da luz das estrelas permaneceu bastante uniforme em toda a galáxia. Uma possibilidade para o núcleo inchado pode ser devido a dois buracos negros centrais que orbitam um ao outro. Esses buracos negros coletivamente poderia ter sido tão grande como vários bilhões de sóis. Apesar de um dos buracos negros seria nativa da galáxia, um segundo buraco negro poderia ter sido adicionado a partir de uma galáxia menor, que foi engolido pela elíptica maciça. Neste cenário, estrelas circulando no centro da galáxia gigante chegou perto da dupla os buracos negros. As estrelas foram, então, dado um boot gravitacional para fora do núcleo. Cada estilingue gravitacional roubaram os buracos negros de impulso, movendo-se o par de cada vez mais juntos, até que finalmente se fundiram, formando um buraco negro supermassivo que ainda reside no centro da galáxia. Outra possibilidade relacionado é que a fusão de buraco negro ter criado ondas gravitacionais, que são ondulações no tecido do espaço. Segundo a teoria da relatividade geral, um par de fusão de buracos negros produzem ondas de gravidade que se irradiam de distância. Se os buracos negros são de massa desigual, em seguida, parte da energia pode irradiar mais fortemente em uma direção, produzindo o equivalente a um impulso do foguete. O desequilíbrio de forças teria ejetado do buraco negro resultante da fusão do centro a uma velocidade de milhões de quilômetros por hora, resultando na raridade de uma galáxia sem um buraco negro central. "O buraco negro é a âncora para as estrelas", explicou Lauer. "Se você tirá-lo, de repente, você tem muito menos massa. As estrelas não se apressionado muito bem e que se expandem para fora, ampliando o núcleo ainda mais." A equipe admite que o cenário ejetado do buraco negro Pode parecer exagero ", mas é isso que faz observar o universo tão intrigante - às vezes você encontra o inesperado", disse o carteiro. Adicionado Lauer: "Este é um sistema que é interessante o suficiente para que ele empurra um monte de perguntas Temos pensado. muito sobre o que fazer buracos negros. Mas nós não fomos capazes de testar nossas teorias. Este é um lugar interessante, onde um monte de idéias que tivemos podem se unir e pode ser testado, idéias bastante exóticas sobre como  buracos negros podem interagir uns com os outros de forma dinâmica e como eles afetam a população do entorno estelar. " A equipe está agora realizando acompanhamento observações com o telescópio Very Large Array rádio (VLA), no Novo México. Os astrônomos esperam por  material que cai em um buraco negro para emitir ondas de rádio, entre outros tipos de radiação. Eles vão comparar os dados VLA com as imagens do Hubble de forma mais precisa imobilizar o local do buraco negro, se ele de fato existe. Abell 2261 O cluster é parte de uma pesquisa multi-comprimento de onda, liderada pelo , o chamado cluster e Lensing Supernova pesquisa com o Hubble (Clash). As sondas de pesquisa a distribuição da matéria escura em 25 aglomerados de galáxias massivas. o Telescópio Espacial Hubble é um projeto de cooperação internacional entre a NASA ea Agência Espacial Europeia. NASA Goddard Space Flight Center em Greenbelt, Md., administra o telescópio. O Space Telescope Science Institute (STScI), em Baltimore, Maryland, realiza operações do Hubble ciência. STScI é operado pela Associação de Universidades para Pesquisa em Astronomia, Inc., em Washington. Links relacionados: > Mais sobre Abell 2261 com imagens maiores > Site do Hubble da NASA > história Telescópio Espacial sobre Abell 2261

PESQUISA AVALIA IMPACTO DE ENCONTROS ENTRE ASTERÓIDES

Entre os mais de 500 mil asteroides do Sistema Solar já catalogados, há um seleto grupo - formado por aproximadamente 20 corpos - dos chamados asteroides massivos, que possuem massa (tamanho) muito superior à dos demais. Nasa/Divulgação
Quando um asteroide massivo se aproxima de outro asteroide pequeno - evento raro -, ocorre uma perturbação na órbita do segundo, denominada "difusão de órbitas". Isso provoca uma mudança de seus elementos orbitais, como semieixo maior, excentricidade e inclinação.
Um trabalho feito por pesquisadores do Departamento de Matemática da Faculdade de Engenharia da Universidade Estadual Paulista (Unesp), em Guaratinguetá, do Instituto Nacional de Pesquisas Espaciais (Inpe) e do Observatório Nacional, no Rio de Janeiro, avaliou a mobilidade orbital causada por encontros próximos com os asteroides 2 Pallas, 10 Hygiea e 31 Euphrosyne - respectivamente, o terceiro, o quarto e o vigésimo segundo asteroides mais massivos.
Os resultados da pesquisa, realizada no âmbito de um projeto apoiado pela FAPESP, foram apresentados em setembro em conferência internacional sobre exploração do Sistema Solar.
O evento foi realizado em Roma, Itália, na Academia dei Lincei - uma das mais antigas instituições científicas do mundo, da qual Galileu Galilei (1564-1642) foi membro. O trabalho também deverá ser publicado na revista Astronomy & Astrophysics.
De acordo com as simulações numéricas realizadas, o efeito da perturbação causada pelo asteroide 2 Pallas - de alta inclinação orbital e cujos números de encontros com outros asteroides pequenos na sua região orbital ocorrem em velocidade e distância relativas muito altas - é bastante limitado.
Por sua vez, o 31 Euphrosyne também é um corpo de alta inclinação, mas de família bem maior do que a de Pallas. Por isso, foi usado pelos pesquisadores como modelo para verificar se asteroides massivos de alta inclinação são eficazes para causar mudanças de mobilidade de elementos de asteroides pequenos ou não.
Já a difusão do semieixo maior de um asteroide pequeno provocada por um encontro com o asteroide 10 Hygiea é quase próxima à causada pelo 1 Ceres - o maior asteroide conhecido, que em 2006 passou a ser considerado planeta-anão.
"Os níveis de difusão no semieixo maior de um asteroide pequeno causados por um encontro com o 10 Hygiea são quase da mesma ordem da do Ceres, o que foi um pouco inesperado", disse Valério Carruba, professor da Unesp e um dos autores do estudo, à Agência FAPESP.
Segundo Carruba, já tinham sido realizados alguns estudos sobre encontros próximos com dois dos maiores asteroides massivos: o 1 Ceres e o 4 Vesta, que é o segundo maior asteroide do Sistema Solar e que foi promovido em maio à categoria de "protoplaneta".
Um estudo publicado em 2011 também na revista Astronomy & Astrophysics por cientistas do Observatório de Paris, na França, demonstrou que, quando os cinco maiores asteroides massivos foram incluídos em simulações com todos os outros planetas, não somente as órbitas dos asteroides massivos se tornaram mais caóticas, mas até a precisão dos elementos orbitais da Terra ficou limitada em até 50 milhões de anos (Myr).
Os efeitos sobre a mobilidade asteroidal causada por encontros próximos nas regiões de 2 Pallas, 10 Hygiea e 31 Euphrosyne, que foram objeto do estudo dos pesquisadores brasileiros, ainda não tinham sido esmiuçados.
"Sabemos que os efeitos de difusão caótica causados por encontros com asteroides massivos valem somente para asteroides cujas órbitas cruzam com as dos asteroides maiores", explicou Carruba.
"Eles podem ser particularmente importantes para objetos que são membros da família de asteroides massivos, como o 10 Hygiea e o 31 Euphrosyne, que é o que pretendemos estudar agora", disse.
Em estudo realizado em colaboração com outros pesquisadores, publicado em julho na Astronomy & Astrophysics, Carruba demonstrou que mudanças no semieixo maior, excentricidade e inclinação, causadas por efeitos a longo prazo de encontros próximos do asteroide Vesta com outros corpos menores, podem ter contribuído para difusão de alguns membros de sua família para fora de sua órbita.
Além disso, a órbita atual de alguns desses asteroides não poderia ser facilmente justificada pela migração dos elementos por outros mecanismos, como por exemplo o efeito Yarkovsky (um pequeno "empurrão" que um asteroide sofre quando absorve a luz solar e emite calor) ou ressonâncias orbitais.
"Por causa dos encontros próximos com asteroides massivos, há uma mudança na energia da órbita dos asteroides pequenos que se reflete em uma mudança no semieixo maior, na excentricidade e na inclinação da órbita dele", explicou Carruba.
De acordo com o pesquisador, o mecanismo dos encontros com asteroides massivos é similar ao utilizado para enviar sondas para estudar planetas, como Júpiter e Saturno, e suas respectivas luas.
Quando as sondas Voyager começaram a ser enviadas ao espaço pela Nasa, a agência espacial dos Estados Unidos - inicialmente para estudar Júpiter e Saturno e, posteriormente, Netuno -, elas tiveram um encontro próximo com Júpiter que mudou relativamente suas órbitas. "Elas ganharam energia e agora podem explorar o Sistema Solar externo", disse Carruba.
"É claro que os asteroides massivos são bem menores em comparação aos planetas. Mas, com o passar de centenas de milhares de anos, os efeitos da difusão caótica causados por encontros próximos com eles não são desprezíveis", afirmou. Entretanto, segundo ele, os encontros próximos com asteroides massivos são raros.
Das aproximadamente 3 mil partículas que estudaram na região de 10 Hygiea, que abrangem um período de 30 milhões de anos, os pesquisadores brasileiros identificaram cerca de 4 mil encontros próximos delas com o asteroide massivo nesse período.
"Os encontros próximos com asteroides massivos dependem muito de como as órbitas estão orientadas. Quando elas se intersectam, nós conseguimos verificar a ocorrência de encontros próximos e calcular a variação do semieixo maior dos asteroides menores", disse Carruba.

ESTRELA DE NÊUTRONS SUPER-DENSA É A MAIS RÁPIDA A ORBITAR UMA COMPANHEIRA

Impressão artística mostra o companheiro rápida (à direita), tal como corridas ao redor do pulsar PSR J1311-3430 (à esquerda). O energético radiação gama emitida pelo pulsar aquece e, conseqüentemente evapora o companheiro. O pulsar, que completa uma órbita a cada 93 minutos, está rodeada por um forte campo magnético (azul). Crédito: NASA / DOE / Fermi LAT Collaboration / AEI
Astrônomos descobriram uma estrela ultra-densa que orbita com uma companheira estelar orbitar uma vez a cada 93 minutos, tornando-a  mais rápida estrela em órbita de sua espécie.
O objeto rápido, uma espécie de estrela de nêutrons chamado de pulsar de milissegundo , movendo-se pelo espaço a 8,100 mph (13.000 quilômetros por hora) ou mais, disseram pesquisadores. Seu companheiro de leve - como uma"viúva negra" com seu  pulsar está destruindo com uma enxurrada de radiação - é mais rápido ainda, fechando volta em torno de um centro comum do sistema de massa em 1,7 milhões mph (2.800.000 quilômetros por hora) .
O pulsar, conhecido como PSR J1311-3430, e seu parceiro estão separados por apenas 320.000 milhas (520.000 quilômetros) - cerca de 1,4 vezes a distância da Terra à Lua - o que os torna o par mais fortemente vinculado a tal conhecido.
Cientistas visto PSR J1311-3430, após vasculhar apenasum espaço de quatro anos de dados coletados pela NASA pelo Telescópio Espacial Fermi de Raios Gama . A descoberta marca a primeira vez que um pulsar de milissegundo (MSP) foi detectado através de raios gama de alta energia por si só, disseram pesquisadores.
"A descoberta deste primeiro MSP diretos de raios gama e pulsações abre a porta para a detecção de pulsares binários ou  outros extremos," estudo do autor Holger Pletsch, do Instituto Max Planck de Física Gravitacional (Albert Einstein Institute) em Hanover, na Alemanha, disse  a SPACE.com via e-mail.
"Tais descobertas podem fornecer informações importantes sobre o processo de emissão de pulsar e a física de evolução binária", acrescentou Pletsch.

O PSR J1311 incomum-3430 sistema de pulsar (magenta) é tão compacto que iria caber completamente dentro de nosso sol. Esta representação esquemática mostra o Sol, a órbita da companheira, o companheiro e em seu tamanho máximo possível à escala real, o pulsar foi bastante ampliada em contraste. CRÉDITO: SDO / AIA (dom); AEI
Como outras estrelas de nêutrons, e pulsares se formam quando estrelas massivas morrem em explosões de supernovas e seu colapso remanescentes em objetos compactos feitos somente de nêutrons.
Quando uma massa tão grande como o nosso sol é compactado em um espaço do tamanho de uma cidade, o impulso conservado angular faz com que a estrela de nêutrons, fazendo-a  girar muito rapidamente e emitindo um feixe de luz ou raios de alta energia que varre tudo ao redor como um feixe de farol.
O nome "pulsar" deriva do fato de que este feixe parece pulsar (porque os astrônomos observam o feixe somente quando ela está apontada para a Terra). "Normal" spin pulsares entre 0,1 e 60 vezes por segundo, ou hertz, mas pulsares milisegundos pode girar a 700 hertz ou mais por segundo.
Pulsares milisegundos são pensados ​​para ser acelerado por acreção de matéria de uma estrela companheira. De facto, a maioria dos pulsares de milissegundo descobertos até hoje são encontradas em sistemas binários. O recém-descoberto PSR J1311-3430, o qual está localizado na constelação Centaurus, não constitui excepção.
Pulsar 'viúva negra'
Pletsch e seus colegas pegou PSR J1311-3430 do sinal de raios gama para fora da pilha de dados Fermi tem vindo a recolher desde o seu lançamento em 2008. Não foi fácil, mas levou um algoritmo recentemente concebeu e muito poder de computação para encontrar o pulsar, que gira 390 vezes por segundo.
"Levou cerca de 5.000 dias de CPU para encontrar a pulsar", disse Pletsch. "O custo de computação aqui aumenta com o poder 3 do pulsar de rotação de freqüência pesquisados. Começamos a pesquisa na freqüência mais baixa e foi para cima. Neste pulsar encontramos giro em 390 Hz. Se tivéssemos que pesquisar até 700 Hz, por exemplo , a pesquisa teria exigido cerca de 27.000 dias de CPU. "
O sinal de raios gama revela muito sobre tanto o pulsar quanto seu companheiro, que presumivelmente é outro remanescente estelar.
Por exemplo, que a equipe determinou é que o diâmetro do companheiro é inferior a 55.000 milhas (88.000 km), tornando-se menor do que Júpiter . Mas o objeto estranho é pelo menos de oito vezes mais massa do que o planeta gigante, fazendo com que o companheiro seja incrivelmente densa - cerca de 30 vezes mais denso do que o nosso sol, na verdade.
Além disso, os pesquisadores foram capazes de calcular extrema proximidade do pulsar de seu parceiro, o que tem consequências terríveis para o companheiro. PSR J1311-3430 de radiação intensa e que  vaporiza o seu parceiro , fazendo com que o MSP é que os astrônomos chamam de "viúva negra" pulsar, que é como as espécies de aranha em que a fêmea mata o macho logo após o acasalamento.
"Irradiação Continuação do companheiro pelo MSP também poderia levar a uma destruição completa do companheiro, o que implica um canal de produção para MSPs isolados, cuja formação também é ainda completamente incompreendida", disse Pletsch.
Pletsch e seus colegas relatam seus resultados on-line de hoje (25 de outubro) na revista Science.

Um mapa do céu de raios-gama, criado usando a quatro anos de dados coletados pelo Fermi, da NASA satélite. A codificação de cor indica a intensidade da radiação gama detectada (= intensidade fraca intensidade, azul = médio, intensidade elevada vermelho = amarelo). O recém-descoberto pulsar PSR J1311 rádio-3430, uma fonte de raios gama forte, é marcada por um círculo verde. CRÉDITO: NASA / DOE / Fermi LAT Collaboration / AEI
Encontrar mais hiper-spinners
Estudando o PSR J1311-3430 sistema pode ajudar os astrônomos a obter um melhor controle sobre a formação e evolução de milissegundo pulsares, Pletsch disse.
"Esses sistemas Pulsar (como a que encontramos) e seus atuais parâmetros são valiosos" fósseis "de sua história evolutiva", disse ele. "Muitas vezes os testes mais robustos vêm de Extrema. Uma vez que este binário MSP tem o menor período orbital conhecido, ele pode tornar-se uma sonda chave para diferentes cenários evolutivos em estudos futuros."
Método da equipe na nova pesquisa também pode ajudar os astrônomos a descobrir pulsares de milisegundos muitos mais, do que historicamente têm sido muito difíceis de encontrar. Até agora, os cientistas detectaram suas emissões principalmente em comprimentos de onda de rádio, disseram os pesquisadores.
"A detecção directa de um MSP binário de raios-gama de dados abre novas possibilidades para futuras pesquisas e estudos desses fenômenos", disse Pletsch. "Isso implica que os MSPs mais, incluindo outros pulsares binários extremos, pode existir entre as brilhantes, como-ainda não identificados em fontes de raios gama, mas que são muito rádio-desmaio ou obscurecida por ventos densos do companheiro  para ser encontrado nas buscas de rádio típicos."

TELESCÓPIO OBSERVA ATIVIDADE DO BURACO NEGRO NO CENTRO DA VIA LÁCTEA

Os detalhes da imagem mostra (de cima para baixo) uma região antes, durante e depois de uma erupção no buraco negro. Foto: Nasa/Divulgação

O Telescópio Nuclear Epectroscópico, o NuSTAR, em sua sigla em inglês, realizou sua primeira observação para a Nasa (a agência espacial americana): o gigantesco buraco negro situado no centro de nossa galáxia.
As observações do NuSTAR mostram o buraco negro está em meio a uma etapa de atividade, que surpreendeu os pesquisadores da Nasa e que servirá para lançar luz sobre este fenômeno. "Demos a sorte de ter capturado uma explosão de um buraco negro durante nossa campanha de observação", afirmou Fiona Harrison, pesquisadora principal da missão no Instituto de Tecnologia da Califórnia em Pasadena.
"Estes dados nos ajudarão a entender melhor este gigante que está no centro de nossa galáxia e por que às vezes sua atividade se recrudesce durante horas e depois volta a dormir", explicou em comunicado. A imagem feita em luz infravermelha mostra a localização do buraco negro gigantesco no centro da Via Láctea, chamado Sagitário A.
O NuSTAR é o único telescópio capaz de produzir imagens focalizadas de raios-X de alta energia, o que dá aos astrônomos uma nova ferramenta para sondar objetos como os buracos negros.
Lançado no último dia 13 de junho, durante os próximos dois anos o NuSTAR buscará gigantescos buracos negros e outros fenômenos na Via Láctea e em outras galáxias.
Sua meta científica é uma observação profunda do espaço na busca por buracos negros bilhões de vezes maiores que o Sol e um entendimento melhor da forma como as partículas se aceleram nas galáxias ativas.

ÓRION E MONOCEROS BRILHAM EM NOITE DE OBSERVAÇÃO

Josh Knutson tomou esta imagem mosaico sete telha do Monoceros constelações de Orion e de seu quintal, em Rio Rancho, no Novo México em 25 de maio de 2011. Ele usou uma T1i modificado câmera DSLR, lente 50mm f/4.0 em, ISO 800 em um Polarie Vixen tracker. Alinhamento mosaico e costura foi feita por Robert Farrimond e pós-processamento de Salvatore Grasso. CRÉDITO: Josh Knutson / 
A Monoceros constelações de Orion e entram em foco deslumbrante nesta imagem Widefield do céu noturno.
Fotógrafo Josh Knutson  tomou esta imagem mosaico 7-telha de seu quintal, em Rio Rancho, no Novo México em 25 de maio de 2011. Cada telha vale representa uma hora de dois minutos exposições empilhados em cima uns dos outros.
Monoceros, conhecido como o unicórnio, é uma constelação fraca fronteira com Orion, Gémeos e Hyrda. Encontra-se acima da brilhante estrela Sirius, no entanto, não tem estrelas brilhantes de seu próprio. Orion é uma constelação bem reconhecido que os astrônomos antigos apelidado de Hunter.
Um dos mais proeminentes estrelas em Orion é Betelgeuse, uma supergigante vermelha com uma magnitude aparente variando entre 0,2 e 1,2. Nesta escala, números menores representam objectos mais brilhantes, com as mais tênues objetos visíveis ao olho humano em cerca de magnitude 6,5.
Usando as estrelas facilmente visíveis em Orion, astrônomos podem detectar facilmente a sua Monoceros vizinho.
Knutson usou uma T1i modificado câmera DSLR, lente 50mm f/4.0 em, ISO 800 em um Polarie Vixen tracker para tirar as fotos. Os mosaicos foram alinhados e costurada por Robert Farrimond, com pós-processamento de Salvatore Grasso.
Nota do editor: Se você tem uma foto skywatching incrível que você gostaria de compartilhar uma história possível ou galeria de imagens, entre em contato com a gestão editor Tariq Malik em tmalik@space.com.

OBSERVAÇÃO DE M 22 OU AGLOMERADO GLOBULAR 6656

Foi provavelmente o primeiro aglomerado globular a ser descoberto, em 1665 por Johann Abraham Ihle, enquanto observava Saturno na constelação de Sagitário.
Embora William Henry Smyth, ainda no século XIX, e Robert Burnham, Jr. suponham que Johannes Hevelius tenha descoberto o aglomerado ainda antes, Edmond Halley, Jean-Philippe de Chéseaux e Charles Messier creditam a descoberta do aglomerado a Ihle.
Foi incluído na lista de seis objetos de Halley, publicada em 1715, e por de Chéseaux como a entrada 17 de seu catálogo. Foi percebido também por Guillaume Le Gentil e Nicolas Louis de Lacaille incluiu-o em seu catálogo de objetos austrais como o objeto Lac I.12. Messier, que o catalogou-o em 5 de junho de 1764, menciona que o objeto já estava presente no English Celestial Atlas, de John Bevis. Foi também um dos primeiros aglomerados globulares a ser cuidadosamente estudado pelo astrônomo americano Harlow Shapley, em 1930.
Núcleo de Messier 22, Telescópio Espacial Hubble

Situa-se apenas a 10 400 anos-luz em relação à Terra, um dos aglomerados globulares mais próximos de nosso planeta. Seu diâmetro aparente, cerca de 32 minutos de grau, ligeiramente maior do que o diâmetro aparente da Lua Cheia, corresponde a um diâmetro real de 97 anos-luz. A olho nu, seu diâmetro aparente é de apenas 17 minutos e é o terceiro aglomerado globular mais brilhante do céu noturno, perdendo apenas para Omega Centauri (NGC 5139) e 47 Tucanae (NGC 104). Está situada em frente ao bulbo galáctico da Via-Láctea, tornando-o útl como uma microlente gravitacional nas estrelas localizadas no bulbo galáctico.
Segundo Francis Gladheim Pease e Shapley, o aglomerado contém um núcleo denso e cerca de 70 000 estrelas, embora tenha apenas 32 estrelas variáveis, metade deles já conhecidos por Solon Irving Bailey em 1902, entre eles uma variável Mira que pode não pertencer ao aglomerado. Suas estrelas mais brilhantes têm magnitude aparente 11. Está se distanciando radialmente da Terra a uma velocidade de 149 km/s.
Contém uma tênua nebulosa planetária, descoberta pelo satélite IRAS e catalogada como IRAS 18333-2357. Foi apenas a segunda nebulosa planetária descoberta em aglomerados globulares, depois de Pease I no aglomerado Messier 15, e é uma de apenas quatro conhecidas em aglomerado globulares da Via-Láctea.
Pesquisas recentes com o Telescópio Espacial Hubble mostram a possibilidade da existência de objetos de tamanho similar a planetas que parecem navegar aleatoriamente pelo aglomerado. Esses objetos possuem 80 vezes mais massa do que a Terra, descobertas por microlentes gravitacionais.
Devido à sua grande propagação de cor de seu ramo de sequência de gigantes vermelhas, que é semelhante à observada em Omega Centauri, o aglomerado tornou-se objeto de intenso controle, iniciando-se em 1977 com James E. Hesser.

Apesar de sua proximidade relativa, a luz do aglomerado, pobre em metalicidade, é limitada devido à extinção de poeira, dando uma magnitude aparente ao sistema de 5,1, o que faz de Messier 22 o mais brilhante aglomerado globular observado no Hemisfério Norte.
Entretanto, o aglomerado está situado no Hemisfério Sul da abóbada celeste, ocasionando um menor tempo de exposição no céu do Hemisfério Norte, e outros aglomerados globulares, embora menos brilhantes, são preferidos entre os astrônomos amadores, como Messier 5 e Messier 13.

TELESCÓPIO SUBARU OBSERVA CANIBALISMO GALÁCTICO EM AÇÃO

Imagem obtida pelo Telescópio Subaru testemunha canibalismo galáctico. A galáxia elíptica gigante, à esquerda, é COSMOS J100003+020146 e a pequena galáxia anã, que lhe está ligada por uma ténue faixa de estrelas, é COSMOS J095959+020206; uma segunda “cauda” de estrelas sai da galáxia anã para o lado oposto da galáxia elíptica, também resultante do efeito da gravidade da galáxia elíptica na galáxia anã. Crédito: Subaru Telescope/NAOJ/Y. Taniguchi (Univ. Tohoku) et al. 2004. 

O Telescópio Subaru é um telescópio óptico e de infravermelhos, com um espelho de 8,2 m de diâmetro.  Encontra-se no Observatório de Mauna Kea, no Havai, e é operado pelo Observatório
Astronómico Nacional do Japão – NAOJ e pelo Instituto Nacional de Ciências Naturais. testemunhou uma galáxia grande a devorar uma pequena galáxia sua companheira. A evidência do acto consiste numa banda de estrelas que se estende por mais de 500 anos-luz
As atuais teorias de formação de estrelas sugerem que as grandes galáxias, como a nossa Via Láctea
, crescem alimentando-se de pequenas galáxias anãs. Como evidência destas teorias, encontramos, por exemplo, algumas estrelas da nossa Galáxia que parecem ter pertencido, em tempos, a uma pequena galáxia companheira da Via Láctea, a galáxia anã do Sagitário. A galáxia de Andrómeda, nossa vizinha, também apresenta algumas evidências de um passado de canibalismo. Contudo, estes são exemplos de conclusões inferidas a partir de observações pós-digestivas.
A destruição das galáxias anãs por ação de uma galáxia maior é difícil de observar no ato porque as galáxias anãs são, inerentemente, de fraco brilho e a sua luz torna-se cada vez mais difusa à medida que as suas estrelas são arrancadas pela galáxia maior. A única observação prévia de uma galáxia anã no processo de ser desfeita por uma galáxia grande foi obtida pela câmara ACS do Telescópio Espacial Hubble
A descoberta fortuita da galáxia elíptica COSMOS J100003+020146 a desfazer a galáxia anã COSMOS J095959+020206 deu-se quando a equipa liderada por Y. Taniguchi (Universidade de Tohoku, Japão) estava a observar uma área do céu na constelação do Sextante, com o objectivo de estudar as propriedades das galáxias em larga escala no espaço e no tempo.


A galáxia irregular Sextante A faz também parte do Grupo Local. Situa-se a cerca de 10 milhões de anos-luz de distância. As estrelas brilhantes da Via Láctea aparecem amareladas no plano da frente. Na galáxia são visíveis alguns tantalizantes enxames de estrelas azuis.
Crédito: D. Hunter (Lowell Observatory), Z. Levay (STScI)

O par de galáxias descoberto encontra-se a cerca de mil milhões de anos-luz e a distância entre as duas galáxias é, aproximadamente, 330 mil anos-luz.
Duas bandas estreitas de estrelas estendem-se a partir da galáxia anã: uma, na direcção da grande galáxia elíptica e outra, na direcção oposta. São estas bandas que revelam que a gravidade da galáxia elíptica está a desfazer a galáxia anã. As estrelas da galáxia anã que se encontram mais próximas da galáxia elíptica sentem uma força de maré maior do que as estrelas no centro da galáxia anã, e as estrelas no extremo oposto experimentam uma força ainda menor. Como resultado, a galáxia anã vai sendo esticada e parece que é puxada em duas direcções opostas, apesar de apenas uma galáxia estar a exercer a sua influência. Este efeito é comparável ao de como duas áreas em lados opostos da Terra experimentam maré alta ao mesmo tempo, apesar de haver apenas uma Lua a influenciar os oceanos da Terra.
A faixa de estrelas arrancadas à galáxia anã COSMOS J095959+020206 é cinco vezes mais comprida e três vezes menos brilhante, em brilho de superfície, que a banda de estrelas do par de galáxias observado pelo Telescópio Espacial Hubble.
À medida que os astrónomos descobrem mais exemplos de canibalismo galáctico em acção, o nosso conhecimento da história das galáxias torna-se mais claro. Embora nenhum ser humano hoje vivo possa testemunhar o destino final deste par de galáxias agora descoberto, o mais provável é que a galáxia elíptica será capaz de terminar a refeição que começou e consumirá a sua vizinha até ao fim.

OBSERVATÓRIO CHILENO DESCOBRE EXOPLANETA PARECIDO COM A TERRA

SANTIAGO - Astrônomos europeus descobriram no Observatório de La Silla (norte do Chile) um exoplaneta com características similares à Terra, situado no sistema estelar mais próximo do nosso planeta, informou esta terça-feira o Observatório Europeu Austral (ESO).
"Astrônomos europeus descobriram um planeta com massa similar à da Terra orbitando uma estrela no sistema Alfa Centauri, o mais próximo da Terra", acrescentou o ESO em um comunicado.
O exoplaneta orbita em torno de uma estrela semelhante ao sol, da qual dista a seis milhões de quilômetros, um espaço muito menor entre Mercúrio e o nosso Sol, acrescenta a nota.
A descoberta confirma as especulações dos astrônomos sobre a possibilidade da existência de planetas orbitando ao redor destes corpos, já que seria o local mais próximo onde encontrar um hóspede que pudesse abrigar vida além do sistema solar, informou o ESO.
"Nossas observações se prolongaram durante mais de quatro anos, utilizando o instrumento HARPS, e revelaram um sinal diminuto, mas real", disse Xavier Dumusque, um dos astrônomos que fizeram a descoberta.
Os astrônomos detectaram o exoplaneta graças ao instrumento conhecido como "Buscador de Planetas por Velocidade Radial de Alta Precisão" (HARPS, na sigla em inglês) instalado no telescópio de 3,6 metros do Observatório La Silla.
"É uma descoberta extraordinária e levou nossa tecnologia até seus limites!", acrescentou Dumusque.
O observatório La Silla está instalado a 2.400 metros de altitude, no deserto do Atacama, 1.400 km ao norte de Santiago, e tem 18 telescópios.
Desde 1995, mais de 800 exoplanetas foram descobertas por várias equipes de astrônomos, segundo a nota do ESO.

OBSERVADO DECAIMENTO RADIOATIVO DE TITÂNIO REMANESCENTE DE SUPERNOVA PODEROSA

A primeira detecção direta de titânio radioactivos associados ao resto da supernova 1987A  foi feito pelo observatório da ESA espaço Integral.
O decaimento radioativo provavelmente foi alimentar o resto brilhante em torno da estrela que explodiu nos últimos 20 anos. Estrelas são como fornos nucleares, continuamente fusão de hidrogênio em hélio em seus núcleos. Quando as estrelas maiores que oito vezes a massa do nosso Sol esgotam sua energia de hidrogênio, a estrela colapsa. Isto pode gerar temperaturas elevadas o suficiente para criar elementos mais pesados ​​por fusão, tal como o titânio, ferro, cobalto e níquel. 

Após o colapso, as rebotes estrela e uma espetacular explosão de supernovas resultados, com esses elementos constitutivos arremessado para o espaço.

Supernovas podem brilhar tanto quanto galáxias inteiras para um agradecimento de tempo muito breve à enorme quantidade de energia liberada na explosão.

Após o flash inicial desvaneceu-se, a luminosidade total do remanescente é fornecida pela libertação de energia a partir do decaimento natural de elementos radioactivos produzidos na explosão.

Cada elemento emite energia em alguns comprimentos de onda característicos como ele decai, fornecendo informações sobre a composição química do material ejetado da supernova - as conchas de material expelido pela estrela explodindo.

	Ti-44 na detecção SNR 1987A

Supernova 1987A, localizado em uma das galáxias da Via Láctea satélites nas proximidades, a Grande Nuvem de Magalhães, estava perto o suficiente para ser visto a olho nu quando a sua primeira luz chegou à Terra em fevereiro de 1987.

Durante o pico da explosão, impressões digitais dos elementos de oxigénio de cálcio foram detectados, o que representa as camadas exteriores do material ejectado.

Logo depois, assinaturas do material sintetizado nas camadas interiores pode ser visto no decaimento radioactivo de níquel-cobalto-56 a 56, e o seu decaimento posterior ao ferro-56.

Agora, graças a mais de 1000 horas de observação por integrais, de alta energia de raios-X a partir de titânio-44 radioactivo em supernova 1987A remanescente ter sido detectado pela primeira vez.

"Esta é a primeira evidência sólida de titânio-44 de produção em supernova 1987A e em quantidade suficiente para ter alimentado o remanescente ao longo dos últimos 20 anos", diz Sergei Grebenev do Instituto de Pesquisas Espaciais da Academia de Ciências da Rússia em Moscou, e o primeiro autor do artigo que apresenta os resultados na Nature .

A partir de sua análise dos dados, os astrônomos calcularam que a massa total de titânio-44 que deve ter sido produzido logo após o colapso do núcleo da estrela SN1987A do progenitor foi de 0,03% da massa do nosso sol.

Busca de Ti-44

Este valor está próximo do limite superior das previsões teóricas e é quase o dobro da quantidade observada em supernova remanescente Cas A, o remanescente única outra onde titânio-44 foi detectada.

"Os valores elevados de titânio-44 medidos em Cas A e SNR1987A são provavelmente produzidas em casos excepcionais, favorecendo supernovae com uma geometria assimétrica, e talvez à custa da síntese dos elementos mais pesados", diz Dr Grebenev.

"Este é um resultado científico único obtido pelo Integral, que representa uma nova restrição a ser tidas em conta em simulações futuras para explosões de supernovas", acrescenta Chris Winkler, cientista da ESA projeto Integral e co-autor da Natureza papel.

"Estas observações são ampliar o conhecimento sobre os processos envolvidos durante as etapas finais da vida de uma estrela massiva ".
 

55 CANCRI: ESTUDO DIZ QUE PLANETA DE SISTEMA VIZINHO É COMPOSTO ESSENCIALMENTE DE DIAMANTE

O Planeta 55 Cancri é praticamente composto por diamante e outros minerais, mas como essa jóia se formou ainda é um mistério.
Cientistas da Universidade Yale, nos EUA, descobriram que um planeta "vizinho" chamado 55 Cancri, localizado na constelação de Câncer, a 41 anos-luz da Terra, tem uma superfície provavelmente coberta por grafite e diamante.

Abaixo dessas camadas, há minerais como silício e um núcleo de ferro fundido.
O estudo foi conduzido pelo pesquisador Nikku Madhusudhan e colegas, e será publicado na revista "Astrophysical Journal". É a primeira vez que os astrônomos identificaram um planeta possivelmente formado de diamante a orbitar uma estrela como o nosso Sol, que é visível a olho nu.
Segundo os autores, pelo menos um terço da massa do 55 Cancri " que é duas vezes maior e oito vezes mais maciço que a Terra " é  feito de diamante. Essa quantidade equivale a três massas do nosso planeta.
O planeta está mais perto de seu astro principal do que Mercúrio está do Sol. Por essa razão, uma volta completa ao redor da estrela dura apenas 18 horas " enquanto por aqui leva 365 dias, ou um ano. Ao todo, esse sistema tem cinco planetas.



Ilustração divulgada em maio pela Nasa mostra o planeta 55 Cancri, à esquerda, está  bem mais perto de sua estrela principal do que Mercúrio, o 1º planeta do Sistema Solar, está do Sol. Foto: Nasa/JPL-Caltech
Os cientistas acreditavam que o 55 Cancri tinha um núcleo coberto por uma camada de água e, que, por causa das temperaturas extremas, estava constantemente em forma de um vapor espesso. Mas essa hipótese não se confirmou, e o corpo não tem nada de água. A temperatura no lado voltado para o sol do planeta está estimada em mais de 1.700 graus Celsius.
Para estimar a composição química da superfície e do interior da superterra, os astrônomos usaram modelos para calcular todas as possíveis combinações de elementos que produziriam aquelas características específicas.
Durante a formação do planeta, segundo os autores, havia mais carbono do que oxigênio disponível, além de uma quantidade significativa de água em forma de gelo.
A Terra, ao contrário, é muito rica em oxigênio e pobre em carbono em seu interior. O carbono interfere na evolução térmica dos planetas e na formação de placas tectônicas, com implicações na incidência de atividades vulcânicas, terremotos e montanhas.
O 55 Cancri foi observado pela primeira vez no ano passado, pelo telescópio espacial Spitzer, da agência espacial americana (Nasa), que descobriu que esse corpo celeste emite luz. Em 2005, o Spitzer se tornou o primeiro telescópio a detectar a luz de um planeta fora do nosso Sistema Solar. E, ao contrário do Hubble, que faz imagens em luz visível, o Spitzer "enxerga" apenas em raios infravermelhos. Por isso, não há fotografias do planeta, e sim ilustrações.
As superterras são planetas especiais que não se parecem com nada visto no Sistema Solar. Eles têm muito mais massa que a Terra, mas são mais leves que Netuno, que é formado de gás. Além disso, podem ser rochosos, gasosos ou uma combinação dos dois.
Apesar do prefixo "super", as superterras são razoavelmente pequenas " e bem difíceis de serem vistas daqui. Segundo os astrônomos, conseguir visualizar uma dessas é um passo importante para tentar localizar planetas mais parecidos com o nosso, e que tenham condições de abrigar vida.

3C58: PULSAR DÁ UMA VISÃO SOBREA MATÉRIA ULTRA DENSA, COM CAMPOS MAGNÉTICOS

Crédito: NASA / CXC / SAO / P.Slane et al.
3C58 é o remanescente de uma supernova observada no ano 1181 por astrônomos chineses e japoneses. Um olhar de comprimento por Chandra mostra que o pulsar central - uma estrela de nêutrons em rápida rotação formado no evento de supernova - está cercado por um toro brilhante de emissão de raios X. Um jacto de raios-X em ambos os sentidos irrompe do centro do toro, e estende-se ao longo de uma distância de alguns anos de luz. Mais adiante, uma intrincada teia de raios-X laços pode ser visto.
Estas características são devido à radiação de altíssima energia partículas que se deslocam em um campo magnético, e mostram uma forte semelhança com os anéis, jatos e loops ao redor do pulsar do Caranguejo. O pulsar 3C58, o pulsar do Caranguejo, e uma lista crescente de outros pulsares prova dramática de que campos eletromagnéticos fortes em torno de estrelas de nêutrons girando rapidamente são geradores poderosos de ambos partículas de alta energia e campos magnéticos.
O pulsar em 3C58 não pode ser visto diretamente nesta imagem, mas sua presença foi deduzida a partir de uma anterior Chandra descoberta e confirmação em comprimentos de onda de rádio, de rápida (66 milissegundos) pulsações. As presentes observações fornecem fortes evidências de que a superfície do pulsar 3C58 ter arrefecido a uma temperatura ligeiramente inferior a um milhão de graus Celsius.
A temperatura da superfície relativamente "cool" foi uma surpresa para os astrofísicos, já que a teoria padrão para pulsar resfriamento prevê uma superfície muito mais quente em uma idade de apenas 830 anos. O resfriamento de um pulsar é devido a colisões entre neutrões e outras partículas subatômicas em seu interior ultra-densa, onde uma colher de chá de matéria pode pesar mais de um bilhão de toneladas. Essas colisões produzem neutrinos que carregam energia como eles escapam da estrela.
A velocidade do arrefecimento em 3C58 indica que a interacção entre neutrões e protões não são bem compreendidos, as condições extremas de pulsares, ou que uma forma exótica de matéria subatômica está presente.
Fatos rápidos para 3C58:
Crédito NASA / CXC / SAO / P.Slane et al.
Imagem escala é de                              12,1 x 4,2 arcmin diâmetro.
Categoria Estrelas de nêutrons                    / raios-X binários, Supernovas e restos de supernovas
Coordenadas (J2000)                                 RA 02h 05m 37.00s | Dez 64 ° 49 '48,00 "
Constelação de                                           Cassiopeia
Datas de Observação                                  04 de setembro de 2000; 22 de abril, 23 e 26, 2003
Tempo de observação                                 97 horas
Obs. IDs                                                    728, 3832, 4383, 4382
Código de Cores Energia                            (Red 0,5-1 keV, Green 1,0-1,5 keV, Azul 1,5-10 keV)
Instrumento                                                  ACIS
Referências                                                 P. Slane et al. Astrophys 2004. J. 616, 403
Distância Estimativa                                    10.000 anos-luz
Data de lançamento                                    14 de dezembro de 2004

SATÉLITE SWIFT DA NASA DESCOBRE UM NOVO BURACO NEGRO EM NOSSA GALÁXIA

A NASA, por intermédio do seu satélite Swift, detectou recentemente uma “explosão” em raios-x.

A fonte desse pico de raios-x estava na direcção do centro da nossa Via Láctea.

Uma explosão de raios-X foi pego pelo Swift da NASA em 16 de setembro de 2012,o que  resultou em  um fluxo de gás  mergulhando em direção a um buraco negro até então desconhecido.

O Gás que flui de uma estrela parecida com o Sol recolhe em um disco de acreção ao redor do buraco negro. Normalmente, esse gás seria constantemente espiralado para dentro. Mas neste sistema, chamado Swift J1745-26, o gás  coleta durante décadas antes de  sugar para dentro. Crédito: NASA Goddard Space Flight Center 

Satélite Swift da NASA detectou recentemente uma crescente onda de alta energia raios-X de uma fonte na direção do centro da nossa galáxia, a Via Láctea. A explosão, produzida por um raro raio-X nova, anunciou a presença de um até então desconhecido buraco negro de massa estelar. "brilhante de raios-X novae são tão raros que esse foi o primeiro a ter sido detectado  em uma missão de eventos e este é o primeiro que o Swift tem visto ", disse Neil Gehrels, investigador principal da missão, na NASA Goddard Space Flight Center em Greenbelt, Md." Isso é realmente algo que já estava esperando. " Uma nova X-ray é um X de curta duração fonte de raios-que aparece de repente, atinge o seu pico de emissão em alguns dias e depois desaparece ao longo de um período de meses. A explosão ocorre quando uma torrente de gás armazenado, de repente corre em direção a um dos objetos mais compactos conhecidos, uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.O  brilho da fonte rapidamente acionou o telescópio Swift alerta de ruptura por duas vezes na manhã do dia 16 de setembro, e mais uma vez no dia seguinte. Nomeado Swift J1745-26 após as coordenadas da sua posição no céu, a nova está localizado a poucos graus do centro de nossa galáxia em direção à constelação de Sagitário. Embora os astrônomos não sabem a sua distância precisa, eles acham que o objeto reside cerca de 20.000 a 30.000 anos-luz de distância, na região interior da galáxia. observatórios em terra detectou emissões de infravermelho e rádio, mas espessas nuvens de poeira que obscurece e tem  impedido os astrônomos de pegar Swift . J1745-26 em luz visível A nova pico em raios X duros - energias acima de 10.000 de elétron-volts, ou várias vezes mil que a da luz visível - em 18 de setembro, quando atingiu uma intensidade equivalente ao do Caranguejo famoso nebulosa, um remanescente de supernova, que serve como um destino de calibragem de alta energia observatórios e é considerado um das mais brilhantes fontes além do sistema solar a estas energias. Mesmo como esmaecido em altas energias, a nova brilhante na parte inferior de energia, ou mais suave, as emissões detectadas pelo telescópio Swift de raios-X, um comportamento típico de raios-X novae. Na quarta-feira, Swift J1745-26 foi 30 vezes mais brilhantes em raios-X do que quando foi descoberto e ele continuou a clarear. "O padrão que estamos vendo é observado em raios-X novae onde o objeto central é um buraco negro. Uma vez em que os raios-X desaparecer, esperamos para medir a sua massa e confirmar seu status buraco negro ", disse Boris Sbarufatti, um astrofísico do Observatório de Brera, em Milão, Itália, que atualmente está trabalhando com outros membros da equipe do Swift na Penn State University, em Park, Pa. O buraco negro tem de ser membro de um raio-X do sistema binário de baixa massa (LMXB), que inclui uma estrela normal do tipo-Sol. Um fluxo de gás flui da estrela normal e entra em um disco de armazenamento em torno do buraco negro. Na maioria dos LMXBs, o gás no interior das espirais de disco, se aquece à medida que se dirige para o buraco negro, e produz um fluxo constante de raios-X. Mas, sob certas condições de fluxo, estável dentro do disco de acreção depende da taxa de matéria que o flui  da estrela companheira. Em certas taxas, o disco não consegue manter um fluxo constante interno e em vez disso alterna entre duas condições dramaticamente diferentes - um refrigerador de estado, em que o gás ionizado menos simplesmente recolhe na parte exterior do disco tal como a água para trás de uma barragem, e um mais quente, estado mais ionizado que emite uma onda de gás subindo em direção ao centro. "Cada explosão limpa o disco interno, e com pouca ou nenhuma matéria caindo em direção ao buraco negro, o sistema deixa de ser uma fonte brilhante de raios-X", disse John Cannizzo, um astrofísico Goddard. "Décadas mais tarde, depois de gás suficiente acumulada no disco externo, ele muda novamente para seu estado quente e envia um dilúvio de gás em direção ao buraco negro, resultando em uma explosão de raios-X novo." Esse fenômeno, chamado de termo-viscoso ciclo limite, ajuda os astrônomos explicarem explosões transitórias em uma ampla gama de sistemas, a partir de discos protoplanetários ao redor de estrelas jovens, para diminuir novae - onde o objeto central é uma estrela anã branca - e mesmo brilhante emissão de buracos negros supermassivos nos corações das galáxias distantes. Swift, lançado em novembro de 2004, é gerido pelo Goddard Space Flight Center. Ele é operado em colaboração com a Penn State, o Los Alamos National Laboratory, no Novo México e Orbital Sciences Corp, em Dulles, Virgínia, com colaboradores internacionais no Reino Unido e Itália, incluindo contribuições de Japão e Alemanha. Links Relacionados: > Swift website Vídeo> no Explorer da NASA canal no YouTube.

VIA LÁCTEA É CERCADA POR UM ENORME HALO DE GÁS QUENTE

Chandra forneceu evidências de que a nossa Via Láctea é incorporado em um halo enorme de gás quente que se estende por centenas de milhares de anos-luz.
A massa do halo é estimado para ser comparável à massa de todas as estrelas da galáxia Via Láctea.
Se o tamanho e massa deste halo de gás for confirmada, poderia ser a solução para o "missing-bariônica" problema para o Galaxy.
Ilustração artística mostra um halo enorme de gás quente (em azul) em torno da Via Láctea galáxia. Também é mostrado, no canto inferior esquerdo da Via Láctea, são as Nuvens de Pequeno e Grande de Magalhães, duas pequenas galáxias vizinhas (rolar o mouse sobre a imagem para etiquetas). O halo de gás é mostrada com um raio de cerca de 300.000 anos luz, embora possa estender significativamente mais.
Os dados do Chandra X-ray Observatory foi usado para estimar que a massa do halo é comparável à massa de todas as estrelas da Via Láctea . Se o tamanho e massa deste halo de gás for confirmada, poderia ser a solução para a "falta-bariônica" problema para o Galaxy.
Em um estudo recente, uma equipe de cinco astrônomos usaram dados de Chandra, da ESA XMM-Newton, e de satélite do Japão, Suzaku definir limites para a temperatura medida, e de massa do halo de gás quente. Chandra observou oito raios-X brilhantes fontes situadas muito além do Galaxy a distâncias de centenas de milhões de anos-luz. Os dados revelaram que os raios X a partir destas fontes distantes são selectivamente absorvida pelo oxigénio iões na vizinhança do Galaxy. A natureza da absorção permitiu aos cientistas determinar que a temperatura da auréola absorvente é entre 1 milhão e 2,5 milhões de Kelvin .
Outros estudos têm mostrado que a Via Láctea e de outras galáxias estão embutidas no gás quente, com temperaturas entre 100 mil e um milhão de graus, e há indícios de que um componente mais quente com uma temperatura superior a um milhão de graus também está presente. Esta nova pesquisa fornece evidências de que a massa no halo de gás quente que envolve a Via Láctea é muito maior do que o do gás quente.
Fatos para Halo: Galactic
Crédito                         Ilustração: NASA / CXC / M.Weiss; NASA / CXC / Ohio State / A Gupta et al
Data de Lançamento 24 de setembro de 2012
Categoria                         Galáxias normais e Galáxias Starburst
Coordenadas (J2000) 8 alvos diferentes foram usados
Data de Observação 38 pointings entre 06 de dezembro de 2000 e 07 de abril de 2012
Tempo de Observação 764 horas 53 min. (31 dias, 19 horas, 53 min)
Obs. ID 2090-2094, 2335, 3168, 3567, 3669, 4148-4149, 4399, 4416, 4441-4442, 4901, 4910, 5151, 5318, 5331-5332, 6091, 6151, 6874, 8379, 8388, 9151, 9713, 9898-9899, ​​10575, 10662, 11387-11388, 11965-11966, 13097, 14266
Instrumento                ACIS / HETG , ACIS / LETG , HRC-S/LETG
Referências                Gupta, A et al, 2012, APJ, 756: L8; arXiv: 1205,5037

OBSERVAÇÕES MOSTRAM UMA NOVA VISÃO DA NEBULOSA DA TARÂNTULA

Tarantula Nebula (30 Doradus): 
Um novo composto de 30 Doradus (aka, a Nebulosa da Tarântula) contém dados do Chandra (azul), Hubble (verde) e Spitzer (vermelho).
30 Doradus é uma das maiores regiões de formação estelar localizado perto da Via Láctea.
Esta região contém milhares de jovens estrelas massivas, tornando-se um excelente lugar para estudar como as estrelas nascem.
Para comemorar o seu 22 º aniversário em órbita, o Telescópio Espacial Hubble divulgou uma imagem nova e dramática das região de formação estelar 30 Doradus, também conhecida como a Nebulosa da Tarântula, porque seus filamentos brilhantes lembram pernas de aranha. Uma nova imagem de todos os três grandes observatórios da NASA - Chandra, Hubble e Spitzer - também foi criado para marcar o evento.
30 Doradus está localizado na galáxia vizinha chamada Grande Nuvem de Magalhães, e é uma das maiores regiões de formação estelar localizado perto da Via Láctea . No centro de 30 Doradus, milhares de estrelas de grande massa estão soprando fora do material e produzindo radiação intensa com os ventos fortes. O Chandra X-ray Observatory detecta gás que foi aquecido a milhões de graus por esses ventos estelares e também por explosões de supernovas . Esses raios-X, de cor azul nesta imagem composta, vêm de frentes de choque - semelhante ao estrondos sônicos - formadas pela atividade de alta energia estelar.
Os dados do Hubble na imagem composta, de cor verde, revela a luz dessas estrelas massivas, juntamente com diferentes estágios de nascimento de estrelas, incluindo estrelas embrionárias alguns milhares de anos de idade ainda em casulos de gás escuro. Emissão de infravermelho do Spitzer, visto em vermelho, mostra resfriador de gás e poeira que tem bolhas gigantes esculpidos eles. Essas bolhas são esculpidos pela mesma radiação abrasador e ventos fortes que vem das estrelas maciças no centro da 30 Doradus.
Fatos rápidos para Nebulosa da Tarântula:
Crédito X-ray: NASA / CXC / PSU / L.Townsley et al; óptica:. NASA / STScI; infravermelho: NASA / JPL / PSU / L.Townsley et al.
Data de Lançamento        Abril 17, 2012
Escala                                13 minutos de arco de diâmetro (cerca de 600 anos-luz de diâmetro)
Categoria                                 Estrelas normais e aglomerados de estrelas
Coordenadas (J2000)         RA 05h 38m 42.9s | Dez -69 ° 06 '3 "
Constelação                         Dourado
Data de Observação         1999/09/21 - 2006/01/30
Tempo de Observação         31 horas 40 min.
Obs. ID                                 22, 5906, 7263, 7264, 62520
Instrumento                         ACIS
Também conhecido como 30 Doradus
Código de Cores                 De raios-X (azul); Infravermelho (Red); Optical (Verde)

IGR J11014-6103: SERÁ QUE ESTE PODE SER O PULSAR MAIS RÁPIDO ATÉ HOJE ENCONTRADO?

O pulsar mais rápido em movimento pode ter sido encontrado cerca de 30.000 anos-luz da Terra.
Esse objeto é conhecido como IGR J1104-6103 e pode estar correndo longe de um remanescente de supernova em cerca de 6 milhões de quilômetros por hora.
Se confirmado, este seria um desafio teóricos para criar modelos que explicam essas velocidades super de explosões de supernovas.
Um trio de telescópios - Chandra, XMM-Newton, eo telescópio Parkes de rádio - foi usado neste achado.
Pesquisadores usam três telescópios diferentes - Chandra da NASA X-ray Observatory e da ESA XMM-Newton no espaço, e o rádio telescópio Parkes , na Austrália - pode ter encontrado o mais rápido movimento pulsar já visto.
A evidência para esta velocidade potencialmente recordista vem, em parte, das características destacadas nesta imagem composta. X-ray observações do Chandra (verde) e XMM-Newton (roxo) foram combinadas com os dados infravermelhos do projeto 2MASS e dados ópticos do Digitized Sky Survey (vermelho, verde e azul, mas que aparece na imagem como branco) .
A grande área de difusa de raios-X visto pelo XMM-Newton foi produzido quando uma estrela muito maciça explodiu como uma supernova , deixando para trás um campo de destroços, ou remanescente de supernova conhecida como SNR MSH 11-16A. Choques de ondas da supernova pode ter aquecido o gás circundante a vários milhões de graus Kelvin, fazendo com que o remanescente continue a brilhar intensamente em raios-X.
A imagem do Chandra mostra a inserção ("Chandra Close-up") que revela um cometa em forma de fonte de raios X bem fora do limite do remanescente de supernova. Esta fonte consiste de um objeto de ponto-como uma longa cauda arrastando para atrás dela por cerca de 3 anos-luz. A estrela brilhante nas proximidades e também o  SNR MSH11-16A são ambos propensos a ser estrelas de primeiro plano não relacionados com o remanescente de supernova.
O ponto-como fonte de raios-X foi descoberto pelo Internacional Gamma-Ray Astrophysics Laboratory, ou integral, e é chamada de IGR J11014-6103 (ou IGR J11014 para o short). Pode ser uma rápida rotação estrelar super-densa (conhecido como um "pulsar", um tipo de estrela de nêutrons), que foi expulso durante a explosão. Se assim for, é correr para longe do centro da supernova em milhões de milhas por hora.
A interpretação favorecida para a cauda de emissão de raios X é que uma nebulosa de vento de pulsar, ou seja, um "vento" de partículas de alta energia produzidos pelo pulsar, foi varrida por trás de uma onda de choque criada pela alta velocidade do pulsar. (Um caso semelhante a este foi visto em um outro objeto conhecido como PSR B1957 20 .
A emissão alongada está apontando para o centro do MSH 11-61A, onde o pulsar teria sido formado, apoiando a idéia de que a imagem do Chandra é de uma nebulosa de vento de pulsar e seu arco de choque. Outra característica interessante da imagem Chandra, também observado com o XMM-Newton, é a cauda de raios-X fraco que se estende ao canto superior direito. A causa desta característica é desconhecida, mas as caudas semelhantes foram vistos de pulsares entre outros que também não se alinham com a direção do pulsar do movimento.
Com base em observações anteriores, os astrônomos estimam que a idade de MSH 11-61A, como aparece na imagem, é de cerca de 15 mil anos, e que se situa a uma distância de cerca de 30.000 anos-luz de distância da Terra. Combinando estes valores com a distância que o pulsar tem aparentemente ter viajado desde o centro da MSH 11-61A, os astrônomos estimam que IGR J11014 está se movendo a uma velocidade entre 5,4 milhões e 6,5 milhões de quilômetros por hora.
A única estrela de nêutrons  associado a um remanescente de supernova que podem rivalizar com isso em velocidade é o candidato encontrado no remanescente da supernova conhecida como G350.1-0.3 . A velocidade do candidato estrela de neutrões no presente sistema é estimado em residir cerca entre 3 e 6 milhões de milhas por hora.
As altas velocidades estimadas para o IGR J11014 e o candidato estrela de nêutrons em G350.1-0.3 são preliminares e precisam ser confirmados. Se forem confirmados, explicando as altas velocidades da estrela de nêutrons é um desafio grave para os modelos existentes para explosões de supernovas.
Uma ressalva importante na conclusão de que IGR J11014 pode ser a pulsar mais rápido em movimento é que as pulsações não tenha sido detectada nela durante uma pesquisa com o Científica e Organização de Pesquisa Industrial (CSIRO) Parkes rádio telescópio. Esta não-detecção não é surpreendente para um pulsar localizado a cerca de 30.000 anos-luz de distância.
No entanto, existem outros elementos de prova que sustentam a interpretação pulsar. Primeiro, a falta de detecção de uma contrapartida para a fonte de raios-X em imagens ópticas ou infravermelho suportam a idéia de que é um pulsar, uma vez que tais objetos são muito fraco nestes comprimentos de onda. Além disso, não há diferenças aparentes na luminosidade da fonte entre XMM-Newton observações em 2003 e as observações do Chandra em 2011, o comportamento que é esperado se IGR J11014 é um pulsar. Finalmente, o espectro de raios-X da fonte luminosa, isto é, a sua assinatura de energia, é semelhante ao que astrônomos esperam para ver a um pulsar.
Estes resultados foram publicados no 10 de maio de 2012 questão da revista Astrophysical Journal Letters. Os autores foram John Tomsick e Arash Bodaghee (Universidade da Califórnia, Berkeley), Jerome Rodriguez e Sylvain Chaty (Universidade de Paris, CEA Saclay), Fernando Camilo (Columbia University), Francesca Fornasini (UC Berkeley), e Farhid Rahoui (Harvard- Smithsonian Center for Astrophysics).
Marshall da NASA Space Flight Center, em Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra de Missões Científicas da NASA em Washington Direcção. O Smithsonian Astrophysical Observatory controla ciência Chandra e operações de voo a partir de Cambridge, Massachusetts
Fatos rápidos para IGR J11014-6103:
Crédito X-ray: NASA / CXC / UC Berkeley / J.Tomsick et al & ESA / XMM-Newton, Óptica: DSS; IR: 2MASS/UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF
Data de Lançamento 28 de junho de 2012
Escala              Imagem é de 1 grau em (~ 576 anos-luz)
Categoria              Supernovas e restos de supernovas , estrelas de nêutrons / X-ray Binários
Coordenadas (J2000) RA 11h 01m 22.08s | Dez -61 ° 03 '25,20 "
Constelação         Carina
Data de Observação 6 de setembro de 2011
Tempo de Observação 1 hora 23 min.
Obs. ID                12420
Instrumento        ACIS
Referências        Tomsick, J et al, 2012 APJ 750:39; arXiv: 1204,2836
Código de Cores De raios-X Chandra-: (Verde) de raios-X XMM-: (roxo); Optical (Red, Green, Blue)

V1647 ORI:RADIOGRAFADO O BATER DE CORAÇÃO DE UMA ESTRELA RECEM NASCIDA

Usando os dados combinados de um trio de orbitar telescópios de raio X, incluindo Chandra X-ray Observatory e do satélite Suzaku Japão,
Liderado astrónomos obtiveram um raro vislumbre dos fenômenos poderosos que acompanham uma estrela ainda em formação. Um novo estudo com base nessas observações indicam que os intensos campos magnéticos dirigir torrentes de gás na superfície estelar, onde aquecer grandes áreas a milhões de graus. Raios-X emitidos por estes pontos quentes trair rápida rotação da estrela do recém-nascido, mostrando que ele está girando tão rapidamente que está à beira da ruptura.

Esta imagem começa com observações ópticas da nebulosa M78, uma região de formação de estrelas em nossa galáxia localizada cerca de 1300 anos-luz da Terra. Os zooms vista em uma região próxima contendo Nebulosa McNeil, observado pela primeira vez em 2004, quando foi iluminada por uma proto-estrela chamado V1647 Orionis, uma criança estelar ainda parcialmente enrolado em sua nuvem de nascimento. Proto-estrelas ainda não desenvolveram as capacidades geradores de energia de uma estrela normal, como o sol, que funde hidrogênio em hélio em seu núcleo. Para V1647 Ori, que estágio encontra-se milhões de anos no futuro. Até então, a proto-estrela brilha a energia térmica liberada pelo gás que continua a cair sobre ele, muito do que se origina em um disco giratório circumstellar.
Um zoom em V1647 Orionis mostra uma animação, a representação de um artista de campos magnéticos e intensos de raios-X milhares hot spots de vezes mais quente que o resto da estrela. Essas manchas são pensados ​​para ser as pegadas de córregos que transferência de gás de um disco que ainda cerca a jovem estrela. Os cientistas pensam que os eventos de reconexão magnética - a fonte de energia para explosões de nosso próprio sol - canal e dirigir os fluxos de gás. A estrela, que gira uma vez em cerca de um dia, gira mais rápido do que o disco, e constantemente acaba os campos magnéticos, que liberam uma grande quantidade de energia, quando voltar a encaixar na menor energia estados. Esta proto-estrela de raios-X variações estão dando astrônomos um raro vislumbre de fenômenos energéticos que acompanham a "criança" fase de uma estrela de baixa massa.
A equipe encontrou fortes semelhanças entre 11 diferentes curvas de raio-X de luz com base em dados do Chandra, Suzaku e da Agência Espacial Europeia XMM-Newton satélites. V1647 Ori está entre as estrelas mais jovens cujas taxas de rotação foram determinados utilizando uma técnica de raios-X baseado.

Fatos rápidos para V1647 Ori:
Crédito                              NASA / CXC / GSFC / K.Hamaguchi, et al
Data de Lançamento      03 de julho de 2012
Categoria                          Estrelas normais e aglomerados de estrelas
Coordenadas (J2000) RA 05h 46m 13.10s | Dez -00 ° 06 '05.00 "
Constelação                 Oríon
Data de Observação 8 pointings entre março 2004 e abril 2009
Tempo de Observação 40 horas 22 min
Obs. ID                          5307-5308, 5382, 8585, 9915-9917, 10763
Instrumento                 ACIS
Referências                 Hamaguchi, K et al, 2012 APJ 754; arXiv: 1207,0570
Estimar a distância         1300 anos luz

BALBINOT 1: ASTÔNOMOS BRASILEIROS DESCOBREM UM NOVO SATÉLITE NA VIA LÁCTEA

Aglomerado estelar Balbinot 1 é composto pela concentração de estrelas bem tênues, vistas ao centro da imagem. Foto: Divulgação/Canada France Hawaii Telescope/UFRGS
Pesquisadores do Departamento de Astronomia da Universidade Federal do Rio Grande do Sul (UFRGS) e do Laboratório Interinstitucional de e-Astronomia (LIneA) fizeram uma descoberta rara. Eles encontraram um novo satélite na Via Láctea.
Trata-se de um aglomerado de estrelas situado no halo da galáxia, a uma distância de 108 mil anos-luz do Sistema Solar. Segundo os astrônomos, é o primeiro satélite nos confins do halo estelar cuja descoberta teve como protagonistas astrônomos brasileiros.
De acordo com o pesquisador da universidade Basílio Santiago, a estimativa é que façam parte do conglomerado entre 200 e 300 estrelas com massa de nível médio. Ele explicou que, apesar de se tratar de um conglomerado de corpos celestes, pode receber a denominação de satélite. "A definição de satélite pode ser vista com uma certa generalidade. Satélite é aquilo que orbita um objeto mais massivo. Nesta concepção, pode ser um conjunto que descreva uma órbita em torno de uma galáxia", disse Santiago.
Sob a orientação do pesquisador Basílio Santiago e com a colaboração de outros pesquisadores do LIneA, Eduardo desenvolveu um código, chamado de FindSat, que busca por sobredensidades em mapas de estrelas gerados por grandes levantamentos de dados aos quais o laboratório tem acesso. Essas sobredensidades atestam a existência desses pequenos sistemas estelares coesos, como um aglomerado estelar ou uma galáxia anã, sobrepostos às demais estrelas da Via Láctea. O objeto encontrado pelos pesquisadores brasileiros foi batizado de Balbinot 1.
Segundo o Departamento de Astronomia da UFRGS, a importância desses satélites está ligada ao processo de formação de galáxias e outras estruturas no Universo. Acredita-se atualmente que uma galáxia grande como a nossa se formou ao longo de mais de 10 bilhões de anos num processo aglutinação gravitacional de objetos menores. Esses satélites, como Balbinot 1, são os remanescentes deste processo. Os objetos do halo, em especial, são velhos, funcionando como "testemunhas oculares" deste cenário hierárquico de formação, pelo qual sistemas de baixa massa se aglutinam para formar galáxias grandes.
Ainda de acordo com os pesquisadores, satélites do halo são mais difíceis de detectar, pois estão em geral muito distantes de nós. Balbinot 1, em especial, foi um grande desafio, pois contém pouco mais de 200 estrelas, o que o torna um dos satélites de menor massa dentre todos os já descobertos.

GALÁXIA SEYFERTS NGC 5728

Galáxias seyferts espirais tem um núcleo muito luminoso. Sua radiação nuclear mostra linhas de emissão e um contínuo de origem não-térmica (ou seja, que não é característico do produzido em estrelas) desde altas freqüências (raios Gama e X) até as freqüências baixas de rádio.
Um exemplo de galáxia Seyfert é a NGC 5728, cujas imagens são mostradas abaixo. À esquerda, uma imagem de toda galáxia, obtida da Terra.

 À direita, uma imagem obtida com o Telescópio Espacial  isolando a emissão do gás ionizado pela fonte central, que acredita-se ser um buraco negro circundado por um disco de acresção e por um toro de poeira que colima a radiação na forma de um cone, e por isto o gás ionizado têm forma aproximadamente cônica.
Um farol do Núcleo de uma galáxia ativa

Crédito: Andrew S. Wilson (STScI) / NASA Co-investigador: James A. Braatz (Univ. de Maryland), Timothy M. Heckman (STScI), Julian H. Krolik (JHU), e George K. Miley (Leiden Observatory .) 
Cortesia: Allan Sandage, Carnegie Observatories
 - A NASA Telescópio Espacial Hubble vista (HST) do núcleo da galáxia espiral barrada Seyfert NGC 5728 revela uma viga bi-cônico espetacular de luz que é ionizante o gás na região central da galáxia.
Esta imagem foi apresentada na reunião da Sociedade Astronômica Americana, em Berkeley, Califórnia, pelo Dr. Andrew Wilson, do Space Telescope Science Institute (STScI), em Baltimore, Maryland.
Porque NGC 5728 é uma galáxia ativa, o núcleo pode conter um buraco negro supermassivo rodeado por um disco de gás, de acordo com os astrônomos. Este quente brilha disco com luz ultravioleta. No entanto, um anel denso de vista gás blocos Hubble do buraco negro e brilhante disco de acreção. A luz visível e ultravioleta escapa ao longo das extremidades abertas do gás "donut" de vários milhares de anos-luz a partir do núcleo. O anel, assim, molda a luz ultravioleta escapar em duas farol estilo "cones de ionização".
A imagem foi feita 04 de setembro de 1992 com a Wide Field Planetary Camera e (WFPC) no modo PC. As exposições foram obtidas em função do oxigénio duplamente ionizado e hidrogénio neutro.
[Esquerda] - Uma imagem com base terrena do barrado galáxia espiral NGC 5728, localizada 125 milhões de anos-luz de distância, na constelação de Libra.

COMETAS EXTRA SOLARES MANCHAM DISCOS PROTOPLANETÁRIO DE ESTRELA JOVEM

Concepção artística da vista para as estrelas jovens Beta Pictoris a partir da borda externa de seu disco. Este disco de poeira e gás que orbitam a estrela é produzida por colisões entre e evaporação de asteróides e cometas. A estrela é de cerca de 63 anos-luz da Terra. Crédito: NASA / FUSE / Lynette Cook
Cometas detectados em torno de outras estrelas parecem muito semelhante à dos cometas mais primitivos do sistema solar, dizem os pesquisadores.
A descoberta sugere que a matéria em torno de estrelas distantes misturados de forma semelhante ao sistema solar em sua juventude, os cientistas acrescentou.
Os astrónomos detectaram milhares de planetas alienígenas orbitando estrelas distantes . Além desses exoplanetas, os cientistas começaram a descobrir vastas nuvens de cometas extra-solares, incluindo bolas de gelo e rocha que pode ser atirando esses mundos distantes. Pesquisadores acreditam que um enorme número de cometas bombardeados Terra bilhões de anos atrás, fornecer não apenas a água que agora makesup os oceanos, mas potencialmente os ingredientes orgânicos de vida.
Estrangeiro cometas
Para saber mais sobre os cometas, os astrônomos alienígenas focados no sistema de Beta Pictoris , cerca de 63 anos-luz da Terra.
Beta Pictoris é um jovem (12 milhões de anos) analógico do sistema solar: Its estrelas possui um disco de detritos em torno dele cheio de pequenos grãos de pó, e pelo menos um planeta relativamente perto dela, cerca de 10 vezes a distância da Terra ao sol (10 unidades astronômicas, ou cerca de 930 milhões milhas - 1,5 bilhões km).
Os cientistas usaram a Agência Espacial Europeia Observatório Espacial Herschel para verificar Beta Pictoris. Materiais ao redor de uma estrela absorver um pouco de sua luz, resultando em padrões conhecidos como espectros que permitem aos cientistas identificar o que os materiais são.
Os pesquisadores procuraram por sinais de cristais de olivina em torno Beta Pictoris. Este cristal verde-oliva é rico em magnésio normalmente quando ele primeiras formas no espaço, como é visto nos cometas mais antigos do sistema solar, ao contrário da olivina mais rico em ferro visto em asteróides.
Cometa nuvem de Beta Pictoris
Nos arredores frios do Beta Pictoris, cerca de 15 a 45 unidades astronômicas da estrela, os espectros Herschel revelou que a olivina é rica em magnésio. Além disso, estes cristais compreendem cerca de 3,6 por cento do pó de cerca de Beta Pictoris, fazendo com que o pó muito semelhante em composição aos cometas mais primitivos do sistema solar, como 17P/Holmes e 73P/Schwassmann-Wachmann, que são de cerca de 2 por cento a 10 por cento de olivina cristalina.
"Eu acho impressionante que fomos capazes de detectar a impressão digital do espectro deste material em outro sistema planetário", disse o principal autor Bernard Lammert de Vries, um astrofísico da KU Leuven University, na Bélgica. "Os discos de poeira em estes sistemas são muito fracos."
Cristais de olivina no espaço pode formar apenas dentro de 10 unidades astronômicas de estrelas. O fato de que os cometas são tipicamente vistos muito mais longe sugere que este material é regularmente pendurada longe de estrelas. Os níveis semelhantes de olivina cristalina vistos em pó Beta Pictoris 'e cometas antigos do sistema solar sugerem que a matéria em torno destas estrelas pode ter misturado de forma semelhante, embora Beta Pictoris é 1,5 vezes mais massiva que o Sol e oito vezes mais brilhantes.
"Este é um passo para uma melhor compreensão do planeta e formação de estrelas", de Vries disse SPACE.com.