NGC 2841: OBSERVAÇÕES DE CHAMINÉS EM ALTA PRESSÃO GALÁTICA

Crédito: X-ray: NASA / CXC / U. Mass / QDWang; Optical: NOAO / KPNO

Esta imagem composta X-ray/optical da grande galáxia espiral NGC 2841 mostra gás em grau multimilionário (azul / raio-X), elevando-se acima do disco de estrelas e gás mais frio em (cinza / óptico).

As rápidas saídas de gás de estrelas gigantes e explosões de supernovas no disco de uma galáxia criar enormes conchas ou bolhas de gás quente que se expandem rapidamente e subir acima do disco, como colunas de fumaça de uma chaminé.Imagem de NGC 2841 Chandra fornece a evidência direta para este processo, que bombeia energia para o halo gasoso fina que circunda a galáxia. Chaminés galácticos também se espalhou, metal gás enriquecido quente longe do disco da galáxia na auréola.

Fatos para NGC 2841:

Crédito                                               X-ray: NASA / CXC / U. Mass / QDWang; Optical: NOAO / KPNO

Escala                                               Imagem 5.75 arcmin em

Categoria                                          Galáxias normais e Galáxias Starburst

Coordenadas (J2000)                    RA 09h 22m 02.60s | dezembro 50 º 58 '35,50 "

Constelação                                     Ursa Maior

Data de Observação                       18 de dezembro de 2004

Tempo de observação                    8 horas

Obs. ID                                               6096

Código de Cores                             X-ray: Azul, Optical: cinza / branco

Instrumento                                      ACIS                                               

Estimar a distância                         Cerca de 50 milhões de anos-luz

Lançamento                                      06 de março de 2006

OBSERVAÇÕES DE JÚPITER EM INFRA-VERMELHO MOSTRAM DETALHES ATMOSFÉRICOS IMPRESSIONANTES

Imagem surpreendente de Júpiter tirada em luz infravermelha, na noite de 17 de Agosto de 2008 com a Multi-Conjugado Adaptive Optics Demonstrator (MAD) instrumento protótipo montado no Very Large Telescope do ESO. Esta foto de falsa cor é a combinação de uma série de imagens obtidas ao longo de um período de tempo de cerca de 20 minutos, através de três filtros diferentes (2, 2,14 e 2,16 micron). A nitidez da imagem obtida é de cerca de 90 milisegundos de arco ao longo de todo o disco planetário, um verdadeiro recorde em imagens semelhantes tomadas a partir do solo. Isto corresponde a ver detalhes a cerca de 300 km de largura sobre a superfície do planeta gigante. A Grande Mancha Vermelha não é visível nesta imagem, uma vez que estava do outro lado do planeta durante as observações. As observações foram feitas no infravermelho onde a absorção devido ao hidrogênio e metano é forte. Isso explica por que as cores são diferentes do que costumamos ver de Júpiter em luz visível. Esta absorção significa que a luz pode ser refletida de volta apenas de neblinas de altitude, e não a partir de nuvens mais profundas. Estes hazes encontram-se na parte superior muito estável da troposfera de Júpiter, onde as pressões são entre 0,15 e 0,3 bar.
Misturar é fraco dentro desta região estável de partículas de neblina tão minúsculos podem sobreviver por dias ou anos, dependendo do tamanho e velocidade de queda. Além disso, nos pólos do planeta, uma névoa na estratosfera superior (regiões de luz azul) é gerado por interações com partículas retidas no intenso campo magnético de Júpiter.

Crédito: ESO / F. Marchis, M. Wong, E. Marchetti, P. Amico, S. Tordo

Abell 383: OBSERVAÇÕES OBTÉM UMA IMAGEM COMPLETA DE UM SUJEITO ESQUIVO

O aglomerado de galáxias conhecido como Abell 383 e encontra-se cerca de 2,3 bilhões de anos luz da Terra.
Ambas as equipes afirmam ter encontrado matéria escura para ser distribuído na forma de uma bola de futebol americano, com o ponto próximo da linha de visão.
A matéria escura é um material invisível que não emite nem absorve qualquer tipo de luz, mas é detectável através dos seus efeitos gravitacionais.
Duas equipes de astrônomos usaram dados do Chandra da NASA X-ray Observatory e outros telescópios para mapear a distribuição de matéria escura num aglomerado de galáxias conhecido como Abell 383, que está localizado cerca de 2,3 bilhões de anos luz da Terra. Não foram só os pesquisadores capazes de descobrir onde a matéria escura encontra-se nas duas dimensões em todo o céu, eles também foram capazes de determinar a forma como a matéria escura é distribuída ao longo da linha de visão.
A matéria escura é um material invisível que não emite nem absorve qualquer tipo de luz, mas é detectável através dos seus efeitos gravitacionais. Diversas linhas de evidência indicam que há cerca de seis vezes mais matéria escura tanto quanto "normal" ou bariônica, a matéria no Universo . Compreender a natureza do assunto misterioso é um dos problemas pendentes em astrofísica.
Aglomerados de galáxias são as maiores estruturas no universo gravitacionalmente ligados, e desempenham um papel importante na investigação sobre a matéria escura e da cosmologia do estudo da estrutura e evolução do universo. O uso de clusters como matéria escura e sondas cosmológicas depende da capacidade dos cientistas para usar objetos como Abell 383 para determinar com precisão as estruturas tridimensionais em massas de clusters.
O recente trabalho de Abell 383 fornece uma das imagens em 3-D mais detalhado ainda tomadas de matéria escura em um aglomerado de galáxias. Ambas as equipes descobriram que a matéria escura é esticado como uma bola de futebol americano gigante, ao invés de ser esférica como uma bola de basquete, e que o ponto de partida do futebol está alinhado perto da linha de visão.
Os dados de raios-X (roxo) do Chandra na imagem composta mostra o gás quente, que é, de longe, o tipo dominante de matéria normal no cluster. Galáxias são mostrados com os dados ópticos do Telescópio Espacial Hubble (HST), o Very Large Telescope, e o Sloan Digital Sky Survey, em tons de azul e branco.
Ambas as equipes combinaram as observações de raios-X da "matéria normal" no cluster com informações como lente gravitacional determinado a partir de dados ópticos. Lente gravitacional - um efeito previsto por Albert Einstein - faz com que o material no aglomerado de galáxias, a matéria normal e escura, para torcer e distorcer a luz óptica de galáxias de fundo. A distorção é grave em algumas partes da imagem, produzindo uma aparência de arco como para algumas das galáxias. Em outras partes da imagem a distorção é subtil e análises estatísticas é utilizada para estudar os efeitos de distorção e sondar a matéria escura.
Uma quantidade considerável de esforço foi canalizado para estudar o centro de aglomerados de galáxias, onde a matéria escura tem a maior concentração e pistas importantes sobre o seu comportamento que pode ser revelado. Ambos os Abell 383 estudos relatados aqui continuam nesse esforço.
A equipe de Andrea Morandi da Universidade de Tel Aviv, em Israel e Marceau Limousin da Université de Provence, na França e na Universidade de Copenhague, na Dinamarca, concluiu que o aumento da concentração de matéria escura em direção ao centro do aglomerado está de acordo com simulações mais teóricas. Seus dados lensing veio das imagens do Hubble.
A equipe liderada por Andrew Newman, do Instituto de Tecnologia da Califórnia e Tommaso Treu, da Universidade da Califórnia, Santa Barbara (UCSB) usou lente gravitacional dados do HST e o telescópio japonês Subaru, mas acrescentou observações do Keck para medir as velocidades das estrelas na galáxia do centro do cluster, permitindo uma estimativa direta da quantidade de matéria lá. Eles encontraram evidências de que a quantidade de matéria escura não atingiu de forma tão dramática em direção ao centro, como o modelo de matéria escura fria norma prevê. Seu papel descreve-o como sendo o "caso mais robusto ainda" feito para tal discrepância com a teoria.
As conclusões contrastantes alcançados pelas duas equipes no mais provável-tronco a partir de diferenças entre os conjuntos de dados e a modelagem matemática detalhada usada. Uma diferença importante é que,  o Newman et al. equipe usou informações de velocidade da galáxia central, eles foram capazes de estimar a densidade de matéria escura em distâncias que se aproximou o mais perto que apenas 6.500 anos-luz do centro do aglomerado. Morandi e Limousin não usou dados de velocidade e as suas estimativas de densidade foram incapazes de aproximar-se o mais próximo possível do centro do cluster, alcançando dentro de 80.000 anos-luz.
Outra diferença importante é que Morandi e Limousin usou um modelo mais detalhado para ver o mapa 3-D de matéria escura no aglomerado. Por exemplo, eles foram capazes de estimar a orientação da matéria escura "futebol" no espaço e mostram que é na maior parte de lado, embora ligeiramente inclinado em relação à linha de visão.
Como é frequentemente o caso com os resultados de ponta e complexo, mais trabalho será necessário para resolver a discrepância entre as duas equipes. Tendo em vista a importância de resolver o mistério da matéria escura, haverá, sem dúvida, muito mais pesquisa em Abell 383 e outros objetos, como ele nos meses e anos vindouros.
Se a relativa falta de matéria escura no centro de Abell 383 é confirmado, pode mostrar que as melhorias precisam ser feitas em nossa compreensão de como a matéria normal se comporta no centro de aglomerados de galáxias, ou pode mostrar que as partículas de matéria escura podem interagir uns com os outros, ao contrário do modelo que prevalece.
A Newman et al. artigo foi publicado em 20 de fevereiro de 2011 da Carta Astrophysical Journal eo Morandi e papel Limousin foi aceito para publicação na Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Outros membros da Newman et al. equipe foram Richard Ellis do Caltech, e David Areia de Las Cumbres global Telescope Rede e UCSB.
Fatos de Abell 383:
Crédito X-ray: NASA / CXC / Caltech / A.Newman et al / Tel Aviv / A.Morandi & M.Limousin; Optical: NASA / STScI, ESO / VLT, SDSS
Lançamento 14 de março de 2012
Escala 7,26 minutos de arco de diâmetro (4.840 mil anos-luz)
Categoria Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000) RA 02h 48m 06.96s | dezembro -03 º 29 '31.81 "
Constelação                                         Eridanus
Data de Observação                           3 pointings entre setembro e novembro 2000
Tempo de observação                        13 horas 43 min
Obs. ID                                             524, 2320, 2321
Instrumento ACIS
Referências Newman, R. et ai. 2011 APJ 728: L39; arXiv: 1101,3553 ; Morandi, A., Limousin, M. 2011 MNRAS (no prelo); arXiv: 1108,0769
Código de Cores De raios-X (roxo), Optical (White & Blue)

4C37.43: OBSERVAÇÕES COM TELESCÓPIO ESPACIAL CHANDRA ENCONTRA PROVAS PARA IGNIÇÃO DE QUASAR

Crédito: Ilustração: NASA / CXC / M.Weiss; raio-X de inserção: NASA / CXC / U.Hawaii / A.Stockton et al.

Ilustração de um artista retrata um quasar no centro de uma galáxia que tem explodido e expulsando gás em Super ventos de alta velocidade em uma galáxia super ativa . Nuvens de, raios-X de gás quente  produzido e detectado pelo Chandra mostram  todo o quasar 4C37.43 (mostrados na inserção) e 3C249.1, fornecem fortes evidências para tais super ventos .

As características de raios-X observados em cinco, seis, dez e onze horas da imagem 4C37.43 estão localizados dezenas de milhares de anos-luz do centro do buraco negro supermassivo que alimenta o quasar. Eles são provavelmente devido a ondas de choque no superwind ou super ventos.

Fusões de galáxias são uma possível causa para esta ignição, ou transformação de quasares. As simulações de computador mostram que uma fusão galáctica leva todo o gás para a região central, onde desencadeia uma explosão de formação de estrelas e fornece combustível para o crescimento de um  imenso buraco negro central.

O fluxo de gás para o buraco negro libera uma energia tremenda, e um quasar nasce. A saída do poder do quasar  supera o da galáxia circundante e empurra o gás para fora da galáxia em um super vento galáctico.

Durante um período de cerca de 100 milhões anos, o super vento irá conduzir a maior parte do gás para longe das regiões centrais da galáxia em jatos de super energia, extinguindo tanto a formação de estrelas e ainda mais o crescimento do buraco negro supermassivo. A fase de quasar vai acabar em algumas centenas de milhões de anos e a galáxia vai sossegar a uma vida relativamente calma.

Fatos para 4C37.43:

Crédito                                        Ilustração: NASA / CXC / M.Weiss; raio-X de inserção: NASA / CXC / U.Hawaii / A.Stockton et al.

Escala                                         Imagem ampliada Chandra é de 21 segundos de arco de cada lado

Categoria                                   Quasares e galáxias ativas

Coordenadas (J2000)             RA 15h 14m 43.10s | dezembro 36 º 50 '50.50 "

Constelação                              Boötes

Data de Observação                05 de outubro de 2003

Tempo de observação            12 horas

Obs. ID                                        3988

Código de Cores                       Intensidade

Instrumento                                ACIS

Referências                               Stockton A. et al. 2006, Astrophys. J. 638, 635

Estimar a distância                  Cerca de 4 bilhões de anos luz (redshift z = 0,371)

Lançamento                               23 de março de 2006

GRAVIDADE FORÇA INTERAÇÃO DE PAR GALÁTICOS

O par de galáxias NGC 1531/2, envolvido em uma valsa animada, está localizado a cerca de 70 milhões de anos-luz de distância em relação aos do sul da constelação Eridanus (o rio). A galáxia espiral plano deformado atado com faixas de poeira NGC 1532 está tão perto de seu companheiro - a galáxia de fundo com um núcleo brilhante um pouco acima do centro da NGC 1532 - que fica distorcida: um de seus braços espirais é deformado e plumas de poeira e gás são visíveis acima do seu disco. A dança cósmica leva a um outro efeito dramático: toda uma nova geração de estrelas massivas nasceram em NGC 1532 por causa da interação. Eles são visíveis como os objetos roxas nos braços espirais. Esta imagem requintada foi feita usando o telescópio dinamarquês de 1,5 metros do ESO em La Silla, Chile. Baseia-se em dados obtidos através de três filtros diferentes: B, V e R. O campo de visão é de 12 x 12 minutos de arco.
Crédito: ESO / IDA / Danish 1,5 m / R.Gendler e J.-E. Ovaldsen

VÊNUS, JÚPITER E MERCÚRIO FARÃO RARO ALINHAMENTO PLANETÁRIO HOJE

TRÊS PLANETAS FAZENDO POSE PARA FOTO

Assim que o Sol se esconder no horizonte oeste, no começo da noite, você poderá observar no céu (mesmo a olho nu), bem perto do horizonte, três planetas aparentemente bem próximos: Mercúrio, Vênus e Júpiter.
Vênus e Júpiter, os dois planetas mais brilhantes do céu neste mês, receberão a companhia do pequeno Mercúrio para um espetáculo celestial raro neste fim de semana.
Normalmente, Vênus, o segundo planeta mais próximo do sol, e Júpiter, que orbita à frente de Marte, estão a dezenas de milhões de quilômetros de distância. Mas eles têm orbitado juntos, enquanto se movem cada vez mais perto um do outro neste mês, junto a Mercúrio.
O auge do show celestial será neste domingo, quando o trio irá aparecer como um triângulo de luz brilhante no céu do Ocidente cerca de 30 minutos depois do pôr do sol.

Conjunções triplas são relativamente raras, segundo a Nasa. A última foi em maio de 2011 e a próxima não ocorrerá antes de outubro de 2015.
Para quem não os conhece, serão pontinhos bem brilhantes e bem baixos no céu. Muita gente vai pensar que são estrelas distantes. Mas são nossos vizinhos do Sistema Solar.
A imagem acima é uma simulação do que poderemos ver hoje, em praticamente todo o território brasileiro, por volta das 18h (horário de Brasília), assim que o Sol se esconder. 
:: Dica para observar os três planetas
Procure o horizonte oeste, lado em que o Sol vai se por.
Pouco depois que o Sol se esconder (entre 5 e 10 minutos), você começará a ver surgindo um ponto bem brilhante que, com o cair da luz, ficará cada vez mais visível. Ele vai aparecer um pouco mais à direita e acima do ponto onde o Sol desceu por trás horizonte. É Vênus. 
Depois que Vênus aparecer, mais uns dez minutos e, com o céu um pouco mais escuro, vai aparecer um pouco acima de Vênus um outro pontinho bem brilhante. Agora é Júpíter, o gigante gasoso do Sistema Solar.

Um pouco mais de paciência... Mais uns 5 ou 10 minutos depois do aparecimento de Júpiter será a vez de Mercúrio, agora mais perto de Vênus, abaixo e à direita. Dos três será o mais sutil. Mas ainda assim bem visível e acima da estrela Aldebaran da constelação de Touro..
Obs. SE VOCÊ tem binóculos ou telescópio será um show a parte.

O ANIVERSÁRIO DO BLOG UNIVERSO OBSERVADO É DEDICADO A VOCÊS

Hoje o Universo Observado está fazendo dois anos completos de postagens contínuas do nosso Universo Observado com muita informação e dedicação a seu leitores que com sua audiência tornou este blog  confiável e altamente conhecido.
Agradeço a vocês seguidores  fiéis que me deram a oportunidade e força de eu continuar postando e graças as suas imagens declaradas na barra lateral , estão me ajudando a adquirir novos conhecimentos de uma área que eu amo muito pesquisar e de que gosto muito de dividir  este grande sucesso com vocês.
Agradeço também aos  seguidores não declarados que me ajudam também na participação da audiência com os comentários  e elogios algumas vezes com críticas, pois isso me dá mais vontade de melhorar e agradar a todos.
Somos parecidos pois apreciamos o mesmo assunto quando se trata de astronomia pois eu curto muito desde garoto quando eu olhava para o céu tentando imaginar o que tinha lá em cima ou lá fora.
Então para vocês  que curtem o UNIVERSO OBSERVADO: Seja sem hora ou a qualquer momento de madrugada, a tarde, ou a noite a TODOS VOCÊS  MUITO OBRIGADO; Tentarei faze-lo cada dia melhor para vocês.

OBSERVAÇÕES DE NGC 3576: AGLOMERADOS DE ESTRELAS MASSIVAS SÃO REVELADAS PELO CHANDRA

Crédito: NASA / CXC / Penn State / L.Townsley et al.
NGC 3576 é uma região HII gigante de gás incandescente localizada a cerca de 9.000 anos-luz da Terra. Na imagem Chandra da região formando estrela, de baixa energia raios-x (0,5-2,0 keV) são mostrados em vermelho e de maior energia X- raios (2-8 keV) estão em azul. Chandra revela um conjunto de fontes de raios-X Ponto semelhantes, alguns dos quais são maciças estrelas jovens que são retalhamento da nuvem de gás a partir da qual se formaram. As fontes azuis são estrelas que estão profundamente enraizadas em gás. Regiões de emissão difusa de raios-X são provavelmente causados ​​por ventos quentes que fluem longe das estrelas mais massivas. Algum do gás difuso, perto do centro da imagem está também profundamente embutido.
HII regiões (pronuncia-se "H-dois") são o lugar onde as estrelas nascem a partir de condensação de nuvens de gás hidrogênio (que são nomeados para a grande quantidade de hidrogênio atômico ionizado que contêm.) Essas regiões são caracterizadas por estrelas jovens, quentes, grandes, que emitem grandes quantidades de luz ultravioleta e ionizam a nebulosa. Porque NGC 3576 é muito densa, muitas das estrelas jovens e massivas visíveis na imagem Chandra foram previamente escondidos da vista. Um aglomerado de estrelas é visível em observações no infravermelho, mas não o suficiente jovens estrelas massivas têm sido identificados para explicar o brilho da nebulosa. Astrônomos descobriram um grande fluxo de gás ionizado em observações de rádio e enormes bolhas em imagens ópticas que se estendem para fora a partir da borda da região HII. Tirada com os dados de raio-X, esta dicas de informação que os ventos fortes estão surgindo a partir deste conjunto escondido.
Fatos para NGC 3576:
Crédito                                                                 NASA / CXC / Penn State / L.Townsley et al.
Escala                                                                 Imagem 14 arcmin
Categoria                                                                 Estrelas normais e conjuntos de estrela
Coordenadas (J2000)                                         RA 11h 11m 53.80s | dezembro -61 º 18 '25.00 "
Constelação                                                         Carina
Datas de Observação                                         21 de julho e 23 de 2005
Tempo de observação                                         17 horas
Obs. IDs                                                                 4496, 6349
Código de Cores                                                 Energia (Red: 0,5-2 keV; Azul: 2-8 keV)
Instrumento                                                         ACIS
Estimar a distância                                                 Cerca de 9.000 anos-luz
Lançamento                                                         27 de setembro de 2006

OBSERVAÇÕES DE ESTRELA ANTIGA ENCONTRA PLANETAS E DISCOS COM DETRITOS

Observatório espacial Herschel da ESA forneceu as primeiras imagens de um cinturão de poeira - produzidos pela colisão cometas ou asteróides - orbitando uma estrela subgigante conhecido por hospedar um sistema planetário.
Depois de bilhões de anos constantemente queimando hidrogênio em seus núcleos, estrelas como o nosso Sol esgotar essa reserva de combustível central e começar a queimá-lo em conchas ao redor do núcleo. Eles incham para se tornar estrelas subgigante, antes de mais tarde se tornar gigantes vermelhas.
Pelo menos durante a fase subgigante, planetas, asteróides e cometas cintos em torno destas estrelas "aposentado" são esperadas para sobreviver, mas as observações são necessários para medir suas propriedades. Uma abordagem é a busca de discos de poeira em torno das estrelas, gerados pelas colisões entre as populações de asteróides ou cometas.
Graças às capacidades de detecção do infravermelho distante sensíveis do observatório espacial Herschel, os astrônomos foram capazes de resolver emissão brilhante em torno Kappa Coronae Borealis (κ CrB ou Kappa Cor Bor), indicando a presença de um disco de detritos empoeirados.
A estrela é um pouco mais pesado do que o nosso Sol a 1,5 massas solares, é cerca de 2,5 bilhões de anos e fica a uma distância de cerca de 100 anos-luz.
A partir de observações terrestres, ele é conhecido por hospedar um planeta gigante de aproximadamente duas vezes a massa de Júpiter orbitando a uma distância equivalente ao Cinturão de Asteróides em nosso próprio Sistema Solar. É suspeito Um segundo planeta, mas sua massa não é bem restrita.
Detecção de Herschel oferece uma visão rara na vida de sistemas planetários que orbitam estrelas subgigante, e permite um estudo detalhado da arquitetura de seu planeta e sistema de disco.
"Esta é a primeira estrela 'aposentado' que encontramos com um disco de detritos e um ou mais planetas", diz Amy Bonsor do Instituto de Planétologie et d'Astrofísica de Grenoble, e principal autor do estudo.
"O disco tem sobrevivido toda a vida da estrela sem ser destruído. Isso é muito diferente do nosso próprio Sistema Solar, onde a maior parte dos destroços foi varrido em uma fase chamada de era Bombardeio Pesado Tardio, cerca de 600 milhões de anos depois do Sol formado. "
A equipe do Dr. Bonsor utilizados modelos de propor três configurações possíveis para o disco e os planetas que se encaixam observações de Kappa Cor Bor do Herschel.
O primeiro modelo tem apenas um cinturão de poeira contínuo que se estende desde 20 a 220 AU AU (onde 1 UA, ou Unidade Astronômica, é a distância entre a Terra eo Sol).
Em comparação, o disco de detritos gelados no nosso Sistema Solar - conhecida como Cinturão de Kuiper - abrange uma faixa mais estreita de distâncias, 30-50 UA do sol.
Neste modelo, um dos planetas orbita a uma distância maior do que 7 UA da estrela e a sua influência gravitacional pode esculpir a borda interna do disco.

TELESCÓPIO HERSCHEL DESCOBRE GAS QUENTE INDO EM DIREÇÃO DO CENTRO DA VIA LÁCTEA

Observatório espacial Herschel da ESA fez observações detalhadas de gás molecular surpreendentemente quente, que pode ser em órbita ou em queda em direção ao buraco negro supermassivo à espreita no centro da nossa galáxia Via Láctea.
Nosso buraco negro local está localizado em uma região conhecida como Sagittarius A * - Sgr A * - depois de uma fonte de rádio nas proximidades. Ele tem uma massa de cerca de quatro milhões de vezes a massa do nosso Sol e fica a cerca de 26 000 anos-luz de distância do Sistema Solar.
Mesmo a essa distância, é algumas centenas de vezes mais perto de nós do que qualquer outra galáxia com um buraco negro ativo em seu centro, tornando-se o laboratório natural ideal para estudar o ambiente em torno desses objetos enigmáticos.
Vastas quantidades de nuvens e poeira no plano da Via Láctea, entre nós e seu centro, obscurecendo a nossa visão em comprimentos de onda visíveis. Mas em comprimentos de onda do infravermelho distante, é possível observar através da poeira, proporcionando aos cientistas do Herschel a oportunidade de estudar a região mais interna e  turbulento de nossa galáxia em grande detalhes.
 
Moléculas no menu ao buraco negro da Via Láctea
Herschel detectou uma grande variedade de moléculas simples no coração da Via Láctea, incluindo monóxido de carbono, vapor de água e cianeto de hidrogénio. Ao analisar a assinatura a partir destas moléculas, astrônomos foram capazes de sondar algumas das propriedades fundamentais do gás interestelar circundante do buraco negro.
"Herschel resolveu a emissão de infravermelho distante dentro de apenas um ano-luz do buraco negro, o que torna possível, pela primeira vez a estes comprimentos de onda de emissão a separar, devido à cavidade central daquela do disco molecular densa circundante", diz Javier Goicoechea do Centro de Astrobiología, Espanha, e autor principal do artigo que apresenta os resultados.
A maior surpresa foi bastante quente como o gás molecular na região central mais interna da Galaxia que fica. Pelo menos uma parte dele é em torno de 1000 º C, muito mais quente do em que nuvens interestelares típicas, que geralmente são apenas algumas dezenas de graus acima do -273 º C do zero absoluto.
Enquanto alguns do aquecimento é baixo para a radiação ultravioleta feroz saindo de um aglomerado de estrelas massivas que vivem muito perto do centro galáctico, eles não são suficientes para explicar as altas temperaturas sozinho.
Além da radiação estelar, não valorizar a equipe do Dr. Goicoechea que a emissão de fortes choques em gás altamente magnetizado na região pode ser um contribuinte significativo para as altas temperaturas. Tais choques podem ser gerados em colisões entre nuvens de gás, ou de material que flui a alta velocidade a partir de estrelas de proton.
"As observações também são consistentes com flâmulas de gás quente acelerando para Sgr A *, caindo em direção ao centro da Galáxia," diz o Dr. Goicoechea. "Buraco negro da nossa galáxia pode se cozinhar seu jantar bem na frente dos olhos do Herschel."

MS 0.735,6 7421: OBSERVAÇÃO DE EXPLOSÃO MONSTRUOSA DE BURACO NEGRO NO NÚCLEO CENTRAL DE UM CLUSTER GALÁTICO

 Crédito: X-ray: NASA / CXC / Univ. Waterloo / B.McNamara; Optical: NASA / ESA / STScI / Univ. Waterloo / B.McNamara; Radio:. NRAO / Ohio Univ / L.Birzan et al.
Esta é uma imagem composta da galáxia conjunto MS0735.6 7421, localizado a cerca de 2,6 bilhões de anos-luz de distância na constelação Camelopardus. A imagem representa três vistas da região que os astrônomos combinaram em uma fotografia. O ponto de vista óptico do aglomerado de galáxias, tirada pela câmera avançada do telescópio espacial Hubble para avaliações em fevereiro de 2006, mostra dezenas de galáxias unidas pela gravidade. Difuso, de gás quente com uma temperatura de cerca de 50 milhões de graus permeia o espaço entre as galáxias. O gás emite raios-X, visto como azul na imagem tirada com o Observatório de Raios-X Chandra, em novembro de 2003. A porção de raios-X da imagem mostra enormes buracos ou cavidades no gás, cada um cerca de 640 mil anos-luz de diâmetro - cerca de sete vezes o diâmetro da Via Láctea. As cavidades são preenchidas com partículas carregadas girando em torno de linhas de campo magnético e ondas de rádio que emitem apresentados na parte vermelha da imagem obtida com o telescópio Very Large Array, no Novo México, em junho de 1993. As cavidades foram criadas por jatos de partículas carregadas ejetadas a uma velocidade quase a luz de um buraco negro supermassivo pesando quase um bilhão de vezes a massa do nosso Sol espreita no núcleo da galáxia central brilhante. Os jatos deslocou mais de um trilhão de massas solares no valor de gás. A potência necessária para deslocar o gás excedeu a saída de potência do Sol em quase dez vezes trillion nos últimos 100 milhões de anos.
Fatos para MS 0.735,6 7421:
Crédito X-ray: NASA / CXC / Univ. Waterloo / B.McNamara; Optical: NASA / ESA / STScI / Univ. Waterloo / B.McNamara; Radio:. NRAO / Ohio Univ / L.Birzan et al.
Escala                                                                           Imagem 3 minutos de arco de cada lado
Categoria                                                                         Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000)                                                 RA 07h 41m 50.20s | dezembro 74 ° 14 '51.00 "
Constelação                                                                Camelopardalis
Data de Observação                                                30 de novembro de 2003
Tempo de observação                                                13 horas
Obs. ID                                                                        4197
Código de Cores                                                         Energia (raios-X: Azul; Optical: Amarelo; Radio: vermelho)
Instrumento                                                                 ACIS
Referências                                                                B. McNamara et al 2005, Natureza
Estimar a distância                                                        Cerca de 2,6 bilhões de anos luz
Lançamento                                                                2 de novembro de 2006

OBSERVAÇÃO DE CLOSE UP DA NEBULOSA CABEÇA DE GAIVOTA

Esta imagem do Observatório de La Silla do ESO mostra parte de um berçário estelar apelidada de Nebulosa Gaivota. Esta nuvem de gás, conhecida como Sh 2-292, RCW 2 e Gum 1, parece formar a cabeça da gaivota e brilha intensamente devido à radiação energética de uma estrela jovem muito quente à espreita em seu coração. A visão detalhada foi produzido pelo instrumento Wide Field Imager no telescópio de 2,2 metros MPG / ESO.

Crédito:ESO

BETELGEUSE : OBSERVAÇÕES APONTAM PARA UMA COLISÃO

Vários arcos são revelados em torno de Betelgeuse, a estrela supergigante vermelha mais próxima à Terra, nesta nova imagem do observatório espacial Herschel da ESA. A estrela e seus escudos em forma de arco poderia colidir com um intrigante empoeirado 'muro' em 5000 anos.
Betelgeuse monta no ombro da constelação de Órion, o Caçador. Ele pode ser facilmente visto a olho nu no hemisfério inverno noite céu do norte como a estrela laranja-vermelho acima e à esquerda do famoso cinto de três estrelas de Orion.
Cerca de mil vezes o diâmetro do nosso Sol e brilha 100 000 vezes mais luminosa, as estatísticas impressionantes de Betelgeuse vem com um alto custo. Para esta estrela é provavelmente a caminho de uma explosão de supernova espetacular, tendo que já inchou em uma supergigante vermelha e derramou uma fração significativa de suas camadas exteriores.
A nova visão do infravermelho distante do Herschel mostra como os ventos da estrela estão batendo contra contra o meio interestelar circundante, criando uma onda de choque como a estrela se move pelo espaço a uma velocidade de cerca de 30 km / s.
Uma série de arcos quebrados, poeira à frente da direção do movimento da estrela testemunham uma história turbulenta de perda de massa.
Mais perto da estrela em si, um envelope interior de material apresenta uma estrutura assimétrica pronunciado. Grandes células convectivas na atmosfera exterior da estrela têm provavelmente resultou em localizadas, ejeções aglomerada de escombros empoeirados em diferentes estágios no passado.
Uma estrutura linear intrigante, também é visto mais longe da estrela, para além dos arcos poeirentos. Enquanto algumas teorias anteriores propuseram que esta barra foi um resultado de um material ejectado durante uma fase anterior de evolução estelar, a análise da nova imagem sugere que é ou um filamento linear ligado ao campo magnético da Galaxy, ou da borda de uma nuvem interestelar próxima que está a ser iluminado pela Betelgeuse.
Se o bar é um objeto completamente separado, em seguida, tendo em conta o movimento de Betelgeuse e seus arcos e a separação entre eles e o bar, o arco externo irá colidir com o bar em apenas 5.000 anos, com a própria estrela supergigante vermelha bater na borda do arco em cerca de 12 500 anos mais tarde.

OBSERVAÇÃO DE UMA BELA IMAGEM DE NGC 247

Wide Field Imager vista da galáxia espiral NGC 247
 A imagem da galáxia espiral NGC 247 foi obtida com o instrumento Wide Field Imager (WFI), no Observatório de La Silla do ESO, no Chile. NGC 247 é pensado para estar cerca de 11 milhões de anos-luz de distância na constelação de Cetus (Baleia). É uma das galáxias mais próximas à Via Láctea e um membro do Grupo do Escultor.

Crédito:ESO

CLOSE UP DO DRAMA DE FORMAÇÃO ESTELAR

Esta imagem aumentada da cor muito detalhada do Very Large Telescope do ESO mostra os efeitos dramáticos de estrelas muito jovens no gás e poeira a partir da qual eles nasceram na região de formação de estrelas NGC 6729. As estrelas do bebê são invisíveis na foto, sendo escondido atrás das nuvens de poeira no canto superior esquerdo da imagem, mas o material que eles são ejetar está colidindo com o ambiente a uma velocidade de que pode ser tão alta até um milhão de quilômetros por hora. Esta foto foi tirada pelo instrumento FORS1 e registra a cena à luz de hidrogênio brilhante e enxofre.

Crédito:

ESO / Sergey Stepanenko

ABELL 1689: UM CLUSTER GALÁTICO QUE FORMAM LENTES GRAVITACIONAIS

Crédito: X-ray: NASA / CXC / MIT / E-H. Peng et al; Optical: NASA / STScI
Abell 1689, mostrada nesta imagem composta, é um aglomerado massivo de galáxias localizadas cerca de 2,3 bilhões de anos luz de distância, que mostra sinais de atividade de fusão. cem milhões de graus célcius de gás detectada pelo Observatório de Raios-X Chandra da NASA é mostrado como roxo nesta imagem , enquanto que as galáxias a partir de dados ópticos do telescópio espacial Hubble são de cor amarela. A emissão de raios-X tem uma aparência suave, ao contrário de outros sistemas de fusão, como o conjunto da bala ou os MAC J0025.4-1222. O padrão de temperatura através de Abell 1689 é mais complicada, no entanto, a necessidade de várias estruturas, possivelmente com diferentes temperaturas.
Os arcos longos na imagem óptica são causadas desvios da luz de galáxias de fundo o que é chamado de lentes gravitacionais de galáxias de fundo pela matéria no aglomerado de galáxias, o maior sistema de tais arcos nunca foi encontrado. Mais estudos deste grupo são necessários para explicar a falta de acordo entre a massa estimada  com base nos dados de raios-X e na lente gravitacional. Trabalhos anteriores sugerem que filamentos como estruturas de galáxias estão localizados perto de Abell 1689 ao longo da nossa linha de visão para este cluster, que pode ser matéria o que viés estima usando lentes gravitacionais.
Fatos de Abell 1689:
Crédito X-ray: NASA / CXC / MIT / E-H. Peng et al; Optical: NASA / STScI
Escala Imagem                            3.2 arcmin diâmetro.
Categoria Grupos e aglomerados de galáxias , cosmologia / Campos Profundos / fundo de raios-X
Coordenadas (J2000) RA 13h 11m 34.20s | dezembro -01 º 21 '56.00
Constelação Virgem
Datas de Observação                    2004/04/15 - 03/09/2006 com cinco pointings
Tempo de observação 53 horas
Obs. IDs                                       540, 1663, 5004, 6930, 7289
Código de Cores De raios-X (azul); Optical (Amarelo)
Instrumento ACIS
Estimar a distância Cerca de 2,2 bilhões (z = 0,18) anos-luz
Lançamento 11 set 2008

H2356-309: DESCOBERTA APONTA PARA O LOCAL DA MATÉRIA EM FALTA

 Crédito: Ilustração: NASA / CXC / M.Weiss; Spectrum: NASA / CXC / Univ. of California Irvine / T. Presa et al.
Cientistas usando dois telescópios de raios-X (Chandra e XMM-Newton) encontraram evidências para a "matéria perdida" no Universo próximo.
Esta matéria é composta de gás difuso quente, o que é conhecido como CAPRICHO ( no meio intergaláctico- quente).
Para obter este resultado, os pesquisadores analisaram a luz de raios-X a partir de um quasar distante, que passou por uma "parede" de galáxias a cerca de 400 milhões de anos luz da Terra.
Os cientistas usaram o Chandra da NASA X-ray Observatory e XMM-Newton da ESA para detectar um vasto reservatório de gás deitado ao longo de uma estrutura em forma de muro de galáxias a cerca de 400 milhões de anos luz da Terra. Na impressão deste artista, um close-up dos chamados de parede Sculptor aqui é retratado. Espiral elípticas de galáxias e são mostrados na parede juntamente com o gás intergaláctico recentemente detectado, parte do chamado Quente meio intergaláctico quente (WHIM), que é mostrado em azul. Esta descoberta é ainda a mais forte a evidência de que a "matéria perdida" no Universo próximo situa-se em uma enorme teia de, gás difuso quente.
A emissão de raios-X da CAPRICHO nesta parede é muito fraco para ser detectado, então ao invés de uma pesquisa que  foi feita para absorção de luz de uma fonte de fundo brilhante pelo capricho, usando observações profundas com Chandra e XMM . Esta fonte de fundo é um crescente buraco negro supermassivo localizado muito além da parede a uma distância de cerca de dois bilhões de anos luz. Isto é mostrado na figura de uma fonte como estrelas, com a luz que viaja através da parede Sculptor para a terra. A localização relativa da fonte de fundo, o Wall Sculptor, e a Via Láctea são mostrados em uma trama independente, onde a vista em vez olha para baixo na fonte e na parede de cima.
Um espectro de raios-X da fonte de fundo é dada na inserção, em que os pontos amarelos mostram os dados de Chandra e a linha vermelha mostra o melhor modelo para o espectro depois incluindo todos os dados de Chandra e XMM. O mergulho em raios-X para o lado direito do espectro corresponde à absorção por átomos de oxigênio na CAPRICHO contido na parede do Escultor. As características de absorção são consistentes com a distância da parede Sculptor, bem como a temperatura prevista em densidade do impulso. Este resultado dá confiança aos cientistas que o WHIM também será encontrado em outras estruturas de grande escala.
Este resultado apoia as previsões de que cerca de metade da matéria normal no universo local é encontrado em uma teia de, gás quente difuso composto pelo capricho. Matéria normal - que é diferente da matéria escura - é composto de partículas, como prótons e nêutrons, que são encontrados na Terra, nas estrelas, gás e assim por diante. Uma variedade de medidas proporcionaram uma boa estimativa do valor desta "matéria normal" presente quando o Universo tinha apenas alguns bilhões de anos. No entanto, um inventário do Universo próximo transformou-se apenas cerca de metade da quantidade de matéria normal, um déficit embaraçosamente grande.
Fatos para H2356-309:
Crédito                                              Ilustração: NASA / CXC / M.Weiss; Spectrum: NASA / CXC / Univ. of California Irvine / T. Presa et al.
Categoria                                             Quasares e galáxias ativas
Coordenadas (J2000)                     RA 23h 59m 07.9s | dezembro -30 ° 37 '41.00 "
Constelação                                    Escultor
Datas de Observação                   11 pointings entre 11 outubro de 2007 e 28 de dezembro de 2008
Tempo de observação                   167 horas (6 dias 23 horas)
Obs. IDs                                           8120, 10497-10500, 10577, 10761-10762, 10764, 10840-10841
Instrumento                                   HRC-LETG
Referências                                   Fang, T., et ai. 2010, APJ 714, 1715.
Estimar a distância                           2000 milhões anos-luz (z = 0,165)
Lançamento                                   11 mai 2010

OBSERVAÇÕES DE G327.1-1.1: UM PULSAR VARRENDO O SEU PRÓPRIO CASULO

A remanescente de supernova na galáxia da Via Láctea.29 mil anos-luz da Terra. Raios-X do Chandra e XMM-Newton foram combinados com dados de rádio e de dados infravermelhos.211 anos luz de lado.Os raios X são mostrados em azul, rádio em vermelho e amarelo, e do infravermelho mostra as estrelas em campo.Na pequena constelação de Norma ("ângulo reto") no hemisfério sul.
G327 é o rescaldo de uma estrela que explodiu como uma supernova.
No composto, os raios X são azuis, os dados de rádio são vermelho e amarelo, e os dados de infravermelho mostram as estrelas em campo.
A estrela de nêutrons que gira rapidamente deixou para trás está produzindo o vento de partículas relativistas visto em raios-X.
G327.1-1.1 é o rescaldo de uma estrela massiva que explodiu como uma supernova na galáxia da Via Láctea. A, girando rapidamente estrela de nêutrons altamente magnético chamado de pulsar foi deixado para trás após a explosão e está produzindo um vento de partículas relativistas, vistos em raios-X por Chandra e XMM-Newton (azul), bem como nos dados de rádio (vermelho e amarelo). Esta estrutura é chamada de nebulosa de vento pulsar . O local provável da estrela de neutrões é mostrada na versão rotulada. O grande círculo vermelho mostra a emissão de rádio da onda de choque, ea imagem composta também contém dados infravermelhos do levantamento 2MASS (vermelho, verde e azul) que mostram as estrelas em campo.
Nenhuma explicação clara é ainda conhecida pela natureza incomum de G327.1-1.1, incluindo a posição fora do centro da nebulosa de vento pulsar visto nos dados de rádio ea forma de cometa da emissão de raios-X. Uma possibilidade é de que estamos vendo os efeitos de uma onda de choque que salta para trás, fora do invólucro de material arrastado pela onda de choque produzida pela explosão, o chamado "choque reversa" da onda de choque. O pulsar está se movendo para cima, longe do centro da explosão, mas o vento nebulosa pulsar está sendo varrida para o canto inferior esquerdo da imagem, a onda de choque reversa, que também está viajando em direção ao canto inferior esquerdo. A direcção do movimento do pulsar e do choque reversa são apresentados na versão rotulada.

As observações de raios-X são para permitir que os cientistas estimem a energia libertada durante a explosão da Supernova e da idade do remanescente, bem como a quantidade de material a ser varrida, bem como a onda de choque da explosão se expande. A bolha fraca que o pulsar parece estar criando também pode estar revelando o vento fresco pulsar sendo soprada para a região esvaziados pelo choque reverso.
Um artigo descrevendo os resultados apareceram em The Astrophysical Journal em fevereiro de 2009 com chá Temim do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica (CfA), Patrick Slane (Cfa), Bryan Gaensler (Universidade de Sydney), Jack Hughes (Rutgers) e Eric Van Der Swaluw (Royal Netherlands Institute meteorológicas) como autores.
Fatos para G327.1-1.1:
Crédito                                                           X-ray: NASA / CXC / SAO / T.Temim et al. e ESA / XMM-Newton Radio: SIFA / MOST e CSIRO / ATNF / ATCA; Infrared: UMass/IPAC-Caltech/NASA/NSF/2MASS
Escala                                                            Imagem é de 25 minutos de arco de um lado (211 anos-luz de um lado)
Categoria                                                            Supernovas e remanescentes de supernovas , estrelas de nêutrons / binários de raios-X
Coordenadas (J2000)                                    RA 15h 54m 25.0s | dezembro -55 ° 04 '06.0''
Constelação                                                    Norma
Data de Observação                                    2001/07/15
Tempo de observação                                    14 horas
Obs. ID                                                            1955
Código de Cores                                            De raios-X (azul); Radio [MAIS] (Red); Radio [ATCA] (amarelo); Infravermelho (RGB)
Instrumento                                                    ACIS
Referências                                                    Temim, T, et al, 2009, APJ 691:895-906
Estimar a distância                                            29 mil anos luz
Lançamento                                                    05 de outubro de 2010

SXP 1062: BUGIGANGA CELESTIAL INTRIGA ASTRÔNOMOS

Astrônomos encontraram evidências de um pulsar dentro de um remanescente de supernova na Pequena Nuvem de Magalhães.

Raios-X do Chandra e XMM-Newton mostram que o pulsar está girando extremamente devagar - apenas uma vez a cada 18 minutos.

Este objeto, conhecido como SXP 1062, encontra-se perto de uma região de formação de estrelas espetacular de poeira e gás (observados em luz óptica).

Com a temporada de férias em pleno andamento, uma nova imagem a partir de um conjunto de telescópios tem revelado um ornamento cósmico incomum. Os dados do Chandra da NASA X-ray Observatory e XMM-Newton da ESA foram combinados para descobrir um jovem pulsar nos restos de uma supernova localizada na Pequena Nuvem de Magalhães, ou SMC. Esta seria a primeira vez definida a pulsar, a fiação, ultra-densa estrela, foi encontrado em um remanescente de supernova na SMC, uma pequena galáxia satélite da Via Láctea .

Nesta imagem composta, raios-X do Chandra e XMM-Newton foram dados azuis e ópticos coloridos do Observatório de Cerro Tololo Inter-americano no Chile são de cor vermelha e verde. O pulsar, conhecido como SXP 1062, é a fonte branca brilhante localizada no lado direito da imagem (passe o mouse sobre a imagem acima) no meio da emissão difusa azul dentro de um escudo vermelho. Os raios-X difusa e shell óptica são ambos evidência de um remanescente de supernova em torno do pulsar. Os dados ópticos também exibe formações espetaculares de gás e poeira em uma região de formação de estrelas no lado esquerdo da imagem. Uma comparação entre a imagem Chandra com imagens ópticas que mostra o pulsar tem um quente, companheiro maciça.

Os astrônomos estão interessados ​​em SXP 1062 porque os dados XMM-Newton e Chandra mostram que ele está girando lentamente invulgarmente - cerca de uma vez a cada 18 minutos. (Em contraste, alguns pulsares são encontrados a girar várias vezes por segundo, incluindo pulsares mais recém-nascidos). Este ritmo relativamente vagaroso de SXP 1062 torna um dos mais lentos pulsares de raios-X rodando na SMC.

Duas equipes diferentes de cientistas estimam que o remanescente de supernova em torno SXP 1062 é entre 10.000 e 40.000 anos de idade, como aparece na imagem. Isto significa que o pulsar é muito jovem, a partir de uma perspectiva astronomia, uma vez que presumivelmente se formou na mesma explosão que produziu o supernova. Portanto, supondo que ele nasceu com rotação rápida, é um mistério por que SXP 1062 foi capaz de retardar por tanto, tão rapidamente. O trabalho já começou em modelos teóricos para entender a evolução deste objeto incomum.

Fatos para SXP 1062:

Crédito                                             X-ray: NASA / CXC / Univ.Potsdam / L.Oskinova et al e ESA / XMM-Newton; Optical: AURA / NOAO / CTIO / Univ.Potsdam / L.Oskinova et al

Lançamento                                    20 de dezembro de 2011

Escala                                            Imagem é de 14 minutos de arco de diâmetro (744 anos-luz)

Categoria                                            Supernovas e remanescentes de supernovas

Coordenadas (J2000)                    RA 01h 29m 12.40s | dezembro -73 ° 32 '01.70 "

Constelação                                    Tucana

Data de Observação                    11 pointings entre 03/31/2010 e 04/29/2010

Tempo de observação                    80 horas 45 min (3 dias 8 horas 45 min)

Obs. ID                                            10985-10986, 11978-11979, 11988-11989, 12130-12131, 12134, 12136, 12207

Instrumento                                    ACIS

Referências                                    Henault-Brunet, V. et al, 2011 MNRAS

Código de Cores                            De raios-X (azul); Optical (Red, Green)

DLSCL J0916.2 2951: DESCOBERTA DO CLUSTER BALA DE MOSQUETE

Um sistema de aglomerados de galáxias colidindo, apelidado de "bala de mosquete" cluster, foi descoberto.
Os astrônomos chamam isso porque é um primo mais velho e mais lento do famoso Cluster Bala, onde a matéria "normal" e escuro foram dilacerados.
Esta imagem mostra o Cluster bala de mosquete em cerca de 700 milhões anos do pós-colisão, mostrando que é muito mais velho do que o conjunto da bala.
Encontrar esse conjunto dá aos cientistas uma visão em uma fase diferente de como aglomerados de galáxias crescem e mudam depois de grandes colisões.
Usando uma combinação de poderosos observatórios no espaço e no solo , os astrônomos observaram uma violenta colisão entre dois aglomerados de galáxias em que a chamada matéria normal tem sido arrancadas além da matéria escura através de uma violenta colisão entre dois aglomerados de galáxias.
O recém-descoberto aglomerado de galáxias chamado DLSCL J0916.2 2951. É semelhante ao conjunto da bala , o primeiro sistema em que foi observada a separação de matéria escura e normal, mas com algumas diferenças importantes. O sistema recém-descoberto foi apelidado de "Cluster bala de mosquete", porque a colisão de cluster é mais velho e mais lento do que o conjunto da bala.
Encontrar um outro sistema que é mais ao longo de sua evolução que o conjunto da bala dá aos cientistas informações valiosas sobre uma fase diferente de como aglomerados de galáxias - os maiores objetos conhecidos unidas pela gravidade - crescer e mudar depois de grandes colisões. Os pesquisadores usaram observações do Chandra da NASA X-ray Observatory e do telescópio espacial Hubble, bem como o Keck, Subaru e Kitt Peak Mayall telescópios para mostrar que quente, raio-X de gás brilhante no Cluster bala de mosquete foi claramente separada da matéria escura e galáxias .
Nesta imagem composta, o gás quente observado com Chandra é de cor vermelha, e as galáxias na imagem óptica do Hubble aparecem como maioria branco e amarelo. A localização da maior parte da matéria no cluster (dominado por matéria escura) é de cor azul. Quando a regiões vermelho e azul se sobrepõem, o resultado é roxo como pode ser visto na imagem. A distribuição da matéria é determinada usando dados de Subaru, Hubble e do telescópio Mayall que revelam os efeitos da lente gravitacional, um efeito previsto por Einstein em que grandes massas podem distorcer a luz dos objectos distantes.
Além do conjunto da bala, já foram encontrados cinco outros exemplos semelhantes em fundir agrupamentos com separação entre a matéria normal e escura e diferentes níveis de complexidade,. Nestes seis sistemas, a colisão se estima ter ocorrido entre 170 milhões e 250 milhões de anos antes.

Cluster bala
No Cluster bala de mosquete, o sistema é observado cerca de 700 milhões de anos depois da colisão. Levando em conta as incertezas na estimativa da idade, a fusão que formou o Cluster bala de mosquete é de duas a cinco vezes mais ao longo do que nos sistemas anteriormente observados. Além disso, a velocidade relativa dos dois grupos que colidiram para formar o conjunto da bola Mosquete foi menor do que a maioria dos outros agrupamentos de bala como objetos.
O ambiente especial de aglomerados de galáxias, incluindo os efeitos das colisões frequentes com outros clusters ou grupos de galáxias e da presença de grandes quantidades de, gás intergaláctico quente, é provável que desempenham um papel importante na evolução de suas galáxias membros. No entanto, ainda não está claro se aglomerado fusões formação estelar gatilho, suprimi-lo, ou ter pouco efeito imediato. O Cluster bala de mosquete é uma promessa para decidir entre estas alternativas.
O Cluster bala de mosquete também permite um estudo independente sobre se a matéria escura pode interagir com ele mesmo. Esta informação é importante para estreitar o tipo de partícula que pode ser responsável pela matéria escura. É relatado nenhuma evidência de auto-interação no Cluster bala de mosquete, de acordo com os resultados para o conjunto da bala e os outros grupos similares.
O Cluster bala de mosquete está localizado cerca de 5,2 bilhões de anos luz de distância da Terra. Um artigo descrevendo os resultados foi liderado por Will Dawson da Universidade da Califórnia, em Davis, e foi publicado em 10 de março de 2012 da The Astrophysical Journal Letters. O outro co-autores foram David Wittman, M. James Jee e Perry Gee da UC Davis, Jack Hughes, da Universidade Rutgers, em Nova Jersey, Anthony J. Tyson, Samuel Schmidt, Paul Thorman e Marusa Bradac da UC Davis, Satoshi Miyazaki de Pós-Graduação Universidade de Estudos Avançados (GUAS) em Tóquio, no Japão, Brian Lemaux da UC Davis, Yousuke Utsumi de GUAS e Vera Margoniner da California State University, Sacramento.
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 DLSCL J0916.2 2951:
Crédito                                                           X-ray: NASA / CXC / UCDavis / W.Dawson et al; Optical: NASA / STScI / UCDavis / W.Dawson et al.
Lançamento                                                  12 abr 2012
Escala                                                          6.4 minutos de arco de diâmetro (cerca de 8 milhões de anos-luz)
Categoria                                                          Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000)                                  RA 09h 16m 14.64s | dezembro 29 ° 54 '24.00 "
Constelação                                                  Câncer
Data de Observação                                  02 janeiro de 2011
Tempo de observação                                  11 horas 6 min
Obs.                                                                  ID 12913
Instrumento                                                  ACIS
Referências                                                  Dawson, W. et al, 2012, APJ 747, 42; arXiv: 1110,4391
Código de Cores                                          Optical (Red, Green, Blue), raio-X (vermelho-púrpura); Mass Mapa (Azul)

ABELL:2125 OBSERVAÇÕES COM CHANDRA REVELA FASE INICIAL DE AGLOMERADOS CÓSMICOS

 Crédito: NASA / CXC / UMass / Q.D.Wang et al.
Imagem da galáxia Abell 2125 do Chandra revela um complexo de vários de vários milhões de graus Celsius enormes nuvens de gás no processo de fusão. Dez das fontes de ponto-como são associados a galáxias no aglomerado, e os restantes são de fundo provavelmente distantes galáxias. A pequena característica brilhante no extremo inferior do lado direito é, provavelmente, um aglomerado de galáxias de fundo não associado com Abell 2125.
A nuvem de gás brilhante no canto superior esquerdo é o núcleo do cluster e envelopes centenas de galáxias. É composto de várias nuvens alongadas que se fundem. Chandra, Telescópio Espacial Hubble, e muito grande matriz de dados do telescópio de rádio mostram que várias galáxias no aglomerado Abell 2125 núcleo estão sendo despojado de seu gás à medida que caem através circundante de gás quente de alta pressão. (Veja imagem C153). Este processo de decapagem tem enriquecido o gás do cluster núcleo em elementos pesados, como o ferro.
Em contraste, a grande nuvem brilhante na parte inferior direita envolvem centenas de galáxias e tem uma extraordinariamente baixa concentração de átomos de ferro. Pensa-se que esta nuvem, que é de vários milhões de anos-luz do cluster núcleo, ainda não foi enriquecida pelo descascamento do gás rico em ferro a partir de suas galáxias membros. Ao longo do tempo, tal como esta nuvem se funde com o núcleo e os aumentos de pressão de gás quente, átomos de ferro deve ser varrida de galáxias.
A construção de um enorme aglomerado de galáxias é uma empresa passo-a-passo que leva bilhões de anos e afeta o crescimento e evolução das galáxias membros. As observações de Abell 2125 oferecem um raro vislumbre dos primeiros passos neste processo.
Fatos de Abell 2125:
Crédito                                                                  NASA / CXC / UMass / Q.D.Wang et al.
Escala de Imagem                                                  é de 17 minutos de arco de diâmetro.
Categoria                                                               Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000)                                            RA 15h 40m 45.00s | dezembro 66 ° 13 '00.00 "
Constelação                                                           da Ursa Menor
Datas de Observação                                             24 de agosto de 2001
Tempo de observação                                            23 horas
Obs.                                                                       IDs 2207
Código de Cores                                                    Energia 0,5-2 keV (vermelho), 2-4 keV (verde), e 4-8 keV (azul)
Instrumento                                                             ACIS
Referências                                                             Q. D. Wang et al. 2004, Astrophys. J. (no prelo), ver também astro-ph/0404602
Distância Estimativa                                                3000 milhões anos luz
Data de publicação:                                                13 de agosto de 2004

C153: UM RAPIDO MERGULHO FATAL DE GALÁXIA

Crédito: X-ray: NASA / CXC / SAO / UMass / D. Wang et al. Optical: NASA / STScI / U. Alabama / W. Keel Radio: NSF / NRAO / F. Owen Optical [OII]: NSF / NOAO / KPNO / M.Ledlow
Estas imagens oferecem um olhar dramático no objeto C153, uma galáxia que está sendo rasgada como ela viaja em 4,5 milhões de quilômetros por hora, através de um conjunto de galáxias distante. Gás da galáxia inflamado está sendo retirado por pressão de 20 milhões de graus Celsius do gás que permeia o cluster.
À esquerda é uma imagem composta feita pela combinação de quatro imagens à direita, tomadas de raios X, rádio e comprimentos de onda visíveis, bem como o visível, luz verde emitida por íons de oxigênio. Longas flâmulas de cometa de gás pode ser visto fluindo da galáxia à medida que viaja através do cluster chamado Abell 2125. As imagens abrangem cerca de um milhão de anos-luz.
A imagem de raios X Chandra mostra uma cauda de gás quente que se estende do C153. A temperatura da cauda de gás é de cerca de 10 milhões de graus Celsius, mais frio do que o gás circundante aglomerado. Esta diferença de temperatura é uma evidência adicional de que o gás está a ser retirado do Galaxy. A imagem tirada em luz visível de íons de oxigênio brilhantes mostra uma cauda semelhante formado como gás com uma temperatura de cerca de 10 mil graus Celsius que é retirado da galáxia.
Imagem de luz visível de banda larga do Hubble revela detalhe intricado na distribuição de estrelas e poeira dentro de C153. O Galaxy apresenta evidência de uma perturbação em grande escala que deixou suas regiões de deformação concentrou-se para um lado do seu disco e além. Características de poeira são torcidas em padrões caóticos, obscurecendo qualquer padrão espiral que a galáxia já teve
Observações de rádio mostram partículas de alta energia como em espiral através do campo magnético da galáxia, com um pouco de fuga em uma direção perpendicular ao disco da galáxia. As partículas de alta energia, provavelmente veio de um buraco negro supermassivo.
Fatos para C153:
Crédito de raios-X:                                                      NASA / CXC / SAO / UMass / D. Wang et al. Optical: NASA / STScI / U. Alabama / W. Keel Radio: NSF / NRAO / F. Owen Optical [OII]: NSF / NOAO / KPNO / M.Ledlow
Escala de Imagem                                                        34,0 segundos de arco de diâmetro.
Categoria                                                                     galáxias normais e Starburst Galáxias, Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000)                                                   RA 15h 41m 09.76s | dezembro 66 ° 15 '45,00 "
Constelação                                                                  de Draco
Datas de Observação                                                    24 de agosto de 2001
Tempo de observação                                                   22 horas
Obs.                                                                              IDs 2207
Código de Cores de raios X                                          (roxo), Optical (amarelo), Rádio (vermelho), Optical [OII] (verde)
Instrumento                                                                      ACIS
Distância Estimativa                                                          3000 milhões anos luz
Data de publicação:                                                          6 de janeiro de 2004