TERRA PRIMITIVA SE PARECIA MUITO COM LUA DE JÚPITER DIZ ESTUDO

Há 4 bilhões de anos Io é uma das quatro grandes luas de Júpiter e a com maior atividade vulcânica do Sistema Solar. Na imagem acima, o material em preto e vermelho corresponde a erupções recentes. Foto: Galileo Mission/JPL/Nasa
A Terra primitiva, há cerca de 4 bilhões de anos, tinha uma dinâmica interna muito diferente da atual e pode ter se parecido com uma das quatro grandes luas de Júpiter, chamada Io, que tem intensa atividade vulcânica.
Essa é a conclusão de um estudo feito por cientistas americanos e publicado na revista "Nature" desta quarta-feira.
Segundo os autores – liderados por William B. Moore, da Universidade Hampton e do Instituto Nacional do Aeroespaço dos EUA, e A. Alexander G. Webb, da Universidade do Estado da Luisiana –, o trabalho fornece uma nova perspectiva sobre a primeira geologia do nosso planeta.
A Terra se formou há 4,5 bilhões de anos, a partir de colisões de fragmentos de protoplanetas (corpos celestes considerados o primeiro estágio da evolução de um planeta). Naquela época, pertencente ao período geológico Hadeano, grande parte do calor da Terra ficou presa no núcleo (composto de metais, como ferro e níquel, e elementos radioativos).
No período seguinte, conhecido como Arqueano – que começou por volta de 4 bilhões de anos atrás –, apareceram as primeiras rochas inteiras e formas de vida unicelulares.
"Tubos de calor" 
Hoje, a liberação de calor de dentro da Terra para fora é facilitada pelas placas tectônicas, mas esse transporte nem sempre foi assim. Moore e Webb criaram um modelo computacional e simulações numéricas para entender como o nosso planeta pode ter tido uma única placa com vários tubos vulcânicos por onde o calor e materiais circulavam entre o núcleo e a superfície.
Esses "tubos de calor" seriam semelhantes aos que ocorrem em Io e podem ajudar a compreender como a Terra evoluiu antes da formação das placas tectônicas. As simulações feitas também indicam que a nossa litosfera (camada sólida mais externa, dividida em placas) se transformou numa superfície fria e grossa há cerca de 3,5 bilhões de anos, como resultado de erupções frequentes que levaram materiais externos para dentro.
Após o aparecimento das placas tectônicas, foi registrada uma rápida diminuição da atividade vulcânica e de transferência de calor por meio desses tubos, destacaram os cientistas.

NASA DIVULGA ANÁLISE DE ROCHA COM FORMA DE PIRÂMIDE EM PLANETA MARTE

Rocha com forma de pirâmide foi achada pela sonda Curiosity. Pontos marcados em amarelo e vermelho foram analisados pelos instrumentos da sonda. Foto: Science/AAAS/Nasa / Divulgação
A primeira rocha analisada por alguns dos instrumentos da sonda Curiosity em Marte chamou a atenção pelo incomum formato de pirâmide. A pedra, contudo, é comum na Terra e se forma nas profundezas do planeta, afirmam os cientistas, que apresentaram o resultado da análise nesta quinta-feira na revista especializada Science.
A rocha foi apelidada de Jake_M pela Nasa - em homenagem ao engenheiro Jake Matijevic, do Laboratório de Propulsão a Jato (JPL, na sigla em inglês) da agência. Ela é um mugearite, um tipo encontrado na Terra em ilhas oceânicas e fendas nos continentes. A presença dessa pedra indica a presença de água em regiões profundas de Marte.
"Na Terra, temos uma boa ideia de como as mugearites e rochas parecidas se formam", diz Martin Fisk, geólogo marinho da Universidade do Estado do Oregon e membro da missão da Curiosity. "(O processo de formação) começa com o magma profundo na Terra que cristaliza com a presença de 1 ou 2% de água. Os cristais se formam no magma e o que não cristaliza é o magma mugearite, que pode eventualmente sair para a superfície em uma erupção vulcânica."
"Ela (a rocha) implica que o interior de Marte é composto de áreas com diferentes composições. Não é bem misturado. Talvez Marte nunca fique homogeneizado da forma como a Terra consegue através das placas tectônicas e do processo de convecção."

OBSERVATÓRIO CHANDRA DESCOBRE ESTRELAS SUPER QUENTES CONTELAÇÃO DE ÓRION

Cambridge, Massachusetts - Para resolver o núcleo quente de uma das regiões mais próximas e mais maciço de formação estelar da Terra, o Observatório de raios-X do Chandra mostraram que as temperaturas quase todos os jovens estrelas são mais extremas do que o esperado.
Orion Trapézio

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O Trapézio Orion como observado em 31 de outubro 05:47:21 UT 1999. As cores representam a energia, onde o azul eo branco indicam energias muito elevadas e temperaturas, portanto, exterme. O tamanho da fonte de raios-X na imagem reflecte também o seu brilho, isto é, as fontes mais brilhantes aparecem maiores em tamanho. O é um artefato causado pela limitação de borrão a óptica do telescópio. O diâmetro projectado do campo de visão é de cerca de 80 dias de luz. Crédito: NASA / MITOrion Trapézio

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O Trapézio Orion como observado em 24 de novembro 05:37:54 UT 1999. As cores representam a energia, onde o azul eo branco indicam energias muito elevadas e temperaturas, portanto, exterme. O tamanho da fonte de raios-X na imagem reflecte também o seu brilho, isto é, as fontes mais brilhantes aparecem maiores em tamanho. O é um artefato causado pela limitação de borrão a óptica do telescópio. O diâmetro projetada do campo de visão é cerca de 80 dias de luz.
Crédito: NASA / MIT
A Orion Trapézio Cluster, apenas algumas centenas de mil anos de idade, oferece uma vista privilegiada em um berçário estelar. Suas fontes de raios X detectadas pelo Chandra incluem vários discos protoplanetários externamente iluminados ("proplyds") e várias estrelas de grande massa, que queimam tão rápido que eles vão morrer antes da missa baixo estrelas ainda totalmente madura.
Um dos principais destaques das observações do Chandra são a identificação de proplyds como fonte pontual de raios X nas proximidades da estrela de maior massa no trapézio. Observações anteriores não tinha a capacidade de separar as contribuições dos diferentes objetos.
"Nós vimos altas temperaturas em estrelas antes, mas claramente o que nos surpreendeu foi que quase todas as estrelas que vemos aparecer a temperaturas extremas, raios-X, independente do seu tipo", disse Norbert S. Schulz, cientista de pesquisa no MIT Centro de raios-X Chandra, que lidera o projeto Orion. "E por extrema, entendemos temperaturas que são, em alguns casos bem acima dos 60 milhões de graus." O mais quente estrela massiva conhecida até agora tem sido em torno de 25 milhões de graus.
A grande Nebulosa de Orion abriga o conjunto da nebulosa de Orion (ONC), uma associação frouxa de cerca de 2.000 na sua maioria muito jovens estrelas de uma ampla gama de massa confinada dentro de um raio de menos de 10 anos-luz. A Orion Trapézio Cluster é um subgrupo mais jovem de estrelas no núcleo da ONC confinado dentro de um raio de cerca de 1,5 anos-luz. Sua idade média é de cerca de 300.000 anos.
A luz brilhante constante do Trapézio e suas estrelas vizinhas no coração da nebulosa de Orion (M42) são visíveis a olho nu em noites claras.
Em raios-X, essas jovens estrelas estão constantemente ativa e mudando de brilho, às vezes dentro de metade de um dia, às vezes durante semanas.
"Nunca antes Chandra vimos imagens de atividade estelar com tal brilhantismo", disse Joel Kastner, professor no Chester F. Carlson Center for Imaging Science no Instituto de Tecnologia de Rochester. "Aqui, a combinação de muito alta resolução angular, com espectros de alta qualidade que Chandra oferece, compensa claramente fora."
A observação foi realizada utilizando o High Energy Transmission Grating Spectrometer (HETGS) e os espectros de raios-X foram gravadas com a matriz espectroscópica de o Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS). O detector ACIS é uma versão sofisticada dos detectores CCD comumente usados ​​em câmeras de vídeo e câmeras digitais. As estrelas orion são tão brilhantes em raios-X que facilmente saturar os CCDs. Aqui, a equipe usou as grades como um filtro de bloqueio.

Orion Trapézio - Raio X & Optical
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contornos de raios-X do Chandra observação sobreposto na imagem do Hubble óptico (cortesia de J. Bally, CASA Colorado). O campo de visão é 30 "x30". Além das estrelas brilhantes do trapézio principais, que foram encontrados para ser estrelas de grande massa extremamente quentes, vários objetos iluminados externamente também são emissores de raios-X. Alguns deles, com temperaturas de até 100 milhões de graus. Os que não apresentam contornos de raios-X são provavelmente demasiado fraco para ser detectado nessas observações do Chandra particulares. 
Crédito: J. Bally, CASA Colorad
Supõe-se geralmente que as estrelas de baixa massa como o nosso Sol, quando eles são jovens, são mais de 1.000 vezes mais luminosa em raios-X. A emissão de raios-X aqui é pensado para ocorrer a partir de atividade magnética em conexão com a rotação estelar. Consequentemente, as temperaturas elevadas seriam observados em chamas muito violentos e gigante. Aqui, as temperaturas tão elevadas quanto 60 milhões de graus foram observados em alguns poucos casos. A ausência de muitas erupções fortes nas curvas de luz, assim como as temperaturas no Chandra ACIS espectros wich exceder os de foguetes gigantes, poderia significar que eles são ou proto-estrelas jovens (ou seja, estrelas em formação), ou de uma classe especial de mais evoluiu, estrelas jovens e quentes.
Schulz admite que, embora os astrônomos se reuniram muitas pistas nos últimos anos sobre o comportamento de raios-X de objetos estelares muito jovens, "estamos longe de ser capaz de classificar exclusivamente estágios evolutivos de sua emissão de raios-X."
As cinco estrelas do trapézio jovens e massivas principais são responsáveis ​​pela iluminação de toda a Nebulosa de Orion. Estas estrelas nascem com massas de 15 a 30 vezes maior que a massa do nosso sol. Raios-X em tais estrelas são pensados ​​para ser produzida por choques que ocorrem quando os ventos estelares de alta velocidade RAM no material denso mais lento.
Os espectros de Chandra mostram um componente de temperatura de cerca de 5 a 10 milhões graus, o que é consistente com este modelo. No entanto, quatro dessas cinco estrelas também mostram componentes adicionais entre 30 milhões e 60 milhões de graus.
"O fato de que algumas dessas estrelas massivas mostrar um componente tão quente e alguns não, e que um componente quente parece ser mais comum do que inicialmente se supunha, é um novo aspecto importante no comportamento espectral das estrelas", disse David Huenemoerder, físico de pesquisa no Centro MIT de Pesquisas Espaciais.
Modelos de choque padrão não podem explicar estas elevadas temperaturas, que podem ser causadas por plasmas magneticamente confinados, que são geralmente atribuídos a estrelas como o sol. Tal efeito apoiaria a suspeita de que alguns aspectos da emissão de raios-X de estrelas de grande massa não pode ser diferente do nosso Sol, que também tem uma corona quente. Mais estudos são necessários para confirmar esta conclusão.
O mais recente em uma série de grandes observatórios da NASA. Chandra é o "Hubble de raios-X", lançado em julho de 1999 em uma órbita no espaço profundo em torno da Terra.
Chandra carrega um telescópio de raios-X grande para focalizar os raios-X de objetos no céu. Um telescópio de raios-X não pode trabalhar no chão, porque os raios-X são absorvidos pela atmosfera da Terra.
Os HETGS foi construída pelo Instituto de Tecnologia de Massachusetts com o Bruno Rossi professor Claude Canizares como Investigador Principal. A câmera de raios X ACIS foi concebido e desenvolvido para a NASA pela Penn State e do Instituto de Tecnologia de Massachusetts, sob a liderança de Gordon Garmire, Evan Pugh Professor de Astronomia e Astrofísica na Universidade Penn State. A observação Orion fazia parte do Prof Canizares garantido tempo de observação durante a primeira rodada de observações do Chandra.
Marshall Space Flight Center da NASA em Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra. TRW Inc., Redondo Beach, Califórnia, é o contratante principal para a nave espacial. Centro de raios-X do Chandra Smithsonian controla ciência e operações de voo a partir de Cambridge, Massachusetts.

H1504 +65 ASTRÔNOMOS REVELAM ANTIGO REATOR DE FUSÃO EXTINTO

A impressão de um artista da jovem, extremamente quente estrela anã branca H1504 65, como visto de uma distância semelhante à da Terra a partir do sol. 
Uma equipe internacional de astrônomos, estudando as sobras de restos de estrelas como o nosso Sol, encontraram um objeto notável, onde o reator nuclear que, uma vez ligado ele não está apenas desligado. Esta estrela, a anã branca quente conhecida como H1504 +65 , parece ter sido despojado de todo o seu material nas regiões exteriores durante sua agonia, deixando para trás o núcleo que formou sua usina.
Cientistas do Reino Unido, Alemanha e EUA focados em dois dos telescópios espaciais da NASA, Observatório de raios-X do Chandra e do Explorer espectroscópica Far Ultraviolet (FUSE), em H1504 +65 para sondar a sua composição e medir sua temperatura. Os dados revelaram que a superfície estelar é extremamente quente, 200 mil graus, e é virtualmente livre de hidrogênio e hélio, algo nunca antes observada em qualquer estrela. Em vez disso, a superfície é composta principalmente de carbono e oxigênio, onde cinzas 'da fusão de hélio num reator nuclear. Uma questão importante que se deve responder é por que esta estrela única perdeu o hidrogênio e o hélio, é que normalmente esconde o interior estelar a partir de nosso ponto de vista?
Professor Martin Barstow (University of Leicester) disse. "Estudar a natureza das cinzas de estrelas mortas nos dar pistas importantes sobre a forma como estrelas como o Sol vivem suas vidas e acabam por morrer. O lixo nuclear de carbono e oxigênio produzido no processo são elementos essenciais para a vida e, eventualmente, são reciclados para o espaço interestelar para formar novas estrelas, planetas e, possivelmente, os seres vivos ".
Professor Klaus Werner (Universidade de Tübingen) disse. "Percebemos que esta estrela tem, em escalas de tempo astronômico, só muito recentemente fechou fusão nuclear (cerca de uma centena de anos atrás). Vemos claramente a olho nu, o reator já extinto que uma vez alimentou uma estrela gigante brilhante.
Dr. Jeffrey Kruk (Johns Hopkins University) disse: "Os astrônomos previram há muito tempo que muitas estrelas que têm núcleos de carbono-oxigênio perto do fim de suas vidas, mas nunca esperei que iria realmente ser capaz de ver um. Esta é uma ótima oportunidade para melhorar a nossa compreensão do ciclo de vida das estrelas. "
Os dados de raios-X do Chandra também revelam as assinaturas de neon, um esperado subproduto da fusão de hélio. No entanto, uma grande surpresa foi a presença de magnésio em quantidades semelhantes. Este resultado pode fornecer uma chave para a composição única de H1504 +65 e validar as previsões teóricas que, se massa suficiente, algumas estrelas podem estender suas vidas tocando ainda outra fonte de energia: a fusão do carbono em magnésio. No entanto, como o magnésio, também podem ser produzidos por fusão de hélio, a prova de que a teoria não é ainda férrea. O elo final no quebra-cabeça seria a detecção de sódio, o que vai exigir dados de um outro observatório: o Telescópio Espacial Hubble. A equipe já foi concedido tempo no Telescópio Espacial Hubble para procurar sódio em H1504 +65 no próximo ano, e, com sorte, descobrir a resposta final quanto à origem desta estrela única.
O Observatório de Raios-X Chandra e do Explorer espectroscópica Far Ultraviolet (FUSE), foram ambos lançados em órbita pela NASA em 1999. Seus instrumentos fazem uso de uma técnica chamada espectroscopia, que se espalha a luz obtida a partir de objetos astronômicos em seus raios-X e ultravioleta constituintes "cores", da mesma forma que a luz visível é dispersa em um arco-íris, naturalmente, por gotículas de água na atmosfera, ou artificialmente, por um prisma. Quando estudou em detalhes cada espectro é uma "impressão digital" única, que nos diz quais os elementos que estão presentes e revela as condições físicas do objeto que está sendo estudado.

HÁ 167 ANOS FOI DESCOBERTO O PRIMEIRO PLANETA PREVISTO MATEMATICAMENTE

A sonda Voyager 2 registrou essa imagem durante sua passagem por Netuno em 1989. Foto: Nasa / Divulgação
Uma das características da astronomia é que ela consegue prever com precisão o movimento dos principais corpos estudados. Com muitos anos de antecedência, sabemos o dia exato de um eclipse, por exemplo.
Contudo, quando o planeta Urano não se movia conforme o previsto, os cientistas dessa área sabiam que havia algo errado.
Coube a um matemático, o francês Urbain Joseph Le Verrier, propor a massa e posição de outro corpo que estaria influindo no movimento de Urano. Esse objeto depois ganhou o nome de Netuno, o primeiro planeta cuja existência foi prevista matematicamente, e não por observação.​
A princípio, Le Verrier foi ignorado pelos astrônomos franceses. Ele então mandou seus cálculos para Johann Gottfried Galle, do observatório de Berlim. Este encontrou Netuno logo na primeira noite de busca, em 1846. Dezessete dias depois, ele achou Tritão, sua maior lua.
Independentemente do colega, John Couch Adams também previu a existência de Netuno - mas ao contrário de Le Verrier -, nunca publicou seu trabalho. Galle quis nomear o planeta em homenagem ao matemático francês, mas a ideia não foi aceita pela comunidade astronômica, que decidiu seguir a tradição e dar o nome do deus romano dos mares.
Desde o "rebaixamento" de Plutão a planeta-anão, Netuno é considerado o último planeta do Sistema Solar. A 4,5 bilhões de quilômetros do Sol, um ano netuniano (o tempo que ele leva para orbitar nossa estrela) leva 165 anos terrestres. Além disso, fica tão distante da Terra que não conseguimos vê-lo a olho nu.

CIENTISTA DESCOBRE INDÍCIOS DE VIDA ALIENÍGENA NA ATMOSFERA DA TERRA

Fotografia divulgada nesta sexta-feira (20) pela Universidade de Sheffield mostra o que um grupo de cientistas britânicos considera uma partícula de vida do espaço. Eles acreditam ter encontrado provas da existência de vida fora da terra. Foto: EFE/Universidad de Sheffield/Ho
Um professor da Universidade de Sheffield (Reino Unido) afirma ter coletado material orgânico a 27 mil m de altitude. Segundo Milton Wainwright, não é conhecido nenhum fenômeno natural capaz de levar essas partículas a essa altitude, com exceção de violentas erupções vulcânicas.
Contudo, como nenhum vulcão entrou em erupção nos últimos três anos na região pesquisada, Wainwright conclui que a única fonte possível para essas "entidades biológicas" é o espaço. As informações são do Huffington Post.
"Nossa conclusão é que a vida está continuamente chegando à Terra pelo espaço, a vida não é restrita a este planeta e certamente não se originou aqui", diz o professor. "Se a vida continua a chegar do espaço, então nós temos que mudar completamente nossa visão de biologia e evolução (...) novos livros didáticos terão que ser escritos!"
Segundo o Huffington Post, Wainwright divulgou seu estudo no Journal of Cosmology, uma publicação especializada controversa, com uma política de revisão por pares "questionável". O professor admite, contudo, que pode ser descoberto um processo natural que tenha levado as partículas à estratosfera.
O próximo passo, afirma o pesquisador, é descobrir se o material é realmente de fora da Terra. "O experimento absolutamente crucial será o que é chamado de 'fracionamento isotópico'. Nós vamos pegar algumas amostras que isolamos da estratosfera e introduzir em uma máquina complexa. Um botão será apertado. Se a proporção de isótopos nos der um número, então os organismos serão da Terra, se der outro, eles são do espaço."

SN 2006gy: UMA GRANDE EXPLOSÃO FOI REGISTRADA PELA NASA

Crédito: Ilustração: NASA / CXC / M.Weiss, de raios-X: NASA / CXC / UC Berkeley / N.Smith et al; IR:. Lamba / UC Berkeley / J.Bloom & C.Hansen
De acordo com observações do Chandra da NASA X-ray Observatory e telescópios óticos baseados em terra, a supernova SN 2006gy é a explosão estelar mais brilhante e energética já registrada e pode ser um novo tipo de explosão procurado  há muito tempo . O painel superior deste gráfico é ilustração de um artista que mostra o SN 2006gy pode ter visto em uma distância próxima. O material de fogos de artifício semelhante em branco mostra a explosão de uma estrela muito massiva. Essa sujeira está empurrando para trás dois lóbulos de gás vermelho que foram expulsos em uma grande erupção da estrela antes de explodir. As regiões verdes, azul e amarelo nestes lobos mostra onde o gás é aquecido em uma frente de choque onde o material explosão cai dentro dele e empurra-o para trás. A maioria da luz óptica gerada pela Supernova é pensado para vir de detritos que foram aquecidas pela radioatividade, mas alguns provavelmente vem do gás chocado.
O painel inferior esquerdo é uma imagem infravermelha, usando luz óptica adaptativa no Observatório Lick, de NGC 1260, a galáxia que contém SN 2006gy. A fonte no canto inferior esquerdo do painel, em que é o centro da NGC 1260, enquanto a fonte é muito mais brilhante do que o canto superior direito é SN 2006gy. O painel à direita mostra imagem de raios-X do Chandra do mesmo campo de visão, mais uma vez mostrando o núcleo de NGC 1260 e SN 2006gy. A observação de Chandra permitiu aos astrônomos determinar que SN 2006gy foi de fato causado pelo colapso de uma estrela muito massiva, e não a mais provável explicação alternativa para a explosão, a destruição de uma estrela de baixa massa. Se a supernova foi causada por que uma estrela anã branca que explode em um ambiente denso, rico em hidrogênio, SN 2006gy teria sido cerca de 1.000 vezes mais brilhantes em raios-X do que o Chandra detectou.

Fatos para SN 2006gy:

Crédito Ilustração:                           

NASA / CXC / M.Weiss, de raios-X: NASA / CXC / UC Berkeley / N.Smith et al; IR:. Lamba / UC Berkeley / J.Bloom & C.Hansen

Escala  

Cada painel de fundo é 2,75 segundos de arco de diâmetro.

Categoria  

Supernovas e remanescentes de supernovas

Coordenadas (J2000)  

RA 03h 17m 27.10s | dezembro 41 º 24 '19.50 "

Constelação

Perseu

Data de Observação          

14 de novembro de 2006

Tempo de observação  

8 horas

Obs.                                  

ID 8473

Código de Cores  

Intensidade

Instrumento  

ACIS

Referências  

Smith, N. et ai. De 2007, APJ, 666, 1116

Estimar a distância  

Cerca de 238.000 mil anos luz

Lançamento  

7 de maio de 2007

G21.5-0.9: CONCHA CÓSMICA PRODUZIDA POR MEGA EXPLOSÃO DE SUPERNOVA

Crédito: NASA / CXC / U.Manitoba / H.Matheson & S.Safi-Harb
Esta imagem, feita pela combinação de 150 horas de dados arquivados Chandra, mostra o remanescente de uma explosão de supernova. A nuvem brilhante central de elétrons de alta energia é cercado por um escudo distinto de gás quente.
O escudo é devido a uma onda de choque gerada como o material ejetado pela supernova arados em matéria interestelar. A onda de choque aquece o gás a milhões de graus, produzindo raios-X no processo.
Embora muitas supernovas deixam para trás conchas brilhantes, outros não. Este remanescente de supernova, identificado como G21.5-0.9 por astrônomos de rádio há 30 anos, foi considerado que não tinha casca, até que foi revelado pelo Chandra.
A ausência de um shell detectável em torno deste e de outros remanescentes de supernovas levou os astrônomos a especular que um outro tipo, mais fraco de explosão tivesse ocorrido. Agora, esta hipótese parece improvável, e é provável que a explosão de cada estrela massiva envia uma forte onda de choque surdo através do espaço interestelar.
Algumas conchas de supernovas são fracos por causa da falta de material em torno da estrela antes que ela exploda. Perda de massa rápida da estrela antes da explosão poderia ter esvaziado a região.
Ao examinar as propriedades da casca com um telescópio de raios-X, os astrônomos podem trabalhar de volta para deduzir a idade (alguns milhares de anos), ea energia da explosão, bem como informações sobre o estado da estrela de um milhão de anos antes de explodiu. A estrela que produziu esse shell supernova é pensado para ter sido pelo menos 10 vezes a massa do sol.
Fatos para G21.5-0.9:
Crédito  
NASA / CXC / U.Manitoba / H.Matheson & S.Safi-Harb
Escala  
Imagem é de 6,3 minutos de arco de cada lado.
Categoria  
Supernovas e remanescentes de supernovas
Coordenadas (J2000)  
RA 18h 33m 33.50s | dezembro -10 º 34 '06,70 "
Constelação  
Rótula
Datas de Observação    
59 pointings entre 23 de agosto de 1999 e 26 de março de 2004
Tempo de observação    
150 horas
Obs.                                     
IDs 158-162, 1233, 1441-1443, 1769-1782, 1551-1554, 1719-1726, 2872, 3492, 3699, 5165, 165, 1230, 1433, 1434, 1716-1718, 1728, 1729, 1838-1840, 2873, 3474, 3693, 3700, 4353, 5166
Código de Cores  
Energia: Red 0,2 1.5keV Verde 1,5 3keV, Azul 3 10keV
Instrumento  
ACIS
Referências  
H. Matheson, S. Safi-Harb 2005, Advances in Space Research
Estimar a distância  
Cerca de 20.000 anos-luz
Lançamento  
19 de abril de 2005

OBSERVAÇÕES DE NGC 4438 e NGC 4435 EM AGLOMERADO DE GALÁXIAS EM VIRGEM

Crédito: NASA / CXC / M.Machacek et al.
Esta imagem do Chandra mostram gás em milhões de graus célcius  em duas galáxias no aglomerado de galáxias de Virgem, que são agora mais de 100.000 anos-luz de distância. Em NGC 4438, a galáxia maior na parte inferior da imagem, os filamentos de gás quente foram puxados para a direita da galáxia. O gás quente na galáxia menor, NGC 4435 (superior direito), concentra-se em torno de sua região central.
Combinando observações de raios-X, ópticos,e de rádio e indicam que as duas galáxias se esbarraram num passado relativamente recente, cerca de 100 milhões de anos atrás. A colisão foi aparentemente numa época em que as galáxias ficavam em cerca de 16.000 anos-luz um do outro. Tais colisões são relativamente comuns nos confins lotados do aglomerado de galáxias de Virgem. O centro do cluster contém centenas de galáxias zunindo em torno a uma da outra a uma  velocidade de milhões de quilômetros por hora.
Durante o encontro entre NGC4438 e NGC 4435, as forças de maré gravitacionais puxaram o gás e estrelas nas partes externas das galáxias. NGC 4438 foi danificado na colisão, mas o gás quente provavelmente vai cair de volta para o disco da galáxia em algumas centenas de milhões de anos. NGC 4435, sendo menos massa do que NGC 4438, mostrou-se menos e pode ter perdido a maior parte de seu gás quente para o espaço intergaláctico.
Fatos para NGC 4438 e NGC 4435:
Crédito  
NASA / CXC / M.Machacek et al.
Escala  
Imagem 397 x 553 segundos de arco
Categoria  
Galáxias normais e Starburst Galáxias , Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000)  
RA 12h 27m 45.60s | dezembro 13 ° 00 '32.00 "
Constelação  
Virgem
Datas de Observação      
29 de janeiro de 2002
Tempo de observação  
Sete horas
Obs. IDs                             
2883
Código de Cores  
Energia (Red 0,3-1,5 keV, Verde 1,5-2,5 keV, Azul 2,5-6,0 keV)
Instrumento  
ACIS
Referências  
Machacek M. et al. 2003, apresentado aos Astrophys. J.
Estimar a distância               
50 milhões anos luz
Lançamento  
03 de setembro de 2003

OBSERVAÇÕES DESCOBRE ATMOSFERA DE CARBONO EM CASSIOPEIA A:

A estrela de neutrões no centro da Cas A é encontrada para ter uma atmosfera ultra-fino de carbono.

Esta atmosfera é uniformemente distribuída em toda a estrela de nêutrons, explicando por que não há pulsações detectadas a partir desse objeto.

A estrela de nêutrons em Cas A foi detectado pela primeira vez há mais de dez anos atrás a imagem do Chandra "Luz em primeiro lugar" in.

Esta imagem Observatório de Raios-X Chandra mostra a região central do remanescente de supernova Cassiopeia A (Cas A, para abreviar) os restos de uma estrela massiva que explodiu em nossa galáxia. Evidência para uma atmosfera de carbono fina sobre uma estrela de neutrões no centro da Cas A foi encontrado. Além de resolver um mistério de dez anos de idade, sobre a natureza do objeto, este resultado fornece uma demonstração viva da natureza extrema de estrelas de nêutrons. A impressão de um artista do carbono-camuflada da estrela de nêutrons também é mostrada.

Descoberto pelo Chandra em "First Light" a imagem obtida em 1999, na fonte de raios-X ponto-como no centro da Cas A se presumia ser uma estrela de nêutrons , o remanescente típico de uma estrela que explodiu, mas surpreendentemente não mostram qualquer evidência por raios-X ou radiação pulsante. Através da aplicação de um modelo de uma estrela de neutrões, com uma atmosfera de carbono a este objecto, verificou-se que a região do emissor de raios-X que uniformemente em uma estrela de neutrões típica. Isso explicaria a falta de pulsações de raios X, porque esta estrela de nêutrons seria improvável para exibir quaisquer mudanças em sua intensidade à medida que gira. O resultado também fornece evidência contra a possibilidade de que a estrela colapsada contém matéria quark estranho.

As propriedades deste carbono atmosfera são notáveis ​​. É apenas cerca de quatro polegadas de espessura, tem uma densidade semelhante à do diamante e uma pressão de mais do que dez vezes o encontrado no centro da Terra. Tal como acontece com a atmosfera da Terra, a extensão de uma atmosfera a uma estrela de neutrões é proporcional à temperatura atmosférica, e inversamente proporcional à gravidade da superfície. A temperatura é estimada em cerca de dois milhões de graus, muito mais quente do que a atmosfera da Terra. No entanto, a densidade de superfície sobre Cas A é de 100 biliões de vezes mais forte do que a da terra, o que resulta num ambiente extremamente firme.

Fatos de Cassiopeia A:

Crédito  
X-ray: NASA / CXC / Southampton / W. Ho et al; Ilustração:. NASA / CXC / M.Weiss

Lançamento  
04 de novembro de 2009

Escala  
Imagem é de 4,5 minutos de arco em

Categoria  
Supernovas e remanescentes de supernovas

Coordenadas (J2000)  
RA 23h 23m 26.7s | dezembro 58 ° 49 '03.00 "

Constelação  
Cassiopeia

Data de Observação            
9 pointings em 2004: 08 de fevereiro, 14 de abril, 18, 20, 22, 25, 28, 01 de Maio, 05

Tempo de observação  
11 dias, 14 horas

Obs. ID                                    
4634-4639, 5196, 5319-5320

Instrumento  
ACIS

Também conhecido como  
Cas A

Referências  
W.Ho e C.Heinke de 2009, Natureza (05 de novembro emissão)

Código de Cores  
Energia: Red (0,5-1,5 keV), Green (1,5-3,0 keV), Blue (4,0-6,0 keV)

GALÁXIAS ANTIGAS JÁ TINHAM FORMA ATUAL DIZ ESTUDO

Se você ouvir um saudosista dizer que já não se fazem mais galáxias como antigamente, saiba que é mentira. Um estudo acaba de mostrar que desde 11,5 bilhões de anos atrás o Universo já tinha galáxias nas mesmas formas que elas têm hoje.
Sabe-se que as galáxias se formaram relativamente cedo na história do cosmos. A Via Láctea, por exemplo, tem cerca de 13 bilhões de anos, nascida apenas 800 milhões de anos após o Big Bang.
Contudo, os cientistas imaginavam que as galáxias, quando bebês, deviam ser bem diferentes --menos evoluídas-- que as atuais. Era o que sugeriam modelos sobre a formação dessas estruturas.
Novos resultados, obtidos com o Telescópio Espacial Hubble, contestam essa ideia. Eles mostram que cerca de 2,3 bilhões de anos depois do Big Bang as galáxias já tinham mais ou menos a forma atual.
"Isso significa que as galáxias amadurecem de forma mais rápida do que se acreditava", diz Gastão Lima Neto, astrônomo da USP que não participou do estudo.
De Hubble para Hubble 
O uso do telescópio espacial não poderia ser mais adequado. Foi o astrônomo americano Edwin Hubble (1889-1953) quem fez o primeiro estudo consistente da evolução das galáxias. O chamado diagrama de diapasão de Hubble cobre todos os tipos galácticos vistos no cosmos,entre eles as espirais (como a nossa Via Láctea).
Vasculhando as profundezas do espaço, os astrônomos conseguem observar como as galáxias eram. (Como elas estão muito longe, a luz delas demora a chegar na Terra, o que explica porque o estudo dos objetos mais distantes equivale a enxergar o passado cósmico.)
Estudos anteriores já haviam sondado galáxias de até 8 bilhões de anos atrás e viam que o esquema de Hubble se sustentava. O novo trabalho, feito com dados de um projeto chamado Candels somado a imagens colhidas em dois instrumentos do telescópio espacial, empurra mais 2,5 bilhões de anos na direção do passado e mostra que, naquela época, as galáxias já tinham o padrão das atuais.
No total, os pesquisadores observaram 1.671 galáxias espalhadas pelo Universo. E a ideia é não parar por aí.
"Continuaremos a sondar épocas cada vez mais remotas para tentar identificar em que momento as galáxias evoluídas começam a aparecer pela primeira vez", disse à Folha Mauro Giavalisco, pesquisador da Universidade de Massachusetts, nos EUA, e um dos autores do trabalho, publicado no periódico "The Astrophysical Journal".
"Isso irá nos ajudar a entender qual é o processo físico responsável por fazer as galáxias pararem de formar estrelas e envelhecerem."

CYGNUS-OB2 OBSERVAÇÕES DE FONTES DE RAIOS X EM AGLOMERADOS DE ESTRELAS JOVENS E MASSIVAS

Cygnus OB2 é um aglomerado de estrelas na Via Láctea que contém muitas quentes e jovens estrelas massivas.
Esta imagem composta de Cygnus OB2 contém raios-X do Chandra (azul), os dados infravermelhos do Spitzer (vermelho) e dados ópticos do telescópio Isaac Newton (laranja).
Astrônomos gostariam de entender melhor como essa e outras fábricas de estrelas, ele se formam e como evoluem.
A observação profunda Chandra de Cygnus OB2 encontrou quase 1.500 estrelas emitem raios-X. Na Via Láctea e em outras galáxias no universo próximo muitos aglomerados de estrelas jovens e associações que cada um deles contém centenas de milhares estrelas quentes e com grande massa, as estrelas jovens, conhecidas como O e B estrelas . O conjunto de estrela Cygnus OB2 contém mais de 60 estrelas de tipo O e cerca de mil estrelas do tipo B.  A uma distância relativamente próxima à Terra de cerca de 5.000 anos-luz, Cygnus OB2 é o mais próximo aglomerado massivo. Observações profundas com Chandra da NASA X-ray Observatory of Cygnus OB2 têm sido usados ​​para detectar a emissão de raios-X a partir dos ambientes exteriores quentes, ou coronas , de estrelas jovens no cluster e para investigar como essas grandes fábricas de estrelas se formam e evoluem. Cerca de 1.700 fontes de raios-X foram detectados, incluindo cerca de 1.450 pensado para ser estrelas no cluster. Nesta imagem, os raios-X do Chandra (azul) foram combinadas com dados infravermelhos do Telescópio Espacial Spitzer da NASA (vermelho) e dados ópticos do telescópio Isaac Newton (laranja).
Foram detectadas estrelas jovens na faixa etária 1-7 milhões anos. Os dados de infravermelho indica que uma baixa fração das estrelas têm discos circum de poeira e gás. Mesmo menos discos foram encontrados perto das grandes estrelas OB, atraindo o poder corrosivo de sua intensa radiação que leva à destruição precoce de seus discos. As evidências também confirmam que a população mais velha dessas estrelas perderam seus membros mais massivos por causa de explosões de supernovas . Finalmente, uma massa total de cerca de 30.000 vezes a massa do sol é derivado para Cygnus OB2, semelhante à da estrela de maior massa formando  em regiões de nossa Galaxia .
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 Cygnus OB2:
Crédito  
X-ray: NASA / CXC / SAO / J.Drake et al, Optical: Univ. de Hertfordshire / INT / IPHAS, Infrared: NASA / JPL-Caltech
Lançamento  
7 de novembro de 2012
Escala  
Imagem é de 11,8 minutos de arco de diâmetro (16 anos-luz)
Categoria  
Estrelas normais e conjuntos de estrela
Coordenadas (J2000)  
RA 20h 37m 11.00s | dezembro 38 ° 41 '52.00 "
Constelação  
Cygnus
Data de Observação            
39 pointings entre janeiro de 2004 e março de 2010
Tempo de observação            
341 horas 40 min (14 dias 5 horas 40 minutos)
Obs. ID                                     
4501, 4511, 10939-10974, 12099
Instrumento  
ACIS
Código de Cores  
De raios-X (azul), Optical (amarelo), infravermelho (vermelho)

OBSERVAÇÕES DE 3C295: POR INFRAVERMELHO MOSTRAM INTERAÇÃO ENTRE AGLOMERADOS DE GALÁXIAS

3C295Crédito: NASA / CXC / SAO
3C295 (Cl 1409 524) é um dos aglomerados de galáxias mais distantes observadas pelos telescópios de raios-X. O cluster é preenchido com uma vasta nuvem de gás com cinquenta milhões graus célcius que irradia fortemente em raios-X. Ele tem um redshift de 0,461, o que significa que podemos ver o aglomerado de galáxias, uma vez como ela era a aproximadamente 4,7 bilhões de anos atrás. 3C295 foi descoberto pela primeira vez como uma fonte luminosa de ondas de rádio. A fonte de emissão de rádio foi encontrado para ser uma Galaxia elíptica gigante localizado no centro do conjunto de galáxias. Chandra descobriu que esta galáxia central é uma forte e complexa fonte de raios-X.
Imagens multi-comprimento de onda: (* Imagens não está à escala )
X-ray

3C295 de raios-X NASA / CXC / SAO
Jpg (87 k)
Tiff (1,6 M)
PS (3,4 M)
Optical

3C295 - visão óptica NASA / HST / A.Dressler
Jpg (80 k)
Tiff (1,1 M)
PS (3,4 M)
Rádio

3C295-rádio
NRAO / AUI / NSF /
R.Perley & G.Taylor
Jpg (38 k)
Tiff (1,5 M)
PS (3,5 M)
Fatos de 3C295:
Crédito  
NASA / CXC / SAO
Escala  
Imagem é de 42 segundos de arco de diâmetro.
Categoria  
Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000)  
RA 14h 11m 20s | dezembro -52 ° 12 '21 "
Constelação  
Boötes
Datas de Observação        
30 de agosto de 1999
Tempo de observação  
6 horas
Obs. IDs                                
Desconhecido
Código de Cores  
Intensidade
Instrumento  
ACIS
Também conhecido como    
Cl 1409 524
Estimar a distância  
4.700.000.000 anos luz
Lançamento  
16 de novembro de 1999

OBSERVAÇÕES DE UM FLUXO DE RESFRIAMENTO NA GALÁXIA ABELL 1795

Abell 1795 Crédito: NASA / IoA / AC Fabian et al.
Como uma colher de sopa quente que se deslocam através, a enorme galáxia elíptica perto do topo desta imagem cortou uma faixa em todo o denso, o gás quente neste aglomerado de galáxias conhecido como Abell lotado 1795. Esta imagem do aglomerado de galáxias A1795 suavizada Chandra X-ray Observatory mostra um filamento brilhante cerca de 200.000 anos-luz de comprimento. O gás nesta estrutura é mais denso e mais frio (30 milhões contra 50 milhões de graus) que o gás circundante. O filamento foi provavelmente causado quando uma enorme galáxia elíptica (mancha branca na cabeça do filamento) mudou-se através do núcleo do cluster. Propagação de gás quente em todo o cluster é atraído pelo campo gravitacional da galáxia gigante em uma esteira cósmica de gás refrigerante, que aparece como a longa seqüência semelhante característica no meio desta imagem.
A maioria das galáxias observadas no universo aparecem em grupos que variam de simples pares e trios de grupos complexos de milhares. Cientistas descobrem esses grupos imersos em halos de gás quente. Com o tempo, este "intracluster" gás perde energia através de radiação de raios-X, esfria, e flui em direção ao núcleo denso de um cluster, onde pode formar estrelas. Este fenómeno é conhecido como um "fluxo de arrefecimento."
A última pesquisa Chandra no Abell 1795 foi realizado por uma equipe liderada pelo professor Andrew Fabian, do Instituto de Astronomia, Cambridge, Inglaterra, usando o Advanced CCD Imaging Spectrometer (ACIS), instrumento a bordo Chandra. Chandra observou Abell 1795 para 19.594 segundo em 20 de dezembro de 1999, e, em seguida, para 19.421 segundo em 21 de março de 2000.
Fatos de Abell 1795:
Crédito  
NASA / IoA / AC Fabian et al.
Escala  
Imagem é de 75 segundos de arco de diâmetro.
Categoria  
Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000)  
RA 13h 48m 52.70s | dezembro 26 ° 35 '27 "
Constelação  
Boötes
Datas de Observação
20 de dezembro de 1999 e 21 de março de 2000
Tempo de observação  
27 horas
Obs. IDs                         
493, 494
Código de Cores  
Intensidade
Instrumento  
ACIS
Lançamento  
04 de dezembro de 2000

HD 192163 NEBULOSA EM CRESCENTE EXPANSÃO VIOLENTA

Crédito: X-ray: NASA / UIUC / Y. Chu & R. Gruendl et al. Optical: SDSU / MLO / Y. Chu et ai.
Estrelas massivas levar vidas espetacularmentes curtas. Este raio X composto (azul) / óptico de imagem (vermelho e verde) revela detalhes dramáticos de uma parte da Nebulosa Crescente, ou uma concha gigante gasosa criado por fortes ventos que sopram da grande estrela HD 192163 (aka WR 136, a estrela está fora do campo de visão para o canto inferior direito).
Depois de apenas 4,5 milhões de anos (um milésimo da idade do Sol), HD 192163 começou a sua corrida desenfreada rumo a uma catástrofe de supernova. Primeiro ela se expandiu enormemente para se tornar uma gigante vermelha e ejetado suas camadas exteriores de cerca de 20.000 quilômetros por hora. Duzentos mil anos - num piscar de olhos na vida de uma estrela normal - a intensa radiação quente pôs camadas expostas no , interior da estrela que começou a empurrar o gás para longe a velocidades superiores a 3 milhões de quilômetros por hora!
Quando essa velocidade do "vento estelar" alto colidiu com o vento gigante vermelha mais lento, uma casca densa foi formada. Na imagem, uma parte do reservatório é mostrado a vermelho. A força da colisão criou duas ondas de choque: uma que se mudou para o exterior a partir da casca densa para criar a estrutura filamentar verde, e que mudou-se para dentro, para produzir uma bolha de milhões de graus Celsius gás emissor de raios-X (azul). A emissão brilhante de raios-X está perto da parte mais densa da concha de gás comprimido, indicando que o gás quente está evaporando a matéria da concha. A massiva estrela HD 192183 que produziu a nebulosa aparece como o ponto brilhante no centro da imagem de campo total.
HD 192163 provavelmente explodirá como uma supernova em cerca de cem mil anos. Esta imagem permite aos astrônomos determinar a massa, energia e composição da concha gasosa em torno desta estrela pré-supernova. A compreensão de tais ambientes fornece dados importantes para a interpretação de observações de supernovas e seus remanescentes.
Fatos para Nebulosa Crescent:
Crédito  
X-ray: NASA / UIUC / Y. Chu & R. Gruendl et al. Optical: SDSU / MLO / Y. Chu et ai.
Escala  
Imagem é de 8,2 minutos de arco de cada lado.
Categoria                                  
Estrelas normais e conjuntos de estrela
Coordenadas (J2000)  
RA 20h 12m 35.00s | dezembro 38 ° 26 '30.00 "
Constelação  
Cygnus
Datas de Observação        
19 de fevereiro de 2003
Tempo de observação  
26 horas
Obs. IDs                                
3763
Código de Cores  
De raios-X (azul); Optical (Red & Green)
Instrumento  
ACIS
Estimar a distância                
Cerca de 5.000 anos-luz
Lançamento  
14 de outubro de 2003

M17: OBSERVAÇÕES DE FLUXO ESTELAR NA NEBULOSA FERRADURA

M17
Crédito: NASA / CXC / PSU / L.Townsley et al.
A imagem do Chandra revela gás quente fluindo para longe de grandes estrelas jovens no centro da nebulosa Ferradura, também conhecido como M17, também conhecido como a Nebulosa Omega. As temperaturas variam de 1,5 milhões de graus Celsius gás (2,7 milhões de graus Fahrenheit) para cerca de 7 milhões de graus Celsius ( 13 milhões de graus F).
Um grupo de jovens estrelas massivas responsáveis ​​pela atividade na nebulosa está localizada na região rosa brilhante perto do centro da imagem. Chandra de resolver os astrônomos habilitados para poder separar a contribuição destes e de outros estrelas na nebulosa de emissão difusa.
Uma imagem infravermelha da nebulosa Ferradura revela uma nuvem de gás muito mais frio e poeira em forma de ferradura que dá à nebulosa seu nome. O gás quente mostrado pela imagem Chandra se encaixa dentro da nuvem de gás frio, e parece ter se formado a forma de ferradura esculpindo uma cavidade no gás frio. Esta actividade pode originar a formação de novas estrelas na ferradura.
As estrelas na nebulosa Ferradura são apenas cerca de um milhão de anos de idade, então a nebulosa é muito jovem para uma de suas estrelas para ter explodido como uma supernova e aquecida a gás. Colisões entre os ventos de alta velocidade das partículas que fluem longe das estrelas massivas poderiam aquecer o gás, ou o gás quente poderia ser produzido como estes ventos colidem com as nuvens frias para formar bolhas de gás quente. Este gás quente parece estar fluindo para fora do Horseshoe como champanhe sai de uma garrafa, quando a rolha é removida, por isso tem sido chamado de "um fluxo de champanhe de raios-X."
Uma comparação com outros aglomerados de estrelas jovens confirma que jovens estrelas massivas são responsáveis ​​por nuvens de gases quentes, como o visto na nebulosa Ferradura. O conjunto dos arcos , que contém muitos jovens estrelas massivas mostra que este tipo de nuvem, enquanto que as regiões centrais da Nebulosa de Orion , que tem poucos jovens estrelas massivas, não.
Fatos para M17:
Crédito  
NASA / CXC / PSU / L.Townsley et al.
Escala  
Imagem é de aprox. 17 minutos de arco de lado.
Categoria  
Estrelas normais e conjuntos de estrela
Coordenadas (J2000)  
RA 18h 20m 30.39s | dezembro -16 ° 10 '29,7 "
Constelação  
Sagitário
Datas de Observação           
2 de março de 2002
Tempo de observação  
11 horas
Obs.                                           
IDs 972
Código de Cores  
Energia (Red 0,5-2 keV, Azul 2-8 keV)
Instrumento  
ACIS
Também conhecido como  
Nebulosa da Ferradura, Nebulosa Omega
Referências  
Townsley L. et al. 2003 Astrophys. J. 593, 874
Estimar a distância  
aprox. 5.000 anos luz
Lançamento  
14 de agosto de 2003

OBSERVAÇÃO DO QUASAR GB 1428 4217: COM O MAIOR JATO DE RIOS X JÁ DESCOBERTO

Esta imagem composta contém raios-X (azul), rádio (roxo) e dados ópticos (amarelo).

O jato mais distante ainda em raios-X - a uma distância de cerca de 12,4 bilhões de anos luz - foi descoberto.

O Material que cai rapidamente para um buraco negro gigante no centro de uma galáxia super ativa produz o jato.

O jato é de pelo menos 230 mil anos-luz de comprimento, ou cerca de duas vezes o diâmetro de toda a Via Láctea.

Esta imagem composta mostra o jato de raios-X mais distante já observado. Dados de raios-X do Observatório de raios-X Chandra da NASA são mostrados em azul, os dados de rádio do Very Large Array, a da NSF são mostrados em dados roxos e ópticos do telescópio espacial Hubble, da Nasa são mostrados em amarelo. O jato foi produzido por um quasar chamado GB 1428 4217 ou 1428 GB para breve pronuncia, e está localizado a 12,4 bilhões de anos-luz da Terra . Etiquetas para o quasar e o jato pode ser visto passando o mouse sobre a imagem. A forma do jacto é muito semelhante no raio-X e os dados de rádio.
Gigantes  negros no centro das galáxias pode puxar matéria em uma taxa rápida produzindo o fenômeno  quasar . A energia liberada na forma de partículas que caem em direção ao buraco negro gera radiação intensa e poderosos feixes de partículas de alta energia que a explosão de distância do buraco negro acontece quase à velocidade da luz. Esses feixes de partículas podem interagir com campos magnéticos ou ambiente de fótons para produzir jatos de radiação .
À medida que os elétrons no jato voa para longe do quasar, eles se movem através de um mar de fótons fundo deixados para trás após o Big Bang. Quando um rápido movimento de elétrons colide com um desses chamados de radiação cósmica de fundo de fótons, ele pode aumentar a energia do fóton na faixa de raios-X. Porque o quasar é visto quando o Universo está em uma idade de cerca de 1,3 bilhões anos, menos de 10% do seu valor atual, a radiação cósmica de fundo é mil vezes mais intensa do que é agora. Isso faz com que o jato seja muito mais brilhante, e compensa, em parte, para o escurecimento devido à distância.
Enquanto não há uma outra possível fonte de raios-X para o jato - radiação de elétrons em espiral em torno das linhas do campo magnético do jato - os autores favorecem a idéia de que a radiação cósmica de fundo está sendo impulsionada porque o jato é tão brilhante.
Os pesquisadores afirmam que o comprimento do jato em GB 1428 é de pelo menos 230 mil anos luz, ou cerca de duas vezes o diâmetro de toda a Via Láctea, nossa galáxia. Este jato só é visto de um lado do Quasar nos dados de Chandra e VLA. Quando combinado com a evidência obtida anteriormente, isso sugere que o jato é apontado quase que diretamente em nossa direção. Esta configuração seria aumentar os sinais de rádio e de raios-X  para o jato observado e diminui-los a um jato, presumivelmente, apontado na direção oposta.
Este resultado apareceu no 01 de setembro de 2012 questão da The Astrophysical Journal Letters .
Fatos para GB 1428 4217:
Crédito:                  
X-ray: NASA / CXC / NRC / C.Cheung et al; Optical: NASA / STScI; Radio: NSF / NRAO / VLA
Lançamento                          
28 de novembro de 2012
Escala Imagem                    
é de 41 segundos de arco de diâmetro (cerca de 900.000 anos-luz)
Categoria                                 
Quasares e galáxias ativas
Coordenadas (J2000)                 
RA 14h 30m 23.70s | dezembro 42 ° 04 '36.50 "
Constelação                        
Boötes
Data de Observação                
26 de março de 2007
Tempo de observação         
3 horas 14 min
Obs.                                         
ID 7874
Instrumento                      
ACIS
Referências                        
Cheung, C. et al, 2012, APJ, 756, L20; arXiv: 1208,0584
Código de Cores                
Radio (roxo); raio-X (azul); Optical (Amarelo)

EMSS 1358 6245: TELESCÓPIO CHANDRA SONDA NATUREZA DA MATÉRIA ESCURA

Crédito: NASA / MIT / J.Arabadjis et al.

O aglomerado de galáxias EMSS 1358 6245 cerca de 4.000 milhões anos-luz de distância na constelação de Draco é mostrado nesta imagem Chandra. Quando combinado com o espectro de raios-X Chandra, esta imagem permitiu aos cientistas determinar que a massa da matéria escura no aglomerado é cerca de 4 vezes maior que a da matéria normal.

A percentagem relativa de matéria escura aumenta em direção ao centro do cluster.Medir a quantidade exata do aumento permitiu aos astrônomos definir limites para a taxa na qual as partículas de matéria escura colidir uns com os outros no cluster. Esta informação é extremamente importante para os cientistas em sua busca para compreender a natureza da matéria escura, que é pensado para ser a forma mais comum da matéria no universo.

Fatos para EMSS 1358 6245:

Crédito                                        
NASA / MIT / J.Arabadjis et al.

Escala                                          
Imagem é de 3,8 minutos de arco de diâmetro.

Categoria                                     
Grupos e aglomerados de galáxias

Coordenadas (J2000)                    
RA 13h 59m 50.60s | dezembro 62 ° 31 '04 "

Constelação                                 
Draco

Datas de Observação                   
03-04 setembro de 2000

Tempo de observação                  
15 horas            

Código de Cores                          
Intensidade

Instrumento                                  
ACIS

Estimar a distância                        
4000 milhões anos luz

Lançamento                                
06 de setembro de 2001

ASTRÔNOMOS IDENTIFICAM ALINHAMENTO CÓSMICO MISTERIOSO

Imagem mostra nebulosa planetária bipolar conhecida como NGC 6537, obtida pelo New Technology Telescope, do ESO. A forma, que lembra uma borboleta ou uma ampulheta, foi moldada quando uma estrela como o Sol se aproximou do final da vida e soprou suas camadas exteriores para o espaço circundante. O material é canalizado em direção aos polos da estrela a envelhecer, criando uma estrutura de lóbulos duplos. Foto: Eso / Divulgação
Resultado das pesquisas foi considerado surpreendente e pode ajudar na compreensão da história da galáxia.
Com o auxílio do New Technology Telescope, do Observatório Europeu do Sul (ESO), e do Telescópio Espacial Hubble, das agências espaciais americana (Nasa) e europeia (ESA), astrônomos exploraram mais de 100 nebulosas planetárias situadas no bojo central da nossa galáxia e descobriram que os membros em forma de borboleta desta família cósmica tendem a alinhar-se misteriosamente. O resultado foi considerado surpreendente, tendo em vista as histórias diferentes e propriedades variadas dos corpos celestes.
Nas últimas fases da vida, uma estrela como o Sol lança suas camadas exteriores para o espaço circundante, dando origem a objetos chamados nebulosas planetárias, que apresentam uma variedade de formas bonitas e intrigantes. Um dos tipos de nebulosa, conhecida como nebulosa planetária bipolar, costuma formar ampulhetas ou borboletas "fantasmagóricas" em torno das suas estrelas progenitoras.
Todas estas nebulosas formaram-se em locais diferentes e apresentam diferentes características. E nem as nebulosas individuais nem as estrelas que as formaram interagem com outras nebulosas planetárias. No entanto, um novo estudo feito por astrônomos da Universidade de Manchester, Reino Unido, mostra semelhanças surpreendentes entre algumas destas nebulosas: muitas delas alinham-se no céu da mesma maneira.
"Esta é verdadeiramente uma descoberta surpreendente e, se for confirmada, uma descoberta muito importante", explica Bryan Rees, da Universidade de Manchester, um dos dois autores do artigo científico que apresenta estes resultados. "Muitas destas borboletas fantasmagóricas parecem ter os seus eixos maiores alinhados ao longo do plano da nossa galáxia. Ao usar imagens tanto do Hubble como do NTT, pudemos ver muito bem estes objetos e por isso conseguimos estudá-los com grande detalhe".
Os astrônomos observaram 130 nebulosas planetárias no bojo central da Via Láctea e identificaram três tipos diferentes destes objetos, estudando cuidadosamente as suas características e a sua aparência. "Enquanto duas destas populações estavam alinhadas no céu de modo completamente aleatório, como o esperado, descobrimos que a terceira - as nebulosas bipolares - mostrava uma preferência surpreendente por um determinado alinhamento", explica o segundo autor do artigo, Albert Zijlstra, também da Universidade de Manchester. "Apesar de qualquer alinhamento ser por si só uma surpresa, encontrá-lo na região central muito populosa da galáxia é ainda mais inesperado".
Pensa-se que as nebulosas planetárias são esculpidas pela rotação do sistema estelar a partir do qual se formam, dependendo por isso das propriedades do sistema - por exemplo, se se tratar de uma estrela binária, ou se existirem um número de planetas em sua órbita, ambos os fatores são suscetíveis de influenciar a forma da bolha soprada. As formas das nebulosas bipolares são bastante extremas e são provavelmente causadas por jatos que lançam, a partir do sistema binário, matéria perpendicular à órbita.
"O alinhamento que estamos a ver destas nebulosas bipolares indicam que algo de estranho se passa nos sistemas estelares situados no seio do bojo central", explica Rees. "Para que se alinhem do modo que vemos, os sistemas estelares que formam estas nebulosas teriam que estar a rodar perpendicularmente às nuvens interestelares a partir das quais se formaram, o que é muito estranho".
Apesar das propriedades das suas estrelas progenitoras darem forma a estas nebulosas, esta nova descoberta aponta para outro fator ainda mais misterioso. Ao mesmo tempo em que temos estas características estelares complexas temos também as da Via Láctea; o bojo central roda como um todo em torno do centro galáctico. Este bojo pode ter uma influência maior sobre toda a nossa Galáxia do que o suposto anteriormente - através dos campos magnéticos. Os astrônomos sugerem que o comportamento ordenado das nebulosas planetárias poderia ter sido causado pela presença de campos magnéticos fortes existentes na altura em que o bojo se formou.
Como as nebulosas mais perto de casa não se alinham do mesmo modo ordenado, estes campos teriam que ter sido muitas vezes mais forte do que os que existem presentemente na nossa vizinhança. "Podemos aprender muito com o estudo destes objetos", conclui Zijlstra. "Se as nebulosas se comportam realmente deste modo inesperado, este facto terá consequências não apenas para o passado de estrelas individuais, mas também para o passado de toda a Galáxia".

EQUIPE DO CHANDRA OBSERVA O BURACO NEGRO REJEITANDO COMIDA

Composição da região em torno de Sagittarius A* (Sgr A*), o buraco negro supermassivo no centro da nossa galáxia. A emissão em raios-X obtida pelo Chandra é vista em azul, e a emissão infravermelha do Hubble é vista em púrpura e amarelo. A ampliação mostra Sgr A* apenas em raios-X, cobrindo uma região com meio ano-luz em diâmetro. Crédito: raios-X: NASA/UMass/Q. D. Wang et al.; Infravermelho: NASA/STScI
Astrônomos usando o Observatório de raios-X Chandra deram um grande passo na explicação do motivo do material em torno do buraco negro gigante no centro da Via Láctea ser extremamente fraco em raios-X. Esta descoberta tem implicações importantes para a compreensão dos buracos negros. Novas imagens de Sagittarius A* (Sgr A*) pelo Chandra, que está localizado a cerca de 26.000 anos-luz da Terra, indicam que menos de 1% do gás inicialmente ao alcance gravitacional de Sgr A* chega ao ponto de não retorno, também chamado horizonte de eventos. Em vez disso, a maior parte do gás é expelido antes de chegar perto do horizonte de eventos e antes  dele aumentar seu brilho, levando à pouca emissão de raios-X.
Estas novas descobertas são o resultado de uma das mais longas campanhas observacionais já realizadas com o Chandra. O observatório recolheu o equivalente a cinco semanas de dados de Sgr A* em 2012. Os cientistas usaram este período de observação para capturar imagens e assinaturas energéticas em raios-X, extraordinariamente detalhadas e sensíveis, do gás super-aquecido que roda em torno de Sgr A*, cuja massa é aproximadamente 4 milhões de vezes maior que a do Sol.
"Nós achamos que a maioria das grandes galáxias tem um buraco negro supermassivo no seu centro, mas estão muito longe para estudarmos como a matéria flui perto deles," realça Q. Daniel Wang da Universidade de Massachusetts em Amherst, que liderou o estudo publicado na revista Science. "Sgr A* é um dos poucos buracos negros perto o suficiente para que nós possamos realmente testemunhar este processo."
Os pesquisadores descobriram que os dados de Sgr A* pelo Chandra não suportam os modelos teóricos nos quais os raios-X são emitidos a partir de uma concentração de estrelas de baixa-massa em redor do buraco negro. Em vez disso, os dados em raios-X mostram que o gás perto do buraco negro provavelmente é originário de ventos produzidos por uma distribuição de jovens estrelas massivas, distribuição esta em forma de disco.
"Esta nova imagem do Chandra é uma das mais esplêndidas que já vi," afirma a co-autora Sera Markoff da Universidade de Amesterdão nos Países Baixos. "Estamos vendo Sgr A* capturando gás quente expelido por estrelas próximas, e a afunilá-lo na direção do horizonte de eventos."
Para mergulhar no horizonte de eventos, o material capturado por um buraco negro deve perder calor e momento. A expulsão de matéria permite com que isto ocorra.
"A maioria do gás deve ser jogado fora assim que uma pequena quantidade alcança o buraco negro," afirma o co-autor Feng Yuan do Observatório Astronômico de Xangai na China. "Ao contrário do que se pensa, os buracos negros na realidade não devoram tudo o que é puxado na sua direção. Sgr A* aparentemente acha que muito do seu alimento é difícil de engolir." O gás disponível para Sgr A* é muito difuso e super-quente, por isso é difícil de ser capturado e engolido pelo buraco negro. Os buracos negros glutões que alimentam quasares e produzem grandes quantidades de radiação têm reservatórios de gás muito mais frio e denso do que os de Sgr A*.
O horizonte de eventos de Sgr A* lança uma sombra contra a matéria brilhante em torno do buraco negro. Esta pesquisa ajuda os esforços que usam radiotelescópios para observar e compreender a sombra. Também será útil para a compreensão do efeito que as estrelas e nuvens de gás em órbita têm sobre a matéria que flui na direção dele e para longe do buraco negro.

SONDA DA NASA QUER ANALISAR A TÊNUE ATMOSFERA DA LUA

Linda imagem da lua com o trânsito da ISS. capturada por observador amador
A Nasa está voltando à Lua para estudar uma coisa que quase ninguém sequer imaginava que existisse: a atmosfera lunar. Se tudo correr bem, a sonda não tripulada Ladee (sigla para Explorador do Ambiente de Poeira e Atmosfera Lunar) deve decolar nesta sexta-feira, iniciando uma série de primazias para o programa espacial americano.
Será a primeira decolagem da Instalação de Voo Wallops, centro da Nasa na Virgínia. Até então, os lançamentos costumavam ser feitos a partir do Cabo Kennedy, na Flórida.
Também será a primeira espaçonave a manter comunicação com o pessoal em terra por laser, em vez de rádio, além da órbita terrestre.
Tudo para analisar a poeira que, ao que tudo indica, se eleva da superfície lunar, por motivos ainda não totalmente compreendidos.
Chamar o objeto de estudo da Ladee de "atmosfera" chega a ser uma gentileza. Para os efeitos práticos, a Lua não tem um invólucro gasoso como a Terra. O que há, na melhor das hipóteses, são partículas do solo em suspensão.
Só elas poderiam explicar um estranho brilho observado na borda da Lua no nascer do Sol, visto pelos astronautas das missões Apollo nas décadas de 1960 e 1970.
Da Terra, é possível estudar a atmosfera de outros mundos no Sistema Solar por meio das ocultações, nas quais o astro a ser investigado passa à frente de uma estrela de fundo.
Analisando a luz que passa de raspão pelo objeto de estudo, é possível determinar a existência de uma atmosfera e até sua composição.
Isso já foi feito para a Lua, sem resultado apreciável. "Pelo que sei, nas ocultações estelares pela Lua, não há nenhuma assinatura de atmosfera, o que significa que ela deve ser de pressão muito baixa e inferior ao limite de detecção", diz Roberto Vieira Martins, astrônomo do Observatório Nacional que estuda objetos além da órbita de Netuno usando essa técnica.
Ou seja, a Ladee está num território novo. A Nasa estima que a densidade da atmosfera lá seja um centésimo de milésimo da terrestre.
Numa órbita baixa ao redor da Lua (até 20 km da superfície), a sonda tentará colher grãos de poeira que possam estar em suspensão e medir a luminosidade emanada por eles no horizonte, para detectar sua natureza e composição exata.
Outro experimento importante da sonda é de cunho tecnológico. Ao usar laser para a comunicação, ela pode iniciar a aposentadoria do rádio como forma de transmissão de dados no espaço profundo. As vantagens são a energia bem mais baixa para enviar e receber pulsos de luz e a maior velocidade de transmissão de dados.
A espaçonave deve passar cem dias em sua fase científica, depois dos quais ela naturalmente decairá em sua órbita, até colidir com o solo lunar. A Nasa espera receber dados da sonda, que custou US$ 280 milhões, até o momento do choque.

SUPERTEMPESTADE EM SATURNO REVIRA TODO MATERIAL GASOSO DIZ NASA

Imagem mostra formação de supertempestade no hemisfério norte de Saturno. Foto: Nasa/JPL-Caltech/Instituto de Ciência Espacial
Uma supertempestade que atingiu Saturno "revirou" gelo da atmosfera do planeta, segundo uma pesquisa publicada na revista científica "Icarus". As informações sobre o estudo foram divulgadas nesta terça-feira (3) pela agência espacial americana (Nasa), que classificou a tormenta como "monstruosa".
O fenômeno gigantesco irrompeu em dezembro de 2010 no planeta, afirma a agência espacial. Tempestades deste gênero costumam aparecer no hemisfério norte de Saturno a cada 30 anos, em média.
A análise dos cientistas, junto com medições próximas ao infravermelho feitas pela sonda espacial Cassini, são a primeira deteccção já realizada de de gelo formado a partir de água em Saturno. A água, afirma a Nasa, se origina das profundezas da atmosfera do planeta.
"A nova descoberta da Cassini mostra que Saturno pode 'desenterrar' materiais a mais de 160 km [no fundo da atmosfera]", afirmou Kevin Baines, um dos autores do estudo e cientista do Laboratório de Propulsão a Jato da Nasa, em entrevista à instituição.
"Isso demonstra de maneira muito realista que Saturno, apesar de parecer um planeta 'pacato', pode ser tão tão ou mais explosivo que Júpiter, conhecido pelas tempestades", reforçou Baines.
A pesquisa descobriu que as partículas que formam as nuvens no topo da tempestade são compostas de três substâncias: gelo de água, gelo de amônia e uma terceira substância que possivelmente é hidrosuslfeto de amônia.

BURACOS NEGROS VOMITAM SURPRESAS

Esta ilustração mostra um buraco negro emitem jatos de plasma em movimento rápido acima e abaixo dele, como redemoinhos de matéria ao redor de um disco em órbita. Crédito: NASA Goddard Space Flight Center
Os buracos negros vêm em uma variedade de tamanhos, variando de 10 vezes a massa do sol para um bilhão de vezes mais massivo. Mas uma nova pesquisa mostra que os buracos negros de massas completamente diferentes, idades e locais pode produzir jatos de gás ionizado que se comportam de forma semelhante.
"Como cientistas, nós estamos sempre em busca de princípios universais", Rodrigo Nemmen, do Goddard Space Flight Center da NASA em Greenbelt, Maryland, disse SPACE.com.
Nemmen e seus colegas estudaram uma grande variedade de buracos negros em uma tentativa de comparar a eficiência com seus jatos de luz emitida. "Fiquei muito surpreso", disse Nemmen dos resultados.
Descobrindo semelhanças entre antigos buracos negros supermassivos no centro de galáxias distantes e buracos negros bebês nascidos como estrelas colapso deve ajudar os cientistas a ter uma compreensão mais firme destes jatos.
Aceleradores cósmicos
Os buracos negros são conhecidos por sua capacidade de puxar assunto com eles. Mas nem todo o material perto de um buraco negro se encontra perdido. . Alguns pedaços de matéria fora do ponto de não retorno (o chamado horizonte de eventos) são acelerados afastado em velocidades próximas à da luz, criando jatos de partículas lançadas acima e abaixo dos buracos negros.
"Eu gosto de chamar de 'CLS cósmicos,' buracos negros ou muito poderosos aceleradores de partículas", Nemmen disse, referindo-se ao Large Hadron Collider , uma máquina subterrânea na Suíça que acelera prótons a 99.9999991 por cento da velocidade da luz.
Quando a matéria é fiado a partir de uma distância buraco negro sob a forma de um jacto, a maior parte da sua energia vai para o seu movimento, mas parte dele é transformada em luz sob a forma de raios gama. Nemmen e sua equipe estudaram resultados em 293 buracos negros anteriormente observados e calculados como eficientemente os jatos de energia convertida à luz. Eles descobriram que a taxa reduzida em toda a gama de buracos negros.
"Esta foi uma das surpresas deste trabalho, que esta eficiência de conversão da energia em luz é essencialmente o mesmo para buracos negros com massas muito diferentes, muito diferentes idades e ambientes completamente diferentes", disse Nemmen.
Os buracos negros são animais fortes, interessantes em si mesmas. Mas, acelerando gás ionizado, eles também têm o potencial de mudar o seu ambiente. Aquecer o espaço, que poderia afetar a produção de novas estrelas, influenciando, assim, a galáxia em que vivem
"Esses jatos podem ser poderosos agentes de criação de mudanças na galáxia", disse Nemmen.
Os cientistas ainda não têm uma forte compreensão de como esses fluxos de partículas violentas formar. Mas o fato de que a eficiência energética dos jatos escalas através de buracos negros pode ajudar os teóricos a entender melhor como algo que puxa a maioria das partículas poderia atirar fora os outros, e como o fluxo de energia pode afetar o espaço circundante.
Diferentes escalas
Um buraco negro bebê, criado quando as estrelas morrem e um buraco negro supermassivo são dois monstros diferentes. Astrônomos buracos negros tendem a se concentrar em um ou o outro, em vez de ter uma abordagem holística, de acordo com Nemmen.
Mas o fato de que os dois tipos têm essas fortes semelhanças em seus jatos poderiam ajudar os cientistas a compreender ainda mais.
No final, as duas comunidades de cientistas "pode ​​estar estudando manifestações do mesmo fenômeno em diferentes escalas", disse Nemmen.
Somente com a recente disponibilidade de telescópios como o Swift Explosão Gamma Ray- missão e Fermi Gamma-ray Space Telescope (lançado em 2004 e 2008, respectivamente), os cientistas foram capazes de estudar buracos negros e seus jatos em tais detalhes.
"Se não fossem as observações de Fermi e Swift, que não teria sido capaz de fazer esse trabalho", disse Nemmen.
Conversão de seus jatos de energia para a luz não pode ser a única coisa que os buracos negros têm em comum. Nemmen espera estudar outras propriedades, como o seu espectro, ou as características particulares da sua luz.
"Eu acho que este é o primeiro passo na tentativa de descobrir como esses animais se comportam", disse ele. "O próximo passo é tentar encontrar conexões entre os diferentes tipos de buracos negros que usam outros tipos de observações."