ETA CARINAE UMA VIZINHA SUPER ESTELAR NA VIA LÁCTA

Eta Carinae é um intrigante sistema estelar duplo que contém uma das maiores e mais brilhantes estrelas da Via Láctea.
Raios-X de Eta Carinae dar pistas sobre o sistema, incluindo a forma como os ventos das estrelas interagir.
Os astrónomos têm observado Eta Carinae com Chandra desde o telescópio foi lançado em 1999.
O sistema da estrela Eta Carinae não falta para o superlativos. Não se limita a conter uma das maiores e mais brilhantes estrelas em nossa galáxia , pesando pelo menos 90 vezes a massa do Sol, também é extremamente volátil e deve ter pelo menos uma supernova explosão no futuro.
Como um dos primeiros objetos observados pelo Observatório de Raios-X Chandra da NASA após o seu lançamento cerca de 15 anos atrás, este sistema de estrelas duplas continua a revelar novas pistas sobre a sua natureza através dos raios-X que gera.
Os astrônomos relataram comportamento extremamente volátil de Eta Carinae, no século 19, quando se tornou muito brilhante por duas décadas, suplantando quase todas as estrelas em todo o céu. Este evento tornou-se conhecido como o "Grande Eruption". Os dados de telescópios modernos revelam que Eta Carinae jogou fora cerca de dez vezes a massa do Sol durante esse tempo. Surpreendentemente, a estrela sobreviveu a esta expulsão tumultuoso de material, acrescentando que "extremamente resistentes" à sua lista de atributos.
Hoje, os astrônomos estão tentando aprender mais sobre as duas estrelas no sistema Eta Carinae e como eles interagem uns com os outros. Quanto mais pesada das duas estrelas está perdendo rapidamente a massa através do vento de streaming longe de sua superfície em mais de um milhão de quilômetros por hora. Embora não seja o expurgo gigante da Grande Erupção, essa estrela ainda está perdendo massa a um ritmo muito elevado, que se somarão a massa do Sol em cerca de um milênio.

Embora menor do que o seu parceiro, a estrela companheira em Eta Carinae é também enorme, pesando cerca de 30 vezes a massa do Sol Ele está perdendo matéria a uma taxa que é cerca de cem vezes menor do que o seu parceiro, mas ainda assim uma perda de peso prodigioso comparação com a maioria de outras estrelas. A estrela companheira bate a estrela maior na velocidade do vento, com seu vento marcando em quase dez vezes mais rápido.
Quando estes dois ventos rápidos e poderosos colidem, eles formam um arco de choque - semelhante ao boom sônico de um avião supersônico - que, em seguida, aquece o gás entre as estrelas. A temperatura do gás atinge cerca de dez milhões de graus, a produção de raios-X que Chandra detecta.
A imagem Chandra de Eta Carinae mostra baixos raios-X de energia em, raios-X de energia médias vermelhas em raios-X verde, e de alta energia no azul. A maior parte da emissão vem de raios-X de baixa energia e alta. A fonte ponto azul é gerada pelos ventos que colidem, e da emissão azul difusa é produzido quando o material que foi purgado durante a Grande Erupção reflete os raios-X. Os raios-X de baixa energia suplementar para mostrar onde os ventos das duas estrelas, ou talvez o material da grande erupção, são marcantes material circundante. Este material circundante pode consistir de gás que foi ejetado antes da grande erupção.
Uma característica interessante do sistema Eta Carinae é que as duas estrelas viajar em torno de si ao longo de caminhos altamente elípticas durante a sua longa órbita cinco e meia-ano. Dependendo de onde cada estrela é a sua trajectória em forma oval, a distância entre as duas estrelas muda de um factor de vinte. Essas trajetórias ovais dar astrônomos a oportunidade de estudar o que acontece com os ventos de estas estrelas quando colidem em distâncias diferentes um do outro.
Durante a maior parte da órbita do sistema, os raios-X são mais fortes no ápice, a região onde os ventos colidir de frente. No entanto, quando as duas estrelas estão no seu mais próximo durante a sua órbita (um ponto que os astrônomos chamam de "periastron"), a emissão de raios-X mergulha de forma inesperada.
Para entender a causa desse mergulho, astrônomos observaram Eta Carinae com Chandra em periastron no início de 2009. Os resultados desde a primeira imagem detalhada da emissão de raios-X dos ventos que colidem em Eta Carinae. O estudo sugere que uma parte da razão para o mergulho no periastron é que os raios X a partir do vértice são bloqueados pelo vento densa da estrela mais maciça em Eta Carinae, ou talvez pela superfície da própria estrela.
Outro factor responsável por o mergulho do raio X é que a onda de choque parece ser interrompida perto periastron, possivelmente por causa de arrefecimento mais rápido dos gases devido ao aumento da densidade, e / ou uma diminuição na força do vento da estrela companheira por causa da adicional radiação ultravioleta da estrela maciça alcançá-lo. Os pesquisadores esperam que as observações do Chandra da última periastron em agosto 2014 irá ajudá-los a determinar a verdadeira explicação.
Estes resultados foram publicados no 01 de abril de 2014 edição do The Astrophysical Journal e estão disponíveis online. O primeiro autor do papel é Kenji Hamaguchi do Goddard Space Flight Center em Greenbelt, MD, e seus co-autores são Michael Corcoran do Goddard Space Flight Center (GSFC); Christopher Russell, da Universidade de Delaware, em Newark; A. Pollock da Agência Espacial Europeia, em Madrid, Espanha; Theodore Gull, Mairan Teodoro, e Thomas I. Madura de GSFC; Augusto Damineli pela Universidade de São Paulo, em São Paulo, Brasil e Julian Pittard, da Universidade de Leeds, no Reino Unido.
Marshall Space Flight Center da NASA em Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra for Science Mission Directorate da Nasa, em Washington, DC. O Observatório Astrofísico Smithsonian, em Cambridge, Massachusetts, controla as operações científicas e os voos de Chandra.

Fatos para Eta Carinae:
Crédito NASA / CXC / GSFC / K.Hamaguchi, et al.
Data De Lançamento 26 de agosto de 2014
Escala A imagem é de cerca de 2 minutos de arco de diâmetro (cerca de 4,6 anos-luz)
Categoria Normais Estrelas & Aglomerados Estelares
Coordenadas (J2000) 04s 45m RA 10h | dezembro -59 ° 41 '03 "
Constelação Carina
Data de Observação 8 pointings entre setembro 1999 e fevereiro 2009
Observação Tempo 30 horas (1 dia 6 horas).
Obs. Identidade 50, 1249, 4455, 9933-9937
Instrumento ACIS
Referências Hamaguchi, K. et al, 2014, APJ 784, 125; arXiv: 1401,5870
Código de Cores Raios-X (Red, Green, Blue)
Raio X
Distância Estimate Cerca de 7.500 anos-luz

IL GIOIELLO CLUSTER: CHANDRA OBSERVA E MEDE O MAIS MACICO AGLOMERADO GALÁTICO NO UNIVERSO DISTANATE

O cluster de galáxias de grande massa mais distante, localizado a cerca de 9,6 bilhões de anos-luz da Terra, foi encontrado e estudado.
Os astrônomos apelidaram esse objeto a "Gioello" (italiano para "Jewel") Cluster.
Usando dados do Chandra, os pesquisadores foram capazes de determinar com precisão a massa e outras propriedades deste cluster.
Resultados como estes ajudam os astrônomos a entender como aglomerados de galáxias evoluíram ao longo do tempo.
Um recém-descoberto aglomerado de galáxias é a mais maciça já detectado com uma idade de 800 milhões de anos, ou mais jovens. Usando dados da da NASA Observatório de Raios-X Chandra , os astrônomos determinaram com precisão a massa e outras propriedades deste cluster, conforme descrito em nossa mais recente lançamento de imprensa . Este é um passo importante na compreensão de como aglomerados de galáxias, as maiores estruturas do Universo unidas pela gravidade, têm evoluído ao longo do tempo.
A imagem composta mostra o aglomerado de galáxias distantes e maciça que é oficialmente conhecido como XDCP J0044.0-2033. Os pesquisadores, no entanto, já apelidado de "Gioiello", que é italiano para "jóia". Eles escolheram esse nome porque uma imagem do cluster contém muitas cores cintilantes do, raio-X quente que emite gás e várias galáxias formadoras de estrelas dentro do cluster. Além disso, a equipe de pesquisa se ​​reuniram para discutir os dados do Chandra, pela primeira vez no Villa il Gioiello, uma vila do século 15 perto do Observatório de Arcetri, que foi a última residência de proeminente astrônomo italiano Galileu Galilei. Nesta nova imagem do Gioiello Cluster, raios-X de Chandra são roxo , os dados infravermelhos do telescópio espacial Herschel da ESA aparecem como grandes halos vermelhos ao redor algumas galáxias, e os dados ópticos do telescópio Subaru, em Mauna Kea, no Havaí são vermelho, verde, e azul.
Os astrônomos detectaram pela primeira vez o Gioiello Cluster, localizado a cerca de 9,6 bilhões de anos-luz de distância , usando o observatório XMM-Newton da ESA. Em seguida, foram aprovados para estudar no cluster com Chandra em observações que foram equivalentes a mais de quatro dias de tempo. Esta observação é a mais profunda de raios-X ainda feito num cluster além de uma distância de cerca de 8 mil milhões de anos luz.
O longo tempo de observação permitiu aos pesquisadores reunir dados suficientes de raios-X de Chandra que, quando combinado com modelos científicos, fornece um peso exato do cluster. Eles determinaram que o Gioiello Cluster contém uma gritante 400000000000000 vezes a massa do Sol
Anteriormente, os astrônomos tinham encontrado um cluster enorme galáxia, conhecido como " El Gordo ", a uma distância de 7 bilhões de anos-luz de distância e alguns outros grupos grandes e distantes. De acordo com o melhor modelo atual de como o Universo evoluiu, há uma pequena chance de encontrar aglomerados mais massivo que o Gioiello Cluster e El Gordo. As novas descobertas sugerem que pode haver problemas com a teoria, e estão seduzindo os astrônomos a procurar outros aglomerados massivos e distantes.
Estes resultados estão sendo publicados no The Astrophysical Journal disponível on-line . O primeiro autor é Paolo Tozzi, do Instituto Nacional de Astrofísica (INAF), em Florença, Itália. Os co-autores são Johana Santos, também do INAF em Florença, Itália;
James Jee, da Universidade da Califórnia, em Davis; Rene Fassbender do INAD, em Roma, Itália; Piero Rosati, da Universidade de Ferrara em Ferrara, Itália; Alessandro Nastasi pela Universidade de Paris-Sud, em Orsay, França; William Forman do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), em Cambridge; MA; Barbara Sartoris e Stefano Borgani da Universidade de Trieste em Trieste, Itália; Hans Boehringer, do Instituto Max Planck de Astrofísica, em Garching, Alemanha; De Bruno Altieri da Agência Espacial Europeia, em Madrid, Espanha; Gabriel Pratt da CEA Saclay em Cedex, França; Mario Nonino, da Universidade de Trieste em Trieste, Itália e Christine Jones de CfA.
Marshall Space Flight Center da NASA em Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra for Science Mission Directorate da NASA em Washington. O Observatório Astrofísico Smithsonian, em Cambridge, Massachusetts, controla as operações científicas e os voos de Chandra.
Fatos para il Gioiello Cluster (XDCP J0044.0-2033):
Crédito Raio-X: NASA / CXC / INAF / P.Tozzi, et al; Optical: NAOJ / Subaru e ESO / VLT; Infrared: ESA / Herschel
Data De Lançamento 18 de dezembro de 2014
Escala A imagem é cerca de 3,7 arcmin todo (cerca de 6,2 milhões de anos-luz)
Categoria Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000) RA 00h 44m 05.20s | dezembro -20 ° 33 '59,70 "
Constelação Cetus
Data de Observação 6 pointings entre 08 de setembro e 24 de novembro de 2013
Observação Tempo 103 horas 13 min (4 dias 7 horas 13 min)
Obs. Identidade 15.093-15.095, 16366, 16491, 16413
Instrumento ACIS
Referências Tozzi, P. et al, APJ, 2014 (aceito); arXiv: 1412,5200
Código de Cores Raios-X (roxo); Optical (Red, Green, Blue); Infravermelho (vermelho)
IRÓtico Raio X
Distância Estimada  Cerca de 9,6 bilhões de anos-luz (z = 1.579)

A OBSERVAÇÃO DE SEIS AGLOMERADOS GALÁTICOS COMPROVA QUE A MATÉRIA ESCURA É MAIS ESCURA DO QUE SE PENSAVA

Um estudo de 72 aglomerados de galáxias colidindo estabelece novos limites sobre como a matéria escura interage com ele mesmo.
A matéria escura é a misteriosa substância que compõe a maior parte da matéria no Universo.
Raios-X de Chandra e dados ópticos do Hubble foram usados ​​para ajudar a diminuir as possibilidades do que a matéria escura pode ser.
Este painel de imagens representa um estudo de 72 colidindo aglomerados de galáxias conduzidas por uma equipe de astrônomos usando o Observatório de Raios-X Chandra da NASA e do telescópio espacial Hubble. A pesquisa estabelece novos limites para a matéria escura - a misteriosa substância que compõe a maior parte da matéria no Universo - interage com ele mesmo, como relatado no comunicado de imprensa . Esta informação poderia ajudar os cientistas a reduzir as possibilidades de que a matéria escura pode ser.
Aglomerados de galáxias, os maiores objetos do Universo unidos por sua própria gravidade, são constituídos por três componentes principais: estrelas, nuvens de gás quente e matéria escura. Quando aglomerados de galáxias colidem, as nuvens de gás que envolve as galáxias chocam uns com os outros e diminuir ou parar. As estrelas são muito menos afetada pelo arraste do gás e, porque ocupam muito menos espaço, eles deslizam umas sobre as outras como navios que passam na noite.
Porque as nuvens de gás são muito quentes - milhões de graus - eles brilham em raios-X de luz (rosa). Quando combinado com imagens de luz visível do Hubble, a equipe foi capaz de mapear a distribuição de pós-colisão de estrelas e também da matéria escura (azul). Os astrônomos podem mapear a distribuição de matéria escura, analisando a forma como a luz de fontes distantes além do cluster é ampliada e distorcida pelos efeitos gravitacionais (conhecido como "lente gravitacional".)
As colisões no estudo aconteceu em momentos diferentes, e são vistos de ângulos diferentes - alguns a partir do lado, e os outros de frente. Os cachos no painel são da esquerda para a direita e de cima para baixo: MACS J0416.1-2403, MACS J0152.5-2852, MACS J0717.5 + 3745, Abell 370, Abell 2744 e ZwCl 1358 + 62.
Este estudo baseia-se em descobertas anteriores envolvendo Chandra e outros telescópios, ou seja, o trabalho sobre o conjunto da bala e outras colisões de aglomerados de galáxias individual.
Marshall Space Flight Center da NASA em Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra for Science Mission Directorate da NASA em Washington. O Observatório Astrofísico Smithsonian, em Cambridge, Massachusetts, controla as operações científicas e os voos de Chandra.
Fatos para MACS J0416.1-2403:
Crédito Raio-X: NASA / CXC / Ecole Polytechnique Federale de Lausanne, Switzerland / D.Harvey & NASA / CXC / Durham Univ / R.Massey; Optical & Lensing Mapa: NASA, ESA, D. Harvey (Ecole Polytechnique Federale de Lausanne, Suíça) e R. Massey (Universidade de Durham, Reino Unido)
Data De Lançamento 26 de marco de 2015
Escala A imagem é de 5,4 minutos de arco de diâmetro. (Cerca de 5,7 milhões de anos-luz)
Categoria Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000) RA 04h16m 09.90s | dezembro -24 ° 03 '58.00 "
Constelação Eridanus
Datas de Observação 6 pointings entre junho 2009 e dezembro 2014
Observação Tempo 90 horas 5 min (3 dias 18 horas 5 min)
Obs. IDs 10446, 16236, 16237, 16304, 16523, 17313
Instrumento ACIS
Referências Harvey, D. et ai, 2015, Science (in press)
Código de Cores Raios-X (rosa); Optical (Red, Green, Blue); Lensing Mapa (azul)
Ótico Raio X
Distância Estimate Cerca de 4,29 bilhões de anos-luz (z = 0,396)

NGC 2276: CHANDRA OBSERVA INTRIGANTE MEMBRO DE UM BURACO NEGRO FAMILIAR

Um objeto intrigante foi encontrado em um dos braços espirais da galáxia NGC 2276.
Essa fonte, chamada NGC 2276-3c, parece ser um buraco negro de massa intermédia.
De acordo com dados de raios-X e de rádio, NGC 2276-3c contém cerca de 50.000 vezes a massa do Sol
Um objeto recém-descoberto na galáxia NGC 2276 pode vir a ser um importante buraco negro que ajuda a preencher a história evolutiva desses objectos exóticos, como descrito em nosso mais recente comunicado de imprensa . A imagem principal neste gráfico contém uma imagem composta de NGC 2766, que inclui raios-X do Observatório de raios-X Chandra, da Nasa (pink) combinados com dados ópticos do telescópio espacial Hubble e do Digitized Sky Survey (vermelho, verde e azul). A inserção é um zoom na fonte interessante que encontra-se em um dos braços espirais da galáxia. Este objeto, chamado NGC 2276-3c, é visto em ondas de rádio (vermelho) em observações do Europeu Very Long Baseline Interferometry Rede ou EVN.
Os astrônomos combinaram os dados de raios-X e de rádio para determinar que NGC 2766-3c é provável que um buraco negro de massa intermédia (IMBH). Como o nome sugere, IMBHs são buracos negros que são maiores do que os buracos negros de massa estelar que contêm cerca de cinco a trinta vezes a massa do Sol, mas menor do que buracos negros supermassivos que são milhões ou até bilhões de massas solares. Os pesquisadores estimaram a massa de 2766-3c NGC usando uma conhecida relação entre a forma como a fonte luminosa está em rádio e raios-X, e a massa do buraco negro. O brilho de raios-X e rádio foram baseados em observações com Chandra e do EVN. Eles descobriram que a NGC 2276-3c contém cerca de 50.000 vezes a massa do Sol
IMBHs são interessantes para os astrônomos, porque eles podem ser as sementes que, eventualmente, evoluir para buracos negros supermassivos. Eles também podem ser fortemente influenciar o seu ambiente. Este último resultado em NGC 2276-3c sugere que pode estar suprimindo a formação de novas estrelas em torno dele. Os dados revelam uma rádio EVN jet interior que se estende por cerca de 6 anos-luz da NGC 2276-3c. Observações adicionais por do NSF Karl Jansky Very Large Array (VLA) mostram emissão de rádio de grande escala que se estende para fora para mais de 2.000 anos-luz de distância da fonte.
A região ao longo do jato que se estende a cerca de 1.000 anos-luz de distância da NGC 2766-3c é desprovido de estrelas jovens. Isso pode fornecer evidências de que o jato tenha esvaziado uma cavidade no gás, impedindo a formação de novas estrelas lá. Os dados também revelam VLA uma grande população de estrelas na borda da emissão de rádio a partir do jacto. Esta formação de estrelas reforçada poderia ter lugar quando o material varrido pelo jato colide com poeira e gás entre as estrelas na NGC 2276, ou quando provocado pela fusão de NGC 2276 com uma galáxia anã.
Em um estudo separado, observações do Chandra deste galáxias também têm sido utilizados para examinar o seu rico população de fontes de raios-X (ultraluminosas ULXs). Dezesseis fontes de raios-X são encontrados no conjunto de dados de Chandra profundo visto nesta imagem composta, e oito deles são ULXs incluindo NGC 2276-3c. Observações do Chandra mostram que um aparente ULX observado por da ESA XMM-Newton é realmente cinco ULXs separado, incluindo NGC 2276-3c. Este estudo ULX mostra que cerca de cinco a quinze massas solares no valor de estrelas estão se formando a cada ano em NGC 2276. Esta alta taxa de formação de estrelas pode ter sido provocado por uma colisão com uma galáxia anã, apoiando a ideia de fusão para a origem do IMBH.
O estudo sobre a NGC 2276-3c foi conduzida pelo Mar Mezcua (anteriormente no Instituto de Astrofísica das Canárias e agora no Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica), Tim Roberts (Universidade de Durham, Reino Unido), Andrei Lobanov (Instituto Max Planck para Radio Astronomy, Alemanha), e Andrew Sutton (Universidade de Durham) e irá aparecer nos Monthly Notices da Royal Astronomical Society (MNRAS). Um documento separado sobre a população ULX em NGC 2276 também aparecerá em MNRAS e os autores desse estudo são Anna Wolter (Instituto Nacional de Astrofísica (INAF), em Milão, Itália), Paolo Esposito (INAF), Michela Mapelli (INAF, Padova ), Fabio Pizzolato (Universidade de Milão, Itália), e Emanuele Ripamonti (Universidade de Padova, Itália).
Marshall Space Flight Center da NASA em Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra for Science Mission Directorate da NASA em Washington. O Observatório Astrofísico Smithsonian, em Cambridge, Massachusetts, controla as operações científicas e os voos de Chandra.
Fatos para NGC 2276:
Crédito Raio-X: NASA / CXC / SAO / M.Mezcua et al & NASA / CXC / INAF / A.Wolter et al; Optical: NASA / STScI e DSS; Inset: Radio: EVN / VLBI
Data De Lançamento 25 de fevereiro de 2015
Escala Imagem é de 4,5 minutos de arco de diâmetro (cerca de 140.000 anos-luz)
Categoria Normal Galáxias & Starburst Galaxies
Coordenadas (J2000) RA 14.48s 07h 27m | dez + 85 ° 45 '16.20 "
Constelação Cepheus
Data de Observação 23 de junho de 2004 e 24 de maio de 2013
Observação Tempo 19 horas 30 min.
Obs. Identidade 4968, 15648
Instrumento ACIS
Referências Mezcua, M et al, 2015, MNRAS (aceite); arXiv: 1501,04897 ; Wolter, A. et al, 2015, MNRAS (aceite); arXiv: 1501,01994
Código de Cores Raios-X (rosa); Optical (Red, Green, Blue); Detalhe: Radio (Red)
Rádio Ótico Raio X
Distância Estimada  Cerca de 100 milhões de anos-luz

GK PERSEI:"MINI SUPERNOVA" A EXPLOSÃO PODERIA TER UM IMPACTO VIOLENTO

Composições de raios-X Optical Radio
GK Persei é uma "clássica nova," uma explosão produzida por uma explosão termonuclear na superfície de uma estrela anã branca.
Novas clássicos são considerados versões em miniatura de explosões de supernovas.
Os astrônomos usaram o Chandra para observar diferenças na GK Persei em um período de quase 14 anos.
A nova imagem da GK Persei contém raios-X (azul), os dados ópticos (amarelo), e os dados de rádio (rosa).
Em blockbusters de Hollywood, as explosões são muitas vezes entre as estrelas do show. No espaço, explosões de estrelas reais são um foco para os cientistas que esperam entender melhor seus nascimentos, vidas e mortes e como eles interagem com os seus arredores.
Usando da NASA Observatório de Raios-X Chandra , os astrônomos estudaram uma explosão particular que pode fornecer pistas para a dinâmica de outros, muito maiores erupções estelares.
Uma equipe de pesquisadores apontaram o telescópio para GK Persei, um objeto que se tornou uma sensação no mundo astronômico em 1901, quando, de repente, apareceu como uma das estrelas mais brilhantes no céu por alguns dias, antes de gradualmente desaparecendo no brilho. Hoje, os astrônomos citar GK Persei como um exemplo de uma "clássica nova," uma explosão produzida por uma explosão termonuclear na superfície de uma anã branca estrela, o remanescente denso de uma estrela semelhante ao Sol.
A nova pode ocorrer se a forte gravidade de uma anã branca puxa material de seu orbitando estrela companheira. Se material suficiente, principalmente na forma de gás hidrogênio, se acumula na superfície da anã branca, reações de fusão nuclear pode ocorrer e intensificar, culminando em uma explosão de uma bomba de hidrogênio cósmico porte. As camadas exteriores da anã branca são desintegradas, produzindo uma nova explosão que podem ser observados durante um período de meses a anos, como o material se expande para o espaço.
Novas clássica pode ser considerada como versões "em miniatura" de explosões de supernovas . Supernovas sinalizar a destruição de toda uma estrela e pode ser tão brilhante que eles ofuscar toda a galáxia onde eles são encontrados. Supernovas são extremamente importantes para a ecologia cósmica porque injetar enormes quantidades de energia para o gás interestelar, e são responsáveis ​​pela dispersão de elementos como ferro, cálcio e oxigênio para o espaço onde eles podem ser incorporados em futuras gerações de estrelas e planetas.
Embora os restos de supernovas são muito mais maciça e energético do que os novas clássicos, alguns dos física fundamental é a mesma. Ambos envolvem uma explosão e criação de uma onda de choque que viaja a velocidades supersônicas através do gás circundante.
As energias mais modestos e massas associados com Novas clássicos significa que os restos evoluir mais rapidamente. Isto, mais a muito maior frequência de sua ocorrência em comparação com supenovas, faz Novas clássicos alvos importantes para o estudo de explosões cósmicas.
Chandra observou pela primeira vez GK Persei em Fevereiro de 2000 e novamente em novembro de 2013. Esta linha de base de 13 anos fornece os astrônomos com tempo suficiente para notar diferenças importantes na emissão de raios-X e suas propriedades.
Esta nova imagem do GK Persei contém raios-X do Chandra (azul), os dados ópticos do telescópio espacial Hubble, da Nasa (amarelo), e os dados de rádio da disposição muito grande da Fundação Nacional de Ciência (rosa). Os dados de raios-X mostram gás quente eo rádio data show emissão de elétrons que foram aceleradas a altas energias pela onda de choque nova. Os dados revelam ópticos pedaços de produto que foram ejectadas na explosão. A natureza da fonte de ponto-like no canto inferior esquerdo é desconhecida.
Ao longo dos anos, que a extensão de dados Chandra, os detritos nova expandiu a uma velocidade de cerca de 700.000 milhas por hora. Isto traduz-se a onda de choque se deslocam sobre 90000000000 milhas durante esse período.
Uma descoberta intrigante ilustra como o estudo dos restos Nova pode fornecer pistas importantes sobre o meio ambiente da explosão. A luminosidade de raios-X do remanescente GK Persei diminuiu cerca de 40% ao longo dos 13 anos entre as observações do Chandra, enquanto que a temperatura do gás no resto permaneceu essencialmente constante, a cerca de um milhão de graus Celsius. À medida que a onda de choque expandido e aquecida uma quantidade crescente de matéria, a temperatura por trás da onda de energia deve ter diminuído. A temperatura desbotamento e constante observada sugere que a onda de energia varreu-se uma pequena quantidade de gás no ambiente ao redor da estrela ao longo dos últimos 13 anos. Isto sugere que a onda deve ser atualmente expandindo em uma região de muito baixa densidade do que antes, dando pistas sobre a vizinhança estelar em que GK Persei reside.
Um papel que descreve estes resultados apareceram na edição de 10 de Março do The Astrophysical Journal. Os autores foram Dai Takei (RIKEN, Primavera-8 Center Japão), Jeremy Drake (Smithsonian Astrophysical Observatory), Hiroya Yamaguichi (Goddard Space Flight Center), Patrick Slane (Smithsonian Astrophysical Observatory), Yasunobu Uchimaya (Universidade Rikkyo, Japão), Satoru Katsuda (Japan Aerospace Exploration Agency).
Marshall Space Flight Center da NASA em Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra for Science Mission Directorate da NASA em Washington. O Observatório Astrofísico Smithsonian, em Cambridge, Massachusetts, controla as operações científicas e os voos de Chandra.
Fatos para GK Persei:
Crédito
Raio-X: NASA / CXC / RIKEN / D.Takei et al; Optical: NASA / STScI; Rádio: NRAO / VLA
Data De Lançamento
16 março de 2015
Escala A imagem é de cerca de 3,5 arcmin de diâmetro (cerca de 1,5 anos-luz)
Categoria
Branco Dwarfs & Planetary Nebulosas
Coordenadas (J2000)
RA 11.80s 03h 31m | dez + 43 ° 54 '16.80 "
Constelação
Perseu
Data de Observação
10 fevereiro de 2000 e 22 de novembro de 2013
Observação Tempo
53 horas 32 min (2 dias 5 horas 32 min).
Obs.
Identidade 650, 15741
Instrumento
ACIS
Referências
Takei, D. et al, 2015, APJ, 801, 92; arXiv: 1503,03181
Código de Cores
De raios-X (azul); Optical (amarelo); Radio (rosa)
Rádio Ótico Raio X
Distância Estimada
Cerca de 1.530 anos-luz

DESCOBERTA MOSTRA QUE O SOL CRIA ÁGUA ATRAVÉS DE SEUS VENTOS SOLARES

Além disso, as moléculas são entregues constantemente em todos os corpos do Sistema Solar
O vento solar pode formar água na poeira interplanetária, acrescentando ainda mais ingredientes para a "sopa primordial" que deu origem à vida na Terra, dizem cientistas.
Na Terra, há vida em praticamente todo lugar que tenha água. Pesquisas anteriores sugerem que grande parte dessa água tenha vindo parar na Terra através dos cometas, quando o nosso planeta era bombardeado constantemente há bilhões de anos. Agora, os cientistas sugerem que existe outra fonte de água no espaço, e quando dizem "espaço", eles querem dizer o meio interplanetário. O fluxo contínuo de partículas carregadas do Sol, o vento solar, pode ser responsável por grande parte dessa água...
Este vento consiste principalmente de prótons, os núcleos carregados positivamente de átomos de hidrogênio, que ao colidirem contra as partículas de oxigênio e minerais conhecidos como silicatos, poderia a princípio, formar moléculas de água.
A criação da água através do vento solar poderia ajudar a explicar a presença de água na Lua e em asteróides. O vento solar também poderia facilmente formar água na poeira interplanetária, que por sua vez, seria responsável por um tipo de chuva de água na Terra e em outros planetas rochosos.
"A poeira interplanetária vem parar na Terra e em outros corpos do Sistema Solar constantemente", comenta Hope Ishii, cientista na Universidade do Havaí. Atualmente, a Terra recebe cerca de 30 a 40 mil toneladas de poeira interplanetária por ano. Acredita-se ainda que esse valor era muito maior quando a Terra era mais jovem, há alguns bilhões de anos, época em que a poeira do Sistema Solar era muito mais densa e esparsa.
Outro fato intrigante é que a poeira interplanetária possui uma quantidade maior de moléculas orgânicas e carregadas de carbono do que qualquer classe de meteoritos já conhecidos. Segundo Ishii, essa poeira pode ter agido como uma chuva contínua de água e outros compostos orgânicos necessários para a eventual origem da vida.
Esse assunto sempre foi muito controverso no meio científico, uma vez que a quantidade de água do vento solar era muito pequena para ser detectada. Mas agora, a cientista mostrou que a produção de água no vento solar realmente acontece, e tudo isso foi descoberto "sem querer"...
Os cientistas analisaram a poeira interplanetária que foi coletada na estratosfera da Terra, a uma altitude de 20 km, região completamente seca. Na verdade, eles estavam à procura de hélio. Ao analisarem as partículas de poeira utilizando um microscópio eletrônico de correção de aberração (numa escala de nanômetros), os pesquisadores acabaram detectando água na superfície dessas pequenas partículas.
"Nós mostramos ao mundo pela primeira vez, que a água e outros produtos orgânicos estão juntos na poeira interplanetária, proveniente do vento solar", comenta Ishii. Essa descoberta tem implicações diretas para a perspectiva de vida fora da Terra, afinal, se os ingredientes básicos da vida estão soltos no espaço, e são entregues diariamente em todos os corpos do Sistema Solar, as chances da vida existir em outros planetas acaba sendo muito maior.
Os pesquisadores disseram ainda que avaliar a quantidade de água da Terra proveniente do vento solar é um atarefa muito difícil, isso porque os cientistas não sabem exatamente o quão grande era a área de superfície da poeira interplanetária no passado. Também não sabemos exatamente qual foi a quantidade de poeira interplanetária que caiu na Terra durante seus primórdios, entre outras complicações...

Segundo Ishii, não podemos afirmar que a poeira interplanetária foi a responsável pelos oceanos da Terra, mas seu efeito cumulativo e contínuo provavelmente foi muito significativo. A descoberta foi publicada no jornal Proceedings of The National Academy of Sciences.