OBSERVAÇÕES REVELAM UMA NEBULOSA PRODUZIDA POR UMA ESTRELA WOLF RAYET

WR 124 e sua nebulosa M1-67. Créditos: Imagem do Hubble Legacy Archive, NASA, ESA; Processamento por Judy Schmidt
Algumas estrelas explodem em ‘câmera lenta’. As raras e massivas estrelas de Wolf-Rayet são tão violentas e quentes que elas lentamente se desintegram aos olhos dos nossos telescópios.
Globos gigantes de gás ionizado, cerca de 30 vezes mais massivos que a nossa Terra são ejetados em violentos ventos estelares.
A explosão da estrela de Wolf-Rayet WR 124, é visível próxima do centro na imagem acima que abrange uma área com diâmetro de 8 anos luz,e está criando uma nebulosa, a M1-67.
Os astrônomos tem estudado detalhes de como esta estrela está se autodestruindo ao longo de 20.000 anos.
A WR 124 reside a 15.000 anos luz de distância na direção da constelação de Sagitário.
O destino de uma estrela de Wolf-Rayet está diretamente ligado a sua massa inicial. Quando o combustível nuclear se esgota e o núcleo começa a fundir ferro e outros metais remanescentes pesados e acaba numa mega explosão produzindo uma espetacular supernova e eventualmente explosões de raios gama.
Dados da WR 124:
Massa
9 M☉
Raio 10,1 R☉
Luminosidade 150.000 L☉
Temperatura 35.900 K
Idade
8,6 milhões de anos
Fonte APOD: Wolf-Rayet Star 124: Stellar Wind Machine – Créditos: Hubble Legacy Archive, NASA, ESA, processamento por Judy Schmidt

NGC 1672 UMA PROEMINENTE GALÁXIA ESPIRAL BARRADA OBSERVADA PELO HUBBLE

Muitas galáxias espirais têm barras cruzando seus núcleos. Os astrônomos julgam que até a nossa Galáxia Via Láctea também possui uma modesta barra central.
NGC 1672: Uma bela galáxia espiral barrada capturada pelo Hubble e processada por Steve Cooper
A galáxia espiral barrada NGC 1672 exibida na imagem em destaque foi capturada em alto nível de detalhes através do Telescópio Espacial Hubble. Na imagem são visíveis escuras raias de poeira filamentares, jovens aglomerados de majestosas estrelas azuis, nebulosas de emissão avermelhadas por causa do gás hidrogênio brilhando, uma longa e luminosa barra de estrelas cruzando o centro e um intenso núcleo ativo que provavelmente hospeda uma buraco negro supermassivo.
A luz emanada pela NGC 1672 leva cerca de 60 milhões de anos para nos atingir. Essa galáxia tem um diâmetro estimado em aproximadamente 75.000 anos luz.
NGC 1672 reside na direção da constelação de Dorado e tem sido estudada para se descobrir como a presença da barra em galáxias espirais contribui para a formação de estrelas em sua região central.
Fonte
APOD: NGC 1672: Barred Spiral Galaxy from Hubble – crédito da Imagem: Hubble Legacy Archive, NASA, ESA; processamento ©: Steve Cooper

HUBBLE CAPTURA IMAGEM DE DUPLA GALÁTICA EM ARP 116

Arp 116: a galáxia elíptica M60 (centro) + a galáxia espiral NGC 4647 (acima e á direita) – crédito da imagem ©: NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI/AURA)
A galáxia elíptica gigante M60 ao lado da galáxia espiral NGC 4647 parecem de fato uma estranha dupla nesse preciso retrato cósmico capturado pelo Telescópio Espacial Hubble.
No entanto, esse par se encontra em uma região do espaço onde as galáxias tende a se aglomerar, no lado leste do vizinho aglomerado de galáxias de Virgem.
M60 reside a cerca de 54 milhões de anos de distância. O formato oval dessa brilhante galáxia elíptica foi criado pelas suas estrelas mais velhas que pululam aleatoriamente. Em contrapartida, na NGC 4647, as jovens estrelas azuis, o gás e a poeira cósmica estão organizados em braços sinuosos rotativos em um disco achatado.
Estima-se que a galáxia espiral NGC 4647 seja mais distante que a M60, situada a cerca de 63 milhões de anos de nós.
O par de galáxias é também conhecido como Arp 116, um componente do Atlas de Galáxias Peculiares de Halton Arp. Provavelmente a dupla está prestes a participar de um significativo encontro gravitacional.
A M60 (NGC 4649) tem cerca de 120.000 anos luz de diâmetro enquanto que a galáxia menor NGC 4647 se espalha por 90.000 anos luz, ou seja, é quase do tamanho da nossa galáxia Via Láctea.
Fonte
APOD: Elliptical M60, Spiral NGC 4647 – crédito da imagem ©: NASA, ESA, Hubble Heritage Team (STScI/AURA)

A GALÁXIA NGC 7714 DEPOIS DA COLISÃO CATACLISMICA

NGC 7714 depois da colisão… Créditos da Imagem: NASA, ESA e A. Gal-Yam (Weizmann Inst.)
Estará essa galáxia pulando através de um anel gigantesco de estrelas? Provavelmente não.
Embora a precisa dinâmica por trás desta imagem peculiar seja incerta, o que está claro é que a galáxia em questão, a NGC 7714, foi esticada e retorcida por uma recente colisão com uma galáxia próxima.
Os astrônomos julgam que a galáxia vizinha menor, a NGC 7715, situada à esquerda da imagem (mas fora deste quadro), deve ter simplesmente passado através da NGC 7714.
Observações indicam que o anel dourado em destaque é composto de milhões de sóis mais velhos que o nosso que se movem concomitantemente com as estrelas azuis do interior.
Em contraste, o centro brilhante da NGC 7714 parece hospedar um surto de formação estelar.
Na imagem abaixo vemos as duas galáxias em destaque, com a NGC 7715 à esquerda da NGC 7714, formando o par chamado de Arp 284.

O par de galáxias em interação Arp 284
A NGC 7714 reside a 100 milhões de anos luz na direção da constelação de Peixes (Pisces).
As interações entre o par de galáxias provavelmente se iniciaram há 150 milhões de anos no passado e deve persistir por mais centenas de milhões de anos mais, resultando, ao final, em uma singular galáxia central.
Os astrônomos caracterizam a NGC 7714 como uma típica galáxia em surto de formação de estrelas de Wolf-Rayet. Isto é devido ao fato de um grande número de estrelas novas são da categoria Wolf-Rayet, extremamente quentes e brilhantes com dúzias de vezes a massa do nosso Sol e que ejetam suas camadas externas em poderosos ventos estelares.
Fontes Hubble: heic1503 — The tell-tale signs of a galactic merger
APOD: Galaxy NGC 7714 After Collision – Créditos da Imagem: NASA, ESA e A. Gal-Yam (Weizmann Inst.)

EVIDÊNCIAS DE MATÉRIA ESCURA CAPTURADAS PELO HUBBLE NA GLÁXIA DO GIRASSOL

Conhecida popularmente como a Galáxia do Girassol, M63 também está catalogada com o nome de NGC 5055.M63 é uma das mais brilhantes galáxias espirais visíveis nos céus do hemisfério norte Créditos da imagem: ESA, NASA, Hubble
Essa galáxia pode ser encontrada com auxílio de um pequeno telescópio na direção da constelação dos Cães de Caça  (Canes Venatici).
A fotografia em destaque, capturada pelo Telescópio Espacial Hubble exibe o centro da M63, envolvido por longos braços espirais ondulantes que brilham em tons de azul devido a presença de estrelas jovens energéticas. Nebulosas de emissão irradiam tons avermelhados originados do gás hidrogênio aquecido. Completando a pintura cósmica, raias de poeira formam numerosos filamentos escuros.

M63 interage gravitacionalmente com a M51 (a Galáxia do Rodamoinho) e várias outras galáxias menores.
A luz de M63 leva 35 milhões de anos para atingir a Terra e cerca de 60.000 anos para cruzar essa galáxia espiral.
Matéria Escura
Estrelas nas regiões externas da Galáxia do Girassol giram em torno do centro em velocidades tão altas que, dada a matéria [convencional] observada e assumindo a gravidade normal, elas deveriam derivar para fora da galáxia dento do espaço intergaláctico. O fato das estrelas não se dispersarem e permanecerem ligadas gravitacionalmente na M63 indicam a presença da invisível matéria escura.
Fontes Hubble: A galactic sunflower APOD: M63: The Sunflower Galaxy from Hubble – crédito da imagem: ESA, NASA, Hubble

COLISÃO GALÁTICA FORMA IMAGEM DE CABEÇA DE PÁSSARO

O que aparece como a cabeça de um pássaro, inclinando-se sobre para arrebatar acima uma refeição é um exemplo impressionante de uma colisão galática com caudas de marés da galáxia em NGC 6745.
Uma grande galáxia espiral, com seu núcleo ainda intacto, na galáxia de passagem por uma  menor (quase fora do Campo de visão no canto inferior direito), enquanto um bico azul brilhante e brilhantes penas azul esbranquiçado mostram o caminho distinto tomado durante a viagem da galáxia menor. Essas galáxias não interagiam apenas gravitacionalmente à medida que passavam umas pelas outras, elas realmente colidiam.
Quando as galáxias colidem, as estrelas que normalmente compreendem a maior parte da massa luminosa de cada uma das duas galáxias quase nunca colidirão entre si, mas passarão livremente entre si com pouco dano. Isso ocorre porque o tamanho físico das estrelas individuais é minúsculo em comparação com suas separações típicas, tornando a chance de encontro físico relativamente pequena. Em nossa própria galáxia da Via Láctea, o espaço entre nosso Sol e nosso próximo vizinho estelar, Próxima Centauri (parte do sistema triplo Alpha Centauri), é de 4,3 anos-luz.
No entanto, a situação é bastante diferente para a mídia interestelar nas duas galáxias acima o material consistindo principalmente de nuvens de gases atômicos e moleculares e de partículas minúsculas de matéria e poeira, fortemente acoplado ao gás. Onde quer que as nuvens interestelares das duas galáxias colidem, elas não se movem livremente uma para a outra sem interrupção, mas sim, sofrem uma colisão prejudicial.
Velocidades relativas elevadas causam pressões do cilindro na superfície de contato entre as nuvens interestelares que interagem com ondas de choque. Esta pressão, por sua vez, produz densidades de material suficientemente extremas para desencadear a formação estelar através do colapso gravitacional.
As estrelas azuis quentes nesta imagem são evidência desta formação de estrelas.
Esta imagem foi criada pela equipe da herança de Hubble usando dados do arquivo do telescópio espacial de Hubble da NASA tomados com a câmera planetária larga do campo 2 em março de 1996. Os membros da equipe da ciência, que incluem Roger Lynds (KPNO / NOAO) e Earl J. O'Neil , Jr. (Steward Obs.), Utilizou filtros infravermelhos, vermelhos, visuais e ultravioletas para a imagem deste sistema de galáxias. Lynds e O'Neil estão atualmente usando os dados do Hubble juntamente com observações de rádio terrestres para estudar as interações no NGC 6745.
Créditos NASA e a equipe da herança de Hubble ( STScI / AURA ); Agradecimentos: Roger Lynds (KPNO / NOAO)

M64: MISTÉRIO DE ROTAÇÃO DEFINE A FORMAÇÃO DA GALÁXIA

A belíssima, grande e brilhante galáxia espiral Messier 64 (NGC 4826) é comumente chamada de Galáxia do Olho Negro (Black Eye Galaxy) ou de Galáxia da Bela Adormecida (Sleeping Beauty Galaxy) devido a sua aparência exótica. M64 aparece com um “olho com pálpebras pesadas” quando a observamos por telescópios.
M64 reside a cerca de 17 milhões de anos-luz de distância na ‘bem penteada’ constelação boreal de Coma Berenices (Cabeleira de Berenice, em homenagem a Berenice II – rainha do Egito).
Na verdade, a designação “Galáxia do Olho Negro” pode também ser um apelido apropriado ao analisarmos esta composição colorida. As enormes nuvens de poeira que obscurecem o lado mais próximo da  região central da M64 estão entrelaçadas com o brilho avermelhado revelador da massiva presença do hidrogênio, substância comumente associada as regiões de formação estelar.
Mas estas não são únicas características peculiares desta galáxia. Observações revelam que M64 é realmente composta de dois sistemas concêntricos em contra-rotação. Enquanto todas as estrelas na M64 giram na mesma direção que o gás interestelar na região central da galáxia, em contrapartida, o gás nas regiões exteriores, que se estende até cerca de 40.000 anos-luz, roda na direção oposta. O ‘olho empoeirado’ e os sistemas em rotações bizarras são provavelmente consequências da fusão de duas galáxias distintas, em um processo de um bilhão de anos de idade.
Em 2004 o time do Hubble liberou esta intrigante imagem da M64, capturada em 2001:
M64: A Galáxia da Bela Adormecida.
Créditos: NASA & Hubble Heritage Team (AURA/STScI), S. Smartt (IoA) & D. Richstone (U. Michigan) et al.

NGC 5866: POR QUE ESTA GALÁXIA PARECE TÃO FINA

A galáxia vista pelas bordas NGC 5866 (Messier 102) – crédito da imagem: NASA, ESA, Hubble Legacy Archive; Processada por ©: Hunter Wilson
Na verdade, a maioria dos discos galáticos são justamente tão finos quanto o da NGC 5866, como aparece na imagem em destaque. Na prática, contudo, a maior parte das galáxias não são vistas de perfil sob o nosso ponto de observação. Não o bastante,mas devemos nos lembrar que uma galáxia muito familiar por nós foi observada em perfil que é a nossa própria Galáxia a Via Láctea!
NGC 5866 foi classificada pelos astrônomos como uma galáxia lenticular. A NGC 5866, apelidada de ‘Spindle Galaxy’ (Galáxia do Fuso ou Galáxia do Eixo) e catalogada como Messier 102, foi descoberta provavelmente por Pierre Méchain ou Charles Messier em 1781 e também localizada independentemente por William Herschel em 1788.
NGC 5866 tem numerosas e complexas faixas de poeira que aparecem escuras e em tons de vermelho, enquanto que as estrelas brilhantes do seu disco fornecem uma silhueta luminosa.
O disco azulado de estrelas jovens pode ser visto se estendendo além da poeira no extremamente fino plano galáctico, enquanto que o bojo no centro do disco aparece tingido em tons mais alaranjado que as estrelas antigas mais antigas que lá habitam.
Embora estima-se que NGC 5866 tenha aproximadamente a mesma massa que a nossa Via Láctea, essa galáxia é menos densa pois a luz leva cerca de 60.000 anos para cruzá-la, ou seja, 30% menos tempo que leva para atravessar a nossa galáxia.
Em geral, os discos galácticos são usualmente muito finos porque o gás que os formou coalesceu a medida  em que gira em torno do seu centro gravitacional.
A galáxia NGC 5866 reside a 50 milhões de anos luz na direção da constelação do Dragão ou (Draco).
Fonte APOD: Edge-On Galaxy NGC 5866 – crédito da imagem: NASA, ESA, Hubble Legacy Archive; Processada por: Hunter Wilson

UGC 12591 UMA GALÁXIA COM A ROTAÇÃO MAIS RÁPIDA JÁ OBSERVADA

Primeiramente, tentar identificar de que tipo de galáxia a UGC 12591 consiste é uma tarefa bastante difícil. A UGC 12591 possui faixas de poeira distribuídas como no formato de uma galáxia espiral, mas também possui um gigantesco e difuso bojo central de estrelas como vemos em geral nas galáxias lenticulares.
Assim, a UGC 12591 foi classificada como uma galáxia híbrida S0/Sa, algo entre uma galáxia lenticular e uma espiral.
Surpreendentemente, observações mostram que UGC 12591 gira muito rapidamente, a cerca de 480 km/s (1,8 milhões de quilômetros por hora), ou seja, praticamente o dobro do giro de nossa galáxia Via Láctea. Essa é maior taxa de rotação até então medida em uma galáxia.
Consequentemente, a massa requerida para manter unida uma galáxia com tamanha taxa de rotação deve ser várias vezes a massa da Via Láctea, correto? Os cientistas estimam que essa galáxia e seu halo juntos contêm várias centenas de bilhões de vezes a nassa do nosso Sol, cerca de 4 vezes a massa da Via Láctea.
Cenários possíveis para a evolução da UGC 12591 incluem um crescimento lento através da acreção de matéria do seu ambiente viznho ou um rápido crescimento através de alguma recente colisão com outra galáxia ou até mais  de uma colisão. Os cientistas esperam que futuras análises talvez possam nos contar a verdadeira razão da velocidade elevada de rotação da galáxia em questão.
A luz nós vemos hoje emitida pela UGC 12591 partiu desta há cerca de 400 milhões de anos, quando a primeiras árvores surgiam no planeta Terra.
UGC 12591 reside na região do Superaglomerado de Peixes–Perseus, uma longa cadeia de aglomerados de galáxias que se espalha por 250 milhões de anos luz, conhecida como uma das maiores estruturas conhecidas no Cosmos.
Fontes Hubble: A remarkable galactic hybrid APOD: UGC 12591: The Fastest Rotating Galaxy Known  – Crédito da Imagem: NASA, ESA, Hubble

ALMA OBSERVA PROTO ESTRELA RESPLANDESCENDO E REMODELANDO O SEU BERÇÁRIO ESTELAR EM NGC 6334I-MM1

Dentro da Nebulosa Pata de Gato, vista aqui (à esquerda) em uma imagem em infravermelho capturada pelo Telescópio Espacial Spitzer da NASA, o complexo de radiotelescópios ALMA descobriu que uma estrela jovem está sofrendo um surto de crescimento intenso, brilhando quase 100 vezes mais do que antes e remodelando o seu berçário estelar (na inserção, à direita). Créditos: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO), T. Hunter; C. Brogan, B. Saxton (NRAO/AUI/NSF); NASA Spitzer
Uma protoestrela gigante, profundamente aninhada no seu berçário estelar poeirento, recentemente “rugiu ferozmente”, brilhando quase 100 vezes a mais do que antes. Esta explosão, aparentemente desencadeada por uma avalanche de gás formadora de estrelas que se chocou contra a superfície da estrela, apoia a teoria de que as estrelas jovens podem sofrer surtos de crescimento intenso devido acúmulo de matéria e que remodelam o seu ambiente.
Os astrônomos fizeram esta descoberta comparando novas observações do complexo de radiotelescópios ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), no Chile, com observações anteriores do complexo de radiotelescópios SMA (Submillimeter Array) no Havaí.
Todd Hunter, astrônomo do NRAO (National Radio Astronomy Observatory) em Charlottesville, Virginia, EUA, autor principal do artigo publicado em Astrophysical Journal Letters, explicou:
Tivemos a extraordinária sorte de detectar esta espetacular transformação de uma estrela jovem e massiva.
Estudando uma densa nuvem de formação estelar, através do ALMA juntamente com o SMA, pudemos ver algo dramático que ocorreu, mudando completamente um berçário estelar ao longo de um período de tempo surpreendentemente curto.
Em 2008, antes da nova era da radioastronomia em que a inauguração do ALMA criou, Hunter e colegas usaram o SMA para observar uma porção pequena, porém ativa da Nebulosa Pata de Gato (NGC 6334), um complexo de formação estelar localizado a cerca de 5.500 anos-luz da Terra na direção da constelação de Escorpião. Esta nebulosa é semelhante, em muitos aspectos, com a sua prima mais para norte, a Nebulosa de Órion, que também contêm uma pletora de estrelas jovens, aglomerados e núcleos densos de gás que estão prestes a tornarem-se estrelas. A Nebulosa Pata de Gato, no entanto, está formando estrelas sob um ritmo mais rápido.
Imagem capturada pelo ALMA revela a poeira brilhante no interior de NGC 6334I, um proto aglomerado que contém uma estrela jovem e que está sofrendo um surto de crescimento intenso, provavelmente causado por uma avalanche de gás caindo sobre sua superfície.

Créditos: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); C. Brogan, B. Saxton (NRAO/AUI/NSF)
As observações iniciais através do SMA desta região da nebulosa, denominada NGC 6334I, revelaram o que parecia ser um típico proto aglomerado: uma nuvem densa de poeira e gás que abrigava várias estrelas ainda em crescimento.
As estrelas jovens são criadas nestas zonas quando as regiões de gás se tornam tão densas que começam a colapsar sob a sua própria gravidade. Ao longo do tempo, surgem discos de poeira e gás em torno destas estrelas nascentes e que afunilam o material para as suas superfícies, aumentando o processo de fusão e ajudando no seu crescimento.
Por outro lado, o processo de crescimento pode não ser inteiramente lento e estável. Os astrônomos agora pensam que as estrelas jovens podem também sofrer surtos espetaculares de crescimento, períodos em que rapidamente adquirem massa devorando vorazmente o gás da formação estelar numa gigantesca explosão.
As novas observações desta região através do ALMA, capturadas em 2015 e 2016, revelam que, nos anos desde as observações originais do SMA, ocorreram mudanças dramáticas em uma área do proto aglomerado catalogada como NGC 6334I-MM1. Esta região é agora quatro vezes mais brilhante em comprimentos de onda milimétricos, o que significa que a protoestrela central é agora quase 100 vezes mais luminosa do que antes.
Os astrônomos especulam que a razão por trás deste aumento é um acúmulo incomumente grande de material que foi atraído para o disco de acreção da estrela, criando um turbilhão de poeira e gás. Assim que o material acumulado atingiu uma certa dimensão, a confusão estourou, liberando uma avalanche de material sobre a estrela em crescimento.
Este evento extremo de acreção aumentou consideravelmente a luminosidade da estrela, aquecendo a sua poeira circunvizinha. Foi esta poeira quente e brilhante que os astrônomos observaram com o ALMA. Embora já tenham sido observados outros eventos semelhantes no infravermelho, esta é a primeira vez que tal evento foi identificado em comprimentos de onda milimétricos (ondas de rádio).
Para garantir que as mudanças observadas não eram resultantes de diferenças nas capacidades nos telescópios ou simplesmente um erro de processamento de dados, Hunter e colegas usaram os dados do ALMA como um modelo para simular com precisão o que o SMA (que tem capacidades mais modestas que o ALMA) teria observado se realizasse operações parecidas em 2015 e 2016. Ao subtrair digitalmente as imagens reais de 2008 pelo SMA, das imagens simuladas, os astrônomos confirmaram que houve, de fato, uma mudança significativa e consistente um dos membros do proto aglomerado. Veja o diagrama comparativo abaixo:
Comparando observações de dois sistemas de radiotelescópios diferentes (ALMA versus SMA) os astrônomos notaram um surto massivo na nuvem de formação estelar. 
Considerando que as imagens do ALMA são muito mais sensíveis e mostram detalhes mais finos, foi possível usá-las para simular o que o SMA poderia ter visto em 2015 e 2016. Ao subtrair as imagens anteriores do SMA das imagens simuladas, os astrônomos conseguiram ver uma mudança significativa em MM1 (veja nos dois quadros da direita) enquanto que as outras três fontes milimétricas (MM2, MM3 e MM4) permaneceram inalteradas. Créditos: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); SMA, CfA (Harvard/Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica).

A MATÉRIA ESCURA GERAVA MENOS GRAVIDADE NO UNIVERSO PRIMORDIAL

Representação esquemática de galáxias com discos em rotação no Universo primordial (à direita) e atual (à esquerda). Novas observações indicam que galáxias massivas que estavam formando estrelas durante o pico da formação galáctica, há 10 bilhões de anos atrás, eram dominadas por matéria “bariônica”, ou seja, matéria normal. Este fato está em perfeito contraste com as galáxias atuais, onde os efeitos da misteriosa matéria escura parecem ser muito maiores. Este resultado surpreendente foi obtido com o auxílio do Very Large Telescope do ESO e sugere que a matéria escura tinha menos influência no Universo primordial do que tem atualmente. Este trabalho foi apresentado em 4 artigos científicos, um dos quais é publicado na revista Nature.
A matéria normal apresenta-se sob a forma de estrelas brilhantes, gás resplandescente e nuvens de poeira. No entanto, a matéria escura mais elusiva não emite, absorve ou reflete luz e por isso apenas pode ser observada através dos seus efeitos gravitacionais. A presença de matéria escura explica por que é que as regiões mais externas das galáxias espirais próximas giram mais rapidamente do que o que seria de esperar se apenas estivesse presente a matéria normal que observamos de forma direta.
Uma equipe internacional de astrônomos, liderada por Reinhard Genzel do Instituto Max Planck de Física Extraterrestre em Garching, na Alemanha, utilizou os instrumentos KMOS e SINFONI montados no Very Large Telescope do ESO, no Chile, para medir a rotação de seis galáxias massivas que estão formando estrelas no Universo distante, na época do pico da formação galáctica, há 10 bilhões de anos atrás.
O que a equipe descobriu é intrigante: ao contrário das galáxias espirais encontradas no Universo atual, as regiões externas destas galáxias distantes parecem girar mais lentamente que as regiões mais próximas do núcleo — sugerindo que existe menos matéria escura presente do que o esperado.
“Surpreendentemente, as velocidades de rotação não são constantes, mas diminuem com a distância ao centro das galáxias,” comenta Reinhard Genzel, autor principal do artigo científico publicado na Nature. “Existem muito provavelmente duas causas para isso. A primeira é que estas galáxias massivas primordiais são fortemente dominadas por matéria normal, com a matéria escura desempenhando um papel muito menos preponderante do que no Universo local. A segunda é que estes discos primordiais são muito mais turbulentos do que as galáxias espirais que observamos na nossa vizinhança cósmica.”
Ambos estes efeitos parecem se tornar mais marcantes à medida que os astrônomos observam cada vez mais longe no passado, em direção ao Universo primordial. Isso sugere que três a quatro bilhões de anos após o Big Bang, o gás nas galáxias já se encontrava eficientemente condensado em discos planos em rotação, enquanto os halos de matéria escura que os rodeavam eram muito maiores e mais dispersos. Aparentemente foram precisos bilhões de anos para que a matéria escura também se condensasse, razão pela qual o seu efeito dominante é observado apenas atualmente.
Esta explicação é consistente com as observações, que mostram que as galáxias primordiais eram muito mais ricas em gás e muito mais compactas do que as galáxias atuais.
As seis galáxias mapeadas neste estudo fazem parte de uma amostra muito maior composta por uma centena de discos longínquos que estão formando estrelas, observados pelos instrumentos KMOS e SINFONI, montados no Very Large Telescope do ESO no Observatório do Paranal , no Chile. Além das medições das galáxias individuais descritas acima, foi também criada uma curva de rotação média combinando os sinais mais fracos das outras galáxias. Esta curva composta mostra igualmente a mesma tendência de diminuição da velocidade quando nos afastamos dos centros das galáxias. Adicionalmente, dois outros estudos de 240 discos formando estrelas apoiam igualmente estes resultados.
Modelos detalhados mostram que, enquanto a matéria normal representa em média cerca de metade da massa total de todas as galáxias, para desvios para o vermelho elevados esta matéria domina completamente a dinâmica das galáxias.
Notas
O disco de uma galáxia espiral gira com um período de centenas de milhões de anos. Os núcleos destas galáxias têm enormes concentrações de estrelas, mas a densidade de matéria luminosa diminui em direção à sua periferia. Se a massa da galáxia consistisse inteiramente de matéria normal, então as regiões externas menos densas deveriam girar mais lentamente do que as regiões centrais mais densas. No entanto, observações de galáxias espirais próximas mostram que as suas regiões internas e externas rodam aproximadamente à mesma velocidade. Estas “curvas de rotação planas” indicam que estes objetos devem conter enormes quantidades de matéria não luminosa situada num halo que rodeia o disco galáctico.
Os dados analisados foram obtidos pelos espectrógrafos de campo integral KMOS e SINFONI, montados no Very Large Telescope do ESO, no Chile, no âmbito dos rastreios KMOS3D e SINS/zC-SINF. Trata-se da primeira vez em que é efetuado um estudo bastante exaustivo da dinâmica de um grande número de galáxias com desvios para o vermelho situados no intervalo compreendido entre z~0,6 e z~2,6, o que corresponde a 5 bilhões de anos de tempo cósmico.

CASSINI REVELA ESTRANHO FORMATO DA LUA PÃ

Há poucos meses de terminar de forma dramática sua missão, a sonda espacial Cassini revelou mais uma surpresa do sistema de Saturno.
Estas são as melhores imagens já feitas da lua Pã, até agora virtualmente desconhecida.
As imagens revelam que a pequena lua tem um formato estranho, resultado de algum processo de formação ou geologia ainda desconhecido.
A sonda Cassini fez um sobrevoo a cerca de 24,5 mil quilômetros de Pã, produzindo uma sequência de fotografias de vários ângulos.
Essas imagens agora poderão ajudar os astrofísicos a elaborarem as primeiras hipóteses sobre a estranha Pã.

[Imagem: NASA/JPL-Caltech/Space Science Institute]
Em Saturno desde 2004, depois de ter se separado de sua companheira Huygens, a sonda Cassini foi a responsável por revelar alguns dos corpos celestes mais promissores para existência de vida na Sistema Solar - as luas Titã e Encélado.
E, próximo ao final da missão, a sonda ainda poderá revelar novas surpresas.
No dia 15 de Setembro deste ano, ela poderá fazer medições inéditas ao realizar um sobrevoo a apenas 3.000 km da superfície de Saturno. Durante essa manobra, ela será finalmente dirigida para um mergulho no planeta, durante o qual será destruída.

PULSAR É MIL VEZES MAIS BRILHANTE QUE TEORIA DIZ SER POSSÍVEL

Ilustração artística de um pulsar binário e emissor de raios X. O material que flui da estrela companheira forma um disco ao redor da estrela de nêutrons que é truncado na borda da magnetosfera do pulsar.[Imagem: NASA/Dana Berry]
Além das teorias
Astrônomos identificaram um pulsar que é mil vezes mais brilhante do que se pensava ser possível.
A luminosidade máxima dessa estrela giratória excede o chamado limite de Eddington, o máximo teórico estabelecido pelo equilíbrio entre a força da radiação que atua para fora e a força gravitacional que atua para dentro.
Como resultado, ela está consumindo material tão rápido que emite mais raios X do que qualquer outro corpo celeste similar. Ela é 10 vezes mais brilhante em raios X do que o registro anterior - em apenas um segundo, a estrela emite a mesma quantidade de energia liberada pelo nosso Sol em 3,5 anos.
De acordo com Gian Luca e seus colegas do Observatório Astronômico de Roma, esse brilho extremo só pode ser explicado se a estrela tiver um campo magnético muito complexo.
Fonte de raios X ultraluminosa
Pulsares são estrelas de nêutrons giratórias e magnetizadas que emitem pulsos regulares de radiação em dois feixes simétricos. Nos casos em que a estrela está devidamente alinhada com a Terra, esses feixes são captados como o sinal luminoso de um farol, que parece piscar à medida que o corpo celeste gira. Os pulsares são resultado de estrelas maciças que explodiram como uma poderosa supernova no final da sua vida natural, antes de se tornarem corpos estelares pequenos e extraordinariamente densos.
A estrela agora descoberta, conhecida como NGC 5907 ULX, está acumulando material tão rapidamente que seu período de rotação está acelerando a taxas surpreendentes, tendo evoluído de 1,43 segundo em 2003 para 1,13 segundo em 2014. Embora não seja incomum que a taxa de rotação de uma estrela de nêutrons se altere, a alta taxa de mudança neste caso está provavelmente ligada ao fato de o objeto estar consumindo rapidamente a massa de uma companheira - esta seria a origem da massa que ela consome também tão rapidamente para emitir sua radiação.
A sigla ULX no nome do pulsar indicar que se trata de uma "fonte de raios X ultraluminosa" (ULX: Ultraluminoas x-ray). Mesmo estando em galáxias vizinhas, essas fontes brilham mais do que qualquer fonte de raios X em nossa própria Via Láctea. Os cálculos indicam que, para uma quantidade tão intensa de energia ser emitida, as ULXs devem ser alimentadas por buracos negros sugando material circundante.
Contudo, o pulsar agora descrito não parece ser alimentado por um buraco negro, mas ser o resultado de uma estrela de nêutrons girando muito rápido.

Pulsar é mil vezes mais brilhante que teoria diz ser possível
O pulsar "desobediente" está localizado na galáxia vizinha NGC 5907. [Imagem: ESA/XMM-Newton; NASA/Chandra/SDSS] Campo magnético multipolar
Os astrônomos afirmam que a única maneira de explicar os dados coletados é se a estrela de nêutrons não tiver um campo magnético simples (dipolar) os dados foram coletados pelos telescópios espaciais XMM-Newton e NuSTAR. Simulações em computador mostraram que um campo magnético forte e multipolar poderia explicar suas propriedades extremas.
"Este objeto é realmente um desafio à nossa compreensão atual do processo de ‘acreção’ para estrelas de alta luminosidade," disse Gian Luca. "Ele é 1.000 vezes mais luminoso do que se acreditava ser o máximo possível para uma estrela de nêutrons em coalescência, assim, é necessário acrescentar algo aos nossos modelos de modo a explicar a quantidade enorme de energia liberada pelo objeto."
Não é a primeira vez que os pulsares desafiam as teorias astronômicas. Há pouco tempo, um pulsar super pesado desafiou a teoria de Einstein e algumas medições indicam que alguns pulsares podem ser mais velhos do que o Universo.

X9 EM 47 TUCANAE: ESTRELA DESCOBERTA NA ÓRBITA MAIS PRÓXIMA DE UM BURACO NEGRO

A órbita mais próxima entre uma estrela e um buraco negro já visto foi descoberta.
Este binário extraordinariamente próximo encontra-se em 47 Tucanae, um denso conjunto de estrelas à beira da Via Láctea.
Este binário contém uma anã branca, uma estrela de baixa massa que esgotou a maior parte ou a totalidade do seu combustível nuclear, e um buraco negro de massa estelar.
Dados de raios X de Chandra forneceram informações sobre a presença da anã branca eo período de sua órbita em torno do buraco negro.
Este gráfico caracteriza a impressão de um artista de uma estrela encontrada na órbita a mais próxima conhecida em torno de um buraco negro , como relatado em nossa liberação de imprensa a mais atrasada . Esta descoberta foi feita usando dados do Observatório de Raio X da Chandra da NASA ( mostrados na inserção onde os raios X baixos, médios e de alta energia são coloridos vermelho, verde e azul respectivamente), além do telescópio NuSTAR da NASA e do Australia Telescope Compact Array.
Os astrônomos encontraram este emparelhamento estelar extraordinariamente estreito no conjunto globular chamado 47 Tucanae, uma densa coleção de estrelas localizadas nos arredores da Via Láctea , a cerca de 14.800 anos-luz da Terra.
Esta fonte particular, conhecida como X9, tem sido de interesse para os cientistas por muitos anos. Até um par de anos atrás, os astrônomos achavam que X9 continha um anão branco puxando material de uma estrela companheira como o Sol. (Os astrônomos chamam um par de objetos que orbitam entre si um sistema de 'binário' ). No entanto, uma equipe de cientistas, em 2015 usou dados de rádio para mostrar que X9 provavelmente consistiu em vez de um buraco negro puxando o gás de uma companheira anã branca. Esses pesquisadores previram que a anã branca levaria apenas cerca de 25 minutos para orbitar o buraco negro.
Novos dados de Chandra provavelmente verificam esta hipótese e revelam que os raios X mudam periodicamente durante cerca de 28 minutos. Além disso, os dados de Chandra mostram evidências de grandes quantidades de oxigênio no sistema, uma característica para a presença de uma anã branca. Portanto, um caso forte pode ser feito que a estrela companheira é uma anã branca, que seria então orbitando o buraco negro em apenas cerca de 2,5 vezes a separação entre a Terra e a Lua.
Como visto na ilustração do artista, a anã branca está tão perto do buraco negro que grande parte de seu material está sendo puxado para longe. Se continuar a perder massa, esta anã branca pode evoluir para algum tipo exótico de planeta ou evaporar completamente.
A fim de fazer um pareamento tão próximo, uma possibilidade é que o buraco negro esmagado em uma estrela gigante vermelha, e então o gás das regiões exteriores da estrela foi ejetado do binário. O núcleo remanescente do gigante vermelho se transformaria em um anão branco, que se tornaria um companheiro binário para o buraco negro. A órbita do binário teria encolhido à medida que as ondas gravitacionais foram emitidas, até que o buraco negro começou a puxar material da anã branca. As ondas gravitacionais atualmente produzidas por X9 têm uma freqüência que é muito baixa para ser detectada pelo Observatório de Ondas Gravitacionais por Interferômetro a Laser (LIGO). Poderia ser potencialmente detectado com futuros observatórios de ondas gravitacionais no espaço.
Uma explicação alternativa para as observações é que o binário contém uma estrela de nêutrons , em vez de um buraco negro, que está girando mais rápido quando puxa material de um companheiro anão branco através de um disco. Este processo pode levar à estrela de nêutrons girando em torno de seu eixo milhares de vezes a cada segundo. Alguns desses objetos, chamados pulsares de milisegundo de transição , foram observados perto do final desta fase de fiação. Os autores não favorecem esta possibilidade, uma vez que os pulsares de milisegundo de transição possuem propriedades não vistas em X9, tais como variabilidade extrema em raios X e comprimentos de onda de rádio. No entanto, eles não podem refutar esta explicação.
Além de Chandra, o telescópio NuSTAR da NASA, que observa os raios X de energia mais alta, eo radiotelescópio Telescope Compact Array da Austrália foram usados ​​para fazer essa descoberta.

BURACO OBSERVADO PELO ALMA NO UNIVERSO

Os eventos ocorridos durante o Big Bang foram tão cataclísmicos que deixaram uma marca eterna no tecido do cosmos. Atualmente podemos detectar essas cicatrizes através da observação da radiação mais antiga do Universo. Tendo sido criada há quase 14 bilhões de anos, esta radiação que existe atualmente sob a forma de radiação fraca de microondas e toma o nome de radiação cósmica de fundo (CMB, sigla em inglês para cosmic microwave background) expandiu-se permeando todo o cosmos e enchendo-o de fótons detectáveis.
A CMB pode ser usada para investigar o cosmos através de um fenômeno chamado efeito Sunyaev-Zel´dovich (SZ), o qual foi observado pela primeira vez há cerca de 30 anos. A CMB detecta-se na Terra, uma vez que os seus fótons, de comprimentos de onda na região das microondas, viajam até nós. Ao longo da sua viagem, os fótons passam através de aglomerados de galáxias que contêm elétrons de alta energia, os quais lhes dão um minúsculo “empurrão” energético. Detectar estes fótons que foram “empurrados” com os nossos telescópios é algo desafiante mas importante — já que estas partículas elementares podem ajudar os astrônomos a compreender algumas das propriedades fundamentais do Universo, tais como a localização e distribuição de aglomerados de galáxias densos.
Esta imagem mostra as primeiras medições do efeito térmico de Sunyaev-Zel´dovich obtidas com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), no Chile. Os astrônomos combinaram dados das antenas ALMA de 7 e 12 metros de diâmetro, produzindo a imagem mais nítida possível. O alvo foi um dos aglomerados de galáxias mais massivos conhecido, o RX J1347.5-1145, o qual se pode ver como um “buraco” escuro na imagem. As cores correspondem ao brilho — por outras palavras, ao número de fótons detectado no domínio de comprimentos de onda estudado. Regiões vermelhas, laranja e amarelas são especialmente brilhantes, as cores cyan e verde apresentam um brilho médio e o azul e violeta correspondem a brilho fraco. A distribuição de energia dos fótons da CMB desloca-se e aparece-nos como um decréscimo de temperatura nos comprimentos de onda observado pelo ALMA, daí a região escura (tons azuis-violetas) observada no local onde se situa o aglomerado.

NUVENS DE GÁS DE FORMAÇÃO ESTELAR EM NGC 6822

Com belos braços em espiral resplandescentes, as enormes galáxias em espiral parecem chamar toda a atenção no entanto a NGC 6822, uma galáxia irregular barrada anã, demonstra que as espirais normais não detêm o monopólio da beleza galáctica. Também chamada galáxia de Barnard, a NGC 6822 situa-se na constelação do Sagitário a apenas 1,6 milhões de anos-luz de distância e encontra-se repleta de regiões ricas em formação estelar.
Esta nova imagem foi composta a partir de observações mais antigas obtidas com o instrumento Wide Field Imager, montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, situado no Observatório de La Silla, e de novos dados colectados pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA). As regiões observadas pelo ALMA encontram-se destacadas na imagem e podem ser vista em mais detalhe aqui.
As observações do ALMA revelaram a estrutura das nuvens de gás que formam estrelas com uma resolução sem precedentes. Observações da nossa própria galáxia mostraram que as estrelas se formam nos núcleos densos de nuvens gigantes de gás de hidrogênio molecular, os únicos locais onde o gás pode existir a temperaturas suficientemente baixas para colapsar sob a sua própria gravidade. Estas condições também levam à formação de outras moléculas, tais como monóxido de carbono, indispensável para ajudar os astrônomos a detectar o gás de hidrogênio molecular galáctico.
Até há pouco tempo, os astrônomos conseguiam apenas resolver regiões de formação estelar no seio da Via Láctea — mas agora a nova visão apurada do ALMA abriu-nos uma janela para a formação estelar noutras galáxias. A análise destes dados revelou que, contrariamente à nossa galáxia, as moléculas observadas se concentram em pequenos núcleos densos de gás. Este facto explica por que é que tem sido tão difícil observar até agora regiões de formação estelar extragalácticas, especialmente em galáxias de baixa massa e baixa metalicidade. O ALMA descobriu também que os núcleos na NGC 6822 se comportam de modo muito similar às maternidades estelares existentes na Via Láctea, indicando que a física da formação estelar nestas galáxias de baixa massa se parece com a que observamos na nossa própria galáxia.
Crédito: ESO, ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/A. Schruba, VLA (NRAO)/Y. Bagetakos/Little THINGS

JATOS DE BURACO NEGRO ALIMENTAM COMBUSTIVEL PARA A FORMAÇÃO DE ESTRELA

Crédito: ALMA (ESO / NAOJ / NRAO) H.Russell, et al .; NASA / ESA Hubble; NASA / CXC / MIT / M.McDonald et al.; B. Saxton (NRAO / AUI / NSF
Os astrônomos que usam a Matriz de Grande Milímetro / submilimetro (ALMA) do Atacama e descobriram uma ligação surpreendente entre um buraco negro supermassivo e a galáxia onde reside.
Poderosos jatos de rádio do buraco negro que normalmente suprimem a formação de estrelas estão estimulando a produção de gás frio no halo prolongado da galáxia de gás quente.
Esta fonte recentemente identificada de gás frio e denso poderia eventualmente alimentar o futuro nascimento de estrelas, assim como alimentar o buraco negro em si.
Os pesquisadores usaram o ALMA para estudar uma galáxia no coração do Phoenix Cluster, uma coleção de galáxias incomumente lotada a cerca de 5,7 bilhões de anos-luz da Terra.
A galáxia central neste aglomerado alberga um buraco negro supermassivo que está no processo de devorar gás formador de estrelas, o que alimenta um par de poderosos jatos que irrompem do buraco negro em direções opostas para o espaço intergaláctico. Os astrônomos referem-se a este tipo de sistema alimentado por buraco negro como um núcleo galáctico ativo (AGN).
Pesquisas anteriores com o observatório de raios X da Chandra da NASA revelaram que os jatos desta AGN estão esculpindo um par de gigantes "bolhas de rádio", enormes cavidades no plasma quente e difuso que rodeia a galáxia.
Estas bolhas de expansão devem criar condições que são demasiado inóspito para o gás quente circundante para esfriar e condensar, que são passos essenciais para a formação de estrelas futuro.
As últimas observações de ALMA, no entanto, revelam filamentos longos de condensação de gás molecular frio ao redor das bordas externas das bolhas de rádio.
Estes filamentos estendem-se até 82.000 anos-luz de ambos os lados do AGN. Eles coletivamente contêm material suficiente para produzir cerca de 10 bilhões de sóis.
"Com a ALMA podemos ver que há uma ligação direta entre essas bolhas de rádio infladas pelo buraco negro supermassivo eo futuro combustível para o crescimento das galáxias", disse Helen Russell, astrônomo da Universidade de Cambridge, no Reino Unido, e autora principal em um artigo Aparecendo no Astrophysical Journal. "Isso nos dá novos insights sobre como um buraco negro pode regular futuro nascimento estrela e como uma galáxia pode adquirir material adicional para alimentar um buraco negro ativo."
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As novas observações de ALMA revelam conexões previamente desconhecidas entre um AGN ea abundância de gás molecular frio que alimenta o nascimento de estrelas.
"Para produzir jatos poderosos, os buracos negros devem se alimentar do mesmo material que a galáxia usa para criar novas estrelas", disse Michael McDonald, astrofísico do Massachusetts Institute of Technology em Cambridge e co-autor do artigo. "Esse material alimenta os jatos que interrompem a região e extingue a formação de estrelas, o que ilustra como os buracos negros podem retardar o crescimento de suas galáxias hospedeiras".
Sem uma fonte significativa de calor, as galáxias mais maciças do universo estariam formando estrelas a taxas extremas que ultrapassam em muito as observações. Os astrônomos acreditam que o calor, na forma de radiação e jatos de um buraco negro supermassivo alimentando ativamente, evita o super-resfriamento da atmosfera de gás quente do cluster, suprimindo a formação de estrelas.
Esta história, no entanto, agora parece mais complexa. No Phoenix Cluster, Russell e sua equipe encontraram um processo adicional que une a galáxia e seu buraco negro juntos. Os jatos de rádio que aquecem o núcleo da atmosfera quente do cluster também parecem estimular a produção do gás frio necessário para sustentar o AGN.
"Isso é o que torna este resultado tão surpreendente", disse Brian McNamara, um astrônomo da Universidade de Waterloo, Ontário, e co-autor do artigo. "Este buraco negro supermassivo está regulando o crescimento da galáxia, soprando bolhas e aquecendo os gases ao redor dele." Notavelmente, ele também está arrefecendo bastante gás para se alimentar. "
Este resultado ajuda os astrônomos a entender o funcionamento do "termostato" cósmico que controla o lançamento de jatos de rádio a partir do buraco negro supermassivo.
"Isso também poderia explicar como os buracos negros mais massivos foram capazes de suprimir as correntes de estrelas e regular o crescimento de suas galáxias hospedeiras nos últimos seis bilhões de anos da história cósmica", observou Russell.
O Observatório Nacional de Rádio Astronomia é uma instalação da National Science Foundation, operada sob o acordo de cooperação da Associated Universities, Inc.benzóico.
O Atacama Large Millimeter / submillimeter Array (ALMA), uma instalação internacional de astronomia, é uma parceria do ESO, da National Science Foundation (NSF) dos EUA e dos Institutos Nacionais de Ciências Naturais do Japão, em cooperação com a República do Chile. O ALMA é financiado pelo ESO em (NSC) e pelo Conselho Nacional de Ciência de Taiwan (NSC) e pela NINS em cooperação com a Academia Sinica (AS) de Taiwan eo Instituto Coreano de Ciência Astronómica e Espacial (KASI).

ONDAS GRAVITACIONAIS UMA NOVA ERA DE DESCOBERTAS PROMETE SURPRESAS

Um grupo de observatórios deve trazer novidades sobre as intrigantes distorções do espaço-tempo...
Um protótipo de detector de ondas gravitacionais (com base no espaço) teve um desempenho muito melhor do que o esperado durante o seu período experimental, o que promete aumentar as chances de observarmos mais uma vez os ecos dos maiores colapsos do Universo... e isso deve acontecer antes do previsto.
O LISA Pathfinder, da Agência Espacial Europeia (ESA), e que está em órbita há pouco mais de um ano, teve como objetivo testar se dois pequenos cubos poderiam ser mantidos em um estado extremamente estável e mensurável de queda livre. Se bem sucedido, os cientistas poderiam usar a técnica para detectar ondulações no espaço, um fenômeno imaginado primeiramente por Albert Einstein há cerca de 100 anos.
As ondulações, chamadas de ondas gravitacionais, ocorrem quando objetos super-massivos, como buracos negros e estrelas de nêutrons, curvam o tecido do espaço-tempo enquanto se movem. Isso faz com que qualquer objeto (inclusive o nosso próprio planeta e tudo que há nele) sofra os efeitos dessa distorção do tecido do espaço-tempo. A primeira detecção de ondas gravitacionais foi feita em 2016, com o Observatório de Ondas Gravitacionais com Laser Interferômetro (LIGO).
dois buracos negros prestes a colidirem - LIGO - SXS

Ilustração artística mostra dois buracos negros momentos antes de uma colisão.
Esse evento foi tão potente que gerou ondas gravitacionais, que por sua vez, foram detectadas pelo Observatório LIGO.Créditos: SXS / LIGO
O Observatório Espacial LISA promete dar aos astrônomos uma maneira de detectar ondulações que oscilam ao longo de horas, ao invés de oscilações que duram frações de segundos, como aquelas detectadas pelos observatórios LIGO.
As ondas detectadas pela LIGO foram causadas por dois buracos negros, sendo que cada um deles tem cerca de 30 vezes a massa do Sol. Eles colidiram entre si e formaram um único buraco negro, a cerca de 1,3 bilhões de anos-luz. A colisão entre os dois buracos negros foi tão intensa que causou uma distorção no tecido do espaço-tempo, interferindo até mesmo aqui na Terra.
O observatório espacial LISA, por comparação, seria capaz de detectar buracos negros um milhão de vezes mais maciços do que o Sol, que datam do início do Universo conhecido.
"É uma astronomia diferente e muito, muito rica", disse o astrofísico Stefano Vitale, da Universidade de Trento, na Itália, a uma reunião recente da Associação Americana para o Avanço da Ciência, nos EUA.
LISA: um vislumbre do projeto
Para que o LISA funcione, as bóias espaciais têm de ser mantidas num nível de inércia equivalente a um milionésimo de um bilionésimo da força da gravidade da Terra, disse Vitale, cientista líder da LISA Pathfinder.

LISA Pathfinder Ilustração artística da sonda LISA Pathfinder em órbita da Terra.Créditos: ESA
O objetivo da missão de demonstração era conseguir uma inércia de cerca de 10% dessa marca. O LISA Pathfinder suspende dois cubos dentro de uma espaçonave, o que contribui com forças adicionais. Um laser mantém abas na distância entre os cubos.
Para a surpresa de todos, a demonstração excedeu as expectativas! "Essa é uma luz verde para LISA", disse Vitale.

ANTIGA POEIRA ESTELAR LANÇA LUZ SOBRE AS PRIMEIRAS ESTRELAS DO UNIVERSO

Astrônomos usaram o ALMA para detectar uma enorme quantidade de poeira estelar resplandescente numa galáxia observada quando o Universo tinha apenas 4% da sua idade atual. Esta galáxia foi observada pouco depois da sua formação e trata-se da galáxia mais distante onde já se detectou poeira. Estas observações mostraram também a mais distante detecção de oxigênio no Universo. Estes novos resultados fornecem novas pistas relativas ao nascimento e morte explosiva das primeiras estrelas.
Uma equipe internacional de astrônomos, liderada por Nicolas Laporte da University College London, utilizou o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para observar A2744_YD4, a galáxia mais jovem e mais distante observada até hoje pelo ALMA. Surpreendentemente, a equipe descobriu que esta jovem galáxia contém poeira interestelar em abundância poeira formada pela morte de estrelas da geração anterior.
Observações de acompanhamento com o instrumento X-shooter, montado no Very Large Telescope do ESO, confirmaram a enorme distância a que se encontra A2744_YD4. De fato, estamos observando esta galáxia quando o Universo tinha apenas 600 milhões de anos de idade, numa altura em que as primeiras estrelas e galáxias ainda estavam se formando.
“A2744_YD4 não é apenas a galáxia mais distante já observada pelo ALMA,” explica Nicolas Laporte, “a detecção de tanta poeira indica-nos também que supernovas primordiais já poluíram esta galáxia.”
A poeira cósmica é essencialmente composta por silício, carbono e alumínio, em grãos muito pequenos, com dimensões de uma milionésima parte de centímetro. Os elementos químicos destes grãos são formados no interior das estrelas e libertados para o meio quando estas morrem em espetaculares explosões de supernovas, o destino final das estrelas massivas com vidas curtas. No Universo atual estas poeiras existem em grandes quantidades, constituindo peças fundamentais na formação de estrelas, planetas e moléculas complexas; no entanto no Universo primordial antes da primeira geração de estrelas ter morrido a poeira era bastante escassa.
Foi possível obter observações da galáxia “poeirenta” A2744_YD4 porque este objeto se encontra por detrás de um aglomerado de galáxias massivo chamado Abell 2744. Devido a um fenômeno físico chamado lente gravitacional, o aglomerado atua como um “telescópio” cósmico gigante capaz de ampliar cerca de 1,8 vezes a galáxia mais distante A2744_YD4 e permitindo assim aos astrônomos observá-la no Universo primordial.
As observações do ALMA detectaram também emissão brilhante de oxigênio ionizado vinda de A2744_YD4. Trata-se da mais longínqua, e consequentemente mais antiga, detecção de oxigênio feita até hoje, ultrapassando o resultado do ALMA obtido em 2016.
A detecção de poeira no Universo primordial fornece informações importantes sobre a época em que explodiram as primeiras supernovas, o que permite determinar quando é que as primeiras estrelas quentes banhavam o Universo com a sua luz. Determinar a época desta “madrugada cósmica” é um “santo graal” da astronomia moderna, que pode ser investigado indiretamente através do estudo da poeira interestelar primordial.
A equipe estima que A2744_YD4 contenha uma quantidade de poeira equivalente a 6 milhões de vezes a massa do nosso Sol, enquanto a massa estelar total da galáxia — a massa de todas as estrelas contidas na galáxia — é de 2 bilhões de vezes a massa solar. A equipe mediu também a taxa de formação estelar em A2744_YD4 e descobriu que as estrelas estão se formando a uma taxa de 20 massas solares por ano — que podemos comparar ao valor de uma massa solar por ano na nossa Via Láctea.
“Apesar de não ser incomum encontrar uma taxa de formação estelar elevada numa galáxia distante, este valor explica a rapidez com que a poeira se formou em A2744_YD4,” diz Richard Ellis (ESO e University College London), um co-autor do estudo. “Este período de tempo é apenas cerca de 200 milhões de anos — ou seja, estamos observando esta galáxia pouco depois da sua formação.”
Este fato diz que formação estelar significativa começou aproximadamente 200 milhões de anos antes da época a que estamos observando a galáxia, tratando-se por isso de uma excelente oportunidade para, com a ajuda do ALMA, estudar a época em que as primeiras estrelas e galáxias "acenderam" — a época mais primordial observada até hoje. O nosso Sol, o nosso planeta e a nossa existência são produtos 13 bilhões de anos mais tarde desta primeira geração de estrelas. Ao estudar a sua formação, vida e morte, estamos na realidade explorando as nossas origens.
“Com o ALMA poderemos obter observações mais profundas e extensas de galáxias semelhantes do Universo primordial,” diz Ellis.
E Laporte conclui: “Mais medições deste tipo fornecem excelentes oportunidades de traçar a formação estelar primordial e a criação dos elementos químicos mais pesados no Universo primordial

ASTEROIDE SE DIVIDE NO MEIO E PARTES GANHAM CAUDA DE COMETA

Para toda regra há uma ou duas exceções...Nos séculos XVIII e XIX, os astrônomos fizeram algumas descobertas profundas sobre asteroides e cometas dentro do nosso Sistema Solar. Desde discernir suas órbitas até entender sua população, essas descobertas nos revelaram inúmeras informações importantes de tudo que conhecemos hoje sobre esses objetos.
Uma regra geral sobre cometas e asteroides é que, enquanto os cometas desenvolvem comas ou caudas durante alterações de temperatura, os asteroides não mudam em nada. No entanto, uma descoberta recente, feita por um grupo internacional de pesquisadores, apresentou outra exceção a essa regra. Depois de ver um asteroide no Cinturão Principal que se dividiu em dois, eles observaram que ambos os fragmentos formaram caudas iguais a de cometas.
A razão pela qual os asteroides não se comportam como cometas tem muito a ver com o local onde estão situados. Localizados predominantemente no Cinturão Principal, estes corpos têm órbitas relativamente circulares ao redor do Sol e não se distanciam e nem se aproximam muito de nossa estrela. Como resultado, eles não formam caudas (ou halos), que são criados quando compostos voláteis (como azoto, hidrogénio, dióxido de carbono, metano, etc.) sublimam e formam nuvens de gás.

Imagens feitas das duas partes do asteroide P/2016 J1 em 15 de maio de 2016
mostra a região central (rochosa) e a névoa externa, que corresponde a cauda.
Créditos: IAA
O excesso de rotação e velocidade podem fazer com que um único objeto se divida em dois, mesmo sem haver colisão. Uma vez que isso acontece, esses dois corpos irão orbitar o Sol em vez de estarem gravitacionais ligados um ao outro e, progressivamente, irão se distanciar um do outro.
No entanto, ao monitorar o asteróide P/2016 J1, uma equipe internacional do Instituto de Astrofísica da Andaluzia (IAA-CSIC) notou algo interessante. Aparentemente, ambos os fragmentos do par tornaram-se "ativos", ou seja, eles formaram caudas. Como disse Fernando Moreno, pesquisador do IAA-CSIC que liderou o projeto, em um comunicado de imprensa do Instituto, "ambos os fragmentos se ativaram, isto é, eles exibem estruturas de poeira semelhantes aos cometas. Foi a primeira vez que observamos um par de asteroides com atividade simultânea..."
"Provavelmente, a emissão de poeira é devido à sublimação de gelo que ficou exposto após a fragmentação", explica Fernando Moreno.
Hubble registra asteroide P/2013P5 que também ganhou uma cauda de cometa em 2013

Imagem feita pelo Hubble mostra o asteroide P/2013P5, que também ganhou uma cauda de cometa em 2013.Créditos: NASA / HST
Embora esta não seja a primeira vez que os asteroides provaram ser uma exceção à regra e começaram a formar nuvens de gás sublimado ao seu redor, esta é a primeira vez que isso foi observado em um par de asteroides. E parece que a formação desta cauda ocorreu por conta da ruptura, que os astrônomos acreditam ter acontecido há alguns meses, durante a órbita anterior do asteroide.
Em 2016, a equipe de investigação utilizou o Grande Telescópio das Ilhas Canárias (GTC) da Ilha de La Palma, e o Telescópio canadense-francês-havaiano (CFHT) em Mauna Kea, para confirmar que o asteroide tinha se dividido em dois. Outras análises revelaram que os asteroides foram ativados entre o final de 2015 e o início de 2016, quando atingiram a máxima aproximação com o Sol (periélio).
dois asteroides orbitando o Sol

Ilustração artística mostra dois asteroides presos gravitacionalmente entre si, orbitando o Sol.
Créditos: ZmeScience
Esta análise também revelou que a fragmentação do asteroide não teve relação com a atividade de sublimação. Em outras palavras, a sublimação aconteceu APÓS o rompimento, portanto, não foi ela que resultou na divisão da rocha espacial. Devido a isso, esses objetos são bastante únicos em nosso Sistema Solar.
Os dois asteroides companheiros não são apenas mais duas exceções à regra que governa cometas e asteroides (há apenas cerca de vinte casos conhecidos de asteroides que formaram caudas). Como a separação das duas partes ocorreu há pouco tempo, eles estão entre os asteroides mais jovens do Sistema Solar, até momento. Poderiam ser apenas mais duas rochas perdidas no espaço, mas acabaram intrigando muita gente aqui na Terra...
Imagens: (capa-asteroide P/2013 P5/NASA) / IAA / NASA / HST / ZmeScie

SUPERNOVAS EXPLOSÕES DE SUPERNOVAS E REMANESCENTES

A cada 50 anos ou assim, uma estrela maciça em nossa galáxia sopra-se para além de uma explosão de supernova. Supernovas são um dos eventos mais violentos do universo, e a força da explosão gera um clarão de radiação, bem como ondas de choque análogo aos choques sônicos.
As supernovas foram originalmente classificadas com base nas suas propriedades ópticas. Tipo supernovas II mostram evidência visível para o hidrogênio nos escombros em expansão ejetado na explosão; Tipo Ia explosões não. A pesquisa recente conduziu a um refinamento destes tipos, ea uma classificação nos termos dos tipos de estrelas que dão origem às supernovas. Uma explosão de Tipo II, bem como Tipo Ib e Tipo Ic, é produzida pelo colapso catastrófico do núcleo de uma estrela maciça. A supernova Tipo Ia é produzido por uma explosão termonuclear repentina que desintegra uma anã branca da estrela.

SN 1006 Imagem Chandra da SN 1006
As supernovas tipo II ocorrem em regiões com muitas estrelas brilhantes e jovens, como os braços espirais das galáxias. Eles aparentemente não ocorrem em galáxias elípticas, que são dominadas por antigas estrelas de baixa massa. Como as estrelas jovens brilhantes são tipicamente estrelas com massas maiores do que cerca de 10 vezes a massa do sol, esta e outras evidências levaram à conclusão de que as supernovas de Tipo II são produzidas por estrelas maciças.
Algumas supernovas tipo I mostram muitas das características das supernovas tipo II. Estas supernovas, chamadas Tipo Ib e Tipo Ic, aparentemente diferem do Tipo II porque perderam seu envelope externo de hidrogênio antes da explosão. O envelope de hidrogênio poderia ter sido perdido por um fluxo vigoroso de matéria antes da explosão, ou porque foi arrancado por uma estrela companheira.
Supernovas testemunhando o colapso em buracos negros

A imagem geral para as supernovas de Tipo II, Tipo Ib e Tipo Ic - também chamadas supernovas de colapso do núcleo - é algo como isto. Quando a fonte de energia nuclear no centro ou núcleo de uma estrela é esgotada, o núcleo colapsa. Em menos de um segundo, um estrela de nêutrons (ou um buraco negro , se a estrela é extremamente maciça) é formado. A formação de uma estrela de nêutrons libera uma enorme quantidade de energia na forma de neutrinos e calor, o que reverte a implosão. Todos, exceto a estrela de nêutron central, são levados a velocidades superiores a 50 milhões de quilômetros por hora, enquanto uma onda de choque termonuclear corre através dos detritos estelares agora em expansão, fundindo elementos mais leves em outros mais pesados ​​e produzindo uma brilhante explosão visual que pode ser tão intensa quanto A luz de vários bilhões de sóis.
Nascimento de uma Estrela de Nêutrons e Restante de Supernova


Supernovas termonucleares
As supernovas de tipo Ia, em contraste, são observadas em todos os tipos de galáxias, e são produzidas por estrelas anãs brancas, o remanescente condensado do que costumava ser estrelas parecidas com o sol. Uma estrela anã branca, uma bola densa composta principalmente de átomos de carbono e oxigênio, é intrinsecamente a mais estável de estrelas, enquanto sua massa permanece abaixo do chamado limite de Chandrasekhar de 1,4 massas solares.

Tipo 1aIlustração: NASA / CXC / M.Weiss]Restante da Supernova de Kepler
Imagem Chandra de Kepler Supernova
Se, no entanto, a acumulação de matéria de uma estrela companheira ou a fusão com outra anã branca, empurrar uma estrela anã branca sobre o limite Chandrasekhar de 1,4 massas solares, a temperatura no núcleo da anã branca aumentará, desencadeando explosivas reações de fusão nuclear Que liberam uma enorme quantidade de energia.
A estrela explode em cerca de dez segundos, sem deixar vestígios. A nuvem em expansão de dejetos brilha intensamente por muitas semanas como o níquel radioativo produzido na explosão que decaia em cobalto e depois em ferro.

Supernova 2001el (laboratório nacional de Lawrence Berkeley)
Como as supernovas de Tipo Ia ocorrem em uma estrela que tem uma massa de cerca de 1,4 massas solares, elas produzem a mesma quantidade de luz. Esta propriedade torna extremamente útil como um indicador de distância - se uma supernova Tipo Ia é mais fraca do que outra, ela deve estar mais distante por uma quantidade que pode ser calculada. Nos últimos anos, a supernova tipo Ia tem sido utilizada desta forma para determinar a taxa de expansão do universo. Esta pesquisa levou à surpreendente descoberta de que a expansão do universo está se acelerando, possivelmente porque o universo está cheio de uma misteriosa substância chamada energia escura.

Supernovas de instabilidade de pares   Artista Conceito: Um close-up de SN 2006gy
Artista Conceito: Um close-up de SN 2006gy
Para estrelas extremamente maciças, outro tipo de supernova ainda mais violento é possível. De acordo com a teoria da evolução estelar, as temperaturas aumentam para vários bilhões de graus nas regiões centrais de estrelas com massas entre 140 e 260 sóis. A estas temperaturas, o processo habitual de conversão de massa em energia (E = mc 2 ) por meio de reacções nucleares é invertida, e a energia é convertida em massa sob a forma de pares de electrões e antielétrons, ou positrões.
A produção de pares de electrões-positrões saps energia a partir do núcleo da estrela, perturbando o equilíbrio entre o impulso de pressão para fora e o esmagamento da gravidade. Esta assim chamada "instabilidade de pares" provoca pulsações violentas que ejectam uma grande fracção das camadas exteriores da estrela, e eventualmente interrompem a estrela completamente numa explosão termonuclear.
As supernovas de instabilidade de pares, se existirem, seriam as explosões termonucleares mais energéticas do universo. Em estrelas com massas maiores do que cerca de 260 sóis, as pulsações seriam esmagadas pela gravidade ea estrela desmoronaria para formar um buraco negro sem uma explosão.

Ilustração, choque, ondas, supernova, remanescentes
Para as estrelas com massas iniciais acima de 200 sóis, as supernovas de instabilidade de par produzirão uma abundância de níquel radioativo. A decomposição radioactiva desta grande massa de níquel em cobalto e outros núcleos alimentaria a energia nos detritos em expansão durante vários meses e criaria uma supernova ultra-brilhante.
Observações com Chandra e telescópios ópticos indicam que Supernova 2006gy , a supernova mais luminosa já registrado, pode ser um muito procurada (40 anos) supernova par-instabilidade.

A radiação intensa emitida por uma supernova dura de vários meses a alguns anos antes de desaparecer. Enquanto isso, a matéria em rápida expansão (milhões de quilômetros por hora) da explosão eventualmente se choca em gás circumstelar. Esta colisão cria um remanescente de supernova consistindo de gás quente e partículas de alta energia que brilham no rádio através de comprimentos de onda de raios-X por milhares de anos.

Cassiopeia A

Imagem  real do observatório Chandra de Cassiopeia A
O processo de formação do remanescente é um pouco como uma versão extrema de lanças sonoras produzidas pelo movimento supersônico de um avião. A expansão de detritos estelares cria uma onda de choque que corre à frente dos detritos. Esta onda de choque direta produz grandes mudanças repentinas na pressão e temperatura atrás da onda de choque.
A onda de choque direta também acelera elétrons e outras partículas carregadas para energias extremamente altas. Os elétrons que espiralam em torno do campo magnético atrás da onda de choque produzem a radiação sobre uma escala larga dos comprimentos de onda. A radiação de remanescentes de supernova é especialmente visível nos comprimentos de onda de rádio, e os radiotelescópios têm sido tradicionalmente as principais ferramentas para descobrir esses objetos.

Nebulosa de caranguejo Imagem Chandra da Nebulosa do Caranguejo Restante de uma Supernova de Tycho Imagem Chandra de Tycho Supernova
Nos últimos anos, remanescentes de supernova também foram descobertos com telescópios de raios-X de foco. Os raios X são produzidos pela onda de choque direta e por uma onda de choque inversa que aquece os detritos, ou ejecta, da estrela explodida. O choque reverso é formado quando o gás de alta pressão atrás da onda de choque dianteira se expande e empurra para trás sobre a ejeta estelar.
Uma observação de Chandra do remanescente de supernova Cassiopeia A (Cas A) mostra claramente a onda de choque externa e os detritos aquecidos pela onda de choque inversa. O estudo de remanescentes de supernova com telescópios de rádio, infravermelho, óptico e de raios-X permite aos astrônomos traçar o progresso das ondas de choque ea distribuição dos elementos ejetados na explosão. Esses dados são especialmente significativos porque as supernovas são o principal meio para semear a galáxia com muitos elementos como carbono, nitrogênio, oxigênio, silício e ferro, que são necessários para os planetas e a vida.
Em supernovas de núcleo-colapso, uma estrela de nêutrons rapidamente girando, ou pulsar, pode produzir uma fonte pulsante de radiação e uma nebulosa magnetizada de partículas de alta energia que ilumina o interior da concha em expansão. A Nebulosa do Caranguejo, um remanescente de uma supernova observada em 1054 dC, é o exemplo mais espetacular.
A imagem de Chandra da Nebulosa do Caranguejo revela anéis e jatos de partículas de alta energia que parecem ter sido lançadas para fora em grandes distâncias da estrela de nêutrons. O diâmetro do anel interno é cerca de 1.000 vezes o diâmetro do nosso sistema solar.
Chandra tem sido capaz de detectar numerosos pulsares e suas nebulosas pulsares associadas. Essas descobertas estão se revelando uma das melhores maneiras de identificar remanescentes de supernova produzidos pelo colapso do núcleo de uma estrela maciça, e distingui-los de restos produzidos pela ruptura termonuclear de uma estrela anã branca (supernova tipo Ia).
Outro método usado para determinar a origem de um remanescente particular é estudar as quantidades relativas de vários elementos, especialmente oxigênio e ferro. Core-colapso supernovas são ricos em oxigênio, enquanto supernovas termonucleares produzem relativamente mais ferro. Os restos de supernovas de Tycho e Kepler são pensados ​​para ter sido produzido por Supernovas Tipo Ia.

NAVA ESPACIAL FAZ MANOBRA DE EMERGÊNCIA PARA NÃO COLIDIR COM LUA DE MARTE

A nave espacial na órbita da Marte teve que realizar uma mudança de direção às pressas nessa semana para evitar uma colisão com a lua escura de Marte, Phobos.
A espaçonave MAVEN (abreviação de Atmosfera de Marte e Evolução Volátil) tem orbitado Marte há mais de dois anos, monitorando a atmosfera do Planeta Vermelho. Mas no dia 28 de fevereiro, a sonda teve que realizar uma queima nos motores de seus foguetes para acelerar e mudar de trajetória, e assim, evitar uma colisão em cheio com Phobos, disseram funcionários da NASA em um comunicado oficial. A aceleração total foi de apenas 0,4 metros por segundo, que é inferior a 1,6 km por hora.

Phobos, satélite natural de Marte. Créditos: NASA
Os pesquisadores notaram que Phobos e MAVEN poderiam colidir no dia 06 de março, portanto os contoladores da missão tiveram uma semana para realizar pequenas manobras e evitar um acidente. Agora, Phobos cruzará a órbita de MAVEN após 2,5 minutos de sua passagem, sendo que antes, Phobos cruzaria a órbita de MAVEN após 7 segundos de sua passagem. Era um risco muito grande!
Esta foi a primeira vez que MAVEN teve que realizar uma manobra de emergência para evitar uma colisão com Phobos, disseram autoridades na declaração.
Phobos é uma lua em forma de asteroide, que orbita Marte a uma proximidade tão grande que é marcada por estrias causadas pelo efeito de maré. Ambas as luas de Marte, Phobos e Deimos, são cinza escuro, o que as coloca entre os objetos menos reflexivos do Sistema Solar.
Phobos tem se aproximado de Marte ao longo do tempo e está destinado a uma eventual descida em direção ao Planeta Vermelho, o que resultará numa colisão que infelizmente, não poderá ser evitada...
Imagens: (capa-ilustração/NASA) / NASA

O ALVORECER DE UMA NOVA ERA PARA SUPERNOVA 1987A

O 30º aniversário da descoberta da Supernova 1987A (SN 1987A) está sendo comemorado.
SN 1987A foi a supernova mais brilhante vista em mais de 400 anos e relativamente próxima, permitindo estudos detalhados por muitos telescópios.
Raios-X de Chandra mostram a onda de explosão da explosão original, já que tem arado em um anel expelido pela estrela pré-supernova.Os dados mais recentes revelam que o movimento da explosão está passando pelo anel para uma região do espaço mal conhecida pelos astrônomos.
Usando os dados de Chandra, os astrónomos criaram o primeiro modelo em 3-D e simulações de SN 1987A.
Para comemorar o 30º aniversário da Supernova 1987A (SN 1987A), foi lançado um novo pacote de material composto por imagens , filmes de lapso de tempo, uma animação e um modelo tridimensional imprimível . Os restos de SN 1987A estão entrando em uma nova era, como explicado em nosso comunicado de imprensa .
SN 1987A foi visto pela primeira vez na Grande Nuvem de Magalhães por observadores no hemisfério sul em 24 de fevereiro de 1987. Foi a explosão de supernova mais próxima vista nos tempos modernos e fornece aos astrônomos a melhor oportunidade para estudar as fases antes, durante e depois Morte de uma estrela.
Uma nova imagem composta contém raios-X do Observatório de raios-X Chandra da NASA (azul), dados de luz visível do telescópio espacial Hubble da NASA (verde) e dados de comprimento de onda submilimétricos do telescópio internacional Atacama de Grande Milímetro / submilimetro (ALMA) no Chile (vermelho).
Os dados mais recentes destes poderosos telescópios indicam que o SN 1987A passou um limiar importante. A onda de choque da supernova está se movendo para além do anel denso de gás produzido no final da vida da estrela pré-supernova quando um fluxo rápido ou vento da estrela colidiu com um vento mais lento gerado em uma fase gigante vermelha anterior da evolução da estrela . O que está além do anel é pouco conhecido no momento, e depende dos detalhes da evolução da estrela quando era um gigante vermelho.
Imagem óptica, recortada

Chandra começou a observar o SN 1987A pouco depois de sua implantação em 1999 , enquanto o Hubble repetidamente observou SN 1987A e acumulou centenas de imagens desde 1990. ALMA, uma poderosa série de 66 antenas, vem coletando dados de milímetros e submilímetros de alta resolução em SN 1987A nos últimos anos.

De 1999 até 2013, os dados de Chandra mostraram um anel de expansão de emissão de raios-X que estava ficando cada vez mais brilhante. A onda de explosão da explosão original foi estourando e aquecimento do anel de gás em torno da supernova, produzindo emissão de raios-X.
Nos últimos anos, houve mudanças notáveis ​​nos dados de Chandra. De cerca de fevereiro de 2013 até a última observação de Chandra analisada em setembro de 2015, a quantidade total de raios X de baixa energia permaneceu constante. Além disso, a parte inferior esquerda do anel começou a desaparecer. Essas mudanças fornecem evidências de que a onda explosiva da explosão se moveu além do anel para uma região com menos densa de gás. Isso representa o fim de uma era para SN 1987A .


Além desta imagem composta, vários outros novos itens visuais estão sendo lançados. Isso inclui o primeiro modelo tridimensional e animação de SN 1987A que liga a supernova ao seu remanescente, tornada possível por modelagem e simulações feitas por Salvatore Orlando do INAF em Palermo, Itália, e seus colegas Marco Miceli (Universidade de Palermo), Fabrizio Bocchino (INAF / OAPA), e Maria Letizia Pumo (INAF / OAPA). Este trabalho foi publicado no The Astrophysical Journal e está disponível online .
Um artigo descrevendo o último estudo de Chandra sobre SN 1987A, liderado por Kari Frank de Penn State, apareceu em uma edição recente do The Astrophysical Journal e está disponível on-line . Os outros autores são Svetozar Zhekov (Instituto de Astronomia e Observatório Astronômico Nacional da Bulgária), Sangwook Park (Universidade do Texas), Richard McCray (Universidade da Califórnia, Berkeley) e Eli Dwek (Goddard Space Flight Center).
O Centro de Vôo Espacial Marshall da NASA, em Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra para a Direção da Missão de Ciência da NASA em Washington. O Smithsonian Astrophysical Observatory em Cambridge, Massachusetts, controla a ciência de Chandra e operações de vôo.

ESO OBSERVA UMA GALÁXIA DE PERFIL

A faixa colorida de estrelas, gás e poeira que vemos nesta imagem é a galáxia espiral NGC 1055. Aqui capturada pelo Very Large Telescope do ESO (VLT), acredita-se que esta enorme galáxia é 15% maior em diâmetro que a Via Láctea. NGC 1055 parece não ter os braços rodopiantes característicos duma galáxia espiral, mas isso deve-se meramente ao fato de estarmos observando-a de perfil. Podemos no entanto ver estranhas estruturas distorcidas, muito provavelmente causadas pela interação com uma galáxia vizinha grande.
As galáxias espirais que observamos no Universo podem estar orientadas de todas as maneiras relativamente à Terra. Vemos algumas de cima ou “de face” — um bom exemplo disso é a galáxia em forma de redemoinho NGC 1232. Este tipo de orientações revela os braços em espiral das galáxias e o núcleo brilhante em grande detalhe, mas torna difícil termos uma noção tridimensional destes objetos.
Vemos outras galáxias, como NGC 3521, com determinados ângulos. Estes objetos inclinados revelam a sua estrutura tridimensional nos braços espirais, no entanto para percebermos bem a forma global de uma galáxia espiral temos que a observar de perfil  como é o caso de NGC 1055 que aqui apresentamos.
Quando observamos estas galáxias de perfil, podemos ter uma visão geral de como é que as estrelas  tanto regiões de estrelas recém formadas como populações mais velhas — se distribuem pela galáxia e torna-se mais fácil medir a “altura“ do disco relativamente plano e o núcleo repleto de estrelas. A matéria estende-se para além do enorme brilho do plano galático, sendo facilmente observável contra o fundo escuro do cosmos.
Tal perspectiva permite aos astrônomos estudar a forma geral do disco extenso da galáxia, assim como as suas propriedades. Um exemplo disso é a distorção, algo que observamos em NGC 1055. Esta galáxia apresenta regiões torcidas e desordenadas no seu disco, provavelmente causadas por interações com a galáxia próxima Messier 77 (eso0319) [1]. Podemos ver esta distorção na imagem: o disco de NGC 1055 está ligeiramente torcido e parece ondular ao longo do núcleo.
NGC 1055 situa-se a aproximadamente 55 milhões de anos-luz de distância na constelação da Baleia. Esta imagem foi obtida com o instrumento FORS2 (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph 2) montado no Telescópio Principal 1 (Antu) do VLT, instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile. Foi obtida no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO, que visa obter imagens de objetos interessantes, intrigantes ou visualmente atrativos, utilizando os telescópios do ESO, para efeitos de educação e divulgação científica.