M33 X-7: O MAIOR BURACO NEGRO ESTELAR DESCOBERTO EM GALÁXIA PRÓXIMA

Crédito: Ilustração: NASA / CXC / M.Weiss; raio-X:. NASA / CXC / CfA / P.Plucinsky et al; Optical: NASA / STScI / SDSU / J.Orosz et al.
O principal componente deste gráfico é a representação de um artista de M33 X-7, um sistema binário na galáxia M33 nas proximidades. Neste sistema, um buraco negro gira em torno de uma estrela cerca de 70 vezes mais massiva que o Sol (objeto grande azul) . Este buraco negro é quase 16 vezes a massa do Sol, um recorde para os buracos negros criados a partir do colapso de uma estrela gigante. Outros buracos negros no centro das galáxias são muito mais maciço, mas esse objeto é o registro-setter para a chamada "massa estelar" buraco negro.
Na ilustração, um disco laranja circunda o buraco negro. Isto descreve material, alimentado por um vento do companheiro estrela azul, que tem sido varrido em órbita ao redor do buraco negro. Ao invés de fluir sem obstáculos e uniformemente no espaço, o vento da estrela é puxado em direção ao buraco negro pela sua poderosa gravidade. O vento que faz com que seja passado o buraco negro é interrompido, causando turbulência e ondulações além do disco. A própria estrela companheira também é distorcida pela gravidade do buraco negro. A estrela é ligeiramente esticados na direcção do buraco negro, fazendo com que ele se tornar menos denso desta região e aparecem mais escuras.
A inserção mostra uma composição de dados do Observatório de Raios-X da NASA Chandra (azul) e do Telescópio Espacial Hubble. Os objetos brilhantes na imagem ampliada são estrelas jovens e massivas em torno M33 X-7, eo brilhante, azul fonte Chandra é M33 X-7 própria. Raios-X do Chandra revela quanto tempo o buraco negro é eclipsado pela estrela companheira, que indica o tamanho do companheiro. Observações do telescópio Gêmeos em Mauna Kea, no Havaí acompanhar o movimento orbital do companheiro ao redor do buraco negro, dando informações sobre a massa dos dois membros do binário. Outras propriedades observadas do binário também foram usados ​​para ajudar a restringir as estimativas de massa, tanto do buraco negro e sua companheira.
Fatos para M33 X-7:
Crédito Ilustração: NASA / CXC / M.Weiss, de raios-X: NASA / CXC / CfA / P.Plucinsky et al; Optical:. NASA / STScI / SDSU / J.Orosz et al.
Escala Image Inset é de 30 segundos de arco em
Categoria Os buracos negros , galáxias normais e Galáxias Starburst
Coordenadas (J2000) RA 1h 33m 34.12s | dezembro 30 d 32m 11,6 °
Constelação Triangulum
Data de Observação                                   12 pointings entre 21 setembro - 26 novembro, 2005
Tempo de observação                                114 horas
Obs.                                                            ID 6378, 6382, 6384, 6386, 7170-7171, 7196-7197, 7199, 7208, 7226
Código de Cores Raios-X (azul)
Instrumento ACIS
Referências Orosz, JA et al. De 2007, Nature, 449, 872
Estimar a distância                                     Cerca de 2,6 milhões de anos luz da Terra
Lançamento 17 outubro de 2007

RX J0822-4300 EM PUPPIS A: OBSERVAÇÕES COM CHANDRA DESCOBRE BALAS DE CANHÃO CÓSMICO

Crédito: Chandra: NASA / CXC / Middlebury College / F.Winkler et al; ROSAT:. NASA / GSFC / S.Snowden et al; Optical: NOAO / AURA / NSF / Middlebury College / F.Winkler et al.
Este gráfico mostra uma visão ampla do campo das Puppis um remanescente de supernova, juntamente com um close-up da estrela de nêutrons, conhecido como RX J0822-4300, que está se movendo em um ritmo alucinante. Quanto maior campo de visão é um composto de dados de raios-X do satélite ROSAT (rosa) e dados ópticos (roxo), a partir do Cerro Tololo Observatório Interamericano telescópio de 0,9 metros, o que evidencia a emissão de oxigênio. Os astrônomos pensam Puppis A foi criada quando uma estrela massiva terminou a sua vida em uma explosão de supernova cerca de 3.700 anos atrás, formando um objeto incrivelmente denso chamado de estrela de nêutrons e liberando detritos para o espaço.
A estrela de nêutrons foi ejetado pela explosão. A caixa de inserção mostra duas observações dessa estrela de nêutrons obtida com Observatório de Raios-X do Chandra sobre a extensão de cinco anos, entre dezembro de 1999 e abril de 2005. Ao combinar o quanto ele mudou-se através do céu com a sua distância da Terra, os astrônomos determinaram a bala de canhão cósmica está se movendo a mais de 3 milhões quilômetros por hora, um das mais rápidas estrelas que vem se movendo quando sempre observados. A este ritmo, RX J0822-4300 é destinado a escapar da Via Láctea depois de milhões de anos, embora só tenha viajado cerca de 20 anos-luz até o momento.
Os resultados deste estudo sugerem que a explosão supernova foi assimétrica, chutando a estrela de nêutrons em uma direção e muitos dos fragmentos da explosão na outra. A localização estimada da explosão está mostrado numa versão marcado da imagem composta. A direção de movimento do canhão, mostrado por uma seta, é no sentido oposto ao movimento global dos detritos de oxigênio, visto no canto superior esquerdo. Em cada caso, as setas mostram a estimativa de movimento ao longo dos próximos 1.000 anos. Os aglomerados de oxigênio são acreditados para ser enorme o suficiente para que o momento é conservada no rescaldo da explosão, conforme exigido pela física fundamental.
Fatos para RX J0822-4300 em Puppis A:
Crédito Chandra: NASA / CXC / Middlebury College / F.Winkler et al; ROSAT:. NASA / GSFC / S.Snowden et al; Optical: NOAO / AURA / NSF / Middlebury College / F.Winkler et al.
Escala                                                    Inset é 14.5 arc sec 
Categoria Estrelas de nêutrons / raio-X binários , Supernovas e remanescentes de supernovas
Coordenadas (J2000)                            RA 08h 23m 08.16s | dezembro -42 ° 41 '41.40 "
Constelação                                          Puppis
Data de Observação                            1999/12/21 e 2005/04/25
Tempo de observação                          14 horas
Obs.                                                      ID 749, 4612
Código de Cores De raios-X (rosa); Optical (roxo)
Instrumento HRC
Estimar a distância                               Cerca de 7.000 anos-luz da Terra
Referências F. Winkler et al., 2007, APJ, 670, 635
Lançamento 28 de novembro de 2007

Abell 520: MATÉRIA ESCURA SE APROFUNDA EM MISTÉRIO DE DESTRUIÇÃO DE MATÉRIA CÓSMICA

 Crédito: X-ray: NASA / CXC / UVic / A.Mahdavi et al.. Optical / Lensing:. CFHT / UVic / A.Mahdavi et al.
Esta imagem multi-comprimento de onda de Abell 520 mostra o resultado de uma colisão complicada de aglomerados de galáxias, alguns dos objetos de maior massa no Universo. Nesta imagem, o gás quente detectado pelo Chandra é de cor vermelha. Dados ópticos do Canadá-França-Havaí e telescópios Subaru mostra a luz das estrelas das galáxias individuais (amarelo e laranja). A localização da maior parte da matéria no cluster (azul) também foi encontrado usando estes telescópios, traçando os efeitos de luz de flexão sutil em galáxias distantes. Este material é dominado pela matéria escura.
Abell 520 tem semelhanças como o assim chamado conjunto da bala (também conhecido como 1E0657-56). Tal como com o conjunto da bala, parece que as galáxias passaram  um pelo outro quando os aglomerados colidem, como esperado. Outro paralelo é que existem grandes separações entre as regiões onde as galáxias são mais comuns e onde a maior parte do gás quente está .
Existem diferenças significativas, no entanto, entre 520 Abell o conjunto da bala. Por exemplo, uma concentração de matéria escura é encontrado (pico 3) perto da maior parte do gás quente, onde muito poucas galáxias são encontrados. Além disso, há uma área (máximo 5), onde existem várias galáxias, mas muito pouca matéria escura. Ambos os recursos estão em contraste com a teoria popular que diz que a matéria escura e galáxias deveriam ficar juntos, mesmo durante uma colisão violenta.
Enquanto os componentes de Abell 520 - galáxias, gás quente e da matéria escura - são encontrados em lugares inesperados, o montante global desses componentes totaliza o que os cientistas esperam. Portanto, estes resultados levam a duas explicações possíveis: uma envolvendo de como aglomerados de galáxias interagem, e outro sobre a própria natureza da matéria escura. Ambas as explicações colocaria problemas para as teorias atuais.
A primeira opção é que as galáxias estavam separados da matéria escura através de um conjunto complexo de "estilingues gravitacionais". A segunda opção é que a matéria escura é afetada não apenas pela gravidade, mas também por uma interação como ainda desconhecidos entre partículas de matéria escura. Esta segunda opção - auto-interação com a matéria escura - exigiria nova física e pode ser difícil de conciliar com as observações de outros objetos, como o conjunto da bala. No entanto, os trabalhadores independentes haviam proposto anteriormente auto-interação como uma solução para problemas com modelos de galáxias e aglomerados que incluem matéria escura. A força da auto-interação calculado por estes autores concorda com o estimado para Abell 520, mas essas estimativas são altamente incertas.
Fatos de Abell 520:
Crédito                                            X-ray: NASA / CXC / UVic / A.Mahdavi et al.. Optical / Lensing:. CFHT / UVic / A.Mahdavi et al.
Escala                                            Imagem 9,25 arcmin em
Categoria                                            Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000)                    RA 04h 54m 03.80s | dezembro 02 º 53 '33,00 "
Constelação                                    Orion
Data de Observação                    2005/02/19
Tempo de observação                    19 horas
Obs.                                                    ID 5779
Código de Cores                             De raios-X (azul); Lensing (azul); Optical (amarelo e laranja)
Instrumento                                     ACIS
Referências                                     Mahdavi, A. et al, 2007, APJ, Aceito
Estimar a distância                             Cerca de 2,4 bilhões de anos luz
Lançamento                                     16 de agosto de 2007

Hydra A: UM BURACO NEGRO EJETANDO BOMBAS DE FERRO

A Hydra é um aglomerado de galáxias cerca de 840 milhões de anos luz da Terra
Evidências de explosões poderosas do buraco negro supermassivo no centro são vistos nos dados Chandra
Os dados do Chandra mostram jatos de material do buraco negro são enriquecidos com ferro e outros metais
Esta imagem composta do Hydra Um aglomerado de galáxias mostra de gás de 10 milhões de graus observado pelo Chandra em azul e jatos de emissão de rádio observado pelo Very Large Array, em rosa. dados óticos (em amarelo) do telescópio e do Canadá-França-Havaí o Digitized Sky Survey mostra galáxias no aglomerado.
A análise detalhada dos dados de Chandra mostra que o gás localizada ao longo da direção dos jatos de rádio é reforçada em ferro e outros metais. Os cientistas pensam que estes elementos foram produzidos por supernovas Tipo Ia explosões na grande galáxia no centro do cluster. Uma poderosa explosão do supermassivo buraco negro , em seguida, empurrou para o exterior materiais, ao longo de distâncias que se estendem por quase 400 mil anos luz, estendendo-se para além da região mostrada nesta imagem. Cerca de 10 a 20 por cento do ferro na Galaxia foi deslocado, exigindo poucos por cento do total da energia produzida pelo buraco negro central.
Explosões do, buraco negro central supermassivo que não só empurrou elementos para fora, mas criaram uma série de cavidades no gás quente. Como esses jatos explodiram através da galáxia em torno de milhões de graus de gás intergaláctico, eles empurraram o gás quente de lado para criar os buracos. A explosão relativamente recente criou um par de cavidades visíveis como regiões escuras na imagem do Chandra localizados ao redor da emissão de rádio. Estas cavidades são tão grandes que eles seriam capazes de conter toda a galáxia Via Láctea, , mas eles são diminuídos por até cavidades maiores - muito fraco para ser visível nesta imagem - criadas por explosões anteriores,  mais poderosas do buraco negro. A maior dessas cavidades são imensas, estendendo-se por cerca de 670 mil anos-luz.
Fatos para Hydra A:
Crédito                                                        X-ray: NASA / CXC / U.Waterloo / C.Kirkpatrick et al; Radio:. NSF / NRAO / VLA; Optical: Canada-France-Hawaii-Telescope/DSS
Escala                                                        Imagem é de 4,8 minutos de arco em
Categoria                                                        Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000)                                RA 09h 18m 06s | dezembro -12 ° 05 '45 "
Constelação                                                Hidra
Data de Observação                                4 pointings de 10/30/99 a 10/23/04
Tempo de observação                                62 horas
Obs. ID                                                        575, 576, 4969, 4970
Código de Cores                                        Raios-X (azul); Radio (vermelho); Optical (amarelo)
Instrumento                                                ACIS
Referências                                                C. Kirkpatrick et al., 2009, APJ, apresentados
Estimar a distância                                        Cerca de 840 milhões (z = 0,054) anos-luz
Lançamento                                                14 de setembro de 2009

3C 75 em Abell 400: BURACOS NEGROS DETERMINADOS A SE FUNDIR

A fusão destas duas Galáxias dão uma idéia de uma possível aproximação antes do choque.
Crédito: X-ray: NASA / CXC / AIFA / D.Hudson & T.Reiprich et al; Radio:. NRAO / VLA / NRL
Esta imagem de raios-X (azul) / radio composto (rosa) da galáxia Abell 400 mostra jatos de rádio imersos em uma vasta nuvem de grau de raios-X de gás emissor  que permeia o cluster. os jatos emanam da vizinhança de dois supermassivo buracos negros ( pontos brilhantes na imagem). Estes buracos negros são o haltere galáxia NGC 1128 , que produziu a fonte de rádio gigante, 3C 75.
A estrutura haltere peculiar desta galáxia é pensado para ser devido a duas grandes galáxias que estão em processo de fusão. Tais fusões são comuns no ambiente relativamente congestionado de aglomerados de galáxias. Uma hipótese alternativa é que a estrutura aparente é o resultado de uma coincidência no momento em que as duas galáxias passam uns aos outros, como navios num mar cósmico.
Uma análise cuidadosa  recente do Chandra e dados de rádio em 3C 75 indica que as galáxias e seus buracos negros supermassivos estão realmente unidas por sua gravidade mútua. Ao utilizar a forma e direção dos jactos de rádio, astrônomos foram capazes de determinar a direção do movimento dos buracos negros. O aparecimento varrido-back dos jatos de rádio é produzido pelo movimento rápido da galáxia através do gás quente do cluster, da mesma forma que o lenço de um motociclista é arrastado para trás, enquanto corre pela rua.
Os buracos negros binários em 3C 75 estão cerca de 25.000 anos-luz de distância um do outro. Eles vem provavelmente em um estágio anterior em sua evolução do que o par encontrado em NGC 6240 , que são cerca de 3.000 anos-luz de distância. Simulações de computador indicam que o binário de buracos negros supermassivos gradualmente em espiral em direção ao outro, até que se unem para formar uma única Galáxia,com o mais massivo buraco negro, acompanhado por uma enorme explosão de ondas gravitacionais.
Estas ondas gravitacionais que se espalharam pelo Universo pode produzir ondulações no tecido do espaço, que aparecem como pequenas mudanças na distância entre quaisquer dois pontos. Detectores de ondas gravitacionais sensíveis programado para ser operacional na próxima década poderia detectar um desses eventos, que são estimados para ocorrer várias vezes por ano no Universo observável.
Fatos para 3C 75 em Abell 400:
Crédito                                                      X-ray: NASA / CXC / AIFA / D.Hudson & T.Reiprich et al; Radio:. NRAO / VLA / NRL
Escala                                                       Imagem é de 12 minutos de arco de cada lado
Categoria                                                       Quasares e galáxias ativas , Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000)                                RA 02h 57m 41.58s | dezembro 06 º 01 '28.81
Constelação                                                Cetus
Data de Observação                               19 set 2003
Tempo de observação                               6 horas
Obs.                                                               ID 4181
Código de Cores                                        Energia (X-ray: Azul; Radio: rosa)
Instrumento                                                ACIS
Também conhecido como                        NGC 1128
Referências                                                DS Hudson et ai. 2006, Astronomy & Astrophysics
Estimar a distância                                        Cerca de 310 milhões de anos luz (redshift z = 0,023)
Lançamento                                                06 de abril de 2006

ESO 137-001: UM MERGULHO PROFUNDO QUE PRODUZ DUAS CAUDAS

 

Duas caudas espetaculares de emissão de raios-X foram encontrados atrás da galáxia conhecida como ESO 130-001.
ESO 137-001  mergulhou em um aglomerado de galáxias causando uma cauda com seu gás refrigerador  sendo descascado pelo cluster que é de gás muito quente.
Fenômenos como estes no ESO 137-001 têm um efeito significativo sobre como as galáxias evoluem.

A galáxia mergulhando no aglomerado Abell 3627.Cerca de 220 milhões de anos luz da Terra.Raios-X Chandra foram combinados com a luz óptica e de hidrogênio a partir SOAR.Cerca de 320 mil anos-luz de diâmetro.Os raios X são azul, dados ópticos são amarelas com luz de hidrogênio em vermelho.Na pequena constelação de Norma ("ângulo reto") no hemisfério sul.
Duas caudas espetaculares de emissão de raios-X foram vistos usando o Observatório de Raios-X Chandra arrastando atrás da galáxia. Uma imagem composta dos clusters de galáxias Abell 3627 mostra raios-X do Chandra em azul, de emissão óptica em amarelo e emissão de luz de hidrogênio - conhecido pelos astrônomos como "H-alfa" - em vermelho. Os dados ópticos e H-alpha foram obtidos com a Research (SOAR) telescópio Southern Astrophysical no Chile.
Na parte da frente da cauda representa a Galaxy ESO 137-001. A mais brilhante das duas caudas foi visto antes e se estende por cerca de 260.000 anos-luz. A detecção do segundo, mais fraca da cauda, ​​no entanto, foi uma surpresa para os cientistas.
As caudas de raios-X foram criados quando o gás frio do ESO 137-001 (com uma temperatura de cerca de dez graus acima do zero absoluto) foi destituído por gás quente (cerca de 100 milhões de graus) enquanto viaja em direção ao centro do aglomerado de galáxias Abell 3627 . O astrônomos observam com Chandra é essencialmente a evaporação do gás frio, que brilha, a uma temperatura de cerca de 10 milhões de graus. Evidência de gás com temperaturas entre 100 e 1.000 graus Kelvin na cauda também foi encontrado com o Telescópio Espacial Spitzer.
Os enxames de galáxias são conjuntos de centenas ou mesmo milhares de galáxias unidas pela gravidade que estão envoltos em gás quente. A cauda em duas frentes neste sistema podem ter se formado porque o gás tem sido despojado dos dois braços espirais principais na ESO 137-001. O descascamento do gás é pensado para ter um efeito significativo sobre a evolução da galáxia, a remoção de gás frio da galáxia, fechando a formação de novas estrelas na galáxia, e alterar a aparência de braços espirais internas e bojos por causa dos efeitos de formação de estrelas .
Os dados H-alpha mostra evidências de formação de estrelas nas caudas - a primeira evidência inequívoca de que a formação de estrelas pode ocorrer quando o gás frio é retirado de galáxias que se infiltram através de clusters. Os dados de Chandra revelam também um excesso de fontes luminosas pontuais de raios-X em torno das caudas de raios-X. Alguns deles são considerados jovens estrelas binárias maciças associados próximas aglomerados de estrelas jovens, dando mais uma evidência de formação de estrelas nas caudas. A implicação é que uma grande parcela de estrelas entre galáxias de cluster pode ser formado in situ.
Os dados de raios X também mostram que há pouca alteração na temperatura do gás quente na cauda, ​​e também pouca mudança na largura das caudas com a distância a partir do ESO 137-001. Ambas estas características apresentam desafios para os cientistas que fazem simulações dos rabos de galáxias.

As observações indicam que o gás na cauda já formou milhões de estrelas. Este resultado surpreendeu os astrônomos que, até agora, pensavam ser difícil haver formação de estrelas sem ser dentro das galáxias, devido à necessidade de grandes quantidades de gás e poeira. Não é a primeira vez que se observa a formação de estrelas no espaço entre galáxias, mas nunca se tinha constatado um número tão elevado destas estrelas "órfãs".
As evidências de formação de estrelas incluem 29 regiões de hidrogênio ionizado que brilha na luz visível, e que se julga ser devido às estrelas recém-formadas. Estas regiões encontram-se ou na cauda de gás, ou muito próxima desta. O Chandra também revelou duas fontes de raios-X próximas destas regiões, o que reforça a teoria da atividade de formação de estrelas. As estrelas teriam se formado há cerca de 10 milhões de anos. Pelos padrões astronômicos, estas estrelas estão muito isoladas.
O gás que deu origem às estrelas órfãs foi arrancado da galáxia pela pressão induzida pelo movimento da galáxia através do gás quente (a vários milhões de graus) que permeia o espaço intergaláctico do enxame de galáxias Abel 3627. Não se sabe a que velocidade a Galáxia viaja pelo espaço, com a aproximação ao enxame de galáxias, mais gás vai sendo arrancado a ESO 137-001 até que esta galáxia não tenha mais gás para formar novas estrelas.
As caudas de gás em galáxias são raras no universo atual, mas podem já ter sido comuns, há bilhões de anos, quando as galáxias eram mais jovens e mais ricas em gás.

Fatos para ESO 137-001:
Crédito                                                              X-ray: NASA / CXC / UVA / M. Sun, et al; H-alpha/Optical: SOAR (UVA / NOAO / UNC / CNPq-Brasil) / M.Sun et al.
Escala                                                              Imagem 5 arcmin em
Categoria                                                              Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000)                                      RA 16h 13m 25.59s | dezembro -60 ° 45 '43.10
Constelação                                                      Norma
Data de Observação                                      6/12/2008
Tempo de observação                                      39 horas
Obs. ID                                                              9518
Código de Cores                                              De raios-X (azul); óptico (Amarelo), H-alfa (vermelho)
Instrumento                                                      ACIS
Referências                                                      Sun, M., et al, 2010, APJ 708 946
Estimar a distância                                              Cerca de 230 milhões de anos-luz
Lançamento                                                      21 de janeiro de 2010

NOVA OBSERVAÇÃO DE NGC 6240: COLOSSAL CHOQUE ENTRE DUAS ESPIRAIS NUMA ENVOLVENTE NUVEM DE GÁS SUPER QUENTE

Uma enorme nuvem de gás quente é em torno da fusão de duas  galáxias espirais.
Este reservatório de gás contém a massa de 10 bilhões de sóis, se estende por 300 mil anos luz, e irradia em mais de 7 milhões de graus.
Raios-X do Chandra (roxo) foram combinados com dados ópticos do Hubble para fazer esta imagem composta.
Uma explosão de formação de estrelas, que durou pelo menos 200 milhões de anos pode ser responsável por essa grande nuvem extra de gás quente.
Os cientistas usaram o Chandra para fazer um estudo detalhado de uma enorme nuvem de gás quente, envolvendo duas grandes galáxias em colisão . Este invulgarmente grande reservatório de gás contém tanta massa como 10 bilhões de sóis, se estende por cerca de 300.000 anos-luz , e irradia a uma temperatura de mais de 7 milhões de graus Kelvin.
Nesta nuvem gigante de gás, o que os cientistas chamam de "halo", situa-se no sistema chamado de NGC 6240. Os astrônomos já sabiam que a NGC 6240 é o resultado da fusão de duas grandes galáxias espirais similares em tamanho para a nossa própria Via Láctea . Cada galáxia contém um buraco negro supermassivo em seu centro. Os buracos negros são em espiral em direção ao outro, e pode eventualmente se fundir para formar um buraco negro maior.
Outra conseqüência da colisão entre as galáxias é que o gás contido de cada galáxia indivídua foi violentamente agitada. Isso causou um baby boom de novas estrelas que durou pelo menos 200 milhões de anos. Durante esta explosão de nascimento estelar, algumas das estrelas mais massivas correu através de sua evolução e explodiu de forma relativamente rápida como supernovas .
Os cientistas envolvidos com este estudo argumentam que essa onda de explosões de supernovas dispersa quantidades relativamente altas de importantes elementos , como oxigênio, neônio, magnésio e silício para o gás quente das galáxias recém-combinadas. De acordo com os pesquisadores, os dados sugerem que este gás enriquecido vem lentamente se expandindo e misturado com o gás mais frio que já estava lá.
Durante o baby boom, estendia rajadas curtas de formação de estrelas que pode ter ocorrido. Por exemplo, a mais recente explosão de formação estelar durou cerca de cinco milhões de anos e ocorreu a cerca de 20 milhões de anos no período da Terra. No entanto, os autores não acham que o gás quente foi produzido apenas por esta explosão menor.
O que o futuro reserva para observações de NGC 6240? Muito provavelmente as duas galáxias espirais irão formar uma jovem galáxia elíptica maior ao longo de milhões de anos. É claro, no entanto, como a maior parte do gás quente pode ser retido por este Galaxy recém-formado, em vez de perde-lo no espaço circundante. Independentemente disso, a colisão oferece a oportunidade de presenciar uma versão relativamente perto de um evento que era comum no início do Universo, quando as galáxias eram muito mais juntas e se fundiam com mais freqüência.
Nesta imagem composta nova de NGC 6240, os raios-X do Chandra que revelam a nuvem de gás quente são de cor púrpura. Estes dados foram combinados com dados ópticos do telescópio espacial Hubble, que mostra longas caudas de maré das galáxias que se fundem, estendendo-se para a direita e inferior da imagem.
Um artigo descrevendo esses novos resultados em NGC 6240 está disponível on-line e publicado no 10 de março de 2013 edição do The Astrophysical Journal. Os autores deste estudo foram Emanuele Nardini (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, ou CfA, Cambridge, MA e atualmente na Universidade de Keele, Reino Unido), Junfeng Wang (Cfa e, atualmente, na Northwestern University, Evanston, IL), Pepi Fabbiano (CfA ), Martin Elvis (Cfa), Silvia Pellegrini (Universidade de Bolonha, Itália), Guido Risalti (INAF-Osservatorio di Astrofísico Arcetri, Itália e Cfa), Margarita Karovska (Cfa), e Andreas Zezas (Universidade de Creta, na Grécia e CfA ).
Marshall Space Flight Center da NASA em Huntsville, Alabama, gerencia o programa Chandra para a Direcção de Missões Científicas da NASA em Washington. O Observatório Astrofísico Smithsonian controla a ciência do Chandra e operações de voo a partir de Cambridge, Massachusetts.
Fatos para NGC 6240:
Crédito                                       X-ray (NASA / CXC / SAO / E.Nardini et al); Optical (NASA / STScI)
Lançamento                               30 de abril de 2013
Escala                                       Imagem 3 arcmin todo (cerca de 290 mil anos-luz)
Categoria                                       Os buracos negros , galáxias normais e Galáxias Starburst
Coordenadas (J2000)               RA 16h 52m 59s | dezembro 02 ° 24 '01.70 "
Constelação                               Ophiuchus
Data de Observação               4 pointings entre julho de 2001 e maio de 2011
Tempo de observação               136 horas 6 min (5 dias 16 horas 6 min)
Obs.                                               ID 1590, 6908, 6909, 12713
Instrumento                               ACIS
Referências                               Nardini, E et al, 2012, APJ 765, 141; arXiv: 1301,5907
Código de Cores                       De raios-X (azul); Optical (Red, Green, Blue)

NOVA IMAGEM DO QUINTETO DE STEPHAN: ONDAS DE CHOQUE INTRODUZIDO EM UM GRUPO FORTEMENTE UNIDO

Crédito: X-ray: NASA / CXC / INAF-Brera / G.Trinchieri et al; Optical:. Pal.Obs. DSS

As interações tumulto no grupo compacto de galáxias conhecido como Quinteto de Stephan são mostrados no canto superior esquerdo, onde uma imagem Observatório de Raios-X Chandra (azul) é sobreposta a uma imagem óptica Digitized Sky Survey (amarelo). gás Choque-aquecido, visíveis apenas com um telescópio de raios-X, aparecem como uma nuvem azul brilhante orientada verticalmente no centro da imagem e tem uma temperatura de cerca de 6 milhões de graus Celsius. O aquecimento é produzido pelo movimento rápido de um intruso Galaxy espiral situada imediatamente à direita da onda de choque no centro da imagem (Galaxy marcado B na óptica da imagem de campo largo no canto inferior direito).

Quinteto de Stephan é um excelente exemplo da dinâmica tumultuosos de um grupo compacto. O movimento das galáxias através do gás quente, ea atração gravitacional de galáxias próximas estão tirando gás frio das galáxias, privando-os assim da matéria-prima a partir da qual para formar novas estrelas. Em alguns bilhões de anos, as galáxias espirais em Quinteto de Stephan provavelmente será transformado em galáxias elípticas.

Durante os últimos bilhões de anos gás adicional pode ter sido retirado das galáxias do grupo e aquecida por colisões, como o visto nestas imagens. Um intruso que podem ter passado através do centro do grupo de, pelo menos, duas vezes o Galaxy fraco C visto na imagem óptica de campo largo. O mais fraco nuvem azul na imagem X-ray/optical pode ser uma relíquia de colisões passadas.

As quatro galáxias A, B, D e E viciado na diagonal da imagem óptica vasto campo estão a uma distância de cerca de 280 milhões de anos luz da Terra. A galáxia grande aparecendo F no canto inferior esquerdo desta imagem já foi identificada como uma galáxia em primeiro plano a uma distância de cerca de 35 milhões de anos-luz, deixando o grupo originalmente identificado como Quinteto de Stephan, com apenas um quarteto de galáxias. No entanto, se incluem Galaxy C, que é a mesma distância que as outras quatro galáxias, torna-se novamente um quinteto!

Ginevra Trinchieri do Observatório INAF-Brera em Milão, Itália, Jack Sulentic da Universidade do Alabama, em Tuscaloosa, e Dieter Brietschwerdt e Wolfgang Pietsch, do Instituto Max-Planck de Física Extraterrestre, em Garching, Alemanha são co-autores de um artigo que descreve os dados do Chandra em Quinteto de Stephan. O documento vai aparecer na próxima edição da revista Astronomy & Astrophysics.

Fatos para Quinteto de Stephan:

Crédito X-ray: NASA / CXC / INAF-Brera / G.Trinchieri et al; Optical:. Pal.Obs. DSS

Escala Composite                   (superior esquerdo) = 2,9 x 2,3 arcmin, 

campo Wide (inferior direito)  = 7 x 7 arcmin

Categoria Grupos e aglomerados de galáxias

Coordenadas (J2000) RA 22h 36m 00.00s | dezembro 33 ° 59 '00.00 "

Constelação Pégaso

Datas de Observação 09 de julho de 2000

Tempo de observação 6 horas

Obs.                                             IDs 789

Código de Cores Raios-X (azul); Optical (amarelo)

Instrumento ACIS

Também conhecido como HCG 92

Referências G. Trinchieri et ai. Astro-ph/0302590

Estimar a distância 280 milhões anos-luz (redshift z = 0,02)

Lançamento 8 de maio de 2003

QUINTETO DE STEPHAN: 001 COLISÕES GALÁTICAS EM AÇÃO

Um grupo compacto de galáxias, descoberta cerca de 130 anos atrás, cerca de 280 milhões de anos luz da Terra.
Uma galáxia está passando por um núcleo de quatro outras galáxias.
A onda de choque gerada a partir deste movimento aquece o gás e produz os raios X detectadas pelo Chandra.
Esta imagem bonita dá um novo olhar para Quinteto de Stephan, um grupo compacto de galáxias descobertas a cerca de 130 anos e localizado cerca de 280 milhões de anos luz da Terra. The curvo, luz do cume azul correndo pelo centro da imagem mostra os dados de raios-X de Observatório de Raios-X Chandra. Quatro das galáxias do grupo são visíveis na imagem óptica (amarelo, vermelho, branco e azul) do Telescópio Canadá-França-Havaí. Uma versão rotulada (rolo sobre a imagem acima) identifica essas galáxias (NGC 7317, NGC 7318A , NGC 7318B e NGC 7319), bem como um primeiro plano Galaxy proeminente (NGC 7320), que não é um membro do grupo. A galáxia NGC 7318B está passando através do núcleo de galáxias em quase 2 milhões de quilômetros por hora, e é pensado para estar causando o cume de emissão de raios-X, gerando uma onda de choque que aquece o gás.
Aquecimento adicional por explosões de supernovas e ventos estelares também, provavelmente, ocorrido em Quinteto de Stephan. Um halo maior de emissão de raios-X - não mostrada aqui - detectado pelo XMM-Newton da ESA pode ser evidência de choque aquecimento por colisões entre galáxias anteriores deste grupo. Alguns de emissão de raios-X é provável também causada por sistemas binários contendo estrelas massivas que estão perdendo material e estrelas de nêutrons ou buracos negros.
Quinteto de Stephan oferece uma rara oportunidade de observar um grupo de galáxias em processo de evolução a partir de um sistema fraco de raios-X dominado por galáxias espirais para um sistema mais desenvolvido dominado por galáxias elípticas e emissão brilhante de raios-X. Ser capaz de testemunhar o efeito dramático de colisões em causar essa evolução é importante para aumentar nossa compreensão sobre as origens das quentes emições de, raios-X halos brilhantes de gás em grupos de galáxias.
Quinteto de Stephan mostra um sinal adicional de interações complexas no passado, nomeadamente as longas caudas visíveis na imagem óptica. Essas características provavelmente foram causadas por uma ou mais passagens através do grupo de galáxias NGC 7317.
Fatos para Quinteto de Stephan:
Crédito X-ray (NASA / CXC / CfA / E.O 'Sullivan); Optical (Canada-France-Hawaii-Telescope/Coelum)
Escala Imagem  é de 6,3 minutos de arco
Categoria Grupos e aglomerados de galáxias
Coordenadas (J2000) RA 22h 36m 00.00s | dezembro 33 ° 59 '00.00 "
Constelação Pégaso
Data de Observação                             07/09/2000-08/17/2007
Tempo de observação                          31 horas
Obs.                                                      ID 789, 7924
Código de Cores Raios-X (Cyan); Optical (Vermelho, Amarelo, Azul, Branco)
Instrumento ACIS
Também conhecido como HCG 92
Estimar a distância Cerca de 280 milhões de anos luz (redshift z = 0,02)
Lançamento 9 de julho de 2009

L71 DEM: SUPERNOVA DE ORIGEM REVELADA

Crédito: X-ray: NASA / CXC / Rutgers / J.Hughes et al; Optical: Rutgers Fabry-Perot
Image Observatory da NASA Chandra de raios-X (painel esquerdo) do remanescente de supernova DEM L71 revela uma nuvem interna quente (agua) de ferro incandescente e silício rodeado por uma onda de choque externo. Esta onda de choque externo também é visível em comprimentos de onda ópticos (painel direito ). Os dados do Chandra mostram a observação de que a central de dez milhões de graus Celsius em nuvem é os restos de uma explosão de supernova, que destruiu uma estrela anã branca.
L71 DEM apresenta um exemplo clássico da estrutura de dupla-choque deverá desenvolver-se quando uma estrela explode e ejeta matéria em alta velocidade para o gás interestelar circundante. O material ejetado expansão conduzir uma onda de choque para fora em movimento que corre à frente do material ejetado para o gás interestelar (borda externa brilhante). A pressão por trás desta onda de choque dirige uma onda de choque que se move para dentro que aquece o material ejetado, visto como a nuvem de água.
A separação clara da questão chocado eo material ejetado aquecida na imagem Chandra permitiu aos astrónomos determinar a massa ea composição do material ejetado. A massa ejectado computadorizada foi encontrado para ser comparável à massa do sol. Este eo espectro de raios-X, que apresenta uma alta concentração de átomos de ferro em relação ao oxigênio e silício, provar que o material ejetado são os restos de uma explosão anã branca estrela. O tamanho e a temperatura do restante indicam que é alguns milhares de anos.
Astrônomos identificaram dois grandes tipos de supernovas: Tipo II, em que uma estrela maciça explode e tipo Ia, em que uma estrela anã branca explode porque tem puxado muito material de uma estrela companheira perto para si mesmo. Se a massa da anã branca torna-se maior do que cerca de 1,4 vezes a massa do Sol, torna-se instável e é explodido em uma explosão termonuclear. Este foi o caso na L71 DEM.
Um dos principais objetivos do estudo de restos de supernova é determinar o tipo de explosão de supernova. A identificação de L71 DEM como o remanescente de uma estrela anã branca explodiu, ou supernova Tipo Ia, representa um grande passo em frente na compreensão mais sobre as maneiras pelas quais as estrelas explodem.
Fatos para L71 DEM:
Crédito:                                                                      X-ray: NASA / CXC / Rutgers /J.Hughesetal;Optical: Rutgers Fabry-Perot
Escala Imagem é de                                                   1,7 minutos de arco de cada lado
Categoria Supernovas e remanescentes de supernovas
Coordenadas (J2000) RA 05h 05m 41.70s | dezembro -67 ° 52 '38.00 "
Constelação Dourado
Datas de Observação                                                04 de janeiro de 2000
Tempo de observação 10 horas
Obs.                                                                           IDs 775
Código de Cores De raios-X: Energia (Red 0,3-0,7 keV, Verde 0,7-1,1 keV, Azul 1,1-4,2 keV); Optical: Intensidade
Instrumento ACIS
Também conhecido como SNR 0.505-67,9
Referências J. Hughes, et ai. "Ejecta ricos em ferro na Supernova Remnant L71 DEM" Astrophysical Journal, 582, L95, 2003 Jan 10.
Estimar a distância 160 mil anos-luz (distância a LMC)
Lançamento 12 março de 2003