PERSEUS CLUSTERS: CIENTISTAS ENCONTRAM ONDA GIGANTE QUE ROLAM ATRAVÉS DO CLUSTER GALÁTICO DE PERSEU

Combinando dados do Observatório Chandra de raios X da NASA com observações de rádio e simulações por computador, cientistas descobriram uma vasta onda de gás quente no aglomerado de galáxias de Perseu . Abrangendo cerca de 200.000 anos-luz , a onda é cerca de duas vezes o tamanho da Via Láctea galáxia.
Os pesquisadores acreditam que a onda se formou há bilhões de anos atrás, depois que um pequeno aglomerado de galáxias apascentou Perseus e fez com que seu vasto suprimento de gás flutuasse em um enorme volume de espaço.
Os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas ligadas à gravidade no universo de hoje. Cerca de 11 milhões de anos-luz em todo e localizado a cerca de 240 milhões de anos-luz de distância , o conjunto de galáxias Perseus é nomeado após sua constelação de host . Como todos os aglomerados de galáxias, a maior parte de sua matéria observável toma a forma de um gás penetrante com uma média de dezenas de milhões de graus - tão quente que só brilha em raio-X .
Os dados de Chandra revelaram uma variedade de estruturas neste gás, de bolhas vastas sopradas pelo buraco negro supermassive na galáxia central do conjunto, NGC 1275, a uma característica côncava enigmática conhecida como a "baía".
Para investigar a baía, os pesquisadores combinaram um total de 10,4 dias de dados de alta resolução de Chandra com 5,8 dias de observações de campo largo em energias entre 700 e 7000 elétrons volts . Esta imagem de raio X do gás quente (acima) no conjunto de galáxias de Perseus foi feita a partir dessas observações. Os pesquisadores então filtraram os dados de uma forma que iluminou o contraste das arestas, a fim de tornar os detalhes sutis mais óbvios. Um oval destaca a localização da onda enorme, centrada em torno de 7 horas, encontrada a rolar através do gás.
Em seguida, os pesquisadores compararam a imagem de Perseus aprimorada em relação a simulações computacionais de fusão de aglomerados de galáxias executados no supercomputador Pleiades, no Centro de Pesquisa Ames da NASA.

Simulação Perseus Crédito: John ZuHone / Harvard-Smithsonian Centro de Astrofísica.
Uma simulação pareceu explicar a formação da baía. Esta simulação é mostrada acima. Nele, o gás em um amontoado grande similar a Perseus se estabeleceu em dois componentes: uma região central "fria" com temperaturas em torno de 54 milhões de graus Fahrenheit (30 milhões de graus Celsius) e uma zona circundante onde o gás é três vezes mais quente. Então um pequeno aglomerado de galáxias contendo cerca de mil vezes a massa da Via Láctea contorna o aglomerado maior, perdendo seu centro em cerca de 650.000 anos-luz.
O flyby cria um distúrbio gravitacional que agita o gás como creme agitado no café, criando uma espiral em expansão de gás frio. Depois de cerca de 2,5 bilhões de anos, quando o gás subiu quase 500.000 anos-luz do centro, vastas ondas formam e rolam em sua periferia por centenas de milhões de anos antes de se dissipar.
Estas ondas são versões gigantes de ondas Kelvin-Helmholtz, que aparecem sempre que há uma diferença de velocidade através da interface de dois fluidos, como o vento soprando sobre a água. Eles podem ser encontrados no oceano, em formações de nuvens na Terra e outros planetas, no plasma perto da Terra, e até mesmo no sol.

OBSERVATÓRIOS DO MUNDO SE UNEM PARA ABRIR A NEBULOSA DO CARANGUEJO

Uma nova imagem com vários comprimentos de onda da Nebulosa do Caranguejo com dados de ondas de rádio para raios-X foi liberada. Esta imagem contem dados de Chandra (roxo), de VLA (vermelho), de Spitzer (amarelo), de Hubble (verde), e de XMM-Newton (azul).
A supernova do caranguejo foi observada em 1054 AD e seu remanescente transformou-se um dos objetos os mais famosos no céu. Os raios X de Chandra revelam a estrutura eo comportamento das partículas de alta energia que vomitam do pulsar central do Caranguejo.
Os astrônomos produziram uma imagem altamente detalhada da Nebulosa do Caranguejo, combinando dados de telescópios que abrangem quase toda a amplitude do espectro eletromagnético , desde ondas de rádio vistas pelo Karl G. Jansky Very Large Array (VLA) até o poderoso brilho de raios-X Como visto pelo observatório de raios X de Chandra em órbita . E, no meio, a visão nítida da luz visível do Telescópio Espacial Hubble ea perspectiva infravermelha do Telescópio Espacial Spitzer.
A nebulosa do caranguejo, o resultado de uma explosão brilhante da supernova vista por chineses e por outros astrónomos no ano 1054 , é 6.500 anos luz da terra. Em seu centro está uma estrela super-densa de nêutrons , girando uma vez a cada 33 milissegundos, disparando girando feixes de faróis de ondas de rádio para os comprimentos de onda de raios gama - um pulsar. A forma intrincada da nebulosa é causada por uma interação complexa do pulsar , um vento de movimento rápido das partículas que vêm do pulsar, eo material ejetado original pela explosão da supernova e pela estrela própria antes da explosão.
Esta imagem combina dados de cinco telescópios diferentes: O VLA (rádio) no vermelho; Telescópio Espacial Spitzer (infravermelho) em amarelo; Telescópio espacial de Hubble (visível) no verde; XMM-Newton (ultravioleta) em azul; E Chandra X-ray Observatory (raio X) em roxo.
As novas observações de VLA, Hubble e Chandra foram feitas em grande parte na mesma época, em novembro de 2012. Chandra tem observado a Nebulosa do Caranguejo desde pouco depois que o telescópio foi lançado no espaço em 1999 e repetidamente o fez nos anos que se seguiram. Os dados de raios-X revelam a distribuição eo comportamento das partículas de alta energia que vomitam do pulsar no centro do caranguejo, o que fornece pistas importantes para o funcionamento deste poderoso gerador cósmico que produz energia a uma taxa de 1.000 sóis.

MEDIÇÕES DE MATÉRIA ESCURA SÃO OBSERVADAS EM ABELL 262, ABELL 383, ABELL1413,E ABELL 2390

Um estudo novo das observações de Chandra de 13 conjuntos da galáxia testou as propriedades da matéria escura.A matéria escura é uma substância misteriosa e invisível que constitui a maioria da matéria no Universo.

Os resultados mais recentes sugerem que a matéria escura pode ter propriedades ondulatórias devido à mecânica quântica.O modelo que foi testado com dados Chandra é conhecido como matéria escura "fuzzy".

Os astrônomos usaram dados do Observatório Chandra de raios-X da NASA para estudar as propriedades da matéria escura , a substância misteriosa e invisível que compõe a maioria da matéria no universo. O estudo, que envolve 13 aglomerados de galáxias , explora a possibilidade de que a matéria escura pode ser mais "fuzzy" do que "fria", talvez até aumentando a complexidade que envolve esse enigma cósmico.

Durante várias décadas, os astrónomos conhecem a matéria escura . Embora não possa ser observada diretamente, a matéria escura interage através da gravidade com a matéria normal, radiante (isto é, qualquer coisa feita de prótons, nêutrons e elétrons empacotados em átomos). Capitalizando essa interação, os astrônomos estudaram os efeitos da matéria escura usando uma variedade de técnicas, incluindo observações do movimento de estrelas em galáxias, o movimento de galáxias em galáxias e a distribuição de raios-X que emitem gás quente em aglomerados de galáxias . A matéria escura também deixou uma marca na radiação deixada do Big Bang há 13,8 bilhões de anos.

No entanto, os astrônomos têm lutado durante décadas para entender as propriedades detalhadas da matéria escura. Em outras palavras, eles gostariam de saber como a matéria escura se comporta em todos os ambientes e, em última instância, do que é feito.

O modelo mais popular assume que a matéria escura é uma partícula mais massiva do que um próton que é "frio", o que significa que ele se move a velocidades muito menores do que a velocidade da luz. Este modelo tem sido bem sucedido em explicar a estrutura do universo em escalas muito grandes, muito maiores que as galáxias, mas tem problemas em explicar como a matéria é distribuída nas escalas menores das galáxias.

Por exemplo, o modelo da matéria escura fria prevê que a densidade da matéria escura no centro das galáxias é muito maior do que nas regiões circunvizinhas próximas ao centro. Como a matéria normal é atraída pela matéria escura, ela também deve ter um forte pico de densidade no centro das galáxias. No entanto, os astrônomos observam que a densidade da matéria escura e normal no centro das galáxias é muito mais uniformemente espalhada. Outra questão com o modelo de matéria escura fria é que ele prevê um número muito maior de galáxias pequenas orbitando em torno de galáxias como a Via Láctea do que os astrônomos realmente vêem.

Para resolver esses problemas com o modelo de matéria escura fria, os astrônomos vêm modelos alternativos onde a matéria escura tem propriedades muito diferentes. Um desses modelos aproveita o princípio da mecânica quântica de que cada partícula subatômica tem uma onda associada a ela. Se a partícula da matéria escura tiver uma massa extremamente pequena, cerca de dez mil trilhões de trilhões de vezes menor do que a massa de um elétron, seu comprimento de onda correspondente será de cerca de 3.000 anos-luz . Esta distância de um pico da onda para outro é de cerca de um oitavo da distância entre a Terra e o centro da Via Láctea. Em contraste, o comprimento de onda mais longo da luz, uma onda de rádio, é apenas alguns quilômetros de comprimento.

Ondas de diferentes partículas nessas grandes escalas podem se sobrepor e interferir umas com as outras como ondas em um lago, agindo como um sistema quântico em escalas galácticas em vez de atômicas.

O grande comprimento de onda da onda das partículas significa que a densidade da matéria escura no centro das galáxias não pode ser fortemente atingida. Portanto, para um observador fora de uma galáxia, essas partículas pareceriam fuzzy se pudessem ser detectadas diretamente, de modo que este modelo foi chamado de "matéria escura fuzzy". Porque a matéria normal é atraída pela matéria escura, ela também se espalhará por grandes escalas. Isto explicaria naturalmente a falta de um pico forte na densidade da matéria no centro das galáxias.

Este modelo simples foi bem sucedido em explicar a quantidade ea posição da matéria escura em galáxias pequenas. Para galáxias maiores, um modelo mais complicado de matéria escura difusa tem sido necessário. Neste modelo, concentrações maciças de matéria escura podem levar a múltiplos estados quânticos (chamados "estados excitados"), nos quais as partículas de matéria escura podem ter diferentes quantidades de energia, semelhante a um átomo com elétrons em órbitas de energia mais alta. Esses estados excitados mudam a forma como a densidade da matéria escura varia com a distância do centro do aglomerado de galáxias.

Em um novo estudo, uma equipe de cientistas usou as observações de Chandra do gás quente em 13 galáxias para ver se o modelo de matéria escura fuzzy funciona em escalas maiores que a das galáxias. Eles usaram os dados de Chandra para estimar a quantidade de matéria escura em cada cluster e como a densidade dessa matéria varia com a distância do centro do aglomerado de galáxias.

O gráfico mostra quatro dos 13 aglomerados de galáxias utilizados no estudo. Os clusters são, começando no canto superior esquerdo e indo no sentido horário, Abell 262, Abell 383, Abell 1413 e Abell 2390. Em cada uma dessas imagens, os dados de raios-X de Chandra são rosa, enquanto os dados ópticos são vermelho, verde e azul.

Como com os estudos de galáxias, o modelo mais simples de matéria escura fuzzy - onde todas as partículas têm a menor energia possível - não concordou com os dados. No entanto, eles descobriram que o modelo em que as partículas tinham diferentes quantidades de energia - os "estados excitados" - concordavam com os dados, de fato, o modelo de matéria escura fuzzy pode igualar as observações destes 13 aglomerados de galáxias tão bem ou Ainda melhor do que um modelo baseado na matéria escura fria.

Este resultado mostra que o modelo de matéria escura fuzzy pode ser uma alternativa viável à matéria escura fria, mas é necessário mais trabalho para testar esta possibilidade. Um efeito importante dos estados excitados é dar ondulações, ou oscilações, na densidade da matéria escura em função da distância do centro do aglomerado. Isto produziria ondulações na densidade da matéria normal. A magnitude esperada dessas ondulações é menor do que as incertezas atuais nos dados. Um estudo mais detalhado é necessário para testar esta previsão do modelo.

Um documento descrevendo esses resultados foi recentemente aceito para publicação no Monthly Notices da Royal Astronomical Society e está disponível on-line . Os autores são Tula Bernal (Instituto Politécnico Nacional, Cidade do México), Victor Robles (Universidade da Califórnia, Irvine) e Tonatiuh Matos (Instituto Politécnico Nacional).

ENCONTRADO O MENOR EXOPLANETA JÁ OBSERVADO ATRAVÉS DE TELESCÓPIOS

Astrônomos descobriram o menor planeta fora do Sistema Solar através de observações feitas por um telescópio na Terra: um gigante de gás metano, parecido com um jovem Júpiter!
O planeta extrassolar recém descoberto, chamado 51 Eridani b, orbita uma estrela a cerca de 96 anos-luz da Terra em um sistema planetário que pode ser muito parecido com o nosso Sistema Solar. A descoberta pode lançar luz sobre como ocorreu a formação do nosso Sistema Solar, segundo os cientistas.
Ao longo dos últimos 20 anos, os astrônomos confirmaram a existência de cerca de 2.000 planetas que orbitam outras estrelas. Muitos desses mundos são completamente diferentes de tudo que temos aqui no Sistema Solar. Como exemplo, os chamados "Júpiteres Quentes" são gigantes gasosos que orbitam suas estrelas hospedeiras a uma distância menor do que Mercúrio orbita o Sol.
A maioria dos exoplanetas são descobertos através de métodos indiretos, como nos chamados "trânsitos planetários", quando um planeta passa na frente do disco de sua estrela, e nossos instrumentos de medições registram uma tênue perda de luz dessas estrelas... no entanto, esse novo exoplaneta foi descoberto através do Gemini Planet Imager, instrumento instalado no Telescópio Gemini no sul do Chile, que detecta exoplanetas de maneira direta, ao observar a luz de suas estrelas refletidas em seus planetas.

O menor exoplaneta já fotografado
A luz dos Exoplanetas são muito fracas em comparação comas estrelas, e é por isso que os exoplanetas diretamente detectados até agora eram muito grandes, sendo pelo menos 5 vezes maior do que Júpiter. Porém, o Imageador de Planetas Gemini consegue captar esse brilho tênue dos planetas próximos de suas estrelas... algo realmente incrível!
O gerador de imagens, que tem o tamanho aproximado de um carro, está instalado no topo do Telescópio Gemini de 8 metros. É basicamente um sistema de espelhos deformáveis conhecidos como "ótica adaptativa", para melhorar imagens de estrelas, que em seguida, mascara sua luz. Qualquer luz recebida além da luz da estrela, é analisada, e com sorte, essa luz ínfima será um novo exoplaneta.

Comparação de tamanhos entre 51 Eridani b, Júpiter e Terra.Créditos: SETI / Space
Os cientistas focaram na estrela 51 Eridani, uma estrela anã com cerca de 1,5 vezes a massa e o diâmetro do Sol, localizada a cerca de 96 anos-luz de distância da Terra, na constelação de Eridanus. Essa estrela, também conhecida como 51 Eri, é muito jovem, e tem apenas 20 milhões de anos de idade... o que pode ser considerada recém nascida se comparada com o nosso Sol, que tem 4,6 bilhões de anos. Para se ter uma ideia, essa estrela só passou a existir cerca de 40 milhões de anos após a extinção dos dinossauros!
51 Eri é apenas uma das 600 estrelas jovens dentro de uma distância de até 300 anos-luz da Terra que o Imageador de Planetas Gemini está programado para analisar nos próximos três anos, o que representa uma grande chance para entendermos com mais clareza quais foram os primeiros passos no desenvolvimento do nosso próprio Sistema Solar.
O planeta 51 Eridani b, ou 51 Eri b, é mais de 1 milhão de vezes menos brilhante do que sua estrela, e ainda abriga o calor de sua criação. Esse exopaneta orbita sua estrela a uma distância de 13 UA (1 Unidade Astronômica é igual a distância média entre a Terra e o Sol), o que seria equivalente a um ponto entre Saturno e Urano até o Sol. O que torna essa descoberta aind amais empolgante é que o exoplaneta 51 Eri b foi descoberto após um mês de operações do Imageador de Planetas Gemini, que iniciou suas operações em 2014. 51 Eri b também é o primeiro planeta a ser descoberto por tal equipamento.
As imagens feitas diretamente não são apenas meras fotografias, pois os comprimentos de onda de luz de um planeta podem revelar uma variedade de segredos, tais como a sua composição química. Os pesquisadores descobriram que a atmosfera de 51 Eri b é dominada por metano, muito parecido com Júpiter.
Os astrônomos acreditam que os planetas gigantes gasosos do Sistema Solar surgiram a partir de núcleos rochosos crescentes, e em seguida, puxaram enormes quantidades de hidrogênio e outros gases para criar uma grande atmosfera. No entanto, os gigantes gasosos que foram fotografados diretamente até agora, têm cerca de 650°C, que é muito diferente se comparados com Júpiter, com cerca de -145°C. Esse calor sugere que esse gigante de gás se formaram muito mais rapidamente do que os gigantes de gás do nosso Sistema Solar, com seus ingredientes se atraindo gravitacionalmente e entrando em colapso rapidamente para torná-los extremamente quentes.
Por sua vez, o exoplaneta 51 Eridani b é relativamente diferente dos outros, com temperatura de aproximadamente 430°C. Apesar de ser quente o suficiente para derreter chumbo, é frio o suficiente para ser consistente com o mecanismo de formação conhecido, disseram os pesquisadores.
Os pesquisadores disseram que em breve deverão acontecer novas observações de 51 Eri b, assim que ele emergir de trás do Sol, a fim de traçar a orbita exata do planeta. "Se ele tiver uma órbita relativamente circular, assim como a de Júpiter, será muito empolgante... e se sua órbita for excêntrica, fazendo com que ele se aproxime e se distancie drasticamente de sua estrela, será uma descoberta ainda mais surpreendente", disseram os pesquisadores.
Fonte: Science Mag / Space
Imagens: (capa-ilustração/SETI) / SETI / Space / J. Rameau / C. Marois / Gemini

MICRO LENTE GRAVITACIONAL REVELA UM PLANETA DE GELO A 13.000 ANOS LUZ DE DISTÂNCIA

Microlente Gravitacional - Terra de Gelo Esse exoplaneta tem massa igual a da Terra, e também orbita sua estrela na mesma distância!
O observatório espacial Kepler, da NASA, é um dos maiores responsáveis por descobertas de planetas que estão fora do nosso Sistema Solar (planetas que orbitam outras estrelas). Mas além do Kepler, existem exoplanetas que só estão ao alcance de um outro observatório experimental, como é o caso de OGLE-2016-BLG-1195Lb -  uma "Terra de Gelo" que orbita sua estrela na mesma distãncia que o nosso planeta orbita o Sol, e está a mais de 13.000 anos-luz de distância.
OGLE é o acrônimo de Optical Gravitational Lensing Experiment, um telescópio terrestre no deserto de Atacama, desenvolvido pela Universidade de Varsóvia, da Polônia, dedicado a encontrar e acompanhar eventos através do método de microlente gravitacional, um fenômeno de lente gravitacional que ocorre em pequenas escalas que chegam até a tamanhos planetários.

Ilustração do efeito de microlente gravitacional.Créditos: Encyclopaedia Britannica / divulgação   Edição: Richard Cardial
Para entender o fenômeno de lente gravitacional, você pode acessar uma matéria publicada aqui em nosso site, onde falamos sobre uma supernova que só pôde ser vista por conta do efeito gravitacional de um buraco negro... Já o efeito de microlente gravitacional ocorre da mesma forma, porém, numa escala muito menor, quando uma estrela passa exatamente na frente de outa estrela mais distante (de acordo com o nosso ponto de vista).
Para criar o efeito, a massa da estrela mais próxima distorce a luz da estrela mais distante, que parece brilhar mais forte ao longo de horas, dias, ou até semanas. Mas como esse fenômeno depende de um alinhamento perfeito, a melhor forma de capturá-lo é monitorar uma enorme área do céu, noite após noite. O OGLE monitora o brilho de centenas de milhões de estrelas da região central da Via Láctea e também nas Nuvens de Magalhães.
Apesar da missão principal do OGLE ser desvendar a natureza da matéria escura, os eventos de microlentes também podem revelar a presença de planetas, pois se a estrela mais próxima tiver um planeta que a orbita, cria-se um brilho secundário na estrela distante. Enquanto Kepler é mais adequado para encontrar planetas que orbitam suas estrelas numa maior proximidade, OGLE é mais adequado para encontrar planetas mais distantes de suas estrelas.
O exoplaneta OGLE-2016-BLG-1195Lb
No final de junho de 2016, o OGLE detectou o brilho de um evento de microlente gravitacional, e enviou um alerta solicitando vários outros observatórios a observá-lo simultaneamente. Tanto a Rede Coreana de Telescópio de Microlentes Gravitacionais (KMTNet) quanto o telescópio espacial Spitzer da NASA, começaram a monitorar o evento ao longo de um mês. Na época, os astrônomos não sabiam sobre a presença de um planeta. Foi somente ao analisar os dados que os cientistas viram sua assinatura.
OGLE só pode medir a proporção da massa da estrela para com a massa de seu planeta. Foram os dados adicionais de KMTNet e Spitzer que criaram uma espécie de visão estereoscópica, permitindo aos astrônomos calcular a massa de objetos individuais no sistema.
O planeta recém-descoberto não tem apenas a mesma massa da Terra, mas também orbita sua estrela na mesma distância que a Terra orbita o Sol. Mas mesmo assim, apesar das coincidências, o planeta OGLE-2016-BLG-1195Lb está muito além da zona habitável de sua estrela, e é provável que ele seja uma bola de gelo permanente. Se você é do tipo de pessoas que adora inverno, neve e montanhas brancas, provavelmente iria adorar a paisagem desse planeta.

Ilustração artística do exoplaneta OGLE-2016-BLG-1195Lb - uma Terra de Gelo.
Ele foi descoberto quando sua estrela mãe produziu o efeito de microlente gravitacional numa estrela mais distante.Créditos; NASA / JPL-Caltech
A estrela OGLE-2016-BLG-1195L, tem apenas 7,8% da massa do nosso Sol, ou pouco menos de 100 vezes a massa de Júpiter, que o coloca na área cinzenta entre estrelas anãs vermelhas e anãs marrons, que são pequenas demais para fundir hidrogênio. Isso significa que esse exoplaneta descoberto, além de ser extremamente frio, também é muito pouco iluminado...
Dado que as anãs vermelhas são o tipo mais comum de estrela na Galáxia, quanto mais podemos aprender sobre sua probabilidade de hospedar planetas, melhor entenderemos a formação de planetas. Ainda não temos uma ideia muito boa de como o ambiente de uma estrela (presença de companheiro binário, densidade de estrelas próximas, radiação intensa de vizinhos estelares) pode afetar sua capacidade de hospedar um sistema planetário.
Projetos como o OGLE, que focam em observações de ambientes densos, como a região central da Via Láctea, podem ajudar a esclarecer se a frequência de planetas no disco da Via Láctea é diferente da frequência na região central. Um estudo recente com 20 exoplanetas descobertos por OGLE sugere que os planetas são menos abundantes na região central, mas essa ainda não é uma resposta definitiva. Novas descobertas com certeza irão ajudar a entendermos cada vez mais quando, onde e como os planetas surgem com mais frequência...
Imagens: (capa-ilustração/NASA) / Encyclopaedia Britannica / divulgação / Richard Cardial / NASA / JPL-Caltech

FONTE MAIS DISTANTE DE RAIO X JÁ DESCOBERTA VIRA UM GRANDE MISTÉRIO

O que teria causado tamanho brilho? Seria um evento novo, nunca presenciado antes?
Os astrônomos buscam por fontes de raio-x no Universo a mais de sessenta anos, e ela pode ser vista em estrelas, nuvens de gás, eventos destrutivos... e tudo ficou um pouco mais fácil após a implantação de telescópios espaciais dedicados a observações como essa, como é o exemplo do Observatório Chandra.
Desde seu lançamento, em 23 de julho de 1999, Chandra tem sido o instrumento principal da NASA no quesito raios-X. Mas no dia 30 de março de 2017, Chandra conseguiu chamar ainda mais a atenção dos astrônomos.
Usando seu conjunto de instrumentos avançados, o observatório capturou um brilho misterioso vindo do espaço profundo. Esse brilho viria a ser a fonte de raio-X mais distante já observada, e além disso, algo inteiramente novo.

CDF-S: a fonte mais distante de raios-X já observada.
Créditos: NASA / Chandra / Harvard
Localizada na região do céu conhecida como Chandra Deep Field-South (CDF-S), esta fonte de emissão de raios-X parece ter vindo de uma pequena galáxia localizada a cerca de 10,7 bilhões de anos-luz da Terra. Ela também tinha algumas propriedades notáveis, como o fato de produzir (em questão de segundos) mais energia do que todas as estrelas de uma galáxia.
Em 2014, uma equipe de pesquisadores da Universidade Penn State, da PUC chilena, já havia detectado a tal fonte, porém, não através de raios-X. Mas ainda assim, ela chamou a atenção da equipe, pois durante uma erupção tornou-se cerca de 1.000 vezes mais brilhante em questão de horas. A partir daí, os pesquisadores começaram a coletar dados usando o espectrômetro avançado do Observatório Chandra.
Após ter sido detectada durante um brilho intenso, a fonte de raios-X ficou fraca e desapareceu, mas os astrônomos tiveram tempo suficiente para registrar informações com os telescópios espaciais Hubble e Spitzer. Agora, milhares de dados serão analisados para que se possa determinar a localização exata, mas já é possível perceber que trata-se da fonte de raios-X mais distante já detectada até agora! Por outro lado, não se sabe o que teria causado imenso brilho e emissão de energia.

Ilustração artística do telescópio espacial Chandra - o observatório de raios-X mais sensível atualmente Créditos: NASA / CXC / NGST
A misteriosa fonte de raios-X poderia ser o resultado de algum tipo de evento destrutivo, ou algo que os cientistas nunca viram antes. E o mais estranho é que tais explosões de raios-X normalmente são seguidas por explosões de raios-gama, o que parece estar faltando nesse caso.
Até o momento, foram sugeridas três possíveis explicações para a estranha origem desse fenômeno: na primeira, a fonte de raios-X (chamada CDF-S) é de fato o resultado de uma estrela em colapso ou em fusão, mas os jatos de raios-gama resultantes não estão apontados para a Terra; na segunda hipótese, o mesmo cenário é responsável pela fonte de raios-X, mas a explosão de raios-gama está além da pequena galáxia; e a terceira explicação possível seria de que o evento teria sido causado por um buraco negro de tamanho médio durante a destruição de uma estrela anã branca.
Como funciona um rádio telescópio?
Durante os 17 anos de funcionamento do Observatório Espacial Chandra, os astrônomos nunca haviam visto algo parecido. Uma fonte de raios-X como essa jamais foi observada por qualquer outro observatório, em nenhum lugar do Universo. Além disso, esse fenômeno ocorreu de forma mais rápida e numa galáxia menor do que outros eventos inexplicáveis observados anteriormente.
No fim das contas, a explicação mais plausível (porém não 100% confiável) é de que o evento foi provavelmente o resultado de algo cataclísmico, como uma estrela de nêutrons ou uma anã branca sendo despedaçada. Mas o fato dos dados não baterem com essa ou com qualquer outra explicação, faz parecer que os astrônomos testemunharam um tipo totalmente novo de evento cataclísmico.
Tanto o Chandra quanto outros observatório que operam no raio-X, como o XMM-Newton da ESA e o Swift Gamma-Ray Burst da NASA, farão novas buscas para encontrar outros exemplos de eventos parecidos. Nos resta torcer para que o improvável aconteça novamente...
Imagens: (capa-NASA/divulgação) / NASA / Chandra / Harvard / CXC / NGST

ESO OBSERVA ATRAVÉS DO VÉU DE POEIRA DA PEQUENA NUVEM DE MAGALHÃES

A Pequena Nuvem de Magalhães é uma galáxia proeminente que pode ser vista a olho nu no céu austral. No entanto, os telescópios que operam no visível não conseguem obter uma visão clara desta galáxia, devido às nuvens de poeira interestelar que a obscurecem. 
As capacidades infravermelhas do VISTA permitiram aos astrônomos observar a miríade de estrelas nesta nossa galáxia vizinha com muito mais nitidez do que conseguido até hoje. O resultado é esta imagem recorde a maior imagem infravermelha já obtida da Pequena Nuvem de Magalhães repleta de milhões de estrelas.
A Pequena Nuvem de Magalhães é uma galáxia anã, a irmã menor da Grande Nuvem de Magalhães. Tratam-se de duas das nossas galáxias vizinhas mais próximas — a Pequena Nuvem de Magalhães situa-se a cerca de 200 000 anos-luz de distância, apenas 1/12 da distância a que se encontra de nós a mais famosa Galáxia de Andromeda. No entanto, ambas as galáxias anãs apresentam formas peculiares, resultado de interações uma com a outra e com a própria Via Láctea.
A sua relativa proximidade à Terra faz com que as Nuvens de Magalhães sejam candidatas ideais para estudar a formação e evolução estelar. No entanto, apesar de se saber que a distribuição e história de formação estelar nestas galáxias anãs é complexa, um dos maiores obstáculos para se obter observações claras da formação estelar é a poeira interestelar. Nuvens enormes destes grãos minúsculos dispersam e absorvem parte da radiação emitida pelas estrelas  especialmente no visível limitando assim o que pode ser observado pelos telescópios à superfície da Terra. É a chamada extinção interestelar.
A Pequena Nuvem de Magalhães está repleta de poeira e por isso a radiação visível emitida pelas suas estrelas sofre uma extinção significativa. Felizmente, nem toda a radiação electromagnética é afetada da mesma maneira pela poeira. A radiação infravermelha passa através da poeira interestelar muito mais facilmente que a visível, por isso ao observarmos no infravermelho podemos aprender como é que as novas estrelas se formam nas nuvens de gás e poeira.
O telescópio VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope) foi concebido para observar a radiação infravermelha. O Rastreio VISTA das Nuvens de Magalhães (VMC, sigla do inglês para VISTA Survey of the Magellanic Clouds) foca-se no mapeamento da história de formação estelar da Pequena e Grande Nuvens de Magalhães, mapeando também as suas estruturas tridimensionais. Foram obtidas imagens infravermelhas de milhões de estrelas da Pequena Nuvem de Magalhães graças a este rastreio, o que nos fornece uma visão sem precedentes desta galáxia quase sem os efeitos da extinção interestelar.
Toda a imagem se encontra repleta de estrelas que pertencem à Pequena Nuvem de Magalhães e inclui também galáxias de fundo e vários aglomerados de estrelas brilhantes, como 47 Tucanae que se encontra à direita na imagem e se situa muito mais perto da Terra do que a Pequena Nuvem de Magalhães. Um zoom da imagem mostra-nos esta galáxia como nunca observada antes!
A grande quantidade de nova informação contida nesta imagem de 1,6 gigapixels (43 223 x 38 236 pixels) foi analisada por uma equipe internacional liderada por Stefano Rubele da Universidade de Pádua, na Itália. A equipe utilizou modelos estelares de vanguarda para obter alguns resultados surpreendentes.
O rastreio mostrou que a maioria das estrelas na Pequena Nuvem de Magalhães se formaram muito mais recentemente do que as das suas galáxias vizinhas maiores. Este resultado preliminar do rastreio é apenas o aperitivo de novas descobertas que certamente surgirão, já que o rastreio continua a preencher “buracos vazios” nos nossos mapas das Nuvens de Magalhães.

NOVAS OBSERVAÇÕES DO VLT ESTABELECEM A LINHA CRONOLÓGICA DA REIONIZAÇÃO

Cientistas utilizaram o Very Large Telescope do ESO para sondar o Universo primordial a diferentes idades à medida que este se ia tornando transparente à radiação ultravioleta. Esta breve porém dramática fase da história cósmica - conhecida como reionização -ocorreu há cerca de 13 bilhões de anos. 
Ao estudar detalhadamente as galáxias mais distantes já encontradas, a equipe conseguiu determinar pela primeira vez a linha cronológica da reonização. A equipa demonstrou também que esta fase deve ter ocorrido mais depressa do que os astrônomos pensavam anteriormente.
Uma equipe internacional de astrônomos utilizou o VLT como uma máquina do tempo e observou no Universo primordial várias das galáxias mais distantes já detectadas. A equipe conseguiu medir distâncias de forma precisa e descobriu que estamos vendo estas galáxias tal como eram entre 780 milhões a 1 bilhão de anos depois do Big Bang .
As novas observações permitiram aos astrônomos estabelecer pela primeira vez uma linha cronológica para o que é conhecido como a Era da Reionização. Durante esta fase o nevoeiro de hidrogênio gasoso estava a desaparecer, permitindo que a radiação ultravioleta atravessasse o Universo pela primeira vez sem ser impedida.
Os novos resultados que serão publicados na revista especializada Astrophysical Journal resultaram de uma procura longa e sistemática de galáxias distantes que a equipe executou ao longo dos últimos três anos.
“Os arqueólogos conseguem reconstruir uma linha cronológica do passado a partir dos artefatos que encontram em diferentes camadas no solo. Os astrônomos podem fazer melhor: podem olhar diretamente para o passado distante e observar a radiação tênue de diferentes galáxias em diferentes estados da evolução cósmica,” explica Adriano Fontana, do Observatório Astronômico de Roma, INAF, que liderou este projeto. “As diferenças entre as galáxias informam-nos sobre as condições do Universo em plena transformação durante este importante período de tempo e da rapidez com que estas mudanças ocorriam.”
Os diferentes elementos químicos brilham de modo intenso para determinadas cores. Estes picos de brilho são as chamadas linhas de emissão. Uma das mais intensas linhas de emissão no ultravioleta é a linha de Lyman-alfa, emitida pelo hidrogênio. É brilhante e facilmente reconhecível, de modo que pode ser facilmente detectada mesmo em observações de galáxias muito tênues e distantes.
Ao encontrar a linha de Lyman-alfa em cinco galáxias longínquas a equipe conseguiu descobrir dois facos muito importantes: primeiro, ao observar de quanto é que a linha estava deslocada para o vermelho no espectro, a equipe pôde determinar a distância às galáxias e consequentemente quão próximo depois do Big Bang estavam a ser observadas . Este fato levou-os a colocar as galáxias por ordem, criando assim uma linha cronológica que mostra como é que a luz das galáxias evoluiu no tempo. Segundo, conseguiram determinar até que ponto a emissão de Lyman-alfa - vinda do hidrogênio brilhante que se encontra no interior das galáxias - é reabsorvida pelo nevoeiro de hidrogênio neutro no espaço intergalático em diferentes alturas no tempo.
“Observamos uma enorme diferença na quantidade de radiação ultravioleta que é reabsorvida entre as mais antigas e as mais recentes galáxias da nossa amostra,” diz a autora principal do artigo científico Laura Pentericci, do Observatório Astronómico de Roma, INAF. “Quando o Universo tinha apenas 780 milhões de anos o hidrogênio neutro era muito abundante, enchendo cerca de 10 a 50% de todo o volume do Universo. Mas apenas 200 milhões de anos mais tarde a quantidade de hidrogênio neutro tinha já diminuído para um nível muito baixo, semelhante ao que observamos hoje. Pensamos por isso que a reionização se deve ter dado muito mais rapidamente do que os astrônomos pensavam.”
Além de sondar a taxa à qual o nevoeiro primordial desapareceu, as observações da equipe sugerem também a fonte provável de radiação ultravioleta, a qual forneceu a energia necessária à ocorrência da reionização. Existem várias teorias que competem entre si sobre a origem desta radiação - duas das principais referem a primeira geração de estrelas no Universo e a intensa radiação emitida pela matéria que cai em buracos negros.
“A análise detalhada da radiação tênue emitida pelas duas galáxias mais distantes que encontramos sugere que a primeira geração de estrelas pode ter contribuído para a energia libertada observada,” diz Eros Vanzella do INAF Observatório de Trieste, um membro da equipe de investigação. “Seriam estrelas muito jovens e de grande massa, cerca de cinco mil vezes mais jovens e com cem vezes mais massa do que o Sol. Estas estrelas teriam sido capazes de dissipar o nevoeiro primordial, tornando-o transparente.”
São necessárias medições muito precisas para confirmar ou excluir esta hipótese e mostrar que as estrelas podem produzir esta energia. Para isso precisamos de observações feitas a partir do espaço, ou então do European Extremely Large Telescope planejado pelo ESO, que será o maior olho no céu do mundo, quando estiver operacional no início da próxima década.
Estudar este período precoce da história cósmica é tecnicamente desafiante porque são necessárias observações muito precisas de galáxias extremamente distantes e pouco luminosas, uma tarefa que apenas pode ser levada a cabo pelos telescópios mais potentes. Para este estudo a equipe utilizou o enorme poder coletor dos espelhos de 8.2 metros do VLT para fazer observações espectroscópicas, tendo como alvo galáxias inicialmente identificadas pelo Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA e observadas em imagens profundas do VLT.

VLT OBSERVA NUVEM PRIMORDIAL DE HIDROGÊNIO ALIMENTADA POR ENERGIA VINDA DE SEU INTERIOR

 
Observações obtidas com o Very Large Telescope do ESO permitiram descobrir a fonte de energia de uma enorme nuvem de gás brilhante no Universo primordial. As observações mostram pela primeira vez que esta “bolha Lyman-alfa” gigante - um dos maiores objetos individuais conhecidos obtém a sua energia de galáxias presentes no seu interior.
Uma equipe de astrônomos utilizou o Very Large Telescope do ESO (VLT) para estudar um objeto bastante invulgar chamado bolha Lyman-alfa. Estas estruturas enormes e muito luminosas são geralmente observadas em regiões do Universo primitivo, onde a matéria se concentra. A equipa descobriu que a radiação emitida por uma destas bolhas é polarizada.
A luz polarizada é, por exemplo, utilizada no dia-a-dia para criar efeitos 3D no cinema . Esta é a primeira vez que se encontra polarização numa bolha Lyman-alfa, fazendo com que esta observação ajude a compreender por que é que estas bolhas brilham.
“Mostramos pela primeira vez que o brilho destes enigmáticos objetos vem de radiação dispersada, emitida por galáxias brilhantes escondidas no seu interior, em vez de ser o gás espalhado por toda a nuvem que está a brilhar,” explica Matthew Hayes (Universidade de Toulouse, França), autor principal do artigo científico que apresenta estes resultados.
As bolhas Lyman-alfa são alguns dos maiores objetos existentes no Universo: nuvens gigantes de hidrogênio gasoso que podem atingir diâmetros de algumas centenas de milhares de anos-luz (algumas vezes maiores que a Via Láctea) e que são tão energéticas como as galáxias mais brilhantes. São encontradas, tipicamente, a grandes distâncias, por isso vemo-las tal como eram quando o Universo tinha apenas alguns bilhões de anos de idade. São por isso objetos importantes para o estudo da formação e evolução de galáxias quando o Universo era jovem. Mas a fonte de energia da sua luminosidade extrema, assim como a precisa natureza das bolhas, tem permanecido pouco clara.
A equipe estudou uma das primeiras bolhas a ser descoberta e também uma das mais brilhantes. Conhecida pelo nome de LAB-1, foi descoberta em 2000 e encontra-se tão distante que a sua radiação levou cerca de 11.5 bilhões de anos a chegar até nós. Com um diâmetro de cerca de 300 000 anos-luz, é também umas das maiores conhecidas. Possui várias galáxias primordiais no seu interior, incluindo uma galáxia ativa .
Existem várias teorias que pretendem explicar as bolhas Lyman-alfa. Uma delas supõe que estes objetos brilham quando gás frio é atraído pela gravidade elevada da bolha e consequentemente aquece. Outra supõe que o brilho destas bolhas deve-se a objetos brilhantes existentes no seu interior: galáxias com formação estelar elevada, ou que contêm buracos negros que se encontram a atrair matéria. Estas novas observações mostram que a fonte de energia da LAB-1 deve-se, de facto, a galáxias no seu interior ao invés de gás a ser atraído e aquecido.
A equipa testou as duas teorias fazendo medições para saber se a radiação emitida pela bolha se encontrava polarizada. Ao estudar qual a polarização da radiação, os astrônomos podem inferir sobre os processos físicos que lhe dão origem, ou saber o que lhe aconteceu entre a sua emissão e a sua chegada à Terra. Se for refletida ou dispersada torna-se polarizada e este efeito subtil pode ser detectado por um instrumento muito sensível. Medir a polarização da radiação emitida por uma bolha Lyman-alfa é, no entanto, algo bastante difícil, já que estes objetos se encontram muito distantes de nós.
“Estas observações nunca poderiam ter sido feitas sem o VLT e o seu instrumento FORS. Precisávamos claramente de duas coisas: um telescópio com um espelho de, pelo menos, oito metros de diâmetro de modo a poder coletar radiação suficiente, e de uma câmara capaz de medir a polarização da radiação. Não existem muitos observatórios no mundo capazes de oferecer uma tal combinação,” acrescenta Claudia Scarlata (Universidade do Minnesota, EUA), co-autora do artigo.
Ao observar o seu alvo ao longo de cerca de 15 horas com o Very Large Telescope, a equipe descobriu que a radiação emitida pela bolha Lyman-alfa LAB-1 se encontra polarizada num anel em torno da região central e que não existe polarização no centro. Este efeito é praticamente impossível de obter se a radiação for emitido apenas pelo gás que está a ser atraído pela bolha devido à gravidade, mas é precisamente o que se espera se a radiação tiver origem em galáxias embebidas na região central, antes de ser dispersada pelo gás.
Os astrônomos planejam agora estudar mais objetos deste tipo no sentido de perceberem se os resultados obtidos para a LAB-1 são válidos para outras bolhas

NGC 4696; CHANDRA OBSERVA O BATIMENTO DE UM BURACO NEGRO

Um buraco negro tem sido "bater" a cada 5 a 10 milhões de anos, bombeando material e energia em seu ambiente.
Este buraco negro está no centro de uma grande galáxia elíptica localizada dentro do núcleo do Centaurus Cluster de galáxias.
Dados de Chandra e outros telescópios mostram evidências de explosões repetidas, ou erupções, do buraco negro.
Esses rajadas criaram cavidades dentro do gás quente que emite raios X que permeia o cluster.
No centro do aglomerado de galáxias Centaurus , há uma grande galáxia elíptica chamada NGC 4696. Mais fundo ainda, há um buraco negro supermassivo enterrado dentro do núcleo desta galáxia.
Novos dados do Observatório Chandra de raios X da NASA e outros telescópios revelaram detalhes sobre esse buraco negro gigante, localizado a cerca de 145 milhões de anos-luz da Terra. Embora o buraco negro em si não seja detectado, os astrônomos estão aprendendo sobre o impacto que ele tem sobre a galáxia que habita eo aglomerado maior em torno dele.
De certa forma, este buraco negro se assemelha a um coração batendo que bombeia sangue para o corpo através das artérias. Da mesma forma, um buraco negro pode injetar material e energia em sua galáxia de acolhimento e além.
Examinando os detalhes dos dados de raios-X de Chandra, os cientistas encontraram evidências de explosões repetidas de partículas energéticas em jatos gerados pelo buraco negro supermassivo no centro de NGC 4696. Essas rajadas criam vastas cavidades no gás quente que preenche o Espaço entre as galáxias do cluster. As rajadas também criam ondas de choque, semelhantes aos booms sônicos produzidos por aviões de alta velocidade, que viajam dezenas de milhares de anos-luz através do cluster.

Esta imagem composta contém dados de raios X de Chandra (vermelho) que revela o gás quente no cluster, e dados de rádio da Karl G. Jansky Very Large Array (azul) da NSF, que mostra partículas de alta energia produzidas pelo buraco negro - Powered jatos. Os dados da luz visível do Telescópio Espacial Hubble (verde) mostram galáxias no cluster, bem como galáxias e estrelas fora do cluster.
Imagem rotulada
Escala de processamento da cavidade: Esta imagem mostra um campo de visão maior do que a imagem composta principal acima e tem cerca de 122.000 anos-luz de diâmetro. Esta imagem também foi rodada ligeiramente no sentido horário para a imagem composta principal acima.
Os astrônomos empregaram processamento especial para os dados de raios-X (mostrados acima) para enfatizar nove cavidades visíveis no gás quente. Essas cavidades são rotuladas de A a I em uma imagem adicional, e a localização do buraco negro é rotulada com uma cruz. As cavidades que se formaram mais recentemente estão localizadas mais próximas do buraco negro, em particular as chamadas A e B.
Os pesquisadores estimam que esses buracos negros, ou "batidas", ocorreram a cada cinco a dez milhões de anos. Além das escalas de tempo muito diferentes, estes batimentos também diferem dos batimentos cardíacos humanos típicos, não ocorrendo em intervalos particularmente regulares.
Um tipo diferente de processamento dos dados de raios X revela uma sequência de características curvas e aproximadamente igualmente espaçadas no gás quente. Estes podem ser causados ​​por ondas sonoras geradas pelas explosões repetidas do buraco negro. Em um aglomerado de galáxias, o gás quente que preenche o cluster permite que as ondas sonoras - embora em freqüências muito baixas para que o ser humano detecte - se propaguem. (Observe que ambas as imagens mostrando as cavidades marcadas e esta imagem são giradas ligeiramente no sentido horário para o compósito principal.)
As características do Centaurus Cluster são semelhantes às ondulações observadas no conjunto Perseus de galáxias . A afinação do som em Centaurus é extremamente profunda, correspondendo a um som discordante cerca de 56 oitavas abaixo das notas perto de meio C. Isso corresponde a um tom ligeiramente maior (cerca de uma oitava) do que o som em Perseus. Explicações alternativas para estas características curvadas incluem os efeitos de turbulência ou campos magnéticos.
Recursos de gás

Curvado processamento escala: Esta imagem também mostra um campo de visão maior do que a principal imagem composta e é cerca de 550.000 anos luz em toda. Esta imagem também foi rodada ligeiramente no sentido horário para a imagem composta principal.
As rajadas de buracos negros também parecem ter levantado gás que tenha sido enriquecida em elementos gerados em supernovas explosões. Os autores do estudo do cluster de Centaurus criaram um mapa (mostrado acima) mostrando a densidade de elementos mais pesados ​​que o hidrogênio eo hélio. As cores mais brilhantes no mapa mostram regiões com a maior densidade de elementos pesados ​​e as cores mais escuras mostram regiões com uma menor densidade de elementos pesados. Portanto, as regiões com a maior densidade de elementos pesados ​​estão localizadas à direita do buraco negro. Uma menor densidade de elementos pesados ​​perto do buraco negro é consistente com a idéia de que o gás enriquecido foi retirado do centro do aglomerado pelo estouro da atividade associada com o buraco negro. A energia produzida pelo buraco negro também é capaz de evitar o enorme reservatório de gás quente de resfriamento. Isso impediu que um grande número de estrelas se formassem no gás.
Um artigo descrevendo esses resultados foi publicado na edição de 21 de março de 2016 do Monthly Notices da Royal Astronomical Society e está disponível on-line . O primeiro autor é Jeremy Sanders do Instituto Max Planck de Física Extraterrestre em Garching, Alemanha.
 Centro de Vôo Espacial Marshall da NASA em Huntsville, Alabama, gerencia o programa de Chandra para a Direcção da Missão de Ciência da NASA em Washington. O Smithsonian Astrophysical Observatory em Cambridge, Massachusetts, controla a ciência de Chandra e operações de vôo.