Um retrato da nebulosa NGC 281

Olhe através da nuvem cósmica catalogada como NGC 281 e você pode perder de vista as estrelas que fazem parte do aglomerado estelar aberto IC 1590.

© Martin Pugh (NGC 281)

Entretanto, formadas dentro da nebulosa, as estrelas massivas e jovens do aglomerado é que acabam por energizar o brilho nebular observado na imagem acima. As formas que chamam a atenção e que estão presentes nesse retrato da NGC 281 são colunas esculpidas e densos glóbulos de poeira, que são vistos com suas silhuetas destacadas, erodidos pelos intensos e energéticos ventos e pela radiação das estrelas quentes do aglomerado. Se essas feições empoeiradas sobreviverem por um tempo suficiente, elas podem também se transformarem nos locais para uma futura formação de estrelas. Também chamada de Nebulosa do Pacman, por sua forma geral, a NGC 281 localiza-se a cerca de 10.000 anos-luz de distância da Terra, na constelação da Cassiopeia. Essa imagem nítida foi feita através de filtros de banda curta, combinando a emissão dos átomos de hidrogênio, enxofre e oxigênio da nebulosa representados respectivamente nas cores verde, vermelho e azul. Ela se espalha por cerca de 80 anos-luz considerando a distância estimada da NGC 281.

Fonte: NASA

Sondas Van Allen descobrem barreira impenetrável no espaço

Cientistas descobriram que duas zonas de radiação fervilhante que rodeiam a Terra, chamadas Cinturão de Van Allen, contêm uma barreira quase impenetrável que impede os elétrons mais rápidos e energéticos de chegar à Terra.

© NASA/Scientific Visualization Studio (partículas se movendo através do Cinturão de Van Allen)

A animação acima ilustra como as partículas se movem através do Cinturão de Van Allen. A esfera no meio mostra uma nuvem de material mais frio chamada plasmasfera. Novas pesquisas mostram que a plasmasfera ajuda a manter os elétrons altamente energéticos e rápidos, do Cinturão de radiação de Van Allen, longe da Terra.

O Cinturão de radiação de Van Allen é uma coleção de partículas carregadas, reunidas pelo campo magnético da Terra. Pode aumentar e diminuir em resposta à energia recebida do Sol, por vezes inchando o suficiente para expor os satélites em órbita baixa da Terra à radiação prejudicial. A descoberta do coletor, que atua como uma barreira dentro do cinturão, foi feita pelas sondas Van Allen da NASA, lançadas em Agosto de 2012 para estudar a região.

"Esta barreira para elétrons ultra-rápidos é uma característica marcante do cinturão," afirma Dan Baker, cientista espacial da Universidade do Colorado em Boulder, EUA, e autor principal do estudo. "Fomos capazes de a estudar pela primeira vez, porque nunca tivemos medições tão precisas desses elétrons altamente energéticos até agora."

A compreensão do que dá ao cinturão de radiação a sua forma e do que pode afetar o modo como incham ou encolhem, ajuda os cientistas a prever o aparecimento dessas alterações. Tais previsões podem ajudar os cientistas a proteger os satélites na área da radiação.

O Cinturão de Van Allen foi a primeira descoberta da era espacial, medidas com o lançamento do primeiro satélite americano, o Explorer 1, em 1958. Nas décadas seguintes, foi poss´vel descobrir que o tamanho do cinturão pode mudar, até pode fundir-se ou mesmo separar-se ocasionalmente em três cinturões. Mas geralmente o cinturão interno estende-se entre os 650 e os 9.650 km acima da superfície da Terra e o cinturão exterior entre os 13.500 e os 58.000 km acima da superfície da Terra.

Uma zona de espaço quase vazio normalmente separa os cinturões. Mas, o que os mantém separados? Porque é que existe uma região entre os cinturões, sem elétrons?

É aqui que entra a barreira recém-descoberta. Os dados das sondas Van Allen mostram que a borda interna do cinturão exterior é altamente pronunciada. Para os elétrons mais rápidos e energéticos, esta orla é uma fronteira que, em circunstâncias normais, os elétrons simplesmente não conseguem penetrar.

"Quando estudamos os elétrons altamente energéticos, notamos que eles só chegam até uma certa distância da Terra," afirma Shri Kanekal, cientista-adjunto da missão das sondas Van Allen no Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, e co-autor do estudo.

A equipe analisou as possíveis causas. Foi determinado que as transmissões geradas por humanos não eram a causa da barreira. Também foi analisado as causas físicas. Será que a própria forma do campo magnético da Terra cria esta fronteira? Os cientistas estudaram mas eliminaram essa possibilidade. E no que toca à presença de outras partículas espaciais? Parece ser esta a causa mais provável.

Os cinturões de radiação não são as únicas estruturas de partículas ao redor da Terra. Uma nuvem gigante de partículas carregadas e relativamente frias, a plasmasfera, preenche a região mais exterior da atmosfera da Terra, começando a partir dos 960 km e estendendo-se parcialmente até ao cinturão exterior de Van Allen. As partículas no limite exterior da plasmasfera fazem com que as partículas n cinturão exterior de radiação se dispersem, removendo-as do cinturão.

Este efeito de dispersão é bastante fraco e pode não ser suficiente para manter os elétrons na orla no lugar, à exceção de um capricho de geometria: os elétrons do cinturão de radiação movem-se incrivelmente rápido, mas não em direção à Terra. Em vez disso, movem-se em círculos gigantes em torno da Terra. Os dados das sondas Van Allen mostram que na direção da Terra, os elétrons mais energéticos têm muito pouco movimento, se é que o têm, apenas uma deriva lenta e sutil que ocorre ao longo de meses. Este é um movimento tão lento e fraco que pode ser repelido pela dispersão provocada pela plasmasfera.

Isto também ajuda a explicar por que sob condições extremas, quando um vento solar especialmente forte ou uma erupção solar gigante, como uma ejeção de massa coronal, envia nuvens de material para o espaço próximo da Terra, os elétrons do cinturão exterior podem ser empurrados para a região normalmente vazia entre os cinturões.

"A dispersão devida à plasmapausa é forte o suficiente para criar uma parede na borda interna do cinturão exterior de Van Allen," afirma Baker. "Mas um evento solar forte faz com que a fronteira da plasmasfera se mova para dentro."

Uma entrada maciça de matéria do Sol pode corroer a plasmasfera exterior, movendo os seus limites para dentro e permitindo com que os elétrons dos cinturões de radiação também se movam mais para perto da Terra.

Um artigo sobre estes resultados foi publicado na edição online da revista Nature.

Fonte: NASA

Novo método para medir distâncias até às galáxias

Uma equipe de cientistas liderada por Sebastian Hoeing, da Universidade de Southampton na Inglaterra, mediu com precisão a distância para a galáxia próxima NGC 4151, usando o interferômetro do Observatório W. M. Keck.

© NASA (galáxia NGC 4151)

A equipe empregou uma nova técnica que permite efetuar a medida de distâncias precisas às galáxias localizadas a dezenas de milhões de anos-luz de distância.

A nova técnica é similar àquela usada para medir o tamanho físico e angular, ou aparente, de um objeto distante, para calcular a sua distância da Terra.

Distâncias previamente reportadas para a NGC 4151, que contém um buraco negro supermassivo, variavam de 4 a 29 megaparsecs (13 a 94,5 milhões de anos-luz), mas usando essa nova técnica mais precisa, os pesquisadores calcularam a distância até o buraco negro supermassivo, como sendo de 19 megaparsecs (62 milhões de anos-luz).

A galáxia NGC 4151 é também chamada de Olho de Sauron, devido à sua similaridade ao que aparece no filme da trilogia Senhor dos Anéis. Como na famosa saga, o anel tem um papel crucial nessa nova medida. Todas as grandes galáxias no Universo abrigam um buraco negro supermassivo em seu centro, e em cerca de 10% de todas as galáxias, esses buracos negros supermassivos estão crescendo e englobando uma grande quantidade de gás e poeira do ambiente ao redor. Nesse processo, o material é aquecido e torna-se muito brilhante, sendo as fontes mais energéticas de emissão no Universo, conhecidas como Núcleo Galáctico Ativo (AGN).

Essa poeira quente forma um anel ao redor do buraco negro supermassivo e emite radiação infravermelha, que os pesquisadores usam como régua. Contudo, sendo o tamanho aparente do anel do Olho de Sauron é muito pequeno, as observações são realizadas usando o interferômetro do Keck, que combina os telescópios gêmeos de 10 metros do Observatório Keck, os maiores telescópios na Terra, para alcançar o poder de resolução de um telescópio de 85 metros.

Para medir o tamanho físico do anel empoeirado, os pesquisadores mediram o intervalo de tempo entre a emissão da luz próxima do buraco negro e da emissão de infravermelho mais distante. A distância do centro para a poeira quente é simplesmente o intervalo de tempo dividido pela velocidade da luz.

Combinando o tamanho físico do anel de poeira com o tamanho aparente medido com o interferômetro do Keck, os pesquisadores foram capazes de determinar a distância precisa até a NGC 4151.

“Uma das principais descobertas é que a distância determinada dessa nova maneira é bem precisa, com 90% de precisão”, disse Hoening. “De fato, esse método, baseado em princípios geométricos simples, nos dá as distâncias mais precisas para as galáxias remotas. Além disso, ele pode ser prontamente usado em muito mais fontes do que os métodos atuais. Essas distâncias são fundamentais para se poder estimar os parâmetros cosmológicos que caracterizam o nosso Universo ou em medidas precisas das massas dos buracos negros. Nossa nova técnica de medir as distâncias, implica que essas massas podem ter sido sistematicamente subestimadas em 40%”.

Hoening, juntamente com seus colegas na Dinamarca e no Japão, está atualmente ajustando um novo programa para estender o trabalho para muito mais AGNs. O objetivo é estabelecer as distâncias precisas para dezenas de galáxias usando essa técnica e usá-las para restringir os parâmetros cosmológicos dentro de uma pequena porcentagem. Combinada com outras medidas, essa nova técnica fornece um entendimento melhor sobre a história de expansão do Universo.

Fonte: Astronomy

Objeto exótico na galáxia anã Markarian 177

Uma equipe internacional de pesquisadores, analisando décadas de observações feitas com muitas instalações, incluindo o satélite Swift da NASA, descobriram uma fonte incomum de luz numa galáxia localizada a cerca de 90 milhões de anos-luz de distância da Terra.

© Sloan Digital Sky Survey (Markarian 177 e SDSS1133)

A imagem acima mostra a galáxia anã Markarian 177 (centro) e a fonte incomum SDSS1133 (azul).

As propriedades curiosas do objeto fazem com que ele se ajuste bem a um buraco negro supermassivo ejetado de sua galáxia hospedeira depois da fusão com outro buraco negro gigante. Mas os astrônomos não podem ainda descartar uma possibilidade alternativa. A fonte, chamada de SDSS1133, pode ser a parte remanescente de uma estrela massiva que entrou em erupção por um período de tempo antes de se destruir completamente numa explosão de supernova.

“Com os dados que nós temos em mãos, nós não podemos distinguir entre esses dois cenários”, disse o pesquisador líder Michaeil Koss, um astrônomo no ETH Zurich, o Swiss Federal Institute of Technology. “Uma descoberta incrível feita com o Swift da NASA é que o brilho da SDSS1133 tem mudado pouco na luz óptica e na luz ultravioleta por uma década, o que não é algo típico de se ver numa remanescente de supernova jovem”.

Neste estudo realizado por Koss e seus colegas foi relatado que a fonte tinha brilhado de forma significante na luz visível durante os últimos seis meses, uma tendência que, se mantida, poderá reforçar a interpretação do buraco negro. Para analisar o objeto em maiores detalhes, a equipe está planejando fazer observações no ultravioleta com o instrumento Cosmic Origins Spectrograph a bordo do telescópio espacial Hubble, em Outubro de 2015.

O que quer que a SDSS1133 seja, ela é uma fonte persistente. A equipe foi capaz de detectá-la em pesquisas que datam mais de 60 anos.

O misterioso objeto é parte da galáxia anã Markarian 177, localizada na concha do asterismo de Big Dipper, um padrão de estrelas bem conhecido da constelação de Ursa Major. Embora buracos negros supermassivos normalmente ocupem os centros galácticos, a SDSS1133 está localizada a no mínimo 2.600 anos-luz do centro de sua galáxia hospedeira.

Em Junho de 2013, os pesquisadores obtiveram imagens de alta resolução no infravermelho próximo, do objeto, usando o telescópio de 10 metros Keck II no Observatório W.M. Keck no Havaí. Essas imagens revelaram que a região de emissão da SDSS1133 tem menos de 40 anos-luz de diâmetro e que o centro da Markarian 177 mostra evidências de formação estelar intensa e outros aspectos indicando uma perturbação recente.

© L. Blecha/W. M. Keck Observatory/M. Koss (simulação e Keck II)

A imagem acima mostra uma simulação de duas galáxias em colisão (à esquerda), contendo buracos negros supermassivos coalescentes, resultando no buraco negro maior (ponto, inferior esquerdo) lançado em uma órbita alongada. O quadro (à direita) captado no infravermelho próximo pelo Keck II mostra a galáxia anã Markarian 177 e a fonte SDSS1133 (canto inferior esquerdo).

“Nós suspeitamos que estejamos vendo a consequência de uma fusão de duas galáxias pequenas e de seus buracos negros”, disse a co-autora Laura Blecha, uma Einstein Fellow do Departamento de Astronomia da Universidade de Maryland e teórica líder na simulação de recuos, ou “chutes”, em buracos negros em fusão. “Astrônomos pesquisando por buracos negros em recuo têm sido incapazes de confirmar uma detecção, consequentemente encontrar uma dessas fontes seria  uma grande descoberta”.

A colisão e a fusão de duas galáxias, corrompe suas formas e resulta em novos episódios de formação de estrelas. Se cada galáxia possui um buraco negro supermassivo central, eles formarão um par binário unido no centro da galáxia fundida, antes de finalmente se aglutinarem.

Buracos negros em fusão lançam uma grande quantidade de energia na forma de radiação gravitacional, uma consequência da teoria da gravidade de Einstein. Ondas na fábrica do espaço-tempo, criam oscilações em todas as direções a partir das massas em aceleração. Se ambos buracos negros, possuem a mesma massa e rotação, a fusão emite ondas gravitacionais uniformemente em todas as direções. Mais provavelmente, as massas dos buracos negros, e as rotações serão diferentes, levando a uma emissão não uniforme de ondas gravitacionais que lança o buraco negro para a direção oposta.

O “chute” pode ser forte o suficiente para fazer com que o buraco negro seja totalmente expulso de sua galáxia hospedeira, colocando-o numa deriva eterna através do espaço intergaláctico. Mais tipicamente, um “chute” enviará o objeto em uma órbita alongada. Apesar da sua recolocação, o buraco negro ejetado irá reter qualquer gás quente armadilhado ao seu redor e continuará brilhando à medida que se move ao longo de sua nova trajetória até que todo o gás seja consumido.

Se a SDSS1133 não é um buraco negro, então ela pode ser um tipo bem incomum de estrela, conhecido como Luminous Blue Variable (LBV). Essas estrelas massivas passam por erupções episódicas que enviam grande quantidade de massa no espaço muito tempo depois de explodirem. Interpretada dessa maneira, a fonte SDSS1133 representaria as erupções de mais longo período de uma LBV já observada, seguindo por uma explosão terminal de supernova, cuja a luz atingiu a Terra em 2001.

A comparação mais próxima na nossa galáxia, é o sistema binário massivo Eta Carinae, que inclui uma estrela variável azul contendo cerca de 90 vezes a massa do Sol. Entre 1838 e 1845, o sistema passou por uma explosão que ejetou no mínimo 10 massas solares e fez com que ela se tornasse a segunda estrela mais brilhante do céu. Ela então passou por uma erupção menor nos anos de 1890.

Nesse cenário alternativo, a SDSS1133 deve ter estado em erupção contínua de no mínimo 1950 a 2001, quando ela atingiu o pico de brilho e se transformou em supernova. A resolução espacial e a sensibilidade dos telescópios antes de 1950 eram insuficientes para detectar a fonte. Mas se ela foi uma erupção de LBV, o registro atual mostra que ela é a maior e mais persistente erupção já observada. Uma interação entre o gás ejetado e a onda da explosão poderia explicar o brilho constante do objeto na luz ultravioleta.

Se essa fonte SDSS1133 é um buraco negro supermassivo expulso de sua galáxia, ou uma rara estrela no seu ato final, ela é certamente algo que os astrônomos nunca viram antes.

O estudo foi publicado na edição de 21 de Novembro de 2014 do periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Uma concentração colorida de estrelas de meia-idade

O telescópio MPG/ESO de 2,2 metros instalado no Observatório de La Silla do ESO, no Chile, captou uma bonita imagem colorida do aglomerado estelar brilhante NGC 3532.

© ESO (aglomerado aberto NGC 3532)

Algumas das estrelas ainda brilham numa cor quente azulada, mas muitas das mais massivas já tornaram-se gigantes vermelhas e brilham em tons de laranja.

O NGC 3532 é um aglomerado aberto situado a cerca de 1.300 anos-luz de distância na constelação de Carina (a Quilha do navio Argos). Este aglomerado é conhecido de modo informal por aglomerado do Poço dos Desejos, já que faz lembrar moedas de prata espalhadas, lançadas num poço. Também é, às vezes, chamado aglomerado da Bola de Futebol Americano, embora esta designação dependa do país em que se vive. Este nome tem origem na sua forma oval, que faz lembrar uma bola de rugby aos cidadãos das nações que praticam este esporte.
Este aglomerado estelar muito brilhante pode facilmente ser visto a olho nu a partir do hemisfério sul. Foi descoberto pelo astrônomo francês Nicolas Louis de Lacaille quando observava na África do Sul em 1752 e catalogado três anos mais tarde, em 1755. Trata-se de um dos aglomerados abertos mais espetaculares de todo o céu.
O NGC 3532 cobre uma área no céu que é quase duas vezes o tamanho da Lua Cheia. Foi descrito como um aglomerado rico em binários de estrelas por John Herschel, que observou “várias estrelas duplas elegantes” neste local durante a sua estadia no sul de África na década de 1830. Adicionalmente, e muito mais relevante como história recente, o NGC 3532 foi o primeiro alvo a ser observado pelo telescópio espacial Hubble da NASA/ESA, em 20 de maio de 1990.
Este grupo de estrelas tem cerca de 300 milhões de anos de idade, sendo por isso de meia-idade nos padrões de aglomerados estelares abertos. Estrelas com massas muito maiores que a do Sol têm vidas que duram apenas alguns milhões de anos. Estima-se que o Sol viva cerca de 10 bilhões de anos e estrelas de baixa massa viverão durante centenas de bilhões de anos, muito mais do que a atual idade do Universo. As estrelas do aglomerado que iniciaram as suas vidas com massas moderadas ainda se encontram brilhando intensamente em tons azuis-esbranquiçados, mas as estrelas mais massivas gastaram já todo o seu combustível de hidrogênio e transformaram-se em estrelas gigantes vermelhas. O resultado é que o aglomerado parece rico tanto em estrelas azuis como em estrelas laranjas. As estrelas mais massivas no aglomerado original viveram já as suas breves mas muito brilhantes vidas, tendo explodido em supernovas há muito tempo. Existem também numerosas estrelas mais tênues e portanto menos óbvias. São estrelas de massas menores que vivem vidas mais longas e brilham em tons amarelos e vermelhos.O  NGC 3532 tem cerca de 400 estrelas no total. 
O céu de fundo, situado numa região rica da Via Láctea, encontra-se inundado de estrelas. Vemos também algum gás vermelho brilhante e faixas sutis de poeira que bloqueiam a radiação emitida por estrelas mais distantes. Este gás e poeira provavelmente não estão ligados ao aglomerado propriamente dito, o qual tem idade suficiente para ter "varrido" já há muito tempo atrás qualquer material que tivesse restado no seu meio circundante.

Fonte: ESO

A influência do Sol sobre a Grande Mancha Vermelha de Júpiter

De acordo com uma nova análise de dados da missão Cassini da NASA, a cor avermelhada da Grande Mancha Vermelha (GMV) de Júpiter é provavelmente um resultado de produtos químicos simples quebrados pela luz solar na atmosfera superior do planeta.

© NASA/JPL-Caltech/Space Science Institue (Grande Mancha Vermelha de Júpiter)

Os resultados contradizem a outra teoria principal para a origem da cor marcante da mancha, que os produtos químicos avermelhados vêm de baixo das nuvens de Júpiter.

Os resultados foram apresentados há duas semanas por Kevin Baines, cientista da missão Cassini no JPL da NASA em Pasadena, Califórnia, durante uma reunião da Divisão para Ciência Planetária da Sociedade Astronômica Americana em Tucson, no estado americano do Arizona.

Baines e os colegas Bob Carlson e Tom Momary, também do JPL, chegaram às suas conclusões usando uma combinação de dados da passagem rasante da Cassini por Júpiter em 2000 e experiências de laboratório.

Em laboratório, os pesquisadores produziram amônia e acetileno, produtos químicos que se sabe existirem em Júpiter, com luz ultravioleta, para simular os efeitos do Sol sobre estes materiais nas alturas extremas das nuvens da Grande Mancha Vermelha. Isto produziu um material avermelhado, que a equipe comparou com a GMV, observada pelo instrumento VIMS (Visible and Infrared Mapping Spectrometer) da Cassini. Eles descobriram que as propriedades de dispersão da luz da sua mistura química têm uma boa correspondência com um modelo da Grande Mancha Vermelha onde o material de cor vermelha está confinado às zonas superiores deste ciclone gigantesco.

"Os nossos modelos sugerem que a maior parte da Grande Mancha Vermelha tem na verdade uma cor muito sem graça, por baixo de uma nuvem superior de material avermelhado," acrescenta Baines. "Por baixo da 'queimadura' solar vermelha as nuvens são provavelmente esbranquiçadas ou acinzentadas." Um agente de coloração confinado ao topo das nuvens seria inconsistente com a teoria concorrente, que postula que a cor vermelha da mancha é devida à ressurgência de produtos químicos formados nas profundezas das camadas de nuvens. Se o material vermelho fosse transportado a partir de baixo, deveria também estar presente em outras altitudes, o que tornaria a mancha ainda mais vermelha.

Júpiter é composto quase inteiramente por hidrogênio e hélio, com apenas um punhado de outros elementos. Os cientistas estão interessados em compreender que combinações de elementos são responsáveis pelos tons observados nas nuvens de Júpiter, pois isso iria fornecer mais informações sobre a composição do planeta gigante.

Baines e colegas inicialmente quiseram determinar se a cor da GMV derivava da quebra de uma molécula mais complexa, induzida pelo Sol, hidrosulfeto de amônio, presente numa das camadas principais das nuvens de Júpiter. Rapidamente descobriram que, em vez de uma cor avermelhada, a sua experiência produzia um brilhante tom esverdeado. Este resultado negativo surpreendente levou os cientistas a tentar combinações simples de amónia com hidrocarbonetos, comuns a altas altitudes de Júpiter. A quebra da amônia e do acetileno com luz ultravioleta acabou por melhor corresponder aos dados recolhidos pela Cassini.

A Grande Mancha Vermelha é uma característica da atmosfera superior de Júpiter, tão grande quanto duas Terras. Júpiter possui três camadas principais de nuvens, que ocupam altitudes específicas nos seus céus; da mais alta para a mais baixa, estas são: nuvens de amônia, de hidrosulfeto de amônio e de água.

Quanto ao porquê da intensa cor vermelha, vista apenas na GMV e em outras manchas mais pequenas no planeta, os pesquisadores pensam que a altitude desempenha um papel fundamental. "A Grande Mancha Vermelha é extremamente alta. "Ela atinge altitudes muito mais altas do que as nuvens em outros lugares de Júpiter," comenta Baines.

As grandes alturas da mancha tanto ativam como reforçam a vermelhidão. Os seus ventos transportam partículas geladas de amônia para mais alto na atmosfera do que o habitual, onde são expostas a muito mais radiação ultravioleta do Sol. Além disso, a natureza de vórtice do local confina as partículas, impedindo-as de escapar. Isto faz com que a vermelhidão do topo das nuvens da mancha aumente para além do que de outra forma seria de esperar.

Outras áreas de Júpiter exibem uma paleta mista de laranjas, castanhos e até mesmo tons de vermelho. Baines diz que estes locais têm nuvens altas e brilhantes, que se sabe serem muito mais finas, permitindo observar as profundezas da atmosfera onde existem substâncias mais coloridas.

Fonte: NASA

O coração de Mira A e da sua companheira

O estudo de estrelas gigantes vermelhas ajuda os astrônomos a compreender melhor o futuro do nosso Sol, e como é que gerações anteriores de estrelas espalharam pelo Universo os elementos necessários à vida.

© ESO (o coração de Mira A e da sua companheira)

Uma das gigantes vermelhas mais famosas do céu chama-se Mira A e faz parte do sistema binário Mira, o qual se situa a cerca de 400 anos-luz de distância da Terra. Esta imagem obtida pelo ALMA revela a vida secreta de Mira.
Mira A é uma estrela velha, que já começa a lançar para o espaço, para “reciclagem”, os produtos de uma vida inteira de trabalho. A companheira de Mira A, chamada Mira B, orbita-a a uma distância que corresponde a duas vezes a distância entre o Sol e Netuno.
Sabe-se que Mira A possui um vento estelar lento que molda delicadamente o material circundante. O ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) confirmou agora que a companheira de Mira A é uma estrela muito diferente, com um vento estelar muito diferente também. Mira B é uma anã branca densa e quente com um vento estelar forte e rápido.
As novas observações mostram como os ventos estelares das duas estrelas deram origem a uma nebulosa complexa e bonita. A bolha em forma de coração situada no centro é criada pelo vento energético de Mira B no interior do vento estelar mais lento de Mira A. O coração, formado em algum lugar nos últimos 400 anos, e o resto do gás que circunda o par de estrelas mostram que estes objetos têm estado já há algum tempo construindo juntos este bonito e estranho ambiente.
Ao observar estrelas como Mira A e Mira B os cientistas esperam descobrir como é que as estrelas duplas da nossa galáxia diferem de estrelas isoladas, no sentido de saber como é que estes objetos devolvem ao ecossistema estelar da Via Láctea os elementos que criaram. Apesar da distância entre si, Mira A e a sua companheira exercem um enorme efeito uma sobre a outra, demonstrando assim como é que as estrela duplas podem influenciar o ambiente que as rodeia e deixando pistas para os cientistas decifrarem.
Existem outras estrelas velhas no final das suas vidas que têm também um meio circundante estranho, como os astrônomos têm vindo a observar tanto com o ALMA como com outros telescópios. No entanto, nem sempre é claro se as estrelas são isoladas, como o Sol, ou duplas, como Mira. Mira A, a sua misteriosa companheira e a sua bolha em forma de coração fazem todas parte desta história.
As novas observações de Mira A e da sua companheira foram descritas neste mês num artigo científico no periódico Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

M1: A Nebulosa do Caranguejo

A Nebulosa do Caranguejo é catalogada como M1, o primeiro objeto da famosa lista de Charles Messier realizada no século 18.

© Martin Pugh (M1)

A Nebulosa do Caranguejo, também conhecida como NGC 1952, é uma remanescente de supernova, restos da explosão da morte de uma estrela massiva, testemunhado por astrônomos chineses e árabes no ano de 1054. Esta, vista telescópica terrestre utiliza dados de banda estreita para captar a emissão de oxigênio ionizado e átomos de hidrogênio (em azul e vermelho) e explorar os filamentos emaranhados dentro da nuvem ainda em expansão. Um dos objetos mais exóticos conhecidos na astronomia moderna, o Pulsar do Caranguejo, uma estrela de nêutrons que gira 30 vezes por segundo, é visível como um ponto brilhante perto do centro da nebulosa. Como um dínamo cósmico, este objeto emite pulsos de radiação desde as ondas de rádio aos raios gama com uma taxa de rotação de 30,2 vezes por segundo. Abrangendo cerca de 12 anos-luz, a Nebulosa do Caranguejo está a apenas 6.500 anos-luz de distância na constelação do Touro.

Fonte: NASA

LDN 988: Nebulosa escura em Cisne

Obscurecendo os ricos campos estelares do norte de Cygnus (Cisne), a nebulosa escura LDN 988 encontra-se perto do centro desse horizonte cósmico.

© Bob Franke (LDN 988)

Composta com telescópio e câmera, a cena é de cerca de 2 graus de diâmetro. Isso corresponde a 70 anos-luz da distância estimada de 2.000 ano-luz da LDN 988. Estrelas estão se formando dentro da LDN 988, que faz parte de um amplo complexo de nuvens moleculares empoeiradas ao longo do plano da Via Láctea, por vezes chamado de Saco de Carvão do Norte. Na verdade, nebulosidades associados com jovens estrelas são abundantes na região, incluindo a estrela variável V1331 Cygni mostrado na inserção em destaque. Na ponta de um longo filamento empoeirado e parcialmente cercada por uma nebulosa de reflexão curva, a V1331 Cygni estrela T-Tauri, uma estrela parecida com o Sol ainda nos estágios iniciais de formação.

Fonte: NASA

Alinhamento misterioso de quasares ao longo de bilhões de anos-luz

Novas observações obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO, no Chile, revelaram alinhamentos nas maiores estruturas descobertas no Universo até hoje.

© Illustris Collaboration (simulação da estrutura em grande escala)

Uma equipe de pesquisa europeia descobriu que os eixos de rotação dos buracos negros centrais supermassivos numa amostra de quasares encontram-se paralelos entre si ao longo de distâncias de bilhões de anos-luz. A equipe descobriu também que os eixos de rotação destes quasares tendem a alinhar-se com as enormes estruturas da rede cósmica onde residem.

Os quasares são núcleos de galáxias onde existem buracos negros supermassivos muito ativos. Estes buracos negros encontram-se rodeados de discos de matéria em rotação extremamente quente, que é muitas vezes ejetada na direção dos seus eixos de rotação. Os quasares podem brilhar mais intensamente que todas as estrelas da galáxia onde se encontram.
Uma equipe liderada por Damien Hutsemékers da Universidade de Liège, na Bélgica, utilizou o instrumento FORS, montado no VLT, para estudar 93 quasares que se sabia formarem enormes grupos espalhados ao longo de bilhões de anos-luz, e que são observados quando o Universo tinha cerca de um terço da sua idade atual.
“A primeira coisa estranha em que reparamos foi que alguns dos eixos de rotação dos quasares estavam alinhados uns com os outros, apesar destes quasares se encontrarem separados de bilhões de anos-luz”, disse Hutsemékers.
A equipe foi mais longe e investigou se estes eixos de rotação estariam de algum modo ligados, não apenas entre si, mas também com a estrutura em larga escala do Universo nessa época.
Quando os astrônomos observaram a distribuição de galáxias em escalas de bilhões de anos-luz, descobriram que estes objetos não se encontram uniformemente distribuídos, mas formam uma rede cósmica de filamentos e nós em torno de enormes vazios onde as galáxias são mais escassas. Este intrigante arranjo de matéria é conhecido por estrutura em larga escala.
Os novos resultados do VLT indicam que os eixos de rotação dos quasares tendem a posicionar-se paralelamente às estruturas de larga escala, nas quais se encontram, ou seja, se os quasares se encontram num filamento comprido, os spins dos seus buracos negros centrais apontarão na direção do filamento. Os pesquisadores estimam que a probabilidade destes alinhamentos serem simplesmente um resultado aleatório é menor que 1%.
“A correlação entre a orientação dos quasares e a estrutura a que pertencem é uma importante previsão dos modelos numéricos de evolução do Universo. Estes dados nos fornecem a primeira confirmação observacional deste efeito, em escalas muito maiores do que o que tem sido observado até hoje em galáxias normais”, acrescenta Dominique Sluse do Argelander-Institut für Astronomie em Bonn, Alemanha, e Universidade de Liège. 
A equipe não conseguiu observar de forma direta os eixos de rotação  ou os jatos dos quasares. Em vez disso, foi medida a polarização da radiação emitida por cada quasar e, para 19 deles, encontrou-se um sinal polarizado significativo. A direção desta polarização, combinada com outras informações, pôde ser utilizada para deduzir o ângulo do disco de acreção e consequentemente a direção do eixo de rotação do quasar.

“O alinhamento nos novos dados, em escalas ainda maiores do que as atuais previsões das simulações, poderá indicar que ainda falta um ingrediente nos nossos modelos do cosmos atuais”, conclui Dominique Sluse.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Alignment of quasar polarizations with large-scale structures“, de D. Hutsemékers et al., que foi publicado hoje na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Astrônomos dissecam uma remanescente de supernova

Uma equipe de astrônomos liderado por australianos, usou radiotelescópios situados na Austrália e no Chile para ver por dentro a parte remanescente de uma supernova, conhecida como SN 1987A.

© Hubble/ATCA/ALMA (painel mostrando a remanescente de supernova SN 1987A)

A imagem acima mostra a remanescente de supernova SN 1987A. O quadro da esquerda foi obtido pelo telescópio espacial Hubble em 1910, o quadro central foi realizado pelo Australia Telescope Compact Array (ATCA) e o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), e o quadro da direita foi gerado por computador que mostra a possível localização de um pulsar.

A supernova foi observada pela primeira vez no Hemisfério Sul da Terra em 1987, quando uma estrela gigantesca explodiu na borda de uma galáxia anã próxima chamada de Grande Nuvem de Magalhães.

Em duas décadas e meia desde então a parte remanescente da SN 1987A, continua ser um foco para os pesquisadores em todo o mundo, fornecendo uma grande quantidade de informações sobre um dos eventos mais extremos do Universo.

A candidata a PhD Giovanna Zanardo da Universidade do Oeste da Austrália (UWA) do International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR) liderou a equipe que usou o ALMA no deserto do Atacama no Chile e o ATCA em New South Wales para observar a remanescente em comprimentos de ondas desde as ondas de rádio até o infravermelho distante.

“Combinando as observações de dois telescópios nós fomos capazes de distinguir a radiação sendo emitida pela onda de choque de expansão da supernova da radiação causada pela poeira formada nas regiões internas da parte remanescente da supernova”, disse Giovanna Zanardo do ICRAR em Perth, no Oeste da Austrália.

“Isso é importante pois isso significa que nós somos capazes para separar os diferentes tipos de emissão que nós estamos vendo e procurar por sinais de um novo objeto que pode ter sido formado quando o núcleo da estrela colapsou. É como fazer uma investigação forense da morte de uma estrela”.

“Nossas observações com o ATCA e com o ALMA têm mostrado sinais de algo que nunca tinha sido visto antes, localizado no centro da parte remanescente. Esse objeto poderia ser uma nebulosa de vento de pulsar, guiada pela rotação de uma estrela de nêutrons, ou um pulsar, que os astrônomos têm procurado desde 1987. É impressionante que somente agora, com telescópios grandes como o ALMA e o atualizado ATCA, nós podemos espiar através dos detritos ejetados quando a estrela explodiu e ver o que está escondido por trás dela”.

Outra pesquisa também tenta desvendar outro grande mistério de longa data que cerca a remanescente de supernova. Desde 1992, a emissão de rádio de um lado da remanescente parece ser mais brilhante do que a do outro.

Num esforço para tentar resolver esse quebra-cabeça, o Dr. Toby Potter, outro pesquisador da UWA do ICRAR desenvolveu uma simulação tridimensional detalhada da onda de choque de expansão da supernova.

“Introduzindo assimetria na explosão e ajustando as propriedades do gás do ambiente ao redor, nós fomos capazes de reproduzir uma grande número de aspectos observados de uma supernova real como a persistente unilateralidade nas imagens de rádio”, disse o Dr. Toby Potter.

© G. Zanardo/ICRAR/UWA (mosaico mostrando a remanescente de supernova SN 1987A)

As imagens inferiores a 100 GHz são a partir de observações feitas com o telescópio ATCA, e as imagens acima de 100 GHz são do telescópio ALMA. O mapa no canto inferior direito do mosaico é obtido através da combinação de cinco imagens. Isto é usado para investigar se há uma nebulosa de vento de pulsar dentro da remanescente de supernova.

O modelo de evolução mostra que o lado esquerdo da onda de choque de expansão se expande mais rapidamente do que o outro lado, e gera mais emissão de rádio do que sua companheira mais fraca. Esse efeito torna-se ainda mais aparente à medida que a onda de choque colide com o anel equatorial, como pode ser observado nas imagens feitas pelo telescópio espacial Hubble da supernova.

“Nossa simulação prevê que com o decorrer do tempo a onda de choque mais veloz irá se mover para além do anel primeiro. Quando isso acontece, a assimetria do rádio é esperada que se reduza e possa até mesmo trocar de lado”.

“O fato do modelo se ajustar tão bem às observações significa que nós agora temos um bom manejo sobre a física da remanescente em expansão e estamos começando a entender a composição do ambiente ao redor da supernova, o que é um grande pedaço do quebra-cabeça resolvido em termos de como a remanescente de supernova SN1987A se formou”.

O estudo foi publicado em dois artigos no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: International Centre for Radio Astronomy Research

Hubble revela uma vizinhança galáctica muito rica

Esta nova imagem do telescópio espacial Hubble da NASA/ESA mostra o aglomerado de galáxias muito rico Abell 1413.

© Hubble (Abell 1413)

Localizado entre as constelações de Leão e Coma Berenices, o aglomerado de galáxias está mais de 2 bilhões de anos-luz da Terra. Esta imagem é dominada por uma galáxia grande e altamente elíptica chamada MCG + 04-28-097, com um halo de estrelas que se estendem por mais de 6,5 milhões de anos-luz.
As galáxias no centro do Abell 1413 são altamente elípticas ao passo que aqueles na periferia são mais esféricas.
O Abell 1413 faz parte do catálogo Abell, uma coleção de mais de 4.000 aglomerados de galáxias relativamente próximas à Terra, onde a sua luz demorou menos de 3 bilhões de anos para chegar até nós. Os aglomerados são chamados ricos devido ao enorme número de galáxias que abrigam. O Abell 1413 contém mais do que 300 galáxias mantidas agrupadas pela imensa gravidade do aglomerado.
As fortes interações entre estas galáxias fazem com que o material no agrupamento seja aquecido com temperaturas extremamente elevadas de cerca de 100 milhões de graus. Devido a isso, o aglomerado emite uma radiação muito forte de raios X.
Distorções visíveis na imagem podem ser vistas na forma de arcos, causada pela lente gravitacional. Uma lente gravitacional ocorre quando a gravidade intensa do aglomerado curva o espaço-tempo ao seu redor, causando uma série de fenômenos ópticos bizarros e bonitos para galáxias localizadas no fundo.
Esta imagem foi criada a partir de exposições ópticas e infravermelho próximo tiradas com a Wide Field Channel da Advanced Camera for Surveys (ACS) do Hubble.

Fonte: NASA

A formação de estrelas acabou para galáxias jovens e compactas

Pesquisadores usando o telescópio espacial Hubble e o observatório de raios X Chandra descobriram que galáxias compactas, jovens e massivas cessou mais cedo a geração de estrelas.

© Hubble (12 galáxias passando por acréscimo na formação estelar)

A explosão de formação de estrelas tem consumido a maior parte do combustível gasoso  restante necessário para criar futuras gerações de estrelas. Agora a festa acabou para essas galáxias, e elas estão na trajetória de possivelmente se tornarem as chamadas galáxias vermelhas e mortas, compostas somente de estrelas antigas.

Os astrônomos debateram por décadas como as galáxias massivas rapidamente se desenvolveram de máquinas ativas de formação de estrelas até cemitérios famintos por estrelas. Observações prévias dessas galáxias revelaram gêiseres de gás sendo expelidos no espaço a uma velocidade superior a 3,6 milhões de quilômetros por hora. Os astrônomos suspeitavam que um poderoso e monstruoso buraco negro pudesse existir no centro das galáxias, fazendo com que os fluxos gasosos fossem atirados e que desligasse o nascimento de estrelas a partir do combustível remanescente.

Agora, uma análise de 12 galáxias em fusão no final da formação de estrelas está mostrando que as estrelas estão cessando ae formação de estrelas. Isso aconteceu quando o Universo tinha metade da sua idade atual de cerca de 13,7 bilhões de anos.

“Antes do nosso estudo, a crença comum era que as estrelas não podiam gerar fluxos de alta velocidade em galáxias, e sim, somente os buracos negros supermassivos podiam gerar esse tipo de fenômeno”, explica Paul Sell da Universidade Texas Tech em Lubbock, principal autor do artigo científico que descreve os resultados do estudo. “Através das nossas análises nós descobrimos que se você tem uma explosão de estrelas compacta suficiente, que o Hubble mostrou, é o caso dessas galáxias, você pode na verdade produzir fluxos com essas altas velocidades, que nós observamos de estrelas sozinhas sem a necessidade de evocar o buraco negro”.

Christy Tremonti, membro da equipe, da Universidade de Wisconsin-Madison, identificou primeiro as galáxias a partir do Sloan Digital Sky Survey (SDSS), como objetos pós-explosões estelares emitindo jatos gasosos de alta velocidade. As visões nítidas, feitas na luz visível pela Wide Field Camera 3 do Hubble, mostram que os fluxos estão nascendo das galáxias mais compactas encontradas. Essas galáxias contém uma massa parecida com a Via Láctea, mas empacotadas numa área muito menor. As menores galáxias têm cerca de 650 anos-luz de diâmetro.

Nessas pequenas regiões do espaço, essas galáxias estão se formando algumas centenas de sóis por ano. Em comparação, a Via Láctea, gera cerca de um Sol por ano. Isso faz com que a acelerada formação de estrelas acabe rapidamente em dez milhões de anos. Uma razão para o desligamento estelar é que o gás está se aquecendo rapidamente, tornando-se muito quente para se contrair sob a gravidade para formar novas estrelas. Outra possibilidade é que a acelerada formação de estrelas consumiu a maior parte do gás usado na formação de novas estrelas por meio de poderosos ventos estelares.

“A grande surpresa do Hubble foi a observação de que as estrelas recém formadas nasceram muito perto umas das outras”, disse Aleks Diamond-Stanic, um membro da equipe, da Universidade de Wisconsin-Madison, que primeiro sugeriu a possibilidade dos fluxos guiados pela explosão de estrelas dessas galáxias, num artigo científico de 2012. “As condições físicas extremas nos centros dessas galáxias explicam como elas podem expelir gases a milhões de quilômetros por hora”.

Para identificar o mecanismo que gera os fluxos de alta velocidade, Sell e sua equipe usou o observatório de raios X Chandra e outros telescópios para determinar se os buracos negros supermassivos das galáxias (pesando bilhões de sóis) eram as fontes de energia que os guiavam. Após analisar todas as observações, a equipe concluiu que os buracos negros não eram a fonte desses fluxos. Ao invés disso, foram os ventos estelares poderosos das estrelas mais massivas e de existência curta no final de suas vidas, combinada com as mortes explosivas de supernovas.

Com base nas análises dos dados do Hubble e do Chandra, os membros da equipe sugerem que a festa começou quando duas galáxias ricas em gases colidiram gerando uma torrente de gás frio no centro compacto das galáxias em fusão. A grande quantidade de gás comprimido num pequeno espaço iniciou o nascimento de numerosas estrelas. A energia gerada com a formação dessas estrelas, então explodiu todo o gás restante, evitando futuras formações de estrelas.

“Se você parar o fluxo de gás frio para formar estrelas, é isso”, explicou Sell, que conduziu a pesquisa enquanto era estudante de graduação na Universidade de Wisconsin-Madison. “As estrelas pararam de formar, e as galáxias rapidamente evoluíram e podem eventualmente se tornarem uma galáxia elíptica vermelha e morta. Essas explosões estelares extremas são bem raras, contudo, elas não podem crescer e formarem galáxias elípticas gigantes típicas vistas em nossa vizinhança galáctica próxima. Elas são mais compactas”, concluiu Sell.

Os resultados da pesquisa foram publicados no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Buraco negro pode ser uma fábrica de neutrinos

O buraco negro gigante no centro da Via Láctea pode estar produzindo partículas misteriosas chamadas neutrinos. Se confirmada, esta seria a primeira vez que os cientistas têm rastreado neutrinos oriundos de um buraco negro.

© Chandra (Sagitário A*)

A evidência para este fato surge de três satélites da NASA que observam em raios X: o observatório Chandra, a missão de raios gama Swift, e o NUSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array).
Os neutrinos são partículas minúsculas que não possuem carga e interagem muito fracamente com elétrons e prótons. Ao contrário da luz ou partículas carregadas, os neutrinos podem emergir de dentro de suas fontes cósmicas e viajar por todo o Universo sem ser absorvida pela matéria ou, no caso de partículas carregadas, desviados por campos magnéticos.
A Terra é constantemente bombardeada com neutrinos do Sol. No entanto, os neutrinos vindos além do Sistema Solar podem ser milhões ou bilhões de vezes mais energético. Os cientistas há muito tempo procurando a origem de neutrinos de alta energia.
"Descobrir onde os neutrinos de alta energia vêm é um dos maiores problemas da astrofísica hoje", disse Yang Bai, da Universidade de Wisconsin em Madison, que foi co-autor deste estudo.

Os neutrinos passam por um material muito facilmente, por isso é extremamente difícil construir detectores que revelam exatamente de onde o neutrino veio. O observatório de neutrinos IceCube, localizado sob o Pólo Sul, detectou 36 neutrinos de alta energia desde a instalação que tornou-se operacional em 2010.
Ao emparelhar os recursos do IceCube com os dados dos três telescópios de raios X, os cientistas foram capazes de olhar para os eventos violentos no espaço que correspondiam com a chegada de um neutrino de alta energia aqui na Terra.
"Fizemos uma análise para ver o que aconteceu depois que Chandra testemunhou a maior explosão já detectada a partir de Sagitário A*, buraco negro supermassivo da Via Láctea," disse o co-autor Andrea Peterson, também da Universidade de Wisconsin. "E menos de três horas mais tarde, houve uma detecção de neutrinos em IceCube".
Além disso, várias detecções de neutrinos apareceram dentro de alguns dias de atividade do buraco negro supermassivo que foram observados com Swift e NUSTAR.
Os cientistas acreditam que os neutrinos de energia mais elevada foram criados nos eventos mais poderosos do Universo, como fusões de galáxias, material colapsando em buracos negros supermassivos, e os ventos ao redor de densas estrelas girando, denominadas pulsares.
A equipe de pesquisadores ainda está analisando o motivo de Sagitário A* pode produzir neutrinos. Uma ideia é que isso poderia acontecer quando as partículas ao redor do buraco negro são aceleradas por uma onda de choque, como um estrondo sônico, que produz partículas que se decompõem de neutrinos cobrado.
Este último resultado pode também contribuir para a compreensão de um outro grande enigma em astrofísica: a origem dos raios cósmicos de alta energia. Uma vez que as partículas carregadas que formam os raios cósmicos são desviados por campos magnéticos em nossa galáxia, não têm sido possível de identificar sua origem. As partículas carregadas aceleradas por uma onda de choque perto de Sgr A* pode ser uma importante fonte de raios cósmicos muito energéticos.
Um artigo sobre a pesquisa foi publicado no periódico Physical Review D.

Fonte: NASA

Órion em gás, poeira e estrelas

A constelação de Órion tem muito mais do que três estrelas alinhadas.

© R. Colombari, R. Gendler & F. Pelliccia (região de Órion)

Uma exposição mais profunda mostra tudo, desde nebulosas escuras a aglomerados estelares, todos incorporados numa parte prolongada de tufos gasosos no ainda maior Complexo de Nuvens Moleculares de Órion. As três estrelas mais brilhantes no lado esquerdo são de fato as três estrelas famosas que formam o cinturão de Órion, as “Três Marias”. Logo abaixo de Alnitak, a mais baixa das três estrelas do cinturão, está a Nebulosa da Chama, brilhando com o gás hidrogênio excitado e imerso em filamentos de poeira em cor de castanho escuro. Abaixo e à esquerda do centro da imagem e logo à direita de Alnitak, encontra-se a Nebulosa Cabeça de Cavalo, uma reentrância escura de poeira densa que tem talvez o mais reconhecido dos formatos de nebulosas no céu. No canto superior direito encontra-se M42, a Nebulosa de Órion, um caldeirão energético de gás tumultuado, visível a olho nu, que está dando à luz a um novo aglomerado aberto de estrelas. Imediatamente à esquerda de M42 está uma proeminente nebulosa de reflexão azulada às vezes chamada de “Homem Correndo”, que abriga muitas estrelas azuis brilhantes. A imagem acima cobre uma área com objetos que estão a cerca de 1.500 anos-luz de distância e com extensão em torno de 75 anos-luz.

Fonte: NASA

Revelada a verdadeira história por trás de uma colisão galáctica

O novo instrumento MUSE montado no Very Large Telescope (VLT) do ESO deu aos astrônomos a melhor imagem até hoje de uma colisão cósmica espetacular.

© MUSE (galáxia ESO 137-001)

As novas observações revelam, pela primeira vez, o movimento do gás à medida que é arrancado da galáxia ESO 137-001, quando esta entra a alta velocidade num enorme aglomerado de galáxias. Os resultados contêm a chave para a solução de um mistério de longa data - porque é que a formação estelar se interrompe em aglomerado de galáxias.

Uma equipe de pesquisadores liderada por Michele Fumagalli do Grupo de Astronomia Extragaláctica e do Instituto de Cosmologia Computacional, da Universidade de Durham, esteve entre as primeiras a utilizar o instrumento do ESO Multi Unit Spectroscopic Explorer (MUSE), montado no VLT. Ao observar a ESO 137-001, uma galáxia espiral situada a 200 milhões de anos-luz de distância, na constelação do Triângulo Austral, a equipe conseguiu obter a melhor imagem já feita do que acontece exatamente com a galáxia à medida que esta se precipita a alta velocidade no Aglomerado de Norma.
O MUSE dá aos astrônomos não apenas uma imagem, mas também um espectro para cada pixel do campo. Com este instrumento os pesquisadores coletam cerca de 90.000 espectros de cada vez que observam um objeto, e deste modo obtêm um mapa extremamente detalhado quer do movimento quer de outras propriedades dos objetos observados. O instrumento MUSE é o primeiro espectrógrafo de campo integral grande a ser instalado num telescópio de 8 metros. Em termos de comparação, estudos anteriores de ESO 137-001 não coletaram mais que 50 espectros.
A ESO 137-001 está ficando sem o seu material primário devido a um processo chamado pressão de arraste, processo este que ocorre quando um objeto se move a alta velocidade num meio líquido ou gasoso. Trata-se de um fenômeno semelhante ao efeito do ar soprando para trás o pelo de um cão quando o animal põe a cabeça fora da janela de um carro em movimento. Neste caso, o gás faz parte da vasta nuvem de gás tênue muito quente que envolve o aglomerado de galáxias, no qual a ESO 137-001 está “caindo” com uma velocidade de vários milhões de quilômetros por hora. O Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA obteve uma imagem muito boa deste objeto mas, ao contrário do MUSE, não conseguiu mostrar os movimentos do material.

© Hubble (galáxia ESO 137-001)

A galáxia está ficando sem a maior parte do seu gás, o combustível necessário para dar origem às próximas gerações de estrelas jovens azuis. A ESO 137-001 encontra-se no meio deste processo e está precisamente passando de uma galáxia azul rica em gás a uma galáxia vermelha pobre em gás. Os cientistas pensam que o processo agora observado irá ajudar a resolver um enigma científico de longa data.
“Uma das principais tarefas da astronomia moderna é descobrir como e por que é que as galáxias nos aglomerados evoluem de azuis para vermelhas num período de tempo muito curto”, diz Fumagalli. “Conseguir observar uma galáxia quando ela está nesta fase de transformação permite-nos investigar como é que isto acontece”.
Observar este espetáculo galáctico não é, no entanto, nada fácil. O Aglomerado de Norma situa-se próximo do plano da nossa galáxia, a Via Láctea, e por isso está escondido por trás de enormes quantidades de poeira e gás galáticos.
Com a ajuda do MUSE, montado num dos telescópios principais de 8 metros do VLT, no Observatório do Paranal, no Chile, os cientistas puderam não apenas detectar o gás na galáxia e em torno dela, mas também viram como é que este gás se desloca. O novo instrumento é tão eficiente que uma única hora de observação permitiu obter uma imagem de alta resolução da galáxia e também a distribuição e movimento do seu gás.
As observações mostram que a periferia da ESO 137-001 já não contém gás, o que se deve ao fato do gás existente no aglomerado, com um temperatura de milhões de graus, empurrar o gás mais frio para fora de ESO 137-001 à medida que esta avança em direção ao centro de aglomerado. O efeito acontece primeiro nos braços espirais, onde as estrelas e a matéria estão distribuídas de forma mais dispersa do que no centro e onde a gravidade tem um efeito relativamente fraco sobre o gás. No centro da galáxia, no entanto, a força gravitacional é suficientemente forte para aguentar mais tempo este puxão cósmico e por isso ainda se observa gás nesta região.
Eventualmente, todo o gás da galáxia será varrido ficando em longas faixas brilhantes por trás da ESO 137-001, restos que mostram o efeito dramático deste fenômeno. O gás que é arrancado da galáxia mistura-se com o gás quente do aglomerado formando magníficas caudas que se estendem por mais de 200.000 anos-luz. A equipe observou cuidadosamente estas correntes de gás, no intuito de compreender melhor a turbulência criada pela interação.
De forma surpreendente, as novas observações MUSE desta pluma de gás mostram que o gás continua girando do mesmo modo que a galáxia, mesmo depois de ter sido arrancado da galáxia e ter sido varrido para o espaço. Adicionalmente, os pesquisadores conseguiram determinar que a rotação das estrelas na ESO 137-001 permanece inalterada, o que nos dá evidências adicionais de que é o gás do aglomerado, e não a gravidade, o responsável por “despir” a galáxia. Se a gravidade fosse responsável por este processo de varrimento do gás, era esperado observar distorções ao longo da galáxia.
Matteo Fossati (Universitäts-Sternwarte München e Max-Planck-Institut für extraterrestrische Physik, Garching, Alemanha) e co-autor do artigo científico que descreve estes resultados conclui: “Com os detalhes revelados pelo MUSE conseguimos compreender melhor os processos físicos que estão em jogo nestas colisões. Pudemos observar os movimentos da galáxia e do gás com todo o detalhe, algo que não seria possível sem este novo instrumento único que é o MUSE. Estas observações, e outras no futuro, nos ajudarão a entender o processo de evolução das galáxias”.

Fonte: ESO

Imagem revolucionária revela gênesis planetária

Para as primeiras observações do ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array) no seu novo modo mais poderoso, os pesquisadores apontaram as antenas à HL Tauri, uma estrela jovem, a cerca de 450 anos-luz de distância, que se encontra rodeada por um disco de poeira.

© ALMA/ESO/NAOJ/NRAO (disco protoplanetário em torno de HL Tauri)

Esta nova imagem obtida com o ALMA revela um detalhe extraordinário, nunca observado até hoje, de um disco de formação planetária em torno de uma estrela jovem.

Desde setembro de 2014 que o ALMA observa o Universo com a sua maior configuração, correspondente a antenas separadas de 15 quilômetros. Esta Campanha de Linha de Base Longa continuará até 1 de dezembro de 2014. A linha de base é a distância que separa duas antenas da rede. Em termos de comparação, outras infraestruturas operarando nos comprimentos de onda milimétricos possuem antenas que estão separadas de não mais de 2 quilômetros. A linha de base máxima do ALMA é de 16 quilômetros. Observações futuras feitas a comprimentos de onda menores atingirão uma nitidez de imagem ainda melhor.

A imagem resultante superou todas as expectativas, já que revela detalhes inesperados no disco de material que sobrou da formação da estrela, mostrando uma série de anéis brilhantes concêntricos com enigmáticas regiões escuras, assim como intrigantes estruturas radiais e espaços em forma de arcos. As estruturas são observadas com uma resolução de apenas cinco vezes a distância da Terra ao Sol, o que corresponde a uma resolução angular de cerca de 35 milésimos de segundo de arco, melhor do que a que é obtida de forma rotineira com o telescópio espacial Hubble da NASA/ESA.

© Hubble (região em torno da jovem estrela HL Tauri)

“Estas estruturas são quase com certeza o resultado de jovens corpos do tipo planetário formando-se no disco. Este fato é algo surpreendente já que não se espera que tais estrelas jovens possuam na sua órbita corpos planetários suficientemente grandes, capazes de produzir as estruturas observadas na imagem”, disse Stuartt Corder, diretor adjunto do ALMA.
“Assim que vimos esta imagem ficamos estupefados, sem palavras, com o nível de detalhe espetacular. HL Tauri não tem mais do que um milhão de anos e, no entanto, parece que o seu disco já está repleto de planetas em formação. Só esta imagem já é suficiente para revolucionar as teorias de formação planetária”, explica Catherine Vlahakis, cientista de programa adjunta do ALMA e cientista de programa para a Campanha de Linha de Base Longa do ALMA.
O disco de HL Tauri parece estar muito mais desenvolvido do que seria de esperar de um sistema com esta idade. Ou seja, a imagem do ALMA sugere igualmente que o processo de formação planetária deve ser muito mais rápido do que o que supúnhamos até agora.
Tal resolução pode ser atingida apenas com as capacidades de linha de base longa do ALMA, dando aos astrônomos informação que seria impossível obter com qualquer outra infraestrutura existente, incluindo o telescópio espacial Hubble. "A logística e infraestruturas necessárias para colocar as antenas a tais distâncias exigiram um trabalho de coordenação sem precedentes por parte de uma equipe internacional de engenheiros e cientistas", disse o diretor do ALMA, Pierre Cox. "Estas linhas de base muito longas fazem com que o ALMA atinja um dos seus principais objetivos e assinalam um impressionante marco tecnológico, científico e de engenharia".
Estrelas jovens como HL Tauri nascem em nuvens de gás e poeira fina, em regiões que colapsaram devido ao efeito da gravidade e formaram núcleos densos e quentes, que eventualmente se incendiarão dando origem a jovens estrelas. Estas estrelas estão inicialmente embebidas num casulo do gás e da poeira que restou da sua formação. É este material que dá origem ao chamado disco protoplanetário.
É devido às muitas colisões que sofrem, que as partículas de poeira vão-se juntando, crescendo em aglomerações do tamanho de grãos de areia e pedrinhas. Finalmente, asteroides, cometas e até planetas serão formados no disco. Os jovens planetas quebram o disco, dando origem a anéis, espaços e buracos vazios, tais como os que observamos agora nas estruturas vistas pelo ALMA. Na luz visível HL Tauri encontra-se escondida por um envelope massivo de gás e poeira. O ALMA observa a comprimentos de onda muito maiores que o visível, o que permite estudar os processos que estão ocorrendo no núcleo da nuvem.
A investigação destes discos protoplanetários é crucial no sentido de percebermos como é que a Terra se formou no Sistema Solar. Observar os primeiros estágios de formação planetária em torno de HL Tauri pode mostrar-nos como é que o nosso próprio sistema planetário seria há mais de quatro bilhões de anos atrás, época da sua formação.
“A maior parte do que sabemos hoje acerca da formação planetária baseia-se na teoria. Imagens com este nível de detalhe têm sido, até agora, relegadas para simulações de computador e concepções artísticas. Esta imagem de alta resolução da HL Tauri mostra-nos até onde o ALMA pode chegar quando estiver operando com a sua maior configuração e dá início a uma nova era na exploração da formação de estrelas e planetas”, diz Tim de Zeeuw, diretor geral do ESO.

Fonte: ESO

Uma galáxia 50 vezes maior do que a Via Láctea

A galáxia IC 1101 é mais de 50 vezes o tamanho da Via Láctea, que tem cerca de 100.000 a 120.000 anos-luz de diâmetro, e 2.000 vezes mais massiva.

© CfA/David A. Aguilar (IC 1101)

A imagem acima mostra a IC 1101, uma galáxia supergigante elíptica de aproximadamente 6 milhões de anos-luz de diâmetro, o que a torna a maior galáxia conhecida descoberta até à data. Fica a cerca de 1,07 bilhões de anos-luz de distância da Terra, na constelação de Virgo (Virgem), e é composta de mais de 100 trilhões de estrelas (para comparação, a Via Láctea tem cerca de 300 bilhões de estrelas), esta galáxia é um objeto extremamente brilhante no centro do Abell 2029, um aglomerado massivo de milhares de galáxias. Sendo uma das galáxias mais luminosas jamais vistas, a IC 1101 emite mais de um quarto do total da luz a partir deste aglomerado de galáxias.

Se estivesse no lugar da galáxia Via Láctea, ela poderia englobar as Nuvens de Magalhães, a galáxia de Andrômeda, e a galáxia do Triangulum. O tamanho enorme da IC 1101 é devido às muitas colisões de galáxias menores com o tamanho das galáxias Via Láctea e Andrômeda. Como esperado, a grande galáxia gera muito poucas novas estrelas. A menos que ela continue colidindo e aglutinando com outras galáxias mais jovens, a IC 1101 acabará por desaparecer.
Galáxias massivas no Universo pararam de fazer as suas próprias estrelas e em vez disso estão canibalizando galáxias próximas, de acordo com pesquisa de cientistas australianos. Os astrônomos analisaram mais de 22.000 galáxias e descobriram que, enquanto galáxias menores foram muito eficiente na criação de estrelas de gás, as galáxias mais maciças eram muito menos eficientes na formação de estrelas, produzindo quase nenhuma novas estrelas em seu âmago, e em vez disso cresceu absorvendo outras galáxias.
Por fim, espera-se que a gravidade faça com que todas as galáxias em grupos consolidados e aglomerados influencie na fusão de algumas galáxias supergigantes, mas vamos ter que esperar muitos bilhões de anos antes que isso aconteça. "Todas as galáxias começam pequenas e crescem através da absorção de gás formando estrelas de maneira bastante eficiente. Então, de vez em quando eles ficam completamente canibalizados por alguma galáxia muito maior", disse Aaron Robotham baseado na Universidade da Austrália Ocidental do International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR).
A Via Láctea estava em um ponto de inflexão e espera-se que agora evolua principalmente pela ingestão de galáxias menores, em vez da absorção de gás. A Via Láctea não se fundiu com outra grande galáxia por um longo tempo, mas são observados os restos de todas as antigas galáxias canibalizadas.
A Via Láctea irá englobar duas galáxias anãs vizinhas, a Grande e a Pequena Nuvem de Magalhães, daqui a cerca de quatro bilhões de anos, mas posteriormante a Via Láctea acabará se fundindo com uma galáxia vizinha mais maciça, a galáxia de Andrômeda, aproximadamente daqui cinco bilhões de anos.

Quase todos os dados para a pesquisa foram coletados com o telescópio anglo-australiano em Nova Gales do Sul, como parte da pesquisa Galaxy and Mass Assembly (GAMA), liderado pelo professor Simon Driver no ICRAR. A pesquisa GAMA envolve mais de 90 cientistas e levou sete anos para ser concluída. 
Portanto, as galáxias cresceram quando tinham mais gravidade e poderia mais facilmente puxar suas vizinhas, mas a formação de estrelas abrandou nas galáxias massivas devido a eventos extremos de numa região muito brilhante no centro da galáxia conhecido como um núcleo galáctico ativo, que basicamente aquece o gás impedindo o seu arrefecimento para formar estrelas.

Fonte: International Centre for Radio Astronomy Research

Vermelho escarlate e fumaça negra

A silhueta preta esfumaçada visível na imagem abaixo faz parte de uma nuvem maior mas pouco densa de hidrogênio parcialmente ionizado, uma região H II, conhecida por Gum 15.

© ESO (interior da região Gum 15)

Em imagens de grande angular esta nebulosa aparece como um agrupamento violeta avermelhado pontuada de estrelas e cortado por opacas camadas de poeira. Esta imagem foca-se numa destas camadas de poeira, mostrando a região central da nebulosa.
Estes pedaços escuros de céu parecem ter poucas estrelas devido às camadas de material empoeirado que obscurecem as regiões brilhantes de gás que se encontram por trás. As estrelas ocasionais que podem ser vistas encontram-se na realidade entre nós e Gum 15, no entanto criam a ilusão de que estamos espreitando por uma janela para um céu mais distante.
Gum 15 é esculpida pelos ventos agressivos que fluem das estrelas que se encontram no seu interior e à sua volta. A nuvem localiza-se perto de diversas associações enormes de estrelas incluindo o aglomerado estelar ESO 313-13. Pensa-se que o elemento mais brilhante deste aglomerado, a estrela HD 74804, deve ter ionizado a nuvem de hidrogênio de Gum 15. É o hidrogênio ionizado existente na nuvem que causa o tom avermelhado que vemos na imagem.
Esta imagem foi obtida no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO, com o auxílio do instrumento FORS montado no Very Large Telescope (VLT) no Observatório do Paranal do ESO, no Chile. O projeto produziu várias imagens deste objeto.

© ESO (região de formação estelar Gum 15)

Em julho de 2014, o ESO divulgou uma bela imagem de grande angular de Gum 15, obtida com o instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, no Observatório de La Silla. que mostrava as nuvens esculpidas da nebulosa, poeira turva e estrelas brilhantes com um detalhe extraordinário. A região de Gum 15 que mostramos desta nova imagem mais detalhada do VLT pode ser vista, enquadrada na imagem maior do 2,2 metros, no quarto superior esquerdo dessa imagem.

Fonte: ESO

VLTI detecta luz exozodiacal

Com o auxílio do Interferômetro do Very Large Telescope (VLT), uma equipe internacional de astrônomos detectou luz exozodiacal perto das zonas habitáveis de nove estrelas próximas.

© ESO/Y. Beletsky (luz zodiacal sobre La Silla)

Esta luz trata-se da radiação estelar refletida por poeira criada a partir de colisões entre asteroides e evaporação de cometas. A presença de tais quantidades de poeira nas regiões internas em torno de algumas estrelas poderá ser um obstáculo à obtenção de imagens diretas de planetas do tipo terrestre.

Com o auxílio do Interferômetro do Very LargeTelescope (VLTI) operando no infravermelho próximo, foi possível observar 92 estrelas próximas possibilitando a investigação da luz exozodiacal originada por poeira quente perto das suas zonas habitáveis. A equipe utilizou o instrumento visitante PIONIER no VLTI, o qual pode ligar interferometricamente os quatros telescópios auxiliares ou os quatro telescópios principais do VLT, no Observatório do Paranal. Deste modo, foi obtida, não apenas uma resolução extremamente elevada dos objetos, mas também se conseguiu uma elevada eficiência na observação. Observações anteriores foram feitas com a rede CHARA, um interferômetro astronômico óptico operado pelo Center for High Angular Resolution Astronomy (CHARA), da Universidade do Estado da Georgia, e o seu instrumento FLUOR, que combina o feixe de fibras.

Descobriu-se esta radiação brilhante, criada por grãos de poeira exozodiacal quente resplandecentes ou pela reflexão da radiação estelar nestes grãos, em torno de nove das estrelas observadas.
A luz zodiacal pode ser observada a partir de locais escuros e límpidos na Terra, apresentando-se como uma luz branca difusa e tênue no céu noturno, logo após o pôr do Sol ou antes do amanhecer. É criada pela luz solar refletida por pequenas partículas e parece estender-se até à vizinhança do Sol. Esta radiação refletida não é apenas observada a partir da Terra mas pode ser vista de qualquer ponto do Sistema Solar.
O brilho que se observou neste novo estudo é uma versão muito mais extrema do mesmo fenômeno. Apesar desta luz exozodiacal, luz zodiacal em torno de outros sistemas estelares, ter sido já observada, este é o primeiro grande estudo sistemático deste fenômeno em outras estrelas.
Contrariamente a observações anteriores, a equipe não observou poeira que dará mais tarde origem a planetas, mas sim poeira criada nas colisões entre pequenos planetas com alguns quilômetros de tamanho, os chamados planetesimais, que são objetos semelhantes a asteroides e cometas do Sistema Solar. É precisamente poeira desta natureza que está igualmente associada à luz zodiacal no Sistema Solar.
“Se queremos estudar a evolução de planetas do tipo terrestre próximo das suas zonas habitáveis, temos que observar a poeira zodiacal nessa região em torno de outras estrelas”, diz Steve Ertel, do ESO e Universidade de Grenoble, França, autor principal do artigo científico que descreve os resultados. “Detectar e caracterizar este tipo de poeira em torno de outras estrelas é uma maneira de estudar a arquitetura e evolução de sistemas planetários”.  
Para conseguirmos detectar poeira muito tênue próximo da estrela central ofuscante são necessárias observações de alta resolução com alto contraste. A interferometria, que combina a radiação coletada por diferentes telescópios ao mesmo tempo, feita no infravermelho é, até agora, a única técnica que permite que este tipo de sistemas seja descoberto e estudado.
Ao utilizar o poder do VLTI, levando os instrumentos até ao seu limite máximo de eficácia e precisão, a equipe conseguiu atingir um nível de desempenho cerca de dez vezes melhor que com outros instrumentos existentes.
Para cada uma das estrelas, a equipe utilizou os telescópios auxiliares de 1,8 metros para coletar a radiação para o VLTI. Para os objetos que apresentavam luz exozodiacal foi possível resolver por completo os discos extensos de poeira e separar o seu fraco brilho da radiação estelar dominante.
Como sub-produto, estas observações levaram também à descoberta inesperada de novas estrelas companheiras orbitando algumas das estrelas mais massivas da amostra. “Estas novas companheiras sugerem que deveríamos rever a nossa compreensão atual de quantas estrelas deste tipo são efetivamente duplas”, disse Lindsay Marion, autora principal de um artigo científico adicional dedicado a este trabalho complementar, que usa os mesmos dados.

Ao analisar as propriedades das estrelas rodeadas por um disco de poeira exozodiacal, a equipe descobriu que a maior parte da poeira é detectada em torno de estrelas mais velhas. Este resultado é bastante surpreendente e levanta algumas questões relativas aos sistemas planetários. Qualquer produção de poeira que conhecemos, causada por colisões de planetesimais, deveria diminuir com o tempo, uma vez que o número destes objetos vai reduzindo à medida que estes vão sendo destruídos.
A amostra dos objetos observados inclui também 14 estrelas para as quais houve já  detecção de exoplanetas. Todos estes planetas encontram-se na mesma região onde a poeira dos sistemas mostra luz exozodiacal. A presença de luz exozodiacal em sistemas com planetas poderá, por isso, dificultar os estudos astronômicos de exoplanetas.
A emissão da poeira exozodiacal, mesmo a baixos níveis, torna muito mais difícil a detecção de planetas do tipo terrestre a partir de imagens diretas. A luz exozodiacal detectada deste rastreio é cerca de um fator 1.000 mais brilhante do que a luz zodiacal observada em torno do Sol. O número de estrelas que contêm luz zodiacal ao nível da do Sistema Solar é provavelmente muito maior do que os números encontrados neste rastreio. Estas observações são assim um primeiro passo em estudos mais detalhados de luz exozodiacal.
“A elevada taxa de detecção encontrada a este nível de brilho sugere que deve haver um número significativo de sistemas que contêm poeira mais tênue que não foi detectada no nosso rastreio, mas que, ainda assim, é mais brilhante que a poeira zodiacal presente no Sistema Solar”, explica Olivier Absil, Universidade de Liège, co-autor do artigo. “A presença de tal poeira em tantos sistemas poderá por isso tornar-se um obstáculo a observações futuras, que pretendam obter imagens diretas de exoplanetas do tipo terrestre”.

Este trabalho será publicado na revista especializada Astronomy & Astrophysics.

Fonte: ESO

Supernova ilumina galáxia M61

Uma possível explosão de supernova iluminou recentemente a M61, também conhecida por NGC 4303, uma bela galáxia espiral barrada localizada a cerca de 55 milhões de anos-luz da Terra na constelação de Virgem.

© Hunter Wilson (galáxia M61)

O brilho intenso foi descoberto em magnitude aparente de 13,6, no último dia 29 de outubro por Koichi Itagaki, um caçador de supernovas do Japão. A designação oficial emitida pela circular da CBAT (Central Bureau for Astronomical Telegrams) referente à supernova descoberta é: SN2014dt.

Koichi e seus colegas já foram responsáveis por incríveis 94 descobertas de supernovas. Ele utilizou uma câmera CCD e um telescópio refletor de 500 mm de abertura. E pra sua surpresa, em uma de suas observações, ele viu um brilho intenso em um dos braços espirais da galáxia. Quando comparou com suas fotos anteriores, ele percebeu que aquele brilho não estava presente, e logo notou que tratava-se de mais uma possível supernova para seu currículo. Um fato curioso é que Koichi já havia feito uma descoberta de supernova na mesma galáxia M61, em dezembro de 2008.

Durante a noite, Ernesto Guido, Martino Nicolini e Nick Howes, do Observatório Remanzacco, usaram um telescópio remoto no Novo México para confirmar o novo objeto.

© Observatório Remanzacco (localização da supernova)

Supernovas são divididas em duas grandes categorias: Supernova Tipo Ia e Supernova Tipo II, e os dois tipos de explosões podem tornar-se 5.000 milhões de vezes mais brilhantes do que o Sol, ejetando matéria para o espaço a uma velocidade entre 5.000 e 20.000 km/s. O material lançado para o espaço a partir de uma supernova contém elementos pesados, como ferro, níquel, ouro e chumbo. Muitas vezes, o que resta da estrela após uma explosão é um núcleo incrivelmente denso, que gira a uma velocidade alta, ou seja, uma estrela de nêutrons. Dependendo da massa da estrela, o resultado final pode ser ainda um buraco negro.

Por intermédio de analise espectroscópica é observado um azul contínuo com absorção de 635,5 nm relativamente fraco e estreito de Si II. Linhas de Fe III em 430 e 500 nm são visíveis, o que sugere que o objeto poderia ser um membro da classe Tipo-Iax de supernovas.

Agora, são 7 o número total de supernovas observadas na galáxia M61.

Fonte: Universe Today