O novo retrato da Nebulosa da Alma

Estrelas estão se formando na Alma da Rainha da Etiópia (Cassiopeia), mais especificamente, dentro de uma grande região de formação estelar chamada de Nebulosa da Alma (IC 1848).

© Roberto Colombari (IC 1848)

Essa nebulosa reside na direção da constelação de Cassiopeia, que de acordo com a mitologia grega foi a vaidosa mãe de Andrômeda e esposa do Rei Cepheus, que governou as terras altas que envolviam o rio Nilo.

A imagem acima aparece em tons preponderantes de vermelho devido a emissão principal de uma específica tonalidade de luz gerada pelo hidrogênio gasoso excitado.

A Nebulosa da Alma hospeda diversos aglomerados estelares abertos, a poderosa fonte de emissão de rádio W5 e grandes bolhas remanescente de ventos gerados por jovens estrelas massivas.

  © Spitzer (W5)

A IC 1848 está localizada a 6.500 anos luz de distância e tem um diâmetro de cerca de 100 anos-luz, e geralmente a Nebulosa da Alma é retratada ao lado da sua vizinha celestial, a Nebulosa do Coração (IC 1805).

  © Davide De Martin (IC 1805 e IC 1848)

Fonte: NASA

Buracos negros gêmeos podem ter nascido de uma única estrela

No dia 14 de setembro de 2015, o LIGO (Laser Interferometer Gravitational-wave Observatory) detectou ondas gravitacionais da fusão de dois buracos negros com 29 e 36 vezes a massa do Sol.

© Mark Garlick (colisão de buracos negros)

Espera-se que tal evento seja escuro, mas o telescópio espacial Fermi detectou uma explosão de raios gama apenas uma fração de segundo depois do sinal do LIGO. Uma nova pesquisa sugere que os dois buracos negros podem ser o resultado de uma única estrela massiva cuja morte gerou a explosão de raios gama.

"É o equivalente cósmico de uma mãe grávida de gêmeos," afirma o astrofísico Avi Loeb do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics.

Normalmente, quando uma estrela gigante chega ao fim da vida, o seu núcleo colapsa num único buraco negro. Mas se a estrela girar muito depressa, o seu núcleo pode ser esticado para uma forma parecida com um haltere e fragmentar-se em dois pedaços, cada um formando o seu próprio buraco negro.

Uma estrela muito massiva forma-se muitas vezes da fusão de duas estrelas menores. E uma vez que as estrelas teriam que possuir um período de translação (uma em torno da outra) cada vez mais pequeno à medida que espiralavam em conjunto, seria de esperar que a estrela resultante girasse também muito rapidamente.

Depois da formação do par de buracos negros, o invólucro exterior da estrela dirigiu-se rapidamente na sua direção. A fim de poder alimentar tanto o evento de onda gravitacional como a explosão de raios gama, os buracos negros gêmeos devem ter nascido muito próximos um do outro, com uma separação inicial na ordem do tamanho da Terra, e fundiram-se em poucos minutos. O buraco negro singular e recém-formado, daí resultante, alimentou-se em seguida da matéria em queda, consumindo o equivalente a uma massa solar a cada segundo e sustentando jatos de matéria que foram expelidos para fora e que produziram a explosão.

O Fermi detetou a explosão apenas 0,4 segundos depois do LIGO ter detectado as ondas gravitacionais, e a partir da mesma área geral do céu. No entanto, o satélite europeu de raios gama INTEGRAL não confirmou o sinal.

"Mesmo que a detecção do Fermi seja falso alarme, os eventos futuros do LIGO devem ser monitorados para acompanhar radiação, independentemente se forem originários da fusão de buracos negros," explica Loeb.

Se forem detectadas mais explosões de raios gama a partir de eventos de ondas gravitacionais, estas poderão proporcionar um novo método promissor de medir distâncias cósmicas e a expansão do Universo. Ao avistar o brilho de uma explosão de raios gama e medir o seu desvio para o vermelho e comparando-o com a medição independente da distância pelo LIGO, os astrônomos podem restringir com precisão os parâmetros cosmológicos. "Os buracos negros astrofísicos são muito mais simples do que outros indicadores de distância, como as supernovas, uma vez que são totalmente definidos apenas pela sua massa e rotação," comenta Loeb.

"Este é um artigo científico com uma agenda, estimular trabalhos vigorosos de acompanhamento, no período crucial após a descoberta inicial do LIGO, onde o desafio é compreender todas as suas implicações. Se a história nos serve de guia, a abordagem múltipla defendida por Loeb, usando tanto ondas gravitacionais como radiação eletromagnética, promete mais uma vez uma visão profunda sobre a natureza física da notável fonte do LIGO," afirma Volker Bromm da Universidade do Texas em Austin.

A pesquisa foi aceita para publicação na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Procurando o Planeta 9

Usando observações da sonda Cassini, uma equipe de astrônomos do Observatório de Paris e do Observatório de la Côte d'Azur foi capaz de especificar as posições possíveis de um nono planeta no Sistema Solar.

© Caltech/R. Hurt (ilustração do Planeta 9)

Os objetos do Cinturão de Kuiper, corpos pequenos parecidos com Plutão localizados além de Netuno, têm uma distribuição especial que é difícil de explicar por puro acaso. Foi isto que levou Konstantin Batygin e Mike Brown (Caltech, nos EUA) a propor, num artigo publicado no dia 20 de janeiro de 2016 na revista The Astronomical Journal, a existência de um nono planeta com 10 vezes a massa da Terra cujas perturbações sobre os objetos do Cinturão de Kuiper levaram à sua atual distribuição. Por meio de simulações numéricas, determinaram a órbita possível deste planeta. Para ser capaz de reproduzir a distribuição observada dos objetos do Cinturão de Kuiper, esta órbita, com um semieixo maior de 700 UA, deve ser muito excêntrica (e=0,6) e inclinada (30º em relação à eclíptica), mas o estudo de Batygin e Brown não propôs restrições sobre a atual posição do planeta. Isto não facilita a tarefa dos observadores que precisam procurar em todas as direções possíveis, em longitude, para tentar descobrir este planeta.

Desde 2003 que A. Fienga (astrônomo do Observatório de la Côte d'Azur), J. Laskar (astrônomo do Observatório de Paris e diretor de pesquisa do Centre National de la Recherche Scientifique) e a sua equipe estão desenvolvendo as efemérides planetárias INPOP, que calculam o movimento dos planetas no Sistema Solar com a maior precisão possível. Em particular, usando dados da sonda Cassini (NASA/ESA/ASI), conhece-se a distância entre a Terra e Saturno com uma incerteza de aproximadamente 100 metros. Os pesquisadores tiveram a ideia de usar o modelo INPOP para testar a possibilidade de acrescentar um nono planeta ao Sistema Solar, como proposto por Batygin e Brown.

No recente estudo, a equipe francesa mostra que, dependendo da posição do planeta a partir do seu periélio, o nono planeta induz perturbações na órbita de Saturno que podem ser detectadas através da análise dos dados de rádio da sonda Cassini, que orbita Saturno desde 2004. Os cientistas foram capazes de calcular o efeito induzido pelo nono planeta e comparar a órbita perturbada com os dados da Cassini. Para ângulos periélicos inferiores a 85º ou superiores a -65º, as perturbações induzidas pelo nono planeta são inconsistentes com as distâncias observadas da Cassini. O resultado é o mesmo para o setor de -130º a -100º. Este resultado permite excluir metade das direções em longitude, na qual o planeta poderá não ser encontrado. Por outro lado, verifica-se que, para algumas direções, a adição do nono planeta reduz as discrepâncias entre o modelo calculado pelos astrônomos e os dados observados, em comparação com o modelo que não inclui o nono planeta. Isto torna plausível, portanto, a presença do nono planeta para um ângulo periélico entre 108º e 129º, com uma probabilidade máxima para 117º.

© Observatoire de Paris (análise dos dados de rádio da sonda Cassini)

Análise dos dados de rádio da sonda Cassini, que define áreas proibidas (vermelho) onde as perturbações criadas pelo planeta são inconsistentes com as observações, e uma área provável (verde) onde a adição do planeta melhora a previsão do modelo, reduzindo as diferenças entre os cálculos e os dados da Cassini. A posição dos resíduos mínimos e máximos é a localização mais provável do planeta (P9). A escala está em Unidades Astronômicas.

A existência de um nono planeta só poderá ser confirmada com observações diretas, mas ao restringir as possíveis direções para pesquisa, a equipe faz aqui uma contribuição importante na sua procura.

A órbita sugerida do Planeta Nove coloca-o muito longe do Sol, tão longe que quase não reflete luz suficiente para ser detectado. Por isso, os astrônomos estão usando truques. Em vez de observarem no visível, estão à procura de outros sinais improváveis que podem ajudar a diminuir a área de pesquisa.

Nicolas Cowan da Universidade McGill em Montreal, Canadá, e colegas, calcularam que deverá emitir o seu próprio tipo de sinal detectável em ondas de rádio. O planeta proposto será grande o suficiente para ter retido uma pequena quantidade de calor durante sua formação. Usando Urano e Netuno como modelos, a equipe calculou que o planeta deverá ter uma temperatura poucas dezenas de graus acima do zero absoluto, o que significa que irradia fracas ondas milimétricas de rádio.

Existem vários telescópios que estudam os céus nestes outros comprimentos de onda, apesar dos astrônomos caçadores de planetas normalmente não os usarem. Ao invés, estes telescópios são usados, por exemplo, para estudar a radiação cósmica de fundo em micro-ondas, o remanescente da primeira luz deixada para trás pelo Big Bang, que está na mesma região do espectro.

Os cosmólogos usam telescópios como o BICEP2 e o Planck para mapear a radiação e aprender mais sobre o Universo. Normalmente não se preocupam com meros planetas. A observação de um único ponto brilhante nestes comprimentos de onda não é suficiente para detectar um planeta, uma vez que pode ser apenas parte da radiação de fundo. Mas o movimento de um planeta deverá ajudar a destacar-se do fundo. Trabalhando com Nathan Kaib da Universidade de Oklahoma, EUA, a equipe calculou que a velocidade do Planeta Nove através do céu deverá ser diferente das dos milhares de asteroides igualmente brilhantes, tornando-o mais fácil de detectar com apenas alguns meses de observações.

Muitos telescópios usados para estudar a radiação cósmica de fundo em micro-ondas estão situados no polo sul com um campo de visão estreito. Isto é ideal para a cosmologia, mas não tão bom para a caça planetária; podem não estar apontando na direção do Planeta Nove. Os telescópios futuros irão procurar zonas mais amplas do céu, aumentando as hipóteses de avistar o planeta.

Este trabalho foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics no dia 22 de fevereiro de 2016.

Fonte: Observatoire de Paris

Resolvido o mistério da fonte de ondas de rádio no Universo distante

Pela primeira vez, uma equipe de cientistas rastreou a localização de uma explosão de rádio rápidas (FRB) em uma galáxia elíptica.

© J.-C. Cuillandre (galáxia elíptica M87)

A galáxia elíptica M87 mostrada acima é peculiar, aparecendo perto do centro do aglomerado de Virgem, e mostra um número invulgarmente elevado de aglomerados globulares, que são visíveis como pontos fracos que rodeiam o centro brilhante.

Uma enorme massa de estrelas emitiu ondas de rádio que se originou no Universo distante. As explosões de rádio rápidas emitem tanta energia em um milésimo de segundo enquanto o Sol emite em 10.000 anos, mas o fenômeno físico que lhes causa é desconhecido. A descoberta foi feita usando telescópios de rádio do Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (CSIRO), no leste da Austrália e o telescópio japonês Subaru do National Astronomical Observatory, no Havaí.

Apenas 16 explosões foram já encontrados, mas os astrônomos estimam que elas podem ocorrer 10.000 vezes por dia por todo o céu. As explosões de rádio rápidas podem ser usadas para encontrar matéria no Universo que tinha "desaparecida". O Universo contém 70% de energia escura, 25% de matéria escura e 5% de matéria comum. Mas quando elas se somam a matéria que podemos ver nas estrelas, galáxias e gás de hidrogênio, são encontradas apenas metade da matéria comum, o resto não tem sido visto diretamente.

O telescópio Parkes detectou a FRB 150418 em 18 de abril de 2015. Duas horas depois, o telescópio de CSIRO Compact Array, 400 km ao norte de Parkes, se observou a emissão de rádio. A fonte de rádio durou seis dias antes de desaparecer. A explosão FRB 150418 foi utilizada como uma ferramenta para "pesar" o Universo, ou pelo menos a matéria normal que ele contém.

Enquanto isso, no Havaí o telescópio óptico Subaru de 8,2 metros também encontrou uma galáxia elíptica que pode ser combinada com a fonte de rádio vista pelo CSIRO Compact Array. Seu redshift (0,492) indica que está a cerca de seis bilhões de anos-luz de distância. A galáxia é antiga, e o seu período privilegiado para a formação de estrelas já foi ultrapassado. Isso pode significar que a FRB resultou de duas estrelas de nêutrons se colidindo em vez do recente nascimento de estrelas.

No futuro próximo, o Australian SKA Pathfinder (ASKAP) do CSIRO deve auxiliar na busca de explosões de rádio rápidas.

A descoberta foi publicada na revista Nature.

Fonte: Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation

Concurso Insight Astronomy Photographer of the Year

O Observatório Real de Greenwich, em associação com a empresa Insight Investment e a BBC Sky at Night Magazine, anunciou as datas para o concurso Insight Astronomy Photographer of the Year 2016.

© Michael Goh (a Via Láctea sobre os Pináculos na Austrália)

A sua busca global anual das mais bonitas e espetaculares visões do cosmos, sejam elas fotografias notáveis de enormes galáxias, a milhões de anos-luz de distância ou imagens surpreendentes do céu noturno, muito mais perto de nós.
Já na sua oitava edição, este concurso altamente popular começará a receber candidaturas a partir de segunda-feira, dia 29 de fevereiro e terá um prêmio monetário para todos os vencedores, sendo que o vencedor final do concurso receberá 10.000 libras.
O Concurso Insight Astronomy Photographer of the Year 2016 tem nove categorias principais:

• Paisagens do céu: imagens de paisagens urbanas ou campestres do crepúsculo e do céu noturno, onde apareçam a Via Láctea, rastros de estrelas, chuvas de meteoros, conjunções, nascer de constelações, halos e nuvens mesosféricas polares (noctilucentes), juntamente com elementos terrestres.
• Auroras: fotografias que mostrem atividade auroral
• Pessoas e Espaço: fotografias do céu noturno que incluam pessoas ou um elemento humano interessante.
• O Sol: imagens do Sol, incluindo eclipses solares e trânsitos.
• A Lua: imagens da Lua, incluindo eclipses lunares e ocultações de planetas.
• Planetas, Cometas e Asteroides: todo o restante Sistema Solar, incluindo planetas e seus satélites, cometas, asteroides e outras formas de detritos zodiacais.
• Estrelas e Nebulosas: objetos do espaço profundo que se encontrem na Via Láctea, incluindo estrelas, aglomerados estelares, restos de supernovas, nebulosas e outros fenômenos intergaláticos.
• Galáxias: objetos do espaço profundo que se encontrem para além da Via Láctea, incluindo galáxias, aglomerados de galáxias e associações estelares.
• Jovem Astrofotógrafo do Ano: fotografias tiradas por aspirantes a astrônomos com idade inferior a 16 anos.

Há também dois prêmios especiais: o Prêmio Sir Patrick Moore para a melhor fotografia tirada por um astrofotógrafo amador que tenha começado este hobby no último ano e que não tenha participado ainda neste concurso e o Robotic Scope, que premia a melhor fotografia obtida com o auxílio de um de entre um número cada vez maior de telescópios controlados por computador, situados em locais especiais em todo o mundo, aos quais qualquer pessoa pode ter acesso através da internet.
As fotografias têm que ser submetidas até 14 de abril de 2016 e as imagens vencedoras estarão em exposição no Observatório Real de Greenwich a partir de 17 de setembro de 2106.
Os fotógrafos podem concorrer online através do site do Royal Museums Greenwich. Cada participante pode submeter um máximo de cinco imagens.
O Observatório Europeu do Sul (ESO) junta-se à edição de 2016 deste concurso, contribuindo com um membro do júri do seu Departamento de Educação e Divulgação Científica (ePOD). Um ganhador do prêmio Turner, o artista Wolfgang Tillmans, fará também parte do júri deste ano.
“Estamos muito entusiasmado com a perspectiva do Observatório Europeu do Sul contribuir para esta excelente iniciativa, que faz com que as pessoas levantem os olhos para o céu, encorajando-as a, não só apreciar e compreender a beleza do Universo onde vivemos, mas também captá-la e compartilhá-la com os outros,” disse a coordenadora para a comunidade do ESO, Oana Sandu.
Os vencedores serão anunciados numa cerimônia que se realizará no Observatório Real de Greenwich em 15 de setembro de 2016. As fotografas vencedoras estarão em exibição no Centro de Astronomia a partir do dia 17 de setembro de 2016.

Fonte: ESO

Observe o trânsito de Mercúrio a partir do Chile

O ESO está organizando o seu primeiro encontro de redes sociais nos seus locais no Chile de modo a coincidir com o trânsito de Mercúrio de 2016.

© ESO (trânsito de Mercúrio de 2016)

O #MeetESO será um encontro dedicado exclusivamente aos utilizadores entusiastas das redes sociais dos países ESON que gostam de compartilhar informações sobre astronomia. Os participantes selecionados devem viajar para o Chile entre 7 e 12 de Maio de 2016.
O #MeetESO levará os participantes até ao Very Large Telescope (VLT), o observatório terrestre de luz visível mais avançado do mundo, e ao Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), o maior projeto da astronomia terrestre em existência.
Os participantes viajarão até ao deserto mais árido do planeta e subirão 5.000 metros acima do nível do mar. Ficarão hospedados na Residência do ESO, o hotel dos astrônomos e o edifício que parece ter explodido num dos filmes de James Bond. O programa inclui ainda: observações noturnas a partir de um dos melhores locais da Terra, observações diurnas do trânsito de Mercúrio, uma visita à plataforma e sala de controle do VLT, uma visita às antenas do ALMA, conversas com o pessoal que trabalha no ESO e no ALMA.
Ao contrário de um tweet-up normal, serão escolhidos para o #MeetESO apenas 8 participantes, pois o local do encontro é muito isolado. Quem quiser ter a possibilidade de ser escolhido deve preencher este formulário. Os interessados devem ainda ler os critérios de elegibilidade neste link. Os finalistas serão anunciados no início de março.

Os 8 participantes terão que pagar sua passagem de ida e volta para o Chile, mas o ESO cobrirá todas as despesas de transporte entre os vários locais no Chile, assim como a estadia e alimentação durante toda a visita.

Fonte: ESO

Uma supernova brilha através de uma poeirenta galáxia

Telescópios em todo o planeta têm rastreado uma supernova brilhante que surgiu em uma poeirenta galáxia vizinha.

© Hubble/Howard Hedlund/Dave Jurasevich (supernova SN2016adj)

A poderosa explosão estelar foi observada pela primeira vez no início deste mês, em 8 de fevereiro de 2016.

A galáxia vizinha é a fotogênica Centaurus A, visível inclusive por binóculos e conhecida pelos seus impressionantes filamentos de poeira escura que absorve a luz que cruza seu centro.

A galáxia Centaurus A é retratada aqui em uma imagem dos arquivos de alta resolução do telescópio espacial Hubble, com uma imagem ampliada da supernova feita a partir do observatório terrestre de Las Campanas, dois dias após sua descoberta.

Designada por SN2016adj, a supernova é realçada em destaque, tendo aparecido justamente na direção à esquerda de uma brilhante estrela da via Láctea visível em primeiro plano.

A supernova é provavelmente do tipo IIb, uma supernova de colapso do núcleo estelar. Trata-se de um fenômeno de grande interesse astronômico por ter ocorrido tão perto e porque está sendo observada através de um conhecido filamento de poeira cósmica pertencente a  Centaurus A, a galáxia que reside a cerca de 13 milhões de anos luz da Terra.

As observações atuais e futuras desta supernova poderão fornecer novas pistas sobre o destino das estrelas massivas e como os elementos encontrados na Terra foram formados.

Fonte: NASA

Terminado rastreio ATLASGAL da Via Láctea

Uma nova imagem espetacular da Via Láctea foi divulgada para marcar o término do rastreio ATLASGAL (APEX Telescope Large Area Survey of the Galaxy).

© ESO/ATLASGAL (o plano austral da Via Láctea)

O telescópio APEX, instalado no Chile, mapeou pela primeira vez no submilímetro, a região do espectro eletromagnético entre a radiação infravermelha e as ondas de rádio, a área total do plano galático visível a partir do hemisfério sul, com mais detalhes do que obtido em rastreios recentes feitos a partir do espaço. O telescópio pioneiro APEX de 12 metros permite aos astrônomos estudar o Universo frio: gás e poeira com temperaturas de apenas algumas dezenas de graus acima do zero absoluto.

O APEX, o telescópio Atacama Pathfinder EXperiment, situa-se a 5.100 metros de altitude no planalto do Chajnantor, na região chilena do Atacama. O rastreio ATLASGAL tirou partido das características únicas neste telescópio para fornecer imagens detalhadas da distribuição de gás denso e frio situado no plano da Via Láctea. O mapa foi construído a partir de observações individuais do APEX, de radiação com um comprimento de onda de 870 µm (0,87 milímetros). As novas imagens incluem a maior parte das regiões de formação estelar existentes na Via Láctea austral. A parte norte da Via Láctea já tinha sido mapeada pelo Telescópio James Clerk Maxwell e outros telescópios, no entanto o céu austral é particularmente importante uma vez que inclui o Centro Galático e está também acessível a observações de seguimento detalhadas feitas pelo ALMA.
Os novos mapas ATLASGAL cobrem uma área do céu de 140 graus de comprimentos por 3 de largura, quatro vezes maior que os primeiros mapas divulgados deste rastreio. A primeira divulgação de dados cobria uma área de aproximadamente 95 graus quadrados, era uma tira muito longa e fina de 2 graus por 40 centrada no plano galáctico. Os mapas finais cobrem agora uma área de 420 graus quadrados, o que corresponde a mais de quatro vezes o valor inicial. Os novos mapas têm também uma qualidade superior, já que algumas áreas foram novamente observadas para se obter uma qualidade de dados mais uniforme em toda a área mapeada.
O rastreio ATLASGAL é o projeto do APEX com maior sucesso, com cerca de 70 artigos científicos associados já publicados. O seu legado irá expandir-se ainda mais agora que todos os dados foram reduzidos e colocados à disposição de toda a comunidade astronômica. Os dados estão disponíveis no arquivo ESO.
No coração do APEX encontram-se os seus instrumentos muito sensíveis. Um deles, a câmera LABOCA (LArge BOlometer Camera), foi usado no rastreio ATLASGAL. A LABOCA mede a radiação captada registrando os minúsculos aumentos de temperatura que esta causa nos seus detectores, podendo assim detectar emissão das faixas escuras de poeira fria que obscurecem a radiação estelar.
Esta nova divulgação dos dados ATLASGAL vem complementar observações obtidas com o satélite Planck da ESA. Os dados Planck cobrem todo o céu, mas a sua resolução espacial é baixa. Os dados ATLASGAL cobrem apenas o plano galático mas têm maior resolução angular. Combinar ambas as observações resulta num excelente alcance dinâmico espacial. A combinação dos dados Planck e APEX permitiu aos astrônomos detectar radiação emitida ao longo de uma maior área do céu e estimar assim a fração de gás denso existente na Galáxia interna. Os dados ATLASGAL foram também utilizados para criar um censo completo de nuvens frias de grande massa, onde novas gerações de estrelas estão se formando.
“O ATLASGAL fornece importantes pistas sobre onde a próxima geração de estrelas de grande massa e aglomerados se formam. Ao combinar estas observações com os dados Planck, podemos agora obter uma conexão com as estruturas de larga escala de nuvens moleculares gigantes,” diz Timea Csengeri do Instituto Max Planck de Rádio Astronomia (MPIfR), Bonn, Alemanha, que liderou o trabalho de combinação dos dados APEX e Planck.
O telescópio APEX celebrou recentemente dez anos de pesquisas bem sucedidas do Universo frio. Este telescópio desempenha um papel importante não só como desbravador de terreno mas também como infraestrutura complementar do ALMA, o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, que também se encontra situado no planalto do Chajnantor. O APEX baseia-se numa antena protótipo construída para o projeto ALMA e tem encontrado muitos objetos que o ALMA pode depois estudar com mais detalhe.
Leonardo Testi do ESO, membro da equipe ATLASGAL e Cientista de Projeto europeu do ALMA, conclui: “O ATLASGAL permitiu-nos obter um novo olhar sobre o meio interestelar denso da nossa própria galáxia, a Via Láctea. A divulgação do rastreio completo abre a possibilidade de trabalhar sobre esta incrível base de dados, esperando-se novas descobertas. Muitas equipes de cientistas já estão utilizando os dados ATLASGAL para planejar novas observações com o ALMA.”

Fonte: ESO

Galáxia arrastou impressionante pluma de gás

Astrônomos descobriram uma cauda espetacular de gás com mais de 300.000 anos-luz vindo de uma galáxia próxima.

© CFHT/Coelum (NGC 4569 e IC 3583)

A pluma é constituída por gás de hidrogênio, elemento primordial na formação de novas estrelas, e é cinco vezes maior do que a própria galáxia.

A descoberta foi feita por uma equipe internacional de cientistas liderada pelo Dr. Alessandro Boselli do Laboratoire d'Astrophysique de Marseille na França.

“Os cientistas notaram há muito tempo que a galáxia NGC 4569 continha menos gás do que o esperado, mas não conseguiram ver onde ele tinha ido,” disse o astrofísico Luca Cortese do International Centre for Radio Astronomy Research (ICRAR), que faz parte da equipe de pesquisa.

"Nós não temos a arma fumegante, a nítida evidência de remoção direta de gás da galáxia. Agora, com essas observações, temos visto pela primeira vez uma enorme quantidade de gás que cria um fluxo que arrasta atrás da galáxia," disse o Dr. Cortese.

A NGC 4569 fica no aglomerado de Virgem, um grupo de galáxias a 55 milhões de anos-luz da nossa Via Láctea. Ela está viajando através do aglomerado com cerca de 1.200 quilômetros por segundo, sendo que é este movimento que está causando a retirada do gás da galáxia.

A descoberta foi realizada quando a equipe de pesquisa estava utilizando uma câmera muito sensível no Canada France Hawaii Telescope para observar a NGC 4569 por um longo tempo.

A NGC 4569 pode ser a primeira de muitas galáxias encontrados que possuem longas caudas de gás que se estende a partir delas. Será possível encontrar características semelhantes em muitos outros aglomerados de galáxias.

Um artigo intitulado “Spectacular tails of ionised gas in the Virgo cluster galaxy NGC 4569” foi publicado na revista Astronomy & Astrophysics. Uma cópia do documento está disponível no A&A.

Fonte: The University of Western Australia

As primeiras imagens diretas da atmosfera de um exoplaneta

Usando o telescópio espacial Hubble da NASA, os astrônomos da Universidade do Arizona tomaram as primeiras imagens diretas de um jovem exoplaneta gasoso conhecido como 2M1207b, localizado cerca de 160 anos-luz da Terra.

© ESO (ilustração do exoplaneta 2M1207b e sua estrela)

O exoplaneta tem quatro vezes a massa de Júpiter e orbita uma estrela anã marrom. E enquanto o nosso Sistema Solar possui 4,5 bilhões de anos de existência, o 2M1207b tem apenas dez milhões de anos de idade. Seus dias são curtos, com menos de 11 horas, e sua temperatura está quente formando bolhas de 1.427 graus Celsius. Suas pancadas de chuva vêm na forma de ferro líquido e vidro.

Os pesquisadores, liderados pelo estudante Yifan Zhou do Departamento de Astronomia Universidade do Arizona, foram capazes de deduzir o período de rotação do exoplaneta e entender melhor suas propriedades atmosféricas, incluindo suas nuvens desiguais, captando 160 imagens do alvo ao longo de dez horas. Este trabalho foi possível graças às capacidades de alta resolução e de alto contraste Wide Field Camera 3 do telescópio espacial Hubble.
"Compreender a atmosfera do exoplaneta foi um dos principais objetivos para nós. Isso pode nos ajudar a entender como as nuvens são formadas e se elas são homogêneas ou heterogêneas em todo o planeta", disse Zhou.

Até agora, nunca ninguém tinha utilizado o telescópio espacial Hubble para criar imagens diretas de um exoplaneta. Mesmo o maior telescópio na Terra não poderia tirar uma foto nítida de um exoplaneta tão longe quanto o 2M1207b, por isso os astrônomos criaram uma nova forma inovadora para mapear suas nuvens sem realmente vê-los em relevo acentuado, através da medida da mudança no seu brilho mudança ao longo do tempo.

"O resultado é muito emocionante. Isso nos dá uma nova técnica para explorar as atmosferas dos exoplanetas," disse Daniel Apai, professor assistente de astronomia e ciências planetárias da Universidade do Arizona e o pesquisador principal deste programa do Hubble.

De acordo com Apai, esta nova técnica de imagem fornece um método para mapear exoplanetas e é um passo importante para o discernimento, e colocando nossos planetas no contexto. Nosso Sistema Solar tem uma amostragem relativamente limitada de planetas, e não há nenhum planeta tão quente ou tão volumoso quanto o 2M1207b.
"O 2M1207b é provavelmente apenas o primeiro de muitos exoplanetas que seremos capazes de caracterizar e mapear", disse o astrônomo Glenn Schneider do Steward Observatory, co-autor do estudo com Adam Showman do Lunar and Planetary Laboratory.

"Será que esses mundos exóticos uniram padrões de nuvens como Júpiter? Como está o clima nesses mundos extremamente quentes, é semelhante ou diferente dos planetas mais frios em nosso próprio sistema solar? Observações como estas são fundamentais para responder a estas perguntas," disse Showman.

Zhou e seus colaboradores começaram a coletar dados para este projeto em 2014. Ele começou como um estudo piloto para demonstrar que o telescópio espacial Hubble e o telescópio espacial James Webb, que a NASA vai lançar no final de 2018, podem ser usados para mapear nuvens em outros planetas.

O sucesso deste estudo levam a um novo programa, maior: o programa Cloud Atlas do Hubble. Sendo um dos maiores programas focados em exoplanetas do Hubble, o Cloud Atlas representa uma colaboração entre 14 especialistas de todo o mundo, que agora estão criando mais imagens diretas de outros exoplanetas.

© ESO/VLT (exoplaneta 2M1207b em órbita da estrela anã marrom)

A imagem composta acima mostra o exoplaneta 2M1207b (a mancha vermelha no canto inferior esquerdo), em órbita da anã marrom 2M1207 (centro), o primeiro exoplaneta diretamente fotografado e o primeiro descoberto orbitando uma anã marrom. Ela foi fotografada pela primeira vez pelo VLT em 2004. A sua identidade planetária e características foram confirmadas após um ano de observações em 2005. O 2M1207b é um planeta semelhante a Júpiter, 5 vezes mais massivo do que Júpiter. Ele orbita a anã marron a uma distância 55 vezes maior do que a Terra ao Sol, quase duas vezes tanto quanto Netuno é do Sol. O sistema 2M1207 fica a uma distância de 230 anos-luz, na constelação de Hydra. A foto é baseado em três exposições do infravermelho próximo (nas bandas H, K e L), com a instalação do sistema de óptica adaptativa NACO no telescópio VLT Yepun de 8,2 m do Observatório Paranal do ESO.

Fonte: University of Arizona & ESO

O gigante adormecido no centro de uma galáxia

A aparência plácida da NGC 4889 pode enganar o observador desavisado.

© Hubble (NGC 4889)

Mas, a galáxia elíptica mostrada nesta nova imagem efetuada pelo telescópio espacial Hubble guarda um segredo obscuro. No seu coração existe um dos buracos negros mais massivos já descobertos.

Localizado a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância no Aglomerado Coma, a gigantesca galáxia elíptica NGC 4889, a maior e mais brilhante galáxia vista nesta imagem, é a moradia de um buraco negro supermassivo quebrador de recordes. Com 21 bilhões de vezes a massa do Sol, este buraco negro tem um horizonte de eventos – a superfície de onde nem mesmo a luz pode escapar – com um diâmetro de aproximadamente 130 bilhões de quilômetros. Isto é cerca de 15 vezes o diâmetro da órbita de Netuno ao redor do Sol. Por comparação, o buraco negro supermassivo no centro da nossa galáxia, a Via Láctea, acredita-se que tenha uma massa de cerca de 4 milhões de vezes a massa do Sol e um horizonte de eventos com um tamanho equivalente a um quinto da órbita de Mercúrio.

Porém, o tempo quando o buraco negro da NGC 4889 engolia as estrelas e devorava poeira é passado. Os astrônomos acreditam que o gigantesco buraco negro parou de se alimentar, e está atualmente descansando. O ambiente dentro da galáxia está agora tão tranquilo que as estrelas estão se formando a partir do gás remanescente e não perturbado em torno do buraco negro.

Quando estava ativo o buraco negro supermassivo da NGC 4889 foi energizado pelo processo de acreção quente. Quando o material galáctico, como o gás, a poeira e outros detritos, caia vagarosamente em direção ao buraco negro, ele se acumulou e formou o disco de acreção. Orbitando o buraco negro, este disco de material em rotação foi acelerado pela imensa força gravitacional do buraco negro e foi aquecido a milhões de graus. Este material aquecido também expeliu jatos gigantescos e muito energéticos. Durante este período, os astrônomos teriam classificado a NGC 4889 como um quasar e o disco ao redor do buraco negro supermassivo teria emitido uma energia mil vezes maior do que a energia da Via Láctea.

O disco de acreção sustentou o apetite do buraco negro supermassivo até que o suprimento de material galáctico se exaurisse. Agora, descansando, enquanto espera o próximo lanche celeste, o buraco negro supermassivo está dormente. Contudo, sua existência permite que os astrônomos avancem no conhecimento sobre como e onde os quasares, estes objetos ainda misteriosos e elusivos, se formaram nos primeiros dias de existência do Universo.

Embora seja impossível observar diretamente um buraco negro, já que a luz não pode escapar da força gravitacional, sua massa pode ser indiretamente determinada. Usando instrumentos no observatório Keck II e o telescópio Gemini Norte, os astrônomos mediram a velocidade com a qual as estrelas estão se movendo ao redor do centro da NGC 4889. Estas velocidades, que dependem da massa do objeto que elas orbitam, revelaram a imensa massa do buraco negro supermassivo.

Fonte: ESA

Descoberto jato em buraco negro pela radiação remanescente do Big Bang

Um jato proveniente de um buraco negro muito distante sendo iluminado pelo brilho remanescente do Big Bang, conhecido como radiação Cósmica de Micro-ondas de Fundo (CMB), foi descoberto por astrônomos usando o observatório de raios X Chandra da NASA, quando observavam outra fonte no campo de visão do observatório.

© Chandra/DSS (jato de um buraco negro distante)

Jatos no Universo primordial como esse, conhecido como B 3 0727+409, fornece aos astrônomos uma maneira de pesquisar sobre o crescimento dos buracos negros numa época muito antiga do cosmos. A luz do B3 0727+409 foi emitida a cerca de 2,7 bilhões de anos depois do Big Bang, quando o Universo tinha somente um quinto da sua idade atual.

A imagem acima mostra os dados de raios X do Chandra que foram combinados com imagens ópticas obtidas pelo Digitized Sky Survey (DSS). Pode-se notar que as duas fontes perto do centro da imagem não representam uma fonte dupla mas sim um alinhamento do distante jato e da galáxia em primeiro plano. O detalhe mostra mais informações da emissão do jato de raios X detectado pelo Chandra. O comprimento do jato no B3 0727+409 é de no mínimo 300.000 anos-luz. Muitos jatos longos emitidos por buracos negros supermassivos já foram detectados no Universo próximo, mas como exatamente esses jatos emitem os raios X é um tema de muito debate ainda. No B3 0727+409, parece que a CMB está realçando os comprimentos de onda de raios X.

Os cientistas acreditam que à medida que os elétrons no jato voam do buraco negro numa velocidade próxima da velocidade da luz, eles se movem através de um mar de radiação de CMB e colidem com os fótons das micro-ondas. Isso realça a energia dos fótons na faixa dos raios X que são detectados pelo Chandra. Se esse for o caso, isso implica que os elétrons no jato B3 0727+409, precisam se manter movendo na velocidade próxima da velocidade da luz por centenas de milhares de anos-luz.

A significância dessa descoberta está no fato dos astrônomos terem essencialmente descoberto esse jato enquanto estavam observando o aglomerado de galáxias no campo. Historicamente, esses jatos distantes têm sido descobertos primeiramente nas ondas de rádio, e então nas observações de raios X para se procurar por emissões de energia mais altas. Se os jatos de raios X podem existir com partes muito fracas e não detectáveis de ondas de rádio, isso significa que podem existir muito mais desses jatos no Universo, mas os astrônomos ainda não procuraram por eles de forma sistemática.

Um artigo descrevendo estes resultados foi publicado no The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Primeira detecção da atmosfera de uma Super-Terra

Os astrônomos têm perscrutado as atmosferas dos exoplanetas tanto a partir de telescópios terrestres como através de observatórios espaciais.

  © ESA/M. Kornmesser (ilustração da Super-Terra 55 Cancri e em frente de sua estrela hospedeira)

A espectroscopia de transmissão nos permite observar o espectro da luz estelar em vários comprimentos de onda a medida que um exoplaneta em trânsito passa primeiramente à frente de sua estrela hospedeira e depois se move para trás da mesma. Agora nós temos notícias sobre uma inédita e bem-sucedida detecção de gases atmosféricos de uma Super-Terra por uma equipe de cientistas composto de pesquisadores da University College London (UCL) e da Catholic University of Leuven, na Bélgica, usando dados fornecidos pelo Hubble.

“Este é um resultado excitante porque é a primeira vez que fomos capazes de encontrar as assinaturas espectrais que mostram os gases presentes na atmosfera de uma Super-Terra. Nossa análise da atmosfera de 55 Cancri e sugere que o exoplaneta tem conseguido manter uma significante quantidade de hidrogênio e hélio fornecido pela nebulosa onde se formou,” disse Angelos Tsiaras, estudante de doutorado na UCL, que desenvolveu a análise e técnica juntamente com os colegas Dr. Ingo Waldmann e Marco Rocchetto da UCL Physics & Astronomy.

O sistema 55 Cancri dista 41 anos-luz do Sol. Trata-se de um sistema estelar binário que consiste de uma estrela anã amarela classe G (55 Cancri A) com massa 0,95 M_☉e uma estrela anã vermelha classe M (55 Cancri B) de massa 0,13 M_☉. São conhecidos cinco exoplanetas que orbitam 55 Cancri A, destes, o exoplaneta mais interno é a Super-Terra 55 Cancri e. Todos os cinco exoplanetas conhecidos orbitam a estrela maior 55 Cancri A, sendo que a estrela companheira menor 55 Cancri B fica distante cerca de 1.065 UA (unidades astronômicas).

Embora 55 Cancri e seja uma exoplaneta em trânsito, os cinco exoplanetas do sistema foram descobertos através da técnica da velocidade radial.

As temperaturas em 55 Cancri e atingem 2.000 graus Celsius em um mundo cujo ano leva somente 18 horas terrestres. Com a massa mínima estimada em 8,3 M⊕, o exoplaneta tem um diâmetro com cerca do dobro da Terra.

Tsiaras e sua equipe utilizaram o dispositivo Wide Field Camera 3 (WFC3) do Hubble, recuperando a assinatura espectral de 55 Cancri e através da captura de numerosas medições do espectro por rápidos escaneamentos do objeto em questão. O método especialmente permite a prevenção da saturação do detector. Os resultados foram então alimentados através de um software de empilhamento que removeu distorções sistemáticas causadas pelo método de escaneamento.

No caso de escaneamentos muito longos, devem ser consideradas as distorções geométricas (variações na dispersão ao longo da direção do escaneamento e inclinação do espectro) e os deslocamentos posicionais (horizontal e vertical), uma vez que produzem efeitos significativos no espectro espacialmente escaneado. Especialmente no caso dos escaneamentos rápidos, foi descoberto que os deslocamentos verticais são tão importantes quanto os horizontais, porque estão acoplados com o processo de leitura do detector, causando variações no tempo da exposição. As sistemáticas de longo termo que são dependentes do tempo parecem ter um comportamento diferente para cada canal de comprimento de onda.

Os dados resultantes mostram a abundância de hidrogênio e hélio na atmosfera de 55 Cancri e, mas, em contrapartida, a ausência de vapor d’água. Há evidências intrigantes que sugerem a presença de cianeto de hidrogênio (HCN) com a possível adição de outras moléculas tais como o monóxido de carbono (CO), o dióxido de carbono (CO₂) e o acetileno (C₂H₂). O gás HCN é considerado como um marcador de atmosferas ricas em carbono, o que é consistente com o que previamente era conhecido sobre esse exoplaneta. O 55 Cancri e algumas vezes foi chamado de ‘planeta diamante’ por causa da possibilidade de possuir um interior muito rico em carbono. O recente trabalho aponta na mesma direção, pois sugere que sua atmosfera tem uma alta proporção de carbono em relação ao oxigênio.

“Se a presença de cianeto de hidrogênio (HCN) e outras moléculas for confirmada pela nova geração de telescópios de infravermelho, tais evidências suportariam a teoria que este exoplaneta é de fato rico em carbono e um lugar bem exótico. Entretanto, o cianeto de hidrogênio ou ácido prússico é um composto extremamente venenoso, por isso não é um exoplaneta para se viver!” conclui o Professor Jonathan Tennyson da UCL.

O artigo assinado por Tsiaras et al., intitulado “Detection of an Atmosphere Around the Super-Earth 55 Cancri e”, foi aceito para publicação no periódico Astrophysical Journal.

Fonte: Centauri Dreams

Estágios iniciais na formação de planetas em sistemas binários

Um dos grandes esforços dos astrônomos é entender como os planetas se formam em sistemas estelares binários.

© NRAO/ALMA/A. Isella/B. Saxton (imagem composta do sistema estelar binário HD 142527)

A imagem composta acima do sistema estelar binário HD 142527 a partir de dados captados pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) mostra um arco distinto de poeira (vermelho) e um anel de monóxido de carbono (azul e verde). Os dois pontos no centro representam as duas estrelas no sistema.

Os primeiros modelos sugeriam quando o cabo de guerra gravitacional entre os dois corpos estelares colocaria os jovens planetas em órbitas excêntricas, possivelmente ejetando-os completamente de seus sistemas ou enviando-os em direção a se colidirem com suas estrelas. Evidências observacionais revelam que os planetas realmente se formam e se mantêm surpreendentemente em órbitas estáveis ao redor das estrelas duplas.

Para melhor entender como esses sistemas se formam e evoluem, os astrônomos estão usando o ALMA para olhar de forma detalhada o disco de formação de planetas ao redor do sistema binário HD 142527, localizado a cerca de 450 anos-luz de distância da Terra num aglomerado de estrelas jovens conhecido como Associação Scorpius-Centaurus.

O sistema HD 142527 inclui uma estrela principal com um pouco mais de duas vezes a massa do nosso Sol e uma companheira menor com apenas um terço da massa do Sol. Elas são separadas por cerca de 1,6 bilhões de quilômetros, um pouco mais da distância entre o Sol e Saturno. Estudos anteriores do ALMA desse mesmo sistema revelaram detalhes impressionantes sobre a estrutura dos discos internos e externos do sistema.

“Esse sistema binário tem sido por muito tempo conhecido como um sistema que abriga uma coroa de formação de planetas de gás e poeira,” disse Andrea Isella, um astrônomo da Rice University em Houston, no Texas. “As novas imagens do ALMA revelam detalhes anteriormente não observados sobre o processo físico que regula a formação dos planetas ao redor desse e talvez de muitos outros sistemas binários.”

Os planetas se formam de discos expansivos de gás e poeira que circundam estrelas jovens. Pequenos grãos de poeira e pacotes de gás se juntam pela gravidade, formando aglomerações cada vez maiores e eventualmente asteroides e planetas. Os detalhes desse processo não são bem entendidos. Estudando uma grande quantidade de discos protoplanetários com o ALMA, os astrônomos esperam entender melhor as condições que existiam no momento da formação de planetas pelo Universo.

As novas imagens de alta resolução obtidas pelo ALMA do HD 142527 mostram um vasto anel elíptico em torno da estrela dupla. O disco começa incrivelmente distante da estrela central, cerca de 50 vezes a distância Terra-Sol. A maior parte do disco consiste de gases incluindo duas formas de monóxido de carbono, 13CO e C180, mas existe uma escassez notável desses gases dentro de um grande arco de poeira que se estende por quase um terço do caminho ao redor do sistema estelar.

Essa nuvem de poeira em forma de lua crescente pode ser o resultado de forças gravitacionais únicas em estrelas binárias, e pode também ser a chave para a formação de planetas. Essa falta de gases flutuando livremente, é provavelmente o resultado do congelamento e da formação de uma fina camada de gelo nos grãos de poeira.

“A temperatura é tão baixa que o gás se transforma em gelo e adere aos grãos,” disse Isella. “Esse processo provavelmente aumenta a capacidade para que os grãos de poeira se unam novamente, fazendo deles um forte catalisador para a formação de planetesimais, e posteriormente em planetas.”

“Nós temos estudado discos protoplanetários por no mínimo 20 anos,” disse Isella. “Existem entre poucas centenas e poucos milhares de discos que nós possamos observar novamente com o ALMA para encontrar novos e surpreendentes detalhes. Essa é a beleza do ALMA. Cada vez que você adquire um novo dado, é como se estivesse abrindo um presente. Você não sabe o que tem dentro do embrulho.”

Fonte: Astronomy Now

Ondas gravitacionais são detectadas no Universo

Após uma série de rumores nos últimos meses, um consórcio internacional de cientistas, integrado por pesquisadores do Brasil, do projeto LIGO (Laser Interferometer Gravitacional-wave Observatory), confirmou ter obtido a primeira detecção direta de ondas gravitacionais geradas pela colisão e fusão de dois buracos negros.

© Ames Research Center/PRL (simulações numéricas das ondas gravitacionais)

A imagem acima mostra simulações numéricas das ondas gravitacionais emitidas pela fusão de dois buracos negros. Os contornos coloridos em torno de cada buraco negro representam a amplitude da radiação gravitacional, as linhas azuis representam as órbitas dos buracos negros e, as setas verdes, suas rotações.

As ondas gravitacionais são oscilações do espaço-tempo que foram previstas há um século pelo físico Albert Einstein.

A existência de ondas gravitacionais foi demonstrada pela primeira vez nas décadas de 1970 e 1980 por Joseph Taylor Jr. e colegas. Taylor e Russell Hulse descobriram, em 1974, um sistema binário composto por um pulsar em órbita de uma estrela de nêutrons. Taylor e Joel M. Weisberg descobriram, em 1982, que a órbita do pulsar estava diminuindo ligeiramente ao longo do tempo devido à libertação de energia sob a forma de ondas gravitacionais. Pela descoberta do pulsar e pela demonstração que tornaria possível esta medição de onda gravitacional em particular, Hulse e Taylor receberam o Prêmio Nobel da Física em 1993.

A nova descoberta do LIGO é a primeira observação das próprias ondas gravitacionais, feita através da medição dos pequenos distúrbios que as ondas fazem no espaço e no tempo à medida que passam através da Terra.

Usando detectores gêmeos do projeto LIGO, situados um em Livingston, em Louisiana, e o outro em Hanford, em Washington, nos Estados Unidos, a três mil quilômetros de distância um do outro, os pesquisadores afirmaram ter observado, pela primeira vez, ondas gravitacionais a partir de um evento cataclísmico, denominado GW 150914, em uma galáxia distante mais de 1 bilhão de anos-luz da Terra.

As ondas gravitacionais foram detectadas em 14 de setembro de 2015, às 6h51 no horário de Brasília, pelos detectores do LIGO. A última tomada de dados terminou agora em janeiro e a análise completa deverá ser publicada em abril.

Os pesquisadores afirmaram que as ondas gravitacionais foram produzidas durante os momentos finais da fusão de dois buracos negros que giraram um em torno do outro, como dois piões, irradiando energia como ondas gravitacionais. Estas ondas gravitacionais têm um som característico, chamado de sinal sonoro, que pode ser usado para medir as massas de dois objetos. Após girarem em torno um do outro, os dois buracos negros se fundiram em um único e mais massivo buraco negro em rotação.

Estima-se que a energia de pico liberada sob a forma de ondas gravitacionais durante os momentos finais da fusão dos buracos negros foi dez vezes maior do que a luminosidade combinada de todas as galáxias no Universo observável.

Os buracos negros têm apenas 150 quilômetros de diâmetro, mas um com 29 e outro com 36 vezes a massa do Sol. Quando se fundem há uma grande explosão de ondas gravitacionais. A energia despendida na geração das ondas gravitacionais detectadas explica porque o buraco negro resultante da fusão ficou com 62 vezes a massa do Sol, três sóis a menos do que a soma dos dois originais.

Causadas por alguns dos fenômenos mais violentos do Cosmos, como colisões e fusões de estrelas massivas compactas, a existência das ondas gravitacionais foi prevista por Einstein, em 1915, em sua Teoria da Relatividade Geral.

O cientista postulou que objetos massivos acelerados distorciam o espaço-tempo, produzindo mudanças no campo gravitacional que se deslocam para fora da massa e viajam à velocidade da luz através do Universo, levando informações sobre suas origens, além de pistas valiosas sobre a natureza da própria gravidade. Estas ondas gravitacionais têm amplitude um milhão de vezes menor do que o diâmetro de um próton e chegam à Terra com uma amplitude muito pequena.

Para tentar detectar e localizar fontes de ondas gravitacionais, os pesquisadores usaram uma técnica conhecida como interferometria a laser, que utiliza detectores distantes entre si para medir as diferenças das observações. Por intermédio dos detectores do LIGO, que foram desenvolvidos e são operados pelo Massachusetts Institute of Technology (MIT) e o California Institute of Technology (Caltech), ambos dos Estados Unidos, foi possível observar as ondas gravitacionais produzidas pela colisão e fusão de dois buracos negros há cerca de 1,3 bilhão de anos-luz da Terra que foram convertidas em trechos de som.

Na próxima campanha de observação do LIGO, que começará nos próximos meses, também haverá a participação de outro detector de ondas gravitacionais, o italiano VIRGO.

Um artigo intitulado “Observation of Gravitational Waves from a Binary Black Hole Merger” foi publicado na revista Physical Review Letters. Os pesquisadores devem publicar nos próximos meses mais doze outros resultados da colaboração.

Uma publicação elaborada em conjunto pela Astronomy e Discovery referente ao centenário das ondas gravitacionais pode ser vista a seguir.

 

Fonte: Astronomy & Discovery

Um momento de brilho de uma estrela

Uma estrela recém formada ilumina as nuvens cósmicas à sua volta nesta nova imagem obtida no observatório de La Silla do ESO, no Chile.

© ESO (jovem estrela ilumina nebulosa de reflexão IC 2631)

As partículas de poeira nas enormes nuvens que rodeiam a estrela HD 97300 difundem a sua luz, tal como acontece com os faróis de um carro num nevoeiro, criando assim uma nebulosa de reflexão. Embora a estrela HD 97300 se encontre nas luzes da ribalta por agora, a própria poeira que a torna tão proeminente anuncia o nascimento de futuras estrelas, que potencialmente lhe roubarão o protagonismo.

A região resplandescente que se observa nesta nova imagem obtida com o telescópio MPG/ESO de 2,2 metros é uma nebulosa de reflexão chamada IC 2631. Estes objetos são nuvens de poeira cósmica que refletem a radiação de uma estrela próxima, criando um magnífico espetáculo de luz. A IC 2631 é a nebulosa mais brilhante situada no Complexo do Camaleão, uma enorme região de nuvens de gás e poeira que abrigam várias estrelas recém nascidas e estrelas ainda em formação. O complexo situa-se a cerca de 500 anos-luz de distância na constelação austral do Camaleão.

A IC 2631 está iluminada pela estrela HD 97300, uma das estrelas mais jovens, mais massiva e mais brilhante da vizinhança. Esta região encontra-se repleta de material adequado à formação de estrelas, como é evidente pela presença das nebulosas escuras que se vêem na imagem por cima e por baixo da IC 2631. As nebulosas escuras são tão densas em gás e poeira que bloqueiam a radiação emitida pelas estrelas de fundo.

Apesar da sua presença dominante, a importância da HD 97300 deve ser colocada em perspectiva, já que se trata de uma estrela T Tauri, a primeira fase visível para estrelas relativamente pequenas. À medida que estas estrelas vão evoluindo e atingem a fase adulta, perdem massa e diminuem. No entanto, durante a fase de T Tauri as estrelas ainda não se contraíram até ao tamanho moderado que apresentarão durante bilhões de anos como estrelas da sequência principal.

Estas estrelas têm já uma temperatura à superfície semelhante à que terão na fase de sequência principal e, uma vez que os objetos T Tauri são essencialmente versões grandes da sua fase posterior, parecem mais brilhantes na sua juventude fora de proporções do que na sua maturidade. Estes objetos ainda não começaram a queimar hidrogênio em hélio nos seus núcleos, como as estrelas normais de sequência principal, mas começam já a “movimentar os seus músculos térmicos”, gerando calor a partir da contração.

As nebulosas de reflexão, como a que foi criada por HD 97300, apenas dispersam a radiação estelar de volta para o espaço. A radiação estelar mais energética, tal como a radiação ultravioleta emitida por estrelas jovens muito quentes, pode ionizar o gás circundante, fazendo com que este emita radiação e dando assim origem a nebulosas de emissão. Estas nebulosas de emissão indicam sempre a presença de estrelas mais quentes e mais poderosas que, durante a sua vida adulta, podem ser observadas a milhares de anos-luz de distância. A HD 97300 não é tão poderosa e o seu momento de protagonismo não está destinado a durar.

Fonte: ESO

Descobertas galáxias escondidas atrás da Via Láctea

Quase 900 galáxias próximas e escondidas têm sido estudadas por uma equipe internacional de astrônomos, levando uma nova luz sobre o entendimento do Grande Atrator, uma concentração difusa de massa a 250 milhões de anos-luz de distância, que está puxando a nossa Via Láctea, e milhares de outras galáxias em sua direção.

© ICRAR (ilustração do Grande Atrator)

Usando um receptor instalado no rádio telescópio Parkes de 64 m, pertencente à instituição Commonwealth Scientific and Industrial Research Organisation (CSIRO) na Austrália, a equipe foi capaz de ver através das estrelas e da poeira da nossa galáxia, vasculhando assim uma região inexplorada do espaço, conhecida pelos astrônomos como “Zona de Anulação”.

“Nós descobrimos 883 galáxias, um terço das quais nunca tinham sido vistas anteriormente,” disse o Professor Lister Staveley-Smith, membro da equipe, do ARC Centre of Excellence for All-sky Astrophysics (CAASTRO) e da University of Western Australia, um dos nós do International Centre for Radio Astronomy Research.

“A Via Láctea é muito bonita, e lógico é muito interessante estudá-la, mas ela bloqueia completamente a visão de galáxias mais distantes, atrás dela. Os cientistas têm tentado descobrir algo sobre o Grande Atrator desde que grandes desvios na expansão universal foram descobertos nos anos de 1970 e 1980,” disse Staveley-Smith.

“Nós não entendemos na verdade o que está causando essa aceleração gravitacional na Via Láctea, ou de onde essa força está vindo. Nós sabemos que nessa região existem algumas grandes coleções de galáxias que nós chamamos de aglomerados ou super aglomerados, e que a Via Láctea está se movendo na direção delas a mais de 2 milhões de quilômetros por hora”.

O Professor Staveley-Smith e seus colegas também identificaram algumas novas estruturas que poderiam ajudar a explicar o movimento da nossa Galáxia, incluindo três concentrações de galáxias e dois novos aglomerados.

“Existem novas concentrações de galáxias (chamadas de NW1, NW2 e NW3) que são fundamentais para confirmar o cruzamento diagonal da Parede do Grande Atrator, entre os Aglomerados Norma e o CIZA J1324.7-5736,” disse ele.

“Contribuidores para a densidade acima do nomal nessa área, são dois novos aglomerados (chamados de CW1 e CW2) na chamada Parede Centaurus, um dos quais forma parte do longo filamento que domina a céu do sul a velocidades de 3.000 km/s, e a sugestão de outra Parede no Grande Atrator em longitudes levemente maiores”.

“Os astrônomos têm tentado mapear a distribuição escondida atrás da Via Láctea por décadas,”disse o Professor Renée Kraan-Korteweg, um astrônomo na University of Cape Town, na África do Sul .

“Nós usamos uma grande quantidade de técnicas mas somente as observações de rádio realmente tiveram sucesso e permitiram que nós pudéssemos enxergar através da espessa camada de estrelas e poeira”.

“Uma galáxia normal contém 100 bilhões de estrelas, portanto descobrir centenas de novas galáxias escondidas atrás da Via Láctea, aponta para uma grande quantidade de massa, que era desconhecida até agora”.

Um artigo foi publicadono periódico Astronomical Journal.

Fonte: International Centre for Radio Astronomy Research

Planetas parecidos com a Terra têm interiores similares

As crianças aprendem na escola a estrutura básica da Terra: uma fina crosta exterior, um manto espesso e um núcleo com o tamanho de Marte. Mas será que esta estrutura é universal?

 

© NASA/JPL-Caltech (ilustração de planeta parecido com a Terra)

Será que os exoplanetas em torno de outras estrelas têm as mesmas três camadas? Uma nova pesquisa sugere que a resposta é sim, que terão interiores muito semelhantes ao da Terra.

"Queríamos ver quão parecidos com a Terra são estes planetas rochosos. E parece que são muito parecidos com a Terra," afirma Li Zeng do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), autor principal do estudo.

Para chegar a esta conclusão, Zeng e outros pesquisadores aplicaram um modelo computacional conhecido como Preliminary Reference Earth Model (PREM), que é o modelo padrão para o interior da Terra. Ajustaram o modelo para acomodar massas e composições diferentes, e aplicaram-no a seis exoplanetas rochosos conhecidos cujas massas e tamanhos são bem conhecidos.

Eles descobriram que todos os outros planetas, apesar das suas diferenças em relação à Terra, têm um núcleo de níquel/ferro que corresponde a cerca de 30% da massa do planeta. Em comparação, cerca de um-terço da massa da Terra está no seu núcleo. A massa restante está no manto e na crosta, tal como a Terra.

"Nós só conhecemos bem a estrutura da Terra há aproximadamente cem anos. Agora podemos calcular as estruturas de planetas em torno de outras estrelas, apesar de não os podermos visitar," acrescenta Zeng.

O novo código também pode ser aplicado a mundos gelados mais pequenos, como luas ou planetas anões no Sistema Solar exterior. Por exemplo, ao inserir a massa e o tamanho de Plutão, a equipe determina que cerca de um-terço é gelo (principalmente água gelada, mas também amônia e metano gelado).

O modelo assume que os exoplanetas distantes têm composições químicas semelhantes à da Terra. Tal é razoável com base nas abundâncias relevantes dos elementos químicos essenciais como ferro, magnésio, silício e oxigênio em sistemas próximos. No entanto, planetas que se formem em regiões mais ou menos ricas em metais da Galáxia podem mostrar estruturas interiores diferentes. A equipe espera explorar estas questões em pesquisas futuras.

O artigo que descreve este trabalho, da autoria de Li Zeng, Dimitar Sasselov e Stein Jacobsen, foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal e está disponível online.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Fusão de galáxias em Eridanus

A imagem abaixo obtida pelo telescópio espacial Hubble da NASA e ESA, mostra uma galáxia peculiar conhecida como NGC 1487, encontrando-se cerca de 30 milhões de anos-luz de distância na constelação austral de Eridanus.

© Hubble/Judy Schmidt (NGC 1487)

Ao invés de vê-la como um objeto celeste, na verdade é melhor pensar nisso como um evento. Aqui, estamos assistindo duas ou mais galáxias se unindo para formar uma única nova galáxia. Cada galáxia perdeu quase todos os vestígios de sua aparência original, onde estrelas e gás foram arrastados pela gravidade em um elaborado turbilhão cósmico.

Exceto quando uma galáxia é muito maior que a outra, elas são sempre perturbadas pela violência do processo de fusão. Como resultado, é muito difícil determinar precisamente o que as galáxias originais pareciam e, de fato, quantos delas haviam. Neste caso, é possível que nós estamos vendo a fusão de várias galáxias anãs que anteriormente foram aglutinadas em um pequeno grupo.

Embora as estrelas amarelas e vermelhas mais velhas pode ser vistas nas regiões exteriores da nova galáxia, sua aparência é dominada por grandes áreas de estrelas azuis brilhantes, iluminando as manchas de gás que lhes deu vida. Esta explosão de formação estelar provavelmente pode ter sido provocada pela fusão.

Fonte: ESA

Encontrado seis novos pulsares de milissegundo

Uma equipe de astrônomos utilizou o catálogo de fontes de raios gama do telescópio espacial Fermi, compilado com base em 4 anos de observações, para identificar 34 das 1.000 fontes de raios gama de origem desconhecida como potenciais pulsares com períodos de rotação na ordem dos milissegundos.

© NASA (ilustração de um pulsar de milissegundo)

Observações subsequentes obtidas com o radiotelescópio de 305 metros de Arecibo, em Porto Rico, permitiram a identificação conclusiva de 6 dos candidatos como pulsares com períodos de rotação entre 1,99 e 4,66 milissegundos, ou seja, giram entre 502 e 215 vezes por segundo. Um dos pulsares faz parte de um sistema triplo, orbitando à distância um par de anãs brancas. Os restantes fazem parte de sistemas binários compactos com estrelas companheiras normais e períodos orbitais inferiores a 8 horas.

Pulsares são estrelas de nêutrons que emitem pulsos de radiação periódicos quando observadas a partir da Terra. Esta radiação tem origem numa região da superfície ou da vizinhança da estrela de nêutrons, provavelmente junto aos pólos magnéticos, e é normalmente emitida em várias bandas do espectro electromagnético. Em algumas estrelas de nêutrons, durante a rotação, esta região emissora fica alinhada com a nossa linha de visão, dando origem aos referidos pulsos de radiação com um intervalo igual ao período de rotação da estrela. A periodicidade destes pulsos é incrivelmente precisa, superando os melhores relógios atômicos.

Os pulsares perdem energia rotacional gradualmente ao longo de milhões de anos. Essa energia é transferida através do intenso campo magnético da estrela para um vento de partículas e radiação que dele emana. Como resultado, a maioria dos pulsares conhecidos têm períodos de rotação modestos, entre o décimo de segundo e alguns segundos. No início dos anos 80, foi descoberto um pulsar que girava 642 vezes por segundo, ou seja, com um período de rotação de 1,5 milissegundos. Desde então foram descobertos mais de 200 destes pulsares de milissegundo, estando o recorde em 761 rotações por segundo. Isto é metade da velocidade rotacional necessária para desintegrar o pulsar devido à ação da força centrífuga. Os pulsares que giram tão rapidamente ficam achatados nos pólos, assumindo a forma de um elipsóide. Esta alteração da simetria esférica e a sua grande massa em movimento propicia a perda de uma fração importante da sua energia por emissão de ondas gravitacionais.

A explicação para a existência destes pulsares começou a ser esboçada com a observação de que todos eles faziam parte de sistemas binários muito compactos com estrelas normais, anãs brancas ou mesmo outras estrelas de nêutrons. Em particular, os astrônomos notaram que estes pulsares de milissegundo eram particularmente abundantes em aglomerados globulares, tais como: M5 e M28 que têm 8 cada. A densidade estelar nestes aglomerados é das mais elevadas na Via Láctea e a probabilidade de um pulsar capturar uma estrela vizinha para formar um sistema binário compacto é significativa.

Num destes sistemas binários o pulsar “canibaliza” a sua estrela companheira, capturando material das suas camadas exteriores. Este material forma um disco que gira a grande velocidade em torno do pulsar e transfere momento angular para o mesmo, fazendo o pulsar rodar mais depressa. Este processo de amplificação da velocidade de rotação termina quando a estrela companheira, consumida pelo vento de partículas e radiação intensa provenientes do pulsar, fica reduzida a um cadáver estelar.

De acordo com os cientistas, 17 outras fontes ainda não identificadas indicadas pelo LAT são provavelmente pulsares de milissegundo e precisam de observações de acompanhamento para eliminar as incertezas. Em geral, 30% dos pulsares de milissegundo conhecidos ao longo do disco têm sido detectados em fontes anteriormente não identificados em raios gama apontado pelo Fermi. Estes resultados precursores necessitam de mais descobertas futuras em relação à rotação rápida das estrelas de nêutrons.

Fonte: Phys.org

Lua foi gerada por colisão frontral entre a Terra e planeta em formação

Segundo geoquímicos da Universidade da Califórnia, Los Angeles (UCLA), a Lua foi formada por uma violenta colisão de frente entre a Terra primitiva e um "embrião planetário" chamado Theia aproximadamente 100 milhões de anos depois da formação do nosso planeta.

© William K. Hartmann (ilustração do evento que produziu a Lua)

Os cientistas já sabiam deste acidente a alta velocidade, que ocorreu quase há 4,5 bilhões de anos atrás, mas muitos pensavam que a Terra colidiu com Theia a um ângulo de 45 graus ou mais, uma poderosa colisão de lado. Novas evidências divulgadas agora reforçam consideravelmente o caso de um choque frontal.

Os pesquisadores analisaram sete rochas trazidas para a Terra da Lua pelas missões Apollo 12, 15 e 17, bem como seis rochas vulcânicas do manto da Terra, cinco do Havaí e uma do estado americano do Arizona.

A chave para a reconstrução do impacto gigante foi uma assinatura química revelada nos átomos de oxigênio das rochas (o oxigênio constitui 90% do volume das rochas e 50% do seu peso). Mais de 99,9% do oxigênio da Terra é ¹⁶O, assim chamado porque cada átomo contém 8 prótons e 8 nêutrons. Mas também existem pequenas quantidades de isótopos de oxigênio mais pesados: ¹⁷O, que tem um nêutron extra, e ¹⁷O, que tem dois nêutrons extra.

A Terra, Marte e outros corpos planetários no nosso Sistema Solar têm, cada um, uma taxa única de ¹⁷O para ¹⁶O, cada um, uma "impressão digital" distinta.

Em 2014, uma equipe de cientistas alemães divulgou na revista Science que a Lua também tem o sua própria e única taxa de isótopos de oxigênio, diferente do da Terra. A nova pesquisa descobriu que tal não é o caso.

"Nós não vemos nenhuma diferença entre os isótopos de oxigênio da Terra e da Lua; são indistinguíveis," afirma Edward Young, autor principal do novo estudo e professor de geoquímica e cosmoquímica na UCLA.

A equipe de pesquisa de Young usou tecnologia de ponta para fazer medições extraordinariamente precisas e cuidadosas, e verificou-as com o novo espectrõmetro de massa da universidade.

O fato de que o oxigênio nas rochas da Terra e da Lua partilham assinaturas químicas foi muito revelador. Caso a Terra e Theia tivessem colidido num golpe lateral, a vasta maioria da Lua seria principalmente constituída pelo corpo Theia, e a Terra e a Lua teriam diferentes isótopos de oxigênio. Uma colisão de frente, no entanto, provavelmente teria resultado na composição química semelhante da Terra e da Lua.

"Theia foi bem misturado tanto na Terra como na Lua e uniformemente disperso entre os dois," comenta Young. "Isto explica porque é que não vemos uma assinatura diferente de Theia na Lua em relação à Terra."

Theia, que não sobreviveu à colisão (exceto que agora compõe grande parte da Terra e da Lua), estava crescendo e provavelmente ter-se-ia tornado um planeta caso a colisão não tivesse ocorrido. Young e outros cientistas pensam que o corpo tinha aproximadamente o mesmo tamanho que a Terra; outros acham que era mais pequeno, talvez parecido com Marte.

Outra questão interessante é saber se a colisão com Theia removeu qualquer água que a Terra primitiva pudesse conter. Depois da colisão, talvez dezenas de milhões de anos mais tarde, pequenos asteroides provavelmente atingiram a Terra, incluindo aqueles ricos em água. As colisões de corpos em crescimento ocorreram com muita frequência naquela época, embora Marte tivesse evitado grandes colisões.

A colisão frontal foi inicialmente proposta em 2012 por Matija Cuk, agora no Instituto SETI, e Sarah Stewart, professora na Universidade Davis da Califórnia; e, separadamente durante o mesmo ano, por Robin Canup do SwRI (Southwest Research Institute).

O recente estudo foi publicado na revista Science.

Fonte: University of California, Los Angeles

Estrelas massivas em nebulosa

Estrelas massivas se encontram dentro da NGC 6357, uma extensa nebulosa de emissão a cerca de 6.500 anos luz na direção da constelação do Escorpião (Scorpius).

© Johannes Schedler (nebulosa NGC 6357)

De fato, posicionado próximo ao centro desta imagem da NGC 6357, o aglomerado estelar Pismis 24 inclui algumas das mais massivas estrelas conhecidas na galáxia, estrelas com cerca de 100 vezes a massa do Sol.

A brilhante região central da nebulosa também contêm pilares de poeira de gás molecular, provavelmente escondendo massivas protoestrelas dos curiosos olhos que se utilizam de instrumentos ópticos.

As formas intrincadas da nebulosa são esculpidas pelos ventos estelares e pela energética radiação emanada pelas recém-formadas estrelas massivas que limpam o gás e poeira original e abastecem o brilho nebular.

Melhorando a aparência cavernosa da nebulosa, os dados de imagem de banda estreita foi incluído nesta imagem composta em um esquema da paleta de cores do Hubble.

A emissão dos elementos enxofre, hidrogênio e oxigênio são mostradas, respectivamente, em tons de vermelho, verde e azul.

Esta visão telescópica sedutora se estende por cerca de 50 anos-luz à distância estimada da nebulosa NGC 6357.

Fonte: NASA

Explosão de buraco negro na radiogaláxia Pictor A

No filme Guerra nas Estrelas protagoniza a fictícia “Estrela da Morte”, que pode disparar raios poderosos de radiação no espaço. No entanto, no Universo existem fenômenos que muitas vezes ultrapassam a ficção científica.

© Chandra/ATCA (radiogaláxia Pictor A)

A galáxia Pictor A, é um destes objetos impressionantes. Esta galáxia localiza-se a cerca de 500 milhões de anos-luz da Terra e possui um buraco negro supermassivo no seu centro. Uma grande quantidade de energia gravitacional é lançada à medida que o material cai em direção ao horizonte de eventos, o ponto sem volta ao redor do buraco negro. Esta energia produz um enorme jato de partículas que viajam com velocidade próxima da velocidade da luz no espaço intergaláctico.

Para obter imagens deste jato, os cientistas usaram o observatório de raios X Chandra da NASA várias vezes durante 15 anos. Os dados do Chandra, em azul, foram combinados com os dados obtidos em ondas de rádio a partir do Australia Telescope Compact Array (ATCA), em vermelho, nesta nova imagem composta.

Ao estudar os detalhes da estrutura vista tanto em raios X como em ondas de rádio, os cientistas esperam entender melhor estas imensas explosões colimadas.

O jato emitido para a direita na Pictor A, é um dos mais próximo de nós. Este jato representa uma emissão contínua de raios X por uma distância de 300.000 anos-luz. Por comparação, a Via Láctea como um todo tem 100.000 anos-luz de diâmetro. Devido à sua relativa proximidade e à capacidade do Chandra de fazer imagens detalhadas em raios X, os cientistas estão conseguindo ver aspectos detalhados dos jatos e testar as ideias de como as emissões de raios X são produzidas.

Além do proeminente jato observado apontando para o lado direito, os pesquisadores reportaram a evidência de outro jato apontando na direção oposta, conhecido como “jato contrário”. Os dados obtidos pelo Chandra, foram os primeiros a confirmarem a presença deste jato contrário. O motivo de o jato contrário ser muito mais fraco do que o jato para a direita se deve provavelmente ao fato do seu movimento ser para longe da linha de visão da Terra.

As propriedades detalhadas do jato e do jato contrário observadas com o Chandra mostram que suas emissões de raios X provavelmente veem dos elétrons que fazem um movimento espiral ao redor das linhas do campo magnético, um processo chamado de emissão síncroton. Neste caso, os elétrons precisam ser continuamente reacelerados à medida que eles se movem ao longo do jato. Como isto ocorre ainda é algo não muito bem entendido.

Ao testarem as hipóteses, os pesquisadores descartaram um mecanismo diferente para produzir a emissão de raios X dos jatos. Neste cenário, os elétrons voando para longe do buraco negro no jato a uma velocidade próxima da velocidade da luz, se movem através de um oceano de radiação cósmica de fundo (CMB), a radiação remanescente da fase quente inicial do Universo depois do Big Bang. Quando um elétron em alta velocidade colide com um destes fótons da CMB, ele pode aumentar drasticmanete a energia do fóton na banda dos raios X.

O brilho dos raios X do jato depende da potência no feixe de elétrons e na intensidade da radiação de fundo. O brilho relativo dos raios X emanado do jato e do jato contrário na Pictor A não se ajustam com o que é esperado neste processo envolvendo a CMB e isto, efetivamente elimina esta hipótese como sendo a fonte da produção de raios X no jato.

Fonte: Marshall Space Flight Center