Marte e Antares nas nuvens

Navegando através desta impressionante paisagem celeste, Marte está realmente à frente destas coloridas nuvens cósmicas.

© Sebastian Voltmer (Marte e Antares nas nuvens Rho Ophiuchi)

Este mosaico foi construído através de imagens telescópicas cobrindo uma área equivalente a 5 graus (10 luas cheias) de diâmetro.

O planeta vermelho foi captado nesta posição em 26 de agosto de 2016, quando estava distante a 7 minutos-luz da Terra e bem próximo da linha de visão da brilhante estrela Antares e do complexo de nuvens Rho Ophiuchi.

Na exposição Marte aparece amarelado, acima e à esquerda, e quase coincidente com Antares, também conhecida como Alpha Scorpii, abaixo do centro da imagem.

O aglomerado globular M4 resplandece logo à direita de Antares, mas M4 fica a cerca de 7.000 anos-luz comparada com a distância de 500 anos-luz de Antares.

Ligeiramente mais perto que Antares, o brilho azulado da estrela Rho Ophiuchi aparece refletido pelas poeirentas nuvens moleculares perto da parte superior da imagem.

Fonte: NASA

Fronteira turbulenta da Nebulosa de Órion

Estas imagens mostram o limite da vasta nuvem molecular que se situa por trás da Nebulosa de Órion, a 1.400 anos-luz de distância da Terra.

© ESO (fronteira turbulenta da Nebulosa de Órion)

A imagem da esquerda mostra uma vista de grande angular da região, obtida pelo instrumento HAWK-I, instalado no Very Large Telescope (VLT) do ESO. Nesta imagem encontra-se destacada com um retângulo branco uma pequena região, região esta que mostramos precisamente na imagem da direita com grande detalhe e que observada pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA).

Além de nos fornecerem imagens bonitas, as nuvens moleculares são de grande interesse para os astrônomos. Tratam-se de maternidades estelares e nas suas periferias os átomos reagem e formam moléculas por processos astroquímicos fundamentais. Com as observações do ALMA, os astrônomos conseguiram resolver a transição de gás atômico a gás molecular nas fronteiras da nuvem molecular de Órion. Esta é a região de formação estelar massiva mais próxima da Terra, o que a torna no alvo ideal para melhor compreendermos estes processos astroquímicos, oferecendo também a possibilidade de estudar em detalhe as interações de estrelas formadas recentemente com o meio que as envolve.

Ambas as observações mostram que esta transição astroquímica de gás atômico a molecular ocorre num meio altamente dinâmico. A imagem ALMA da nebulosa faz lembrar as nuvens escuras de uma tempestade se formando na atmosfera terrestre.

Fonte: ESO

Imagem profunda da Grande e Pequena Nuvens de Magalhães

Será que as duas galáxias satélites mais famosas da nossa Via Láctea podem se colidir no futuro?

© ESO/Yuri Beletsky (imagem profunda da Grande e Pequena Nuvens de Magalhães)

Ninguém sabe ao certo, mas uma inspeção detalhada de imagens profundas como a caracterizada aqui pode indicar tal perspectiva de colisão.

Cada um dos milhares de pontos desta nova imagem representa uma estrela distante e os buracos azuis brilhantes mostram partes das nossas galáxias vizinhas, a Grande e a Pequena Nuvens de Magalhães.

Na foto, a Grande Nuvem de Magalhães (LMC) está no canto superior esquerdo e a Pequena Nuvem de Magalhães (SMC) está no canto inferior direito. O campo circundante é monocromático para destacar filamentos tênues, mostrados em cinza. Uma leve corrente de estrelas parece estar se estendendo desde a SMC para a LMC. Além disso, estrelas à volta da LMC estão distribuídas assimetricamente, indicando em simulações que poderia muito bem ter sido puxadas para fora gravitacionalmente por causa de uma ou mais colisões.

Embora esta imagem pareça ter sido obtida por um telescópio de grande porte, na realidade foi captada a partir do Observatório de La Silla com uma montagem portátil constituída por uma câmera CCD SBIG STL-11000M e uma lente Canon com distância focal fixa. Esta montagem foi descrita num artigo científico em paralelo com simulações de ponta, num exemplo de como uma pequena câmera, uma lente rápida, um longo tempo de exposição e um dos melhores locais para a observação astronômica podem revelar enormes estruturas tênues melhor do que um telescópio grande.
Esta imagem profunda foi captada utilizando o método LRGB e mostra-nos o processo real da criação de belas astrofotografias. As pessoas que tentam fotografar o céu noturno deparam-se com muitos desafios, incluindo a interferência de outras fontes de luz e a necessidade de captar objetos astronômicos com profundidade suficiente.
Tentar maximizar o sinal recebido do alvo, ao mesmo tempo que se minimiza a emissão de outras fontes, o chamado ruído, é um aspecto crucial da astrofotografia. A otimização da razão sinal/ruído consegue-se mais facilmente em preto e branco do que a cores. Por isso, um dos truques normalmente utilizados para captar imagens de alta qualidade consiste numa exposição que produz imagens monocromáticas muito detalhadas como a que aqui apresentamos. Os detalhes coloridos de imagens obtidas através de filtros coloridos podem depois ser sobrepostos ou incorporados, como é o caso das Nuvens de Magalhães da imagem.

Tanto a LMC como a SMC são visíveis a olho nu no céu do sul. Observações telescópicas futuras e simulações de computador são a certeza de continuar o esforço contínuo para entender melhor a história da nossa Via Láctea e seus arredores.

Fonte: NASA & ESO

As estrelas da Grande Nuvem de Magalhães

Essa imagem do telescópio espacial Hubble da NASA e ESA mostra o aglomerado globular NGC 1854, um conjunto de estrelas azuis e brancas na porção sul da constelação de Dorado.

© Hubble (NGC 1854)

O NGC 1854 está localizado a cerca de 135.000 anos-luz de distância, na Grande Nuvem de Magalhães, uma das vizinhas cósmicas  mais próximas e uma galáxia satélite da Via Láctea.

A Grande Nuvem de Magalhães passa por uma vigorosa formação de estrelas. Rica em gás interestelar e poeira, a galáxia é o lar de aproximadamente 60 aglomerados globulares e 700 aglomerados abertos. Esses aglomerados estão frequentemente sujeitos à pesquisa astronômica, como a Grande Nuvem de Magalhães, sua irmã mais nova, a Pequena Nuvem de Magalhães, são os únicos sistemas conhecidos que contêm aglomerados em todos os estágios de evolução. O Hubble é muito usado para estudar esses aglomerados, graças à extrema resolução das suas câmeras que possuem resolução das estrelas de forma individual, mesmo em aglomerados lotados, revelando sua massa, tamanho e grau de evolução.

Fonte: NASA

Nuvens da Nebulosa Carina

Que formas obscuras espreitam as brumas da Nebulosa Carina?

© John Ebersole (Nebulosa Carina)

As formas sinistras são na realidade nuvens moleculares, nós de gás molecular e poeira tão espessos que se tornaram opacos. No entanto, se comparadas com a atmosfera da Terra, estas nuvens são tipicamente muito menos densas. A imagem acima mostra o núcleo da Nebulosa Carina, uma parte onde as nuvens de gás escuras e coloridas e poeira são particularmente proeminentes. A imagem foi captada no mês passado no observatório Siding Spring na Austrália. Embora a nebulosa é composta predominantemente de gás hidrogênio (em verde), foram atribuídas cores de modo que a luz emitida por vestígios de enxofre e oxigênio aparecem em vermelho e azul, respectivamente. A Nebulosa Carina, catalogada como NGC 3372, se estende por mais de 300 anos-luz e está situada a 7.500 anos-luz de distância na constelação de Carina. Eta Carinae, a estrela mais energética da nebulosa, foi uma das estrelas mais brilhantes no céu na década de 1830, mas depois perdeu o brilho dramaticamente.

Fonte: NASA

A geração de protoestrelas na nebulosa escura LDN 1768

A região escura que serpenteia por esta imagem de um campo de estrelas na constelação de Ofiúco não é exatamente o que parece.

© ESO/ALMA (LDN 1768)

Embora pareça não existir estrelas neste local, o fato é que elas estão escondidas por trás desta densa nuvem de poeira que bloqueia a luz. Esta nuvem escura em particular chama-se LDN 1768.
Apesar da sua aparência simples, as nebulosas escuras como LDN 1768 são de grande interesse para os astrônomos, já que é nestes lugares que as estrelas se formam. No interior destas enormes maternidades estelares encontram-se protoestrelas, estrelas na fase mais jovem das suas vidas, ainda formando-se a partir do gás e da poeira da nuvem.
As protoestrelas são relativamente frias e ainda não começaram a produzir energia suficiente para emitirem radiação visível. Emitem no entanto radiação nos comprimentos de onda do submilímetro, a qual não é detectada pelo olho humano. Felizmente, ao contrário da radiação visível, a luz no submilímetro não é absorvida pela poeira ao seu redor. Utilizando telescópios especiais sensíveis à radiação submilimétrica, tais como o observatório Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), podemos ver além da poeira e descobrir muito mais sobre as protoestrelas situadas no interior da nuvem.
Eventualmente, as protoestrelas irão se tornar suficientemente densas e quentes para dar início as reações nucleares que produzirão radiação visível, começando assim a brilhar. Quando isto acontece, a estrela “sopra" para longe o casulo de poeira que a rodeia e faz com que o restante gás emita radiação, criando assim um belo espetáculo luminoso conhecido por região H II.

Fonte: ESO

Nebulosas escuras na constelação do Touro

Às vezes até mesmo a poeira escura do espaço interestelar tem uma beleza serena.

© Oliver Czernetz/DSS (nebulosas escuras na constelação do Touro)

Um tal lugar ocorre na direção da constelação de Touro. Os filamentos vistos na imagem acima podem ser encontrados no céu entre o aglomerado estelar das Plêiades e a nebulosa Califórnia. Essas nuvens de poeira são conhecidas não pelo seu brilho, mas sim pelo seu grau de absorção e opacidade.

Diversas estrelas brilhantes são visíveis com sua luz azulada sendo observada refletidas na opaca poeira marrom. Outras estrelas parecem incomumente avermelhadas a medida que sua luz fracamente atravessa as colunas de poeira escura, sendo a cor vermelha a luz remanescente depois que os tons de azul são dispersos.

Além disso, mais estrelas estão atrás dos pilares de poeira tão densos que suas luzes não são observáveis nessa imagem telescópica, no espectro visível.

Apesar de parecer sereno, o cenário retratado apresenta na realidade um contínuo tumulto e renascimento. Isso é causado pelos massivos nós de gases e poeira que gravitacionalmente colapsam para formar novas estrelas, que não só criam mais poeira em suas atmosferas como também destroem as nuvens antigas com sua luz energética e seus ventos.

Fonte: NASA

O reino das gigantes enterradas

Nesta imagem abaixo vemos nuvens de gás vermelhas iluminadas por estrelas massivas raras que começaram a brilhar há pouco tempo e por isso ainda se encontram profundamente enterradas em espessas nuvens de poeira.

© ESO/VLT Survey Telescope (o céu em torno da região de formação estelar RCW 106)

Estas estrelas muito jovens e extremamente quentes são apenas personagens passageiras no palco cósmico, e a sua origem permanece um mistério. A enorme nebulosa onde estas gigantes se formaram, juntamente com o meio rico e fascinante que as envolve, foi captada em grande detalhe pelo VLT Survey Telescope (VST) do ESO no Observatório do Paranal, no Chile.

A RCW 106 é uma extensa nuvem de gás e poeira situada a cerca de 12.000 anos-luz de distância na constelação da Régua. O nome da região foi assim definido por se tratar da entrada nº 106 num catálogo de regiões H II da Via Láctea austral. O catálogo foi compilado em 1960 por três astrônomos do Observatório do Monte Stromlo na Austrália, cujos sobrenomes eram Rodgers, Campbell e Whiteoak, daí o prefixo RCW. As regiões H II como a RCW 106 são constituídas por nuvens de hidrogênio gasoso que está sendo ionizado pela intensa radiação estelar de estrelas jovens muito quentes, fazendo com que as nuvens brilhem e apresentem formas estranhas e maravilhosas.
A RCW 106 propriamente dita é uma nuvem vermelha situada acima do centro nesta nova imagem, embora uma grande parte desta enorme região H II se encontre escondida pela poeira e seja muito mais extensa do que a parte que é observada no visível. Podemos ainda observar nesta imagem de grande angular do VST muitos outros objetos sem qualquer relação com a região H II. Por exemplo, os filamentos que se vêem à direita da imagem são restos de uma supernova antiga e os filamentos brilhantes vermelhos em baixo e à esquerda rodeiam uma estrela incomum muito quente. O resto de supernova é o SNR G332.4-00.4, também conhecido por RCW 103. Este objeto tem cerca de 2.000 anos. Os filamentos mais abaixo são RCW 104, que rodeiam a estrela Wolf-Rayet WR 75. Embora estes objetos tenham números RCW, investigação posterior detalhada revelou que nenhum deles era uma região H II.Também podemos observar um pouco por toda a paisagem cósmica áreas de poeira escura obscurante.
Os astrônomos já estudam a RCW 106 há algum tempo, embora não sejam as nuvens vermelhas que lhes chamem a atenção, mas sim a misteriosa origem das estrelas poderosas e massivas que estão enterradas no seu interior. Embora sejam muito brilhantes, estas estrelas não podem ser observadas em imagens no visível, como é o caso desta imagem, pois a poeira à sua volta é muito espessa, mas tornam a sua presença conhecida em imagens da região obtidas em comprimentos de onda maiores.
No caso de estrelas menos massivas como o Sol, compreendemos bem o processo que lhes dá origem, à medida que nuvens de gás se atraem mutuamente pela força da gravidade, a temperatura e densidade aumentam originando assim a fusão nuclear. No entanto, para estrelas mais massivas enterradas em regiões como RCW 106, esta explicação é não totalmente adequada. Estas estrelas de tipo O podem ter massas de muitas dezenas de vezes a massa do Sol e não é claro como é que conseguem juntar e manter gás suficiente para se formarem.
As estrelas do tipo O formam-se muito provavelmente das zonas mais densas das nebulosas como RCW 106 e são notoriamente difíceis de estudar. Além do obscurecimento provocado pela poeira, outra dificuldade deve-se ao fato das suas vidas serem muito breves. Estas estrelas queimam o seu combustível nuclear em meras dezenas de milhões de anos, enquanto as estrelas mais leves têm vidas que duram muitas dezenas de bilhões de anos. A dificuldade em formar estrelas com esta massa e a brevidade das suas vidas, faz com que estes objetos sejam muito raros, apenas uma em cada três milhões de estrelas na nossa vizinhança cósmica é uma estrela do tipo O. Nenhuma delas se encontra suficientemente próximo de nós para que a possamos estudar com todo o detalhe e por isso a formação destas gigantes estelares passageiras permanece um mistério, embora a sua enorme influência seja inconfundível em regiões H II brilhantes como esta.

Fonte: ESO

Nuvem monstruosa é observada retornando à Via Láctea

Astrônomos utilizando telescópio espacial Hubble estão descobrindo que o velho ditado "o que sobe tem que descer" até se aplica a uma nuvem imensa de hidrogênio fora da Via Láctea.

  © NASA/ESA/A. Feild (ilustração da Nuvem Smith caindo na Via Láctea)

A nuvem invisível está caindo em direção à nossa Galáxia a 1,1 milhões de quilômetros por hora.

Apesar de se conhecerem centenas de nuvens gigantes e velozes de gás em torno da periferia da nossa Galáxia, esta denominada "Nuvem Smith" é única porque a sua trajetória é bem conhecida. As novas observações do Hubble sugerem que foi lançada das regiões exteriores do disco galáctico há cerca de 70 milhões de anos atrás. A nuvem foi descoberta no início da década de 1960 pela estudante de doutoramento em astronomia Gail Smith, que detectou ondas de rádio emitidas pelo seu hidrogênio.

A nuvem está retornando numa rota de colisão e espera-se que "lavre" o disco da Via Láctea daqui a 30 milhões de anos. Quando isso acontecer, os astrônomos acreditam que vai dar início a uma espetacular explosão de formação estelar, talvez fornecendo gás suficiente para fabricar 2 milhões de sóis.

"A nuvem é um exemplo de como a Galáxia muda com o tempo," explica Andrew Fox, líder da equipe e do Space Telescope Science Institute (STScI) em Baltimore, no estado americano de Maryland. "Diz-nos que a Via Láctea é um lugar muito ativo e borbulhante onde o gás pode ser expelido para fora de uma parte do disco e, depois, regressar para outra."

"A nossa Galáxia recicla o seu gás através de nuvens, sendo a Nuvem Smith um exemplo, e irá formar estrelas em lugares diferentes do que no passado. As medições da Nuvem Smith pelo Hubble ajudam-nos a visualizar quão ativos são os discos das galáxias," afirma Fox.

Os astrônomos determinaram que esta região de gás em forma de cometa mede cerca de 11.000 anos-luz de comprimento e 2.500 anos-luz de largura. Se pudesse ser observada no visível, teria um diâmetro aparente no céu 30 vezes maior que a Lua Cheia.

Os astrônomos há muito que pensavam que a Nuvem Smith podia ser uma galáxia falhada, sem estrelas, ou gás que caía para a Via Láctea oriundo do espaço intergaláctico. Se qualquer um destes cenários fosse verdadeiro, a nuvem deveria conter principalmente hidrogênio e hélio, não os elementos mais pesados fabricados pelas estrelas. Mas se viesse de dentro da Galáxia, ela conteria mais dos elementos encontrados no nosso Sol.

A equipe usou o Hubble para medir pela primeira vez a composição química da Nuvem de Smith e para determinar de onde veio. Observaram, no ultravioleta, os núcleos brilhantes de três galáxias ativas que residem a bilhões de anos-luz por trás da nuvem. Usando o instrumento COS (Cosmic Origins Spectrograph) do Hubble, mediram como esta luz é filtrada através da nuvem.

Em particular, procuraram enxofre na nuvem, que pode absorver a luz ultravioleta. "Ao medir o enxofre, podemos aprender quão enriquecida em átomos de enxofre é a nuvem, em comparação com o Sol," explica Fox. O enxofre é um bom indicador da quantidade de elementos mais pesados que residem na nuvem.

Foi descoberto que a Nuvem Smith é tão rica em enxofre como o disco exterior da Via Láctea, uma região a cerca de 40.000 anos-luz do centro da Galáxia (aproximadamente 15.000 anos-luz mais para a periferia da Via Láctea do que o Sol e o Sistema Solar). Isto significa que a Nuvem Smith foi enriquecida por material das estrelas. Isto não acontecia se fosse hidrogênio pristino de fora da Galáxia, ou se fosse o remanescente de uma galáxia falhada e desprovida de estrelas. Em vez disso, a nuvem parece ter sido expulsa de dentro da Via Láctea e está agora de volta como um bumerangue.

Embora isto resolva o mistério da origem da Nuvem de Smith, levanta novas questões: como é que a nuvem chegou onde está agora? Que evento desastroso a catapultou para fora do disco da Via Láctea, e como é que permaneceu intacta? Será que uma região de matéria escura, uma forma invisível de matéria, passou pelo disco e capturou gás da Via Láctea? As respostas poderão ser encontradas em investigações futuras.

A pesquisa foi publicada na edição de 1 janeiro de 2016 da revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Um saco cósmico cheio de carvão

Manchas escuras bloqueiam quase completamente um rico campo estelar nesta nova imagem obtida pelo instrumento Wide Field Camera, instalado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla, no Chile.

© ESO (parte da Nebulosa do Saco de Carvão)

As áreas escuras são pequenas partes de uma enorme nebulosa escura chamada Saco de Carvão, um dos objetos mais proeminentes do seu tipo, visível a olho nu. Daqui a milhões de anos, pedaços deste Saco de Carvão irão se acender, assim como o combustível fóssil de seu nome, com o brilho de muitas estrelas jovens.

A Nebulosa do Saco de Carvão situa-se a cerca de 600 anos-luz de distância na constelação do Cruzeiro do Sul. Este enorme objeto empoeirado forma uma silhueta conspícua sobre a faixa estrelada brilhante da Via Láctea e é por isso que esta nebulosa é conhecida dos povos do hemisfério sul desde que a humanidade caminha sobre a Terra.
O explorador espanhol Vicente Yáñez Pinzón foi o primeiro a assinalar aos europeus a presença da Nebulosa do Saco de Carvão em 1499. A Saco de Carvão em seguida foi apelidada de Nuvem de Magalhães Preta, devido à sua aparência escura quando comparada com o brilho intenso das duas Nuvens de Magalhães, que são na realidade galáxias satélite da Via Láctea. Estas duas galáxias brilhantes são claramente visíveis no céu austral, tendo chamado a atenção dos europeus durante as explorações de Fernão de Magalhães no século XVI. No entanto, a Saco de Carvão não é uma galáxia. Como outras nebulosas escuras, trata-se de uma nuvem interestelar de poeira tão espessa que não permite que a maioria da radiação emitida pelas estrelas de fundo chegue até aos observadores.
Um número significativo de partículas de poeira nas nebulosas escuras estão cobertas de gelo de água, nitrogênio, monóxido de carbono e outras moléculas orgânicas simples. Estes grãos impedem que a radiação visível passe através da nuvem cósmica. Para se ter uma ideia de quão escura é a Saco de Carvão, nos anos 1970 o astrônomo finlandês Kalevi Mattila publicou um estudo que estimava que a Nebulosa do Saco de Carvão possuía apenas cerca de 10% do brilho da Via Láctea à sua volta. Uma pequena parte da radiação estelar de fundo consegue no entanto passar através da nebulosa, como mostra esta nova imagem do ESO e outras observações obtidas por telescópios modernos.
Esta pequena quantidade de radiação que passa através da nebulosa não sai do outro lado sem ter sido modificada. A radiação que vemos nesta imagem parece mais vermelha do que seria normalmente. Este efeito deve-se ao fato da poeira nas nebulosas escuras absorver e dispersar mais a radiação azul das estrelas do que a radiação vermelha, “pintando” as estrelas de vários tons mais avermelhados do que seriam de outro modo.
Daqui a milhões de anos os dias negros da Saco de Carvão chegarão ao fim. Nuvens interestelares espessas como a Saco de Carvão contêm muito gás e poeira, o combustível de novas estrelas. À medida que o material disperso na nebulosa coalesce sob o efeito da gravidade, as estrelas formam-se e começam a brilhar, fazendo com que os “pedaços” de carvão “incendeiem”, quase como se tivessem sido tocados por uma chama.

Fonte: ESO

Poeira de estrelas em Perseus

Esta expansão cósmica de poeira, gases e estrelas cobre uma área de 6 graus nos céus na constelação de Perseus.

© Lynn Hilborn (IC 348, Nebulosa do Fantasma Voador e NGC 1333)

Na parte superior esquerda dessa magnífica paisagem celeste está o intrigante e jovem aglomerado de estrelas IC 348 e a vizinha Nebulosa do Fantasma Voador.

À direita, outra região ativa de formação estelar NGC 1333 está conectada por tentáculos escuros e poeirentos nas bordas da nuvem molecular de Perseus, localizada a cerca de 850 anos-luz de distância.

Outras nebulosas empoeiradas estão espalhadas ao redor do campo de visão, juntamente com a luz avermelhada tênue de gás hidrogênio.

Na verdade, a poeira cósmica tende a obscurecer as estrelas recém-formadas e os objetos estelares jovens ou proto-estrelas, bloqueando a captação pelos telescópios ópticos.

Por causa da gravidade intrínseca, as proto-estrelas se formam a partir do colapso dos núcleos densos incorporados da empoeirada nuvem molecular.

Considerando a distância estimada da nuvem molecular, este campo de visão abrange quase 90 anos-luz de diâmetro.

Fonte: NASA

NGC 4372 e a Nebulosa Arabesco Escuro

A encantadora Nebulosa Arabesco Escuro se espalha pelos céus austrais, um alvo tentador para binóculos na constelação da Mosca.

© Marco Lorenzi (NGC 4372 e a Nebulosa Arabesco Escuro)

A nuvem cósmica empoeirada é vista contra ricos campos de estrelas logo ao sul da proeminente nebulosa Saco de Carvão e do Cruzeiro do Sul. Estendendo-se por cerca de três graus ao longo deste quadro, a Nebulosa Arabesco Escuro parece pontuado na sua extremidade sul (parte inferior à esquerda) pelo aglomerado globular NGC 4372. É claro que a NGC 4372 vagueia pelo halo da nossa galáxia, a Via Láctea, sendo um objeto a 20.000 anos-luz de distância e apenas por mero acaso está na nossa linha de visada para  a Nebulosa Arabesco Escuro. A silhueta bem definida da Nebulosa Arabesco Escuro pertence à nuvem molecular da Mosca, mas o seu mais conhecido apelido aliterativo foi cunhado pelo astrofotógrafo e escritor Dennis di Cicco em 1986 enquanto observava o cometa Halley do deserto Australiano. A Nebulosa Arabesco Escuro está a cerca de 700 anos-luz de distância e tem mais de 30 anos-luz de comprimento.

Fonte: NASA

A Grande Nuvem de Magalhães

O navegador português do século XVI Fernão de Magalhães e sua tripulação tiveram muito tempo para estudar os céus meridionais durante a longa viagem da primeira circum-navegação do planeta Terra.

© Carlos Fairbairn (Grande Nuvem de Magalhães)

Como resultado, dois objetos difusos semelhantes a nuvens, facilmente visíveis para os observadores do hemisfério sul, são hoje conhecidos por Nuvens de Magalhães. De fato, estas nuvens são na verdade galáxias satélites da nossa, a galáxia espiral Via Láctea, que é muito maior.

Localizada a cerca de 160.000 anos luz na direção da constelação de Dorado, a Grande Nuvem de Magalhães (LMC) é vista aqui nesta notável imagem colorida de campo profundo.

Esta galáxia irregular vizinha se espalha por 15.000 anos luz e sendo a mais massiva das galáxias satélites que acompanham a nossa galáxia.

A LMC foi palco da supernova mais próxima da Terra dos tempos modernos, a SN 1987A.

A região que se destaca logo abaixo do centro da imagem é 30 Doradus, conhecida como a magnifica Nebulosa da Tarântula, uma gigantesca região de formação estelar com 1.000 anos luz de diâmetro.

Fonte: NASA

A luz, a escuridão e a poeira

Essa paisagem cósmica colorida se expande por quase três Luas Cheias (1,5 graus) através de um campo estelar rico em nebulosas ao longo do plano da Via Láctea, na constelação boreal de Cepheus.

© Herbert Walter (Nebulosa da Caverna, Sharpless 155, LDN 1210 e HH 168)

Perto da borda da nuvem molecular massiva da região, a cerca de 2.400 anos-luz de distância da Terra, a região de emissão avermelhada e brilhante Sharpless (Sh) 155, localiza-se na parte superior esquerda, sendo também conhecida como Nebulosa da Caverna. Com cerca de 10 anos-luz de diâmetro, os anéis brilhantes de gás da caverna cósmica são ionizados pela luz ultravioleta de estrelas jovens e quentes. Nebulosas de reflexão empoeiradas azuis também são abundantes nessa pintura interestelar, cortadas por densas nuvens de poeira obscura. O amplo núcleo da Lynds Dark Nebula (LDN) 1210 ancora a cena na parte inferior direita. Explorações astronômicas revelaram outros sinais dramáticos de formação estelar, incluindo o brilhante e vermelho objeto Herbig-Haro (HH) 168. Diretamente abaixo da brilhante Nebulosa da Caverna, a emissão do objeto Herbig-Haro é gerado por jatos energéticos emitidos por uma estrela recém-nascida.

Fonte: NASA

Nuvem empoeirada G2 sobreviveu a encontro próximo com buraco negro

As melhores observações conseguidas até hoje da nuvem de gás empoeirada G2 confirmam que este objeto teve a sua aproximação máxima ao buraco negro supermassivo que se encontra no centro da Via Láctea em maio de 2014 e que sobreviveu à experiência.

© ESO/A. Eckart (o movimento da nuvem G2)

Esta imagem composta mostra o movimento da nuvem empoeirada G2 à medida que se aproxima e depois passa pelo buraco negro supermassivo que se situa no centro da Via Láctea.

Os novos resultados obtidos com o Very Large Telescope (VLT) do ESO mostram que o objeto parece não ter sido significativamente esticado e que é muito compacto. Trata-se muito provavelmente de uma estrela jovem com um núcleo massivo que ainda se encontra acretando material. O buraco negro propriamente dito não mostrou ainda nenhum sinal de aumento de atividade.

Um buraco negro supermassivo com uma massa de quatro milhões de vezes a massa do Sol situa-se no núcleo da Via Láctea. Em sua órbita encontra-se um pequeno grupo de estrelas brilhantes e adicionalmente foi descoberta uma nuvem poeirenta bastante enigmática, conhecida por G2, que foi observada caindo em direção ao buraco negro nos últimos anos. Foi previsto que a aproximação máxima ocorresse em maio de 2014.
Pensou-se que as enormes forças de maré nesta região de gravidade extremamente elevada desfizessem a nuvem e a dispersassem ao longo da sua órbita. Algum deste material alimentaria o buraco negro, levando a  explosões repentinas. Para estudar estes eventos únicos, a região do centro galáctico foi observada cuidadosamente nos últimos anos por muitas equipes que utilizaram os maiores telescópios do mundo.
Uma equipe liderada por Andreas Eckart (Universidade de Colônia, Alemanha) observou a região com o auxílio do VLT durante muitos anos, incluindo durante o período crítico de fevereiro a setembro de 2014, ou seja imediatamente antes e depois do evento da maior aproximação de maio de 2014. Estas novas observações são consistentes com observações anteriores obtidas com o telescópio Keck no Havaí.
As imagens no infravermelho, radiação emitida pelo hidrogênio brilhante, mostram que a nuvem se manteve compacta antes e depois da aproximação máxima, ou seja, durante todo o trajeto que a levou a contornar o buraco negro.
Para além de fornecer imagens muito nítidas, o instrumento SINFONI montado no VLT separa também a radiação nas suas componentes de cor infravermelhas e portanto permite estimar a velocidade da nuvem. Uma vez que a nuvem empoeirada se move relativamente à Terra, afastando-se da Terra antes da maior aproximação ao buraco negro e aproximando-se dela depois, o efeito Doppler faz variar o comprimento de onda observado. Antes da aproximação máxima, a nuvem estava se afastando da Terra a uma velocidade de cerca de dez milhões de quilômetros por hora e depois de ter contornado o buraco negro, estava se aproximando da Terra a cerca de doze milhões de quilômetros por hora.
Florian Peissker, um estudante de doutorado na Universidade de Colônia, Alemanha, que fez muitas das observações, comenta: “Estar no telescópio e ver os dados chegando em tempo real foi uma experiência fascinante”, e Monica Valencia-S., uma pesquisadora de pós-doutorado, também da Universidade de Colônia, que trabalhou na difícil redução dos dados, acrescenta: “Foi extraordinário ver que o brilho da nuvem empoeirada se manteve compacto antes e depois da maior aproximação ao buraco negro.”
Embora observações anteriores tivessem sugerido que o objeto G2 estava se esticando, as novas observações não mostram evidências de que a nuvem tenha ficado significativamente espalhada, não mostrando a nuvem visivelmente estendida, nem mostrando uma maior dispersão nas velocidades.
Além das observações feitas com o instrumento SINFONI, a equipe fez também uma série de medições da polarização da radiação vinda da região do buraco negro supermassivo usando o instrumento NACO montado no VLT. Estas observações, as melhores deste tipo obtidas até hoje, revelam que o comportamento do material que está sendo acretado pelo buraco negro é muito estável e que, pelo menos até agora, não foi alterado pela chegada de material da nuvem G2.
A resiliência da nuvem empoeirada aos efeitos de maré gravitacionais extremos existentes próximo do buraco negro sugere fortemente que este material está girando em torno de um objeto denso com um núcleo massivo, não se tratando de uma nuvem flutuando livremente. Este fato é igualmente apoiado pela ausência, até agora, de evidências de que este material esteja alimentando o monstro central, o que levaria a explosões repentinas e aumento de atividade.
Andreas Eckart sumariza os novos resultados: “Vimos todos os dados recentes e em particular os referentes ao período de 2014, época em que houve a maior aproximação ao buraco negro. Não podemos confirmar que a fonte tenha sido esticada de modo significativo. O objeto não se comporta de modo nenhum como uma nuvem de poeira sem núcleo. Pensamos que se trata sim de uma estrela jovem ainda envolta em poeira”.

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “Monitoring the Dusty S-Cluster Object (DSO/G2) on its Orbit towards the Galactic Center Black Hole” de M. Valencia-S. et al., que foi publicado na revista especializada Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

As nuvens de Órion, o Caçador

Embalados em poeira cósmica e hidrogênio incandescente, os berçários estelares em Órion, o Caçador, se encontram na borda de nuvens moleculares gigantes.

© Rogelio Bernal Andreo (nuvens de Órion)

Abrangendo cerca de 30 graus, esta vista se estende por toda a constelação, onde a 1.500 anos-luz de distância está a Grande Nebulosa de Órion, que é a grande região de nascimento de estrelas mais próxima, aqui visível logo à direita e abaixo do centro. À sua esquerda estão a Nebulosa Cabeça de Cavalo, M78 e as estrelas do cinturão de Órion. Observando bem a imagem, também encontrará a supergigante vermelha Betelgeuse no ombro do caçador, a azul e brilhante Rigel no seu pé, acima está a Nebulosa Cabeça de Bruxa iluminada por Rigel e a brilhante Nebulosa Lambda Orionis (Meissa) à esquerda, perto da cabeça de Órion.

A Nebulosa de Órion e as estrelas brilhantes são fáceis de se ver a olho nu, mas as nuvens de poeira e de emissões do vasto gás interestelar neste complexo rico em nebulosas são muito fracas e mais difíceis de registrar. Neste mosaico de imagens telescópicas em banda larga, os dados de imagens adicionais adquiridos com um filtro de hidrogênio-alfa em banda estreita foram usados para realçar os tentáculos penetrantes do gás hidrogênio atômico energizado, como no arco gigante conhecido por Loop de Barnard.

Fonte: NASA

A espetacular Nebulosa Roseta

A Nebulosa Roseta não é a única nuvem cósmica de gás e poeira que lembra a imagem de uma flor, mas é a mais famosa.

© Arno Rottal (NGC 2237)

Na borda de uma grande nuvem molecular no Unicórnio, a cerca de 5.000 anos-luz de distância, as pétalas desta rosa são, na verdade, um berçário estelar cuja forma adorável e simétrica é esculpida pelos ventos e radiação a partir das estrelas jovens e quentes do seu aglomerado central.

As estrelas do aglomerado energético, catalogado como NGC 2244 (Caldwell 50), têm apenas alguns milhões de anos de idade, enquanto a cavidade central na Nebulosa Roseta, catalogada como NGC 2237 (Caldwell 49), têm cerca de 100 anos-luz de diâmetro. A massa da nebulosa é estimada em cerca de 10.000 massas solares.

As estrelas emitem radiação ultravioleta que ioniza a nuvem de hidrogênio ao redor, gerando a cor avermelhada da nebulosa.

A Nebulosa Roseta pode ser vista com um pequeno telescópio na direção da constelação do Unicórnio (Monoceros).

Fonte: NASA

O Rio Escuro até Antares

Ligando a Nebulosa do Cachimbo à região colorida perto da brilhante estrela Antares está uma nuvem escura apelidada de Rio Escuro, que flui a partir da borda esquerda da imagem.

© Jason Jennings (Rio Escuro)

Mostrando-se turva, a aparência do Rio Escuro é causada pela poeira que obscurece a luz das estrelas de fundo, embora a nebulosa escura contenha principalmente hidrogênio e gás molecular.

Cercada por poeira, Antares, uma estrela supergigante vermelha, cria uma nebulosa de reflexão amarelada incomum e brilhante. Acima dela, a estrela dupla azul e brilhante Rho Ophiuchi está incorporada numa das mais típicas nebulosas de reflexão azuladas, enquanto as avermelhadas nebulosas de emissão também estão espalhados pela região. O enxame globular M4 é visto logo acima e à direita de Antares, embora ele se encontre muito atrás das nuvens coloridas, a uma distância de cerca de 7.000 anos-luz. O próprio Rio Escuro está a cerca de 500 anos-luz de distância.

O colorido quadro celeste é um mosaico de imagens telescópicas que mede cerca de 10 graus (20 Luas Cheias) através do céu na constelação do Escorpião.

Fonte: NASA

Bolas amarelas em W33

Os comprimentos de onda do infravermelho com 3,6, 8,0 e 24,0 mícrons, observados pelo telescópio espacial Spitzer, estão mapeados nas cores visíveis do vermelho, verde e azul nesta imagem impressionante.

© Spitzer (W33)

A nuvem cósmica de gás e poeira é W33, um enorme complexo de formação estelar a cerca de 13.000 anos-luz de distância, perto do plano da nossa Galáxia, a Via Láctea. Então o que são todas aquelas bolas amarelas?

Cientistas colaboradores do site Milky Way Project encontraram as características que chamaram as bolas amarelas, enquanto eles sondavam muitas imagens do Spitzer, e persistentemente perguntaram aos pesquisadores. Agora há uma resposta. As bolas amarelas nas imagens do Spitzer são identificadas como um estágio inicial da formação de estrelas maciças. Elas aparecem em amarelo porque são regiões sobrepostas de cores vermelha e verde, as cores atribuídas que correspondem a moléculas empoeiradas e orgânicas, conhecidas como PAH (hidrocarbonetos aromáticos policíclicos), nos comprimentos de onda do Spitzer.

As bolas amarelas representam o estágio antes de as estrelas maciças recém-nascidas limparem o gás e a poeira ao seu redor, criando cavidades, e aparecem como os contornos das bolhas verdes com centros vermelhos na imagem do Spitzer. Logo, a história de sucesso do ‘crowdsourcing’ astronômico é apenas uma parte do projeto Zooniverse. A imagem do Spitzer abrange meio grau ou cerca de 100 anos-luz à distância estimada de W33.

Fonte: NASA

Estrelas e poeira na Coroa Austral

Nuvens de poeira cósmica e estrelas jovens e enérgicas povoam esta vista telescópica.

© Johannes Schedler (Coroa Austral)

Estas nuvens de poeira estão a menos de 500 anos-luz de distância na direção da fronteira norte da constelação da Corona Australis (Coroa Austral). As nuvens de poeira bloqueiem efetivamente a luz das mais distantes estrelas de fundo na Via Láctea.

Entretanto, o complexo impressionante de nebulosas de reflexão, catalogadas como NGC 6726, NGC 6727 e IC 4812, produz uma cor azul característica porque a luz de estrelas quentes e jovens da região é refletida pela poeira cósmica. A poeira também obscurece a nossa visão de estrelas ainda em processo de nascimento.

À esquerda, a pequena nebulosa amarelada NGC 6729 se curva em torno da jovem estrela variável R Coronae Australis. Logo abaixo dela, arcos brilhantes e loops gerados pelos fluxos a partir de estrelas recém-nascidas embutidas que são identificados como objetos Herbig-Haro.

No céu, este campo de visão se estende por cerca de 1 grau. Isso corresponde a quase 9 anos-luz à distância estimada da região de nascimento estelar próxima.

Fonte: NASA