O hidrogênio é mais abundante em encostas do polo lunar

As viagens espaciais são difíceis e caras, custaria milhares de dólares enviar uma garrafa de água para a Lua.

© NASA/GSFC/Arizona State University (Cratera Hayn)

A imagem acima captada pela sonda LRO mostra a Cratera Hayn, localizada ao nordeste de Mare Humboldtianum, dramaticamente iluminada pelo Sol próximo do horizonte, que provoca grandes sombras no chão da cratera.

A descoberta recente na Lua de moléculas contendo hidrogênio, possivelmente incluindo água, anima os exploradores porque estes depósitos podem ser minados caso sejam suficientemente abundantes, poupando o considerável custo de levar água da Terra. A água lunar poderia ser usada para beber ou os seus componentes - hidrogênio e oxigênio - poderiam ser usados para fabricar produtos importantes à superfície que os futuros visitantes lunares precisassem, como combustível e ar respirável.

Observações recentes pela sonda LRO (Lunar Reconnaissance Orbiter) da NASA indicam que estes depósitos podem ser um pouco mais abundantes em encostas de crateras no hemisfério sul viradas para o polo sul lunar. "Existem em média cerca de 23 partes por milhão mais hidrogênio nas encostas viradas para o polo do que nas encostas viradas para o equador," afirma Timothy McClanahan do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA em Greenbelt, no estado americano de Maryland.

Esta é a primeira vez que se detecta uma diferença geoquímica generalizada na abundância de hidrogênio entre encostas lunares viradas para o polo e encostas viradas para o equador. É igual a uma diferença de 1% no sinal de nêutrons detetacdos pelo instrumento LEND (Lunar Exploration Neutron Detector) da LRO.

O material que contém hidrogênio é volátil e pode estar na forma de moléculas de água ou moléculas de hidroxila, frouxamente ligados à superfície lunar. De acordo com McClanahan, a causa da discrepância entre as crateras com encostas viradas para o polo e as encostas viradas para o equador pode ser semelhante à forma como o Sol mobiliza ou redistribui água gelada de locais mais quentes para locais mais frios na superfície da Terra.

"Aqui no hemisfério norte, se sairmos à rua num dia ensolarado depois da queda de neve, notamos que existe mais neve em encostas viradas para norte porque perdem água a taxas menores do que as encostas mais iluminadas viradas para sul," explica McClanahan. "Nós pensamos que ocorre um fenômeno parecido com os voláteis na Lua, as encostas viradas para o polo não recebem tanta luz solar como as encostas viradas para o equador, por isso este material facilmente vaporizado permanece mais tempo e, eventualmente, acumula-se em maior quantidade nas crateras com encostas viradas na direção do polo."

A equipe observou a maior abundância de hidrogênio, nas encostas viradas para o polo, na topografia do hemisfério sul da Lua, com início entre os 50 e 60 graus de latitude sul. As encostas mais perto do polo sul mostram uma maior diferença na concentração de hidrogênio. Além disso, o hidrogênio foi detetacdo em maiores concentrações nas maiores encostas viradas para o polo, cerca de 45 partes por milhão perto de ambos os polos. Encostas mais amplas fornecem sinais mais detectáveis do que encostas mais pequenas. O resultado indica que estas têm maiores concentrações de hidrogênio do que as regiões vizinhas. Por outro lado, segundo McClanahan, as medições do LEND, nas maiores encostas viradas para o equador, não contrastam com as suas regiões vizinhas, o que indica que têm concentrações iguais de hidrogênio. A equipe pensa que também poderá ser encontrado mais hidrogênio nas crateras com encostas viradas para o polo no hemisfério norte, mas estão ainda recolhendo e analisando dados do LEND para esta região.

Existem várias fontes possíveis para o hidrogênio na Lua. Os cometas e alguns asteroides contêm grandes quantidades de água e os impactos destes objetos podem transportar hidrogênio para a Lua. As moléculas que contêm hidrogênio também podem ser criadas na superfície lunar pela interação com o vento solar. O vento solar é uma fina corrente de gás constantemente soprada pelo Sol. A maior parte é hidrogênio que pode interagir com o oxigênio em rochas de silicato e na poeira lunar para formar hidroxila e possivelmente moléculas de água. Depois de chegarem à Lua, pensa-se que fiquem energizadas pela luz solar e, em seguida, ressaltem sobre a superfície; e ficam presas, pelo menos temporariamente, em áreas mais frias e à sombra.

Desde a década de 1960 que os cientistas pensam que somente as áreas permanentemente à sombra em crateras perto dos polos são frias o suficiente para acumular este material volátil, mas observações recentes por várias sondas espaciais, incluindo a LRO, sugerem que o hidrogênio na Lua está mais difundido.

Ainda não sabemos se o hidrogênio é abundante o suficiente para uma mineração economicamente viável. "As quantidades que estamos detectando são ainda menores que o deserto mais seco da Terra," comenta McClanahan. No entanto, a resolução do instrumento LEND é maior que o tamanho das maiores encostas viradas para o polo, por isso em encostas mais pequenas, talvez com vários metros, esta concentração poderá ser significativamente maior. McClanahan diz que tudo indica que as maiores concentrações de hidrogênio estão em regiões permanentemente à sombra.

A equipe fez as observações com o instrumento LEND da LRO, que detecta hidrogênio através da contagem do número de nêutrons, libertadas da superfície lunar. Os nêutrons são produzidos quando a superfície da Lua é bombardeada por raios cósmicos. O espaço é permeado por raios cósmicos, partículas de alta velocidade produzidas por eventos poderosos como erupções no Sol ou explosões de estrelas no espaço profundo. Os raios cósmicos quebram os átomos do material perto da superfície lunar, criando nêutrons que saltam de átomo para átomo como uma bola de bilhar. Alguns nêutrons conseguem saltar de volta para o espaço onde podem ser contados pelos detectores de nêutrons.

Os nêutrons das colisões de raios cósmicos têm uma gama ampla de velocidades e os átomos de hidrogênio são os mais eficientes a parar os nêutrons na sua faixa média de velocidades, os chamados nêutrons epitermais. As colisões com os átomos de hidrogênio no regolito lunar reduzem o número de nêutrons epitermais que voam para o espaço. Quanto maior a quantidade de hidrogênio, menos nêutrons epitermais o detector LEND vai contar.

A equipe percebeu uma diminuição generalizada no número de nêutrons epitermais detectados pelo LEND como sinal da presença de hidrogênio em crateras com encostas viradas para o polo. Combinaram dados do LEND com a topografia lunar e mapas de iluminação derivados do instrumento LOLA (Lunar Orbiter Laser Altimeter) e mapas de temperatura do instrumento Diviner (Diviner Lunar Radiometer Experiment), ambos a bordo da sonda LRO, para descobrir a maior abundância de hidrogênio e as condições associadas à superfície nas encostas viradas para o polo.

Além de ver se o mesmo padrão existe no hemisfério norte da Lua, a equipe quer ver se a abundância de hidrogênio muda com a transição do dia para a noite. Se assim for, dará mais força a elementos de prova de uma produção muito ativa e de um ciclo de hidrogênio na superfície lunar.

Um artigo sobre a pesquisa foi publicado na revista Icarus.

Fonte: NASA

Um filamento extremamente longo sobre o Sol

No início da semana, o Sol exibiu um dos filamentos mais longos já registrados.

© Oliver Hardy (filamento longo sobre o Sol)

Visível como a faixa mais escura logo abaixo do centro na imagem em destaque, o enorme filamento se estendeu através da face do Sol a uma distância ainda maior do que o raio solar, mais de 700 mil quilômetros.

Um filamento é na verdade o gás quente erguido pelo campo magnético do Sol, de modo que, visto de lado, se parece com uma proeminência salientada. A imagem acima mostra o filamento na luz emitida pelo hidrogênio destacando a cromosfera do Sol. Os telescópios que acompanham o Sol, incluindo o Solar Dynamics Observatory (SDO) da NASA, estão monitorando esta característica incomum. O SDO registrou um campo magnético em espiral engolfando-o.

Uma vez que os filamentos duram tipicamente apenas de algumas horas a dias, suas partes podem entrar em colapso ou em erupção a qualquer momento, seja devolvendo o plasma quente pelo Sol ou expelindo-o no Sistema Solar.

Será que o filamento ainda continua lá?

Você pode conferir clicando no link SDO para obter a imagem solar atual.

Fonte: NASA

Par de estrelas em fusão produzirá uma explosão de supernova

Com o auxílio dos telescópios do ESO combinados com telescópios nas Ilhas Canárias, astrônomos identificaram duas estrelas surpreendentemente massivas no coração da nebulosa planetária Henize 2-428.

© ESO/L. Calçada (ilustração de duas estrelas anãs brancas se fundindo)

À medida que orbitam em torno uma da outra, espera-se que as duas estrelas se aproximem cada vez mais e quando se fundirem, daqui a cerca de 700 milhões de anos, conterão matéria suficiente para dar origem a uma explosão de supernova.

Uma equipe de astrônomos liderada por M. Santander-García (Observatorio Astronómico Nacional, Alcalá de Henares, Espanha; Instituto de Ciencia de Materiales de Madrid, Espanha) descobriu um par de estrelas anãs brancas - minúsculos restos estelares extremamente densos - bastante próximas uma da outra, com uma massa total de cerca de 1,8 vezes a massa solar. Trata-se do par de estrelas deste tipo mais massivo descoberto até agora e quando estas duas estrelas se fundirem no futuro, darão origem a uma explosão termonuclear descontrolada que resultará numa supernova do Tipo Ia.

O limite de Chandrasekhar é a maior massa que uma estrela anã branca pode ter para resistir ao colapso gravitacional. Este valor é cerca de 1,4 vezes a massa do Sol.

As supernovas do Tipo Ia ocorrem quando a anã branca adquire massa extra, quer por acreção de massa de uma companheira quer por fusão com outra anã branca. Quando a massa excede o limite de Chandrasekhar a estrela perde a capacidade de se suportar gravitacionalmente e começa a contrair-se, o que faz com que a temperatura aumente, dando origem a uma reação nuclear descontrolada que faz com que a estrela exploda.

A equipe que descobriu este par massivo estava, na realidade, tentando resolver um outro problema, que consistia em saber como é que algumas estrelas produzem nebulosas de formas tão estranhas e assimétricas nas fases finais das suas vidas. Um dos objetos que estes astrônomos estudaram foi a nebulosa planetária conhecida pelo nome de Henize 2-428. Lembrando que, as nebulosas planetárias não têm nada a ver com planetas. O nome apareceu no século XVIII pois alguns destes objetos pareciam discos de planetas distantes quando observados através de pequenos telescópios.
“Quando observamos a estrela central deste objeto com o Very Large Telescope (VLT) do ESO, descobrimos não uma mas duas estrelas no centro desta nuvem brilhante estranhamente torta”, diz o co-autor do trabalho Henri Boffin do ESO.

© ESO/VLT (nebulosa planetária Henize 2-428)

Este fato apoia a teoria de que as estrelas duplas centrais podem explicar as estranhas formas de algumas destas nebulosas, no entanto um resultado mais interessante estava ainda para vir.
“Observações subsequentes obtidas com os telescópios nas Ilhas Canárias permitiram-nos determinar a órbita das duas estrelas e deduzir as massas e a separação entre as estrelas. Foi nesse momento que tivemos a maior surpresa”, revela Romano Corradi, outro autor do estudo e pesquisador no Instituto de Astrofísica de Canarias.
A equipe descobriu que cada uma das estrelas tem uma massa ligeiramente inferior à do nosso Sol e que orbitam uma em torno da outra a cada quatro horas. Encontram-se suficientemente perto uma da outra para que, segundo a teoria da relatividade geral de Einstein, se aproximem cada vez mais em movimento espiral, devido à emissão de ondas gravitacionais, antes de eventualmente se fundirem numa única estrela, nos próximos 700 milhões de anos.
A estrela resultante terá tanta massa que nada a impedirá de colapsar sobre si própria e subsequentemente explodir sob a forma de supernova. “Até agora, a formação de supernovas do Tipo Ia pela fusão de duas anãs brancas era puramente teórica”, explica David Jones, co-autor do artigo que descreve os resultados e bolsista do ESO na época em que os dados foram obtidos. “O par de estrelas no coração da Henize 2-428 é finalmente a observação que confirma a teoria”.
“Trata-se de um sistema bastante enigmático", conclui Santander. “Este estudo terá repercussões importantes no estudo de supernovas do Tipo Ia, as quais são muito utilizadas para medir distâncias astronômicas e foram fundamentais na descoberta de que a expansão do Universo está acelerarando devido à energia escura”.

Os resultados deste trabalho sairam hoje na versão online da revista Nature.

Fonte: ESO

Detectado matéria escura no lado mais distante da Via Láctea

Estas jovens estrelas da imagem abaixo não podem fazer parte da nossa galáxia porque o disco da Via Láctea termina em torno de 48 mil anos-luz; um aglomerado de estrelas jovens e pulsantes descobertas no lado mais distante da Via Láctea pode marcar a localização de uma inédita matéria escura dominada pela galáxia anã escondida atrás de nuvens de poeira.

© Adam Black/NOAO/AURA/NSF (IC 10)

A imagem acima mostra a galáxia IC 10, que é uma galáxia anã irregular localizada a cerca de 1,8 milhões de anos-luz da Terra.

A equipe, liderada por Sukanya Chakrabarti do Rochester Institute of Technology (RIT), analisou os dados em infravermelho próximo recolhidos pelo telescópio VISTA do Observatório Europeu do Sul (ESO) para encontrar quatro jovens estrelas aproximadamente a 300.000 anos-luz de distância. Estas jovens estrelas são variáveis Cefeidas que os astrônomos utilizam para medir distâncias. De acordo com Chakrabarti, estas são as variáveis Cefeidas mais distantes encontrados perto do plano da Via Láctea.

As estrelas parecem estar associados com uma galáxia anã que Chakrabarti previu, em 2009, com base na sua análise das ondulações do disco externo da Via Láctea. Estudo anterior ao do Chakrabarti previu a localização da matéria escura na galáxia anã. A radiação emitida pelas estrelas variáveis Cefeidas lhe permitiu derivar distâncias precisas e testar sua previsão. Chakrabarti analisou a base de dados do VISTA com dezenas de milhões de estrelas para encontrar essas variáveis Cefeidas agrupadas da constelação Norma.

Partículas invisíveis conhecidas como matéria escura compõem 23% da massa do Universo. A misteriosa matéria representa um problema fundamental na astronomia porque não é compreendida.

"A descoberta das variáveis Cefeidas mostra que o nosso método de encontrar a localização da matéria escura dominada por galáxias anãs funciona", disse ela. "Pode ajudar-nos a entender em última análise do que a matéria escura é composta. Ela também mostra que a teoria da gravitação de Newton pode ser usada para os confins de uma galáxia, e que não há necessidade de modificar a nossa teoria da gravidade."

Os olhos infravermelhos do VISTA permitirá aos astrônomos estudar regiões inexploradas perto do plano galáctico que são inacessíveis para pesquisas ópticas. Comprimentos de onda ópticos pode não penetrar na poeira e no gás nessas regiões. A próxima geração de exploração do céu ajudará os astrônomos a olhar para a estrutura da galáxia e estrelas distantes em baixas latitudes. Levantamentos no infravermelho pode ajudará a resolver as discrepâncias existentes entre observações e o paradigma cosmológico atual, fornecendo uma visão mais completa da estrutura da Via Láctea.

Um documento anunciando a descoberta aparece na revista Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Rochester Institute of Technology

A nebulosa Fantasma de Júpiter

Hoje está fazendo 230 anos da descoberta da nebulosa Fantasma de Júpiter.

© XMM-Newton/Hubble (NGC 3242)

Esta nebulosa foi descoberta no dia 7 de Fevereiro de 1785 pelo astrônomo e compositor britânico, nascido na Alemanha, William Herschel.

Usando dois telescópios espaciais, os astrônomos captaram esta impressionante imagem da nebulosa  Fantasma de Júpiter, devido à sua aparência similar com o planeta gigante gasoso.

A nebulosa Fantasma de Júpiter, também conhecida como NGC 3242, é uma nebulosa planetária localizada na constelação de Hydra, localizada aproximadamente a 1.400 anos-luz de distância da Terra.

Em pequenos telescópios ela se mostra com um brilho azulado pálido. A magnitude total da nebulosa é 9, a estrela central, com uma magnitude de 11,4 possui uma temperatura de 90.000 Kelvin, e seu brilho é equivalente à 1.000 sóis.

A nova imagem composta revela como os ventos lançados pela estrela central, uma anã branca, estão formando a estrutura de dupla concha da nebulosa.

O brilho azul preenchendo a bolha interna representa a emissão de raios X do gás quente, aquecido a mais de 2 milhões graus pelo choque gerado pelo rápido vento estelar, que é soprado a cerca de 2.400 km/s contra o ambiente gasoso.

O brilho verde marca a concentração de gás mais frio visto na luz óptica por meio da emissão de oxigênio, revelando a borda da concha interna em contraste com o gás mais difuso que marca a concha externa.

As duas estruturas em forma de chama, visíveis em vermelho na parte superior direita e na parte inferior esquerda da bolha mais interna, são pacotes de gás ainda mais frio, visto também na luz óptica através da emissão de nitrogênio.

Fonte: ESA & NASA

M104: a Galáxia do Sombrero

A impressionante galáxia espiral M104 é famosa por seu perfil quase de lado que destaca um largo anel com faixas de poeira obscuras.

© Hubble/Subaru (M104)

Vistas em silhueta contra um extenso bojo de estrelas, as faixas de poeira cósmica dão uma aparência de um grande chapéu de abas largas à galáxia, sugerindo o seu apelido mais popular, a Galáxia do Sombrero.

Dados do telescópio espacial Hubble e do telescópio Subaru foram reprocessados com dados de imagem em cores, feitas por amadores, para criar essa visão nítida da galáxia bem conhecida. O processamento resulta numa aparência de cor natural e preserva os detalhes muitas vezes perdidos no esmagador brilho do bojo central luminoso de M104, quando vista com instrumentos terrestres menores.

Também conhecida como NGC 4594, a Galáxia do Sombrero pode ser vista em todo o espectro e provavelmente abriga um buraco negro supermaciço central. Com cerca de 50.000 anos-luz de diâmetro e a 28 milhões de anos-luz de distância, a M104 é uma das maiores galáxias na borda sul do aglomerado de galáxias de Virgem.

Fonte: NASA

Nebulosa Trífida revela novas estrelas variáveis

Uma nova imagem obtida com o telescópio de rastreio VISTA revela a famosa Nebulosa Trífida de maneira diferente e fantasmagórica.

© ESO/VVV Consortium/D. Minniti (Nebulosa Trífida)

Ao observar no infravermelho, os astrônomos podem ver para além das regiões centrais da Via Láctea obscurecidas por poeira e descobrir muitos objetos invisíveis a outros comprimentos de onda. Numa pequena parte de um dos rastreios do VISTA, os astrônomos descobriram duas estrelas variáveis Cefeidas, desconhecidas até agora e muito distantes, que se situam quase diretamente por detrás da Trífida. Estas são as primeiras estrelas deste tipo a serem descobertas no plano central da Via Láctea localizadas além do bojo central.

No âmbito de um dos maiores rastreios do céu austral, o telescópio VISTA instalado no Observatório do Paranal do ESO, no Chile, encontra-se mapeando as regiões centrais da Via Láctea no infravermelho, em busca de novos objetos. Este rastreio VVV (sigla de Variáveis VISTA na Via Láctea) observa várias vezes as mesmas regiões do céu no intuito de descobrir objetos que variam de brilho ao longo do tempo. 
Foi utilizada uma pequena fração da enorme base de dados do VVV para criar esta nova imagem de um objeto famoso, a região de formação estelar Messier 20 (M20) ou NGC 6514, habitualmente chamada Nebulosa Trífida, devido às linhas escuras fantasmagóricas que a dividem em três partes, quando observada através de um telescópio.

© R. Jay GaBany (Nebulosa Trífida no visível)

Nas imagens mais familiares da Trífida, no visível, a nebulosa brilha intensamente tanto na emissão cor de rosa do hidrogênio ionizado como no nevoeiro azulado da radiação dispersa por estrelas quentes jovens. São também proeminentes enormes nuvens de poeira que absorvem a radiação. No entanto, a imagem infravermelha do VISTA é muito diferente. A nebulosa aparece-nos apenas como uma sombra da sua imagem habitual no visível. As nuvens de poeira encontram-se muito menos proeminentes e o brilho intenso das nuvens de hidrogênio, assim como a estrutura em três partes, são praticamente invisíveis.
Na nova imagem, como que compensando o desvanecer da nebulosa, vemos um panorama completamente diferente mas bastante espetacular. As nuvens espessas de poeira no disco da nossa Galáxia, que absorvem a radiação visível, deixam passar a maior parte da radiação infravermelha que é observada pelo VISTA. Em vez de termos uma visão bloqueada pela poeira, o VISTA consegue observar muito além da Trífida e detectar objetos no outro lado da Galáxia, que nunca foram observados antes.
Por acaso, esta imagem mostra um exemplo perfeito das surpresas que podem ser reveladas quando obtemos imagens no infravermelho. Aparentemente próximo da Trífida no céu, mas na realidade sete vezes mais distante, descobriu-se nos dados VISTA um par de estrelas variáveis. Tratam-se de variáveis Cefeidas, um tipo de estrelas brilhantes instáveis que, com o tempo, aumentam lentamente de brilho e depois desvanecem. Este par de estrelas, que os astrônomos pensam ser os membros mais brilhantes de um aglomerado de estrelas, são as únicas variáveis Cefeidas detectadas até hoje que se encontram próximo do plano central, mas do outro lado da Galáxia. Estas estrelas aumentam de brilho e diminuem num período de tempo de onze dias.

A Nebulosa Trífida situa-se a cerca de 5.200 anos-luz de distância da Terra, o centro da Via Láctea está a cerca de 27.000 anos-luz de distância, praticamente na mesma direção, e as Cefeidas recém descobertas encontram-se a uma distância de cerca de 37.000 anos-luz.

Estes resultados foram descritos no artigo científico intitulado “Discovery of a Pair of Classical Cepheids in an Invisible Cluster Beyond the Galactic Bulge”, de I. Dekany et al., que foi recentemente publicado na revista especializada Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESO

As ondas gravitacionais permanecem elusivas

Apesar de relatos anteriores de uma possível detecção, a análise conjunta de dados do satélite Planck da ESA e das experiências terrestres BICEP2 e Keck Array não encontraram provas conclusivas de ondas gravitacionais primordiais.

© ESA/Planck (orientação do campo magnético galáctico)

Esta imagem mostra uma região do céu do hemisfério sul e tem por base observações efetuadas pelo satélite Planck da ESA em micro-ondas e em comprimentos de onda submilimétricos. A escala de cores representa a emissão da poeira, um componente menor mas crucial do meio interestelar que permeia a Via Láctea. A textura, por sua vez, indica a orientação do campo magnético galáctico.
É baseado em medições da direção da luz polarizada emitida pela poeira. A emissão de poeira é mais forte no plano da Galáxia (topo da imagem), mas que não pode ser negligenciada nas outras regiões do céu. A pequena nuvem visível em vermelho, na direção do canto superior direito do campo BICEP2, mostra a emissão da poeira da Pequena Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da Via Láctea.

O Universo começou há cerca de 13,8 bilhões de anos e evoluiu a partir de um estado extremamente quente, denso e uniforme até ao cosmos rico, complexo e repleto de galáxias, estrelas e planetas que vemos hoje em dia.

A radiação cósmica de fundo em micro-ondas (em inglês, Cosmic Microwave Background, ou CMB) é uma extraordinária fonte de informações sobre a história do Universo, o legado da radiação emitida apenas 380.000 anos após o Big Bang.

O satélite Planck da ESA observou este pano de fundo em todo o céu numa precisão sem precedentes e uma ampla variedade de novas descobertas acerca do início do Universo já foram reveladas ao longo dos últimos dois anos.

Mas os astrônomos "escavam" cada vez mais fundo na esperança de explorar ainda mais para trás no tempo: estão à procura de uma assinatura específica da "inflação" cósmica, uma breve expansão acelerada que, segundo a teoria atual, o Universo sofreu quando tinha apenas uma minúscula fração de segundo.

Esta assinatura seria permeada por ondas gravitacionais, pequenas perturbações no tecido do espaço-tempo que podem ter sido geradas durante a fase inflacionária.

Curiosamente, estas perturbações deveriam deixar uma marca em outra característica da radiação cósmica de fundo: a sua polarização. Quando as ondas de luz vibram preferencialmente numa certa direção, dizemos que a luz é polarizada.

A CMB é polarizada, exibindo um arranjo complexo pelo céu. Isto surge a partir da combinação de dois padrões básicos: circulares e radiais (conhecidos como modos-E) e encaracolados ou torcidos (modos-B).

Vários fenômenos do Universo produzem ou modos-E ou modos-B em diferentes escalas angulares e a identificação das várias contribuições requer medições extremamente precisas. Os modos-B podem conter o incrediente da inflação no início do Universo.

"A procura deste registo único do Universo muito jovem é tão difícil quanto emocionante, uma vez que o sinal sutil está escondido na polarização da CMB, que por si só representa apenas uma pequena percentagem da luz total," afirma Jan Tauber, cientista do projeto Planck da ESA.

O Planck não está sozinho nesta pesquisa. No início de 2014, uma outra equipe de astrõnomos apresentou resultados baseados em observações da radiação cósmica de fundo polarizada numa pequena zona de céu realizadas entre 2010 e 2012 com o telescópio BICEP2, uma experiência localizada no Pólo Sul. A equipe também usou dados preliminares de outra experiência no Pólo Sul, o Keck Array.

Encontraram algo novo: modos-B encaracolados na polarização observada ao longo de zonas do céu poucas vezes maiores que a Lua Cheia.

A equipe BICEP2 apresentou evidências privilegiando a interpretação de que este sinal era originário de ondas gravitacionais primordiais, o que provocou uma resposta enorme na comunidade acadêmica e no público em geral.

No entanto, a poeira interestelar na Via Láctea pode produzir um efeito semelhante. A Via Láctea é permeada por uma mistura de gás e poeira que brilha a frequências semelhantes àquelas da CMB e esta emissão em primeiro plano afeta a observação da luz cósmica mais antiga. É necessária uma análise muito cuidadosa a fim de separar a emissão, no plano da frente, da emissão do fundo cósmico. Criticamente, a poeira interestelar também emite luz polarizada, afetando assim a polarização da CMB.

"Quando detectamos pela primeira vez este sinal nos nossos dados, contamos com os modelos da emissão de poeira galáctica disponíveis no momento," afirma John Kovac, pesquisador principal do BICEP2 na Universidade de Harvard, EUA. "Estes pareciam indicar que a região do céu escolhida para as nossas observações tinham uma polarização de poeira muito mais baixa do que o sinal detectado."

As duas grandes experiências terrestres recolheram dados numa única frequência de micro-ondas, tornando difícil a separação das emissões oriundas da Via Láctea das do fundo cósmico.

Por outro lado, o Planck observou o céu em nove canais de frequência de micro-ondas e sub-milimétricos, sete dos quais também foram equipados com detectores sensíveis à polarização. Com uma análise meticulosa, estes dados multifrequência podem ser usados para separar as várias contribuições.

A equipe BICEP2 escolheu um campo onde acreditavam que a emissão de poeira seria baixa e, portanto, interpretaram o sinal como provavelmente cosmológico.

No entanto, assim que os mapas da emissão polarizada da poeira galáctica foram divulgados pelo Planck, ficou claro que esta contribuição de primeiro plano podia ser maior do que o anteriormente esperado.

Em Setembro de 2014 o Planck revelou pela primeira vez que a emissão polarizada da poeira é significativa ao longo de todo o céu e comparável com o sinal detectado pela experiência BICEP2 mesmo nas regiões mais limpas.

Assim, as equipes do Planck e da experiência BICEP2 uniram forças, combinando a capacidade do satélite para lidar com primeiros planos usando observações em diversas frequências, incluindo aquelas onde a emissão de poeira é mais forte, com a maior sensibilidade das experiências terrestres sobre áreas limitadas do céu, graças à sua tecnologia recentemente melhorada. Nesse momento, a gama completa de dados do Keck Array para 2012 e 2013 já estavam também disponíveis.

"Este trabalho conjunto mostrou que a deteção dos modos-B primordiais já não é robusta após a remoção da emissão da poeira galáctica," afirma Jean-Loup Puget, pesquisador principal do instrumento HFI do Planck e do Institut d’Astrophysique Spatiale em Orsay, França. "Por isso, infelizmente, não fomos capazes de confirmar que o sinal é um traço da inflação cósmica."

Outra fonte de polarização de modos-B, que remonta ao início do Universo, foi detectada neste estudo, mas em escalas muito menores no céu.

Este sinal, descoberto pela primeira vez em 2013, não é uma exploração direta da fase inflacionária, é induzido pela teia cósmica de estruturas gigantescas que povoam o Universo e que mudam o percurso dos fótons da CMB no seu caminho até nós.

Este efeito é chamado de "lente gravitacional", uma vez que é provocado por objetos maciços que dobram o espaço circundante e assim desviam a trajetória da luz como uma lupa. A detecção deste sinal com o Planck, BICEP2 e Keck Array, é o mais forte até agora.

Quanto aos sinais do período de inflação, a questão permanece em aberto.

"Embora ainda não tenhamos encontrado fortes evidências do sinal de ondas gravitacionais primordiais nas melhores observações da polarização da CMB atualmente disponíveis, isso não significa que temos que excluir a inflação," explica Reno Mandolesi, pesquisador principal do instrumento LFI do Planck e da Universidade de Ferrara, Itália.

De fato, o estudo conjunto estabelece um limite máximo para a quantidade de ondas gravitacionais da inflação, que podem ter sido criadas no momento mas a um nível demasiado baixo para serem confirmadas com esta análise.

"Este estudo mostra que o número de ondas gravitacionais pode, provavelmente, não ser mais do que metade do sinal observado," afirma Clem Pryke, pesquisador principal da experiência BICEP2 na Universidade de Minnesota, EUA.

"O novo limite superior para o sinal devido a ondas gravitacionais é compatível com o limite superior que obtivemos anteriormente com o Planck usando as flutuações de temperatura da CMB," comenta Brendan Crill, membro das equipes do Planck e da BICEP2 no JPL da NASA.

Fonte: ESA

NGC 4676: quando Camundongos colidem

Estas duas galáxias poderosas estão puxando uma à outra. Conhecidas como os “Camundongos”, porque elas têm essas caudas longas, cada galáxia espiral provavelmente já tem passado através da outra.

© Hubble (NGC 4676)

As caudas longas são criadas pela diferença relativa entre as forças gravitacionais nas partes próximas e distantes de cada galáxia.

Como as distâncias são tão grandes, a interação cósmica acontece em movimento lento, ao longo de centenas de milhões de anos. Catalogadas conjuntamente como NGC 4676, elas estão a cerca de 300 milhões de anos-luz de distância na direção da constelação Coma Berenices, e são membros prováveis do aglomerado de galáxias Coma.

A imagem acima foi tirada com a Advanced Camera for Surveys, a bordo do telescópio espacial Hubble, em 2002. Esses camundongos galácticos provavelmente colidirão repetidas vezes nos próximos bilhões de anos até que ocorra a fusão para formar uma única galáxia.

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

O sistema solar mais antigo com planetas rochosos

Foi descoberto um sistema planetário que se formou numa fase ainda jovem do Universo, a cerca de 11 bilhões de anos.

© Tiago Campante/Peter Devine (ilustração do sistema solar Kepler-444)

O sistema denominado Kepler-444 está localizado a 117 anos-luz e é constituído por cinco planetas rochosos. Mas estão próximo demais da estrela e consequentemente são muito quentes.

É o mais antigo sistema solar conhecido com planetas terrestres, ou seja, com uma superfície rochosa como a Terra. Ter-se-á formado há 11,2 bilhões de anos, o que evidencia bem a sua longevidade, uma vez que o próprio Universo surgiu há 13,8 bilhões de anos. E agora uma equipe internacional, composta por vários astrofísicos portugueses, anunciou a descoberta destes cinco planetas no sistema solar Kepler-444. O astrofísico português Tiago Campante, da Universidade de Birmingham, no Reino Unido, liderou o grupo de cientistas responsável pelo estudo. “O que torna isto tão especial é a hipótese da existência de vida anciã na Via Láctea. Eu não estou me referindo a vida neste sistema específico, mas nada impossibilita a possível existência de vida em planetas que orbitem outras estrelas com uma idade semelhante”, diz o cientista.

Revelada em comunicado do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, com pólos em Lisboa e no Porto, a descoberta tem outra particularidade ligada à longevidade dos planetas. O nosso Sistema Solar formou-se há cerca de 4,5 bilhões de anos, por isso o sistema solar onde se encontram os cinco planetas é 2,5 vezes mais antigo do que o nosso. E mesmo o Universo tinha, nesse momento, “apenas” 2,6 bilhões de anos.

O recorde anterior do sistema solar com planetas terrestres mais antigo pertencia ao Kepler-10, com 10,4 bilhões de anos, a 564 anos-luz de distância da Terra.

“A descoberta de um sistema com planetas do tipo terrestre tão antigo como o Kepler-444 confirma que os primeiros planetas se formaram muito cedo na vida da nossa galáxia, o que nos dá uma indicação de quando terá começado a era da formação planetária”, diz o armênio Vardan Adibekyan, da Universidade do Porto e também do Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço, do qual fazem parte outros dois elementos da equipe, Nuno Santos e Sérgio Sousa.

“Nunca tínhamos visto nada assim: é uma estrela tão antiga e o grande número de planetas torna-a muito especial”, sublinha outro autor do artigo, Daniel Huber, da Universidade de Sydney, na Austrália, num comunicado desta instituição. “É extraordinário que um sistema de planetas terrestres tão antigo se tenha formado quando o Universo estava apenas no início, com um quinto da idade atual. Estamos em melhores condições de compreender exatamente quando é que este tipo de planetas começou a formar-se”, acrescenta Daniel Huber.

Muito se tem avançado na descoberta de exoplanetas  em outros sistemas solares. O primeiro foi detetado em 1995, por Michel Mayor e Didier Queloz, do Observatório de Genebra, na Suíça, ao redor da estrela Pégaso 51, a 50 anos-luz de distância da Terra. Era um gigante composto por gases, com metade do tamanho de Júpiter e muito perto da sua estrela, e muitos dos que se lhe seguiram eram também monstros gasosos.

O número atual de exoplanetas é impressionante: 1885, indo desde gigantes gasosos a pequenos rochosos. Neste último caso, as suas superfícies são firmes como as Mercúrio, Vênus e a Terra, e não gasosas como Júpiter ou Saturno.

Além de rochosos, os planetas do sistema Kepler-444 são menores do que a Terra e contêm menos massa. Têm um tamanho entre Mercúrio e Vênus. Não sendo isto já propriamente inédito, não deixa de ser raro.

Foram descobertos com o telescópio espacial Kepler através do método dos trânsitos. A presença de um planeta em órbita de uma estrela é detectada quando passa à frente dela. Rouba-lhe regularmente um pouco de brilho, denunciando que está ali.

Mas o método dos trânsitos tem limitações: só permite determinar o tamanho dos planetas em relação ao da estrela. Para determinar a dimensão dos próprios planetas, a equipe analisou as características físicas da estrela, utilizando a técnica de sismologia estelar. Tal como as diferentes vibrações de um sismo permitem estudar o interior da Terra, as oscilações observadas à superfície de uma estrela, provocadas pela propagação de ondas acústicas, podem ser usadas para conhecer a sua estrutura interna, composição, idade, tamanho e massa.

Esta descoberta tem assim implicações profundas nas teorias de formação planetária.

Um artigo científico que anuncia a descoberta está na última edição da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Instituto de Astrofísica e Ciências do Espaço

Telescópio obtém imagens do glóbulo cometário CG4

Tal como a boca escancarada de uma criatura celeste gigantesca, o glóbulo cometário CG4 brilha ameaçadoramente nesta nova imagem obtida pelo Very Large Telescope (VLT) do ESO.

© ESO/VLT (glóbulo cometário CG4)

Embora pareça grande e brilhante na imagem, este objeto é, na realidade, uma nebulosa bastante tênue, o que o torna muito difícil de ser observado por astrônomos amadores. A natureza exata do CG4 permanece um mistério.

Em 1976 foram descobertos vários objetos alongados parecidos com cometas em fotografias obtidas com o telescópio Schmidt do Reino Unido instalado na Austrália. Devido à sua aparência, estes objetos ficaram conhecidos por glóbulos cometários embora nada tenham a ver com cometas. Estavam todos situados numa enorme região de gás brilhante chamada Nebulosa de Gum. Tinham núcleos densos, escuros e empoeirados e apresentavam caudas longas e tênues, que apontavam de maneira geral em direção contrária aos restos da supernova Vela, situados no centro da Nebulosa Gum. Embora estes objetos se encontrem relativamente próximo de nós, os astrônomos demoraram muito tempo para descobri-los, uma vez que o seu brilho é muito tênue, tornando-os assim muito difíceis de detectar.
O objeto que mostramos nesta nova imagem, CG4, referido também algumas vezes como a Mão de Deus, é um destes glóbulos cometários. Situa-se a cerca de 1.300 anos-luz de distância da Terra na constelação da Popa.
O núcleo do CG4, que é a região que se vê na imagem e se parece com a cabeça de um monstro gigantesco, tem um diâmetro de 1,5 anos-luz. A cauda do glóbulo, que se estende para baixo e não é visível na imagem,  tem cerca de oito anos-luz de comprimento. Em termos astronômicos trata-se de uma nuvem relativamente pequena.
Este tamanho relativamente pequeno é uma característica geral dos glóbulos cometários. Todos os glóbulos cometários descobertos até hoje encontram-se em nuvens de gás e poeira da Via Láctea relativamente pequenas e isoladas, rodeadas por material quente ionizado.
O núcleo do CG4 consiste numa nuvem espessa de gás e poeira, que apenas se observa porque está sendo iluminada pela radiação emitida por estrelas próximas. Esta radiação vai destruindo gradualmente o núcleo do glóbulo e libertando pequenas partículas que dispersam a radiação estelar. No entanto, a nuvem empoeirada do CG4 ainda contém gás em quantidade suficiente para formar várias estrelas do tamanho do Sol e, efetivamente, o CG4 está formando estrelas ativamente, formação estelar esta que, muito provavelmente, tem origem no momento em que a radiação emitida pelas estrelas que alimentam a Nebulosa Gum atinge CG4.
O porquê do CG4 e outros glóbulos cometários apresentarem esta forma tão distinta é ainda uma questão em aberto debatida entre os astrônomos, tendo havido duas teorias que se desenvolveram para explicar este efeito. Os glóbulos cometários, incluindo também o CG4, poderiam ser originalmente nebulosas esféricas, as quais teriam sido desfeitas e adquiririam estas novas formas incomuns devido aos efeitos da explosão de supernova próxima. Outros astrônomos sugerem que os glóbulos cometários são esculpidos por ventos estelares e radiação ionizante emitida por estrelas quentes massivas do tipo OB. Estes efeitos poderiam inicialmente levar às formações conhecidas pelos estranhos mas apropriados nomes de trombas de elefante e depois eventualmente a glóbulos cometários.
O próximo passo na investigação nestes objetos consiste em saber a sua massa, densidade, temperatura e velocidade do material nos glóbulos. Estes parâmetros podem ser determinados por medições de linhas espectrais moleculares, às quais se tem acesso fácil nos comprimentos de onda do milímetro, precisamente onde opera o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA).

Fonte: ESO

Pequeno asteroide tem uma lua

No dia 26 de Janeiro, a Terra foi sobrevoada por um pequeno asteroide, o 2004 BL86.

© NASA/JPL (animação do asteroide 2004 BL86 e sua lua)

Este corpo celeste, com um tamanho estimado de 325 metros, fez a sua maior aproximação ao nosso planeta a uma distância de 1,2 milhões de quilômetros, cerca de 3,1 vezes a distância da Terra à Lua.

Uma equipe de cientistas da NASA utilizou a antena de 70 metros da Deep Space Network , uma das que é usada para comunicar com as sondas interplanetárias, para obter imagens de radar do asteroide. Por intermédio desta técnica potentes sinais de rádio são enviados na direção do asteroide; parte das ondas de rádio embatem na superfície e retornam à Terra sob a forma de um eco de rádio; finalmente, os cientistas detectam este eco e usam-no para deduzir as características físicas do asteroide e produzir imagens.

O resultado pode ser visto na animação acima, cuja resolução é de 4 metros por pixel. O asteroide, com uma forma quase esférica apesar do seu pequeno tamanho, tem também uma rotação rápida. Mas o eco de rádio detectou o ponto brilhante que se aproximava do asteroide a partir do topo da imagem. Este objeto é uma pequena lua, um corpo que os cientistas estimam tenha uns 70 metros de diâmetro.

As observações espectroscópicas do asteroide 2004 BL86 realizada por Vishnu Reddy, um cientista de pesquisa no Instituto de Ciência Planetária em Tucson, usando o Infrared Telescope Facility da NASA em Mauna Kea, Havaí, indicam que a assinatura espectral do asteroide é semelhante à do gigantesco asteroide Vesta. Localizado no coração do cinturão de asteroides do Sistema Solar, o asteroide Vesta foi o recente destino da missão Dawn da NASA, que está agora em seu caminho para o mundo gelado Ceres.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Sistema gigante de anéis em torno de estrela jovem

Astrônomos do observatório de Leiden, na Holanda, e da Universidade de Rochester, EUA, descobriram que o sistema de anéis que vêm eclipsar a estrela jovem J1407, muito parecida com o Sol, tem proporções enormes, muito maior e massivo que o sistema de anéis de Saturno.

© Ron Miller (ilustração do sistema de anéis)

O sistema de anéis - o primeiro do gênero encontrado fora do nosso Sistema Solar - foi descoberto em 2012 por uma equipe liderada por Eric Mamajek da Universidade de Rochester.

Uma nova análise dos dados, liderada por Matthew Kenworthy de Leiden, mostra que o sistema de anéis é composto por mais de 30 anéis, cada um com dezenas de milhões de quilômetros em diâmetro. Além disso, encontraram lacunas nos anéis, o que indica a possibilidade de formação de satélites (exoluas).

"Os detalhes que vemos na curva de luz são incríveis. O eclipse durou várias semanas, mas conseguimos ver mudanças rápidas em escalas de tempo na ordem das dezenas de minutos, como resultado de estruturas finas nos anéis," afirma Kenworthy. "A estrela está demasiado longe para observarmos os anéis diretamente, mas nós podemos fazer um modelo detalhado com base nas rápidas variações de brilho na luz da estrela que passa pelo sistema de anéis. Se pudéssemos substituir os anéis de Saturno com o sistema de anéis ao redor de J1407b, eram facilmente visíveis à noite e muitas vezes maior do que a Lua Cheia." Os anéis em torno de J1704b são tão grandes que se fossem colocados em torno de Saturno, podíamos vê-los ao lusco-fusco à vista desarmada.

A seguir é exibido um vídeo de uma simulação de computador mostrando a curva de luz da estrela J1407 através de dados do projeto SuperWASP em 2007.

© Matthew Kenworthy (simulação da curva de luz da estrela J1407)

"Este planeta é muito maior que Júpiter ou Saturno e o seu sistema de anéis é cerca de 200 vezes maior do que os anéis de Saturno," afirma o coautor Mamajek, professor de física e astronomia na Universidade de Rochester. "Podemos pensar nele como uma espécie de super-Saturno."

Os astrônomos analisaram dados do projeto SuperWASP, um estudo que tem como objetivo detectar gigantes gasosos que se movem em frente da sua estrela progenitora. Em 2012, Mamajek e colegas da Universidade de Rochester anunciaram a descoberta da jovem estrela J1407 e de eclipses invulgares, e sugeriram que eram provocados por um disco que formava luas em torno de um planeta gigante jovem ou de uma anã marron.

Num terceiro estudo, mais recente, também liderado por Kenworthy, usaram ópticas adaptativas e espectroscopia de Doppler para estimar a massa do objeto com anéis. As conclusões a que chegaram, com base nesse e em estudos anteriores do interessante sistema de J1407, é que o companheiro é provavelmente um gigante gasoso, ainda não observado, com um sistema gigantesco de anéis responsável pela diminuição repetida no brilho de J1407.

A curva de luz indica que o diâmetro do sistema de anéis mede quase 120 milhões de quilômetros, mais de duzentas vezes o tamanho dos anéis de Saturno. O sistema de anéis provavelmente contém mais ou menos o valor da massa da Terra em partículas de poeira.

Mamajek coloca em contexto a quantidade de material nestes discos e anéis. "Se moêssemos as quatro grandes luas de Galileu em poeira e gelo e espalhássemos o material sobre as suas órbitas num anel ao redor do planeta [Júpiter], o anel seria tão opaco à luz que um observador distante que observasse o anel passando em frente do Sol veria um eclipse muito profundo e com a duração de vários dias," comenta Mamajek. "No caso de J1407, vemos que os anéis bloqueiam praticamente 95% da luz desta jovem estrela semelhante ao Sol durante dias, por isso existe aí muito material para formar satélites."

Nos dados, foi descoberto pelo menos uma lacuna limpa na estrutura de anéis, mais claramente definida no novo modelo. "Uma explicação óbvia é que um satélite formou e esculpiu esta divisão," afirma Kenworthy. "A massa do satélite pode situar-se entre a massa da Terra e a massa de Marte. O satélite poderá ter um período orbital de aproximadamente dois anos em torno de J1407b."

Os astrônomos esperam que os anéis se tornem mais finos nos próximos milhões de anos e eventualmente desapareçam à medida que formam satélites a partir do material nos discos.

"A comunidade de ciência planetária teoriza há décadas que planetas como Júpiter e Saturno teriam tido, num estágio inicial, discos em torno deles que, em seguida, levaram à formação de satélites," explica Mamajek. "No entanto, até à descoberta deste objeto em 2012, ninguém tinha visto um tal sistema de anéis. Este é o primeiro retrato da formação de satélites a escalas de milhões de quilômetros em torno de um objeto subestelar."

Os astrônomos estimam que o exoplaneta com anéis, J1407b, tem um período orbital de aproximadamente uma década. A massa de J1407b tem sido difícil de determinar, mas é provável que se situe entre as 10 e 40 massas de Júpiter.

Os pesquisadores incentivam os astrônomos amadores a acompanhar J1407, o que ajudaria a detectar o próximo eclipse dos anéis e a restringir o período e massa do companheiro planetário. As observações de J1407 podem ser relatadas à Associação Americana de Observadores de Estrelas Variáveis (AAVSO). Entretanto, os astrônomos estão estudando outros levantamentos fotométricos à procura de eclipses provocados por sistemas de anéis ainda por descobrir.

Kenworthy acrescenta que a descoberta de eclipses por outros objetos como o planeta J1407b "é, durante o futuro próximo, o único método viável que possuímos para observar as condições primitivas da formação de satélites. Os eclipses de J1407 vão permitir-nos estudar as propriedades físicas e químicas dos discos circumplanetários que formam satélites."

Os resultados foram aceitos para publicação na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Universidade de Rochester

A luz de Cygnus A

Celebrando a astronomia neste Ano Internacional da Luz a imagem detalhada abaixo revela a espetacular galáxia ativa Cygnus A através do espetro eletromagnético.

© Chandra/NRAO/Hubble (Cygnus A)

Incorporando dados de raios X (em azul) do observatório Chandra em órbita, Cygnus A é vista como uma fonte prodigiosa de raios X de alta energia. Mas, na verdade, ela é mais famosa na extremidade de baixa energia do espetro eletromagnético.

Uma das mais brilhantes fontes celestiais visíveis aos radiotelescópios, Cygnus A, a 600 milhões de anos-luz de distância, é a radiogaláxia poderosa mais próxima. A emissão de rádio (em vermelho) se estende a ambos os lados ao longo do mesmo eixo por cerca de 300.000 anos-luz, alimentada por jatos de partículas relativísticas que emanam do buraco negro supermassivo central da galáxia. Os pontos quentes provavelmente marcam as extremidades dos jatos que impactam em torno do material frio e denso.

Confinados em tons de amarelo, os dados na faixa da luz visível da galáxia pelo Hubble, e do campo circundante pelo Digital Sky Survey, completam uma visão notável em múltiplos comprimentos de onda.

Fonte: NASA