A Nebulosa do Anel do Sul

Foi a estrela mais apagada e não a estrela mais brilhante, no cetro da NGC 3132 que criou essa estranha e bela nebulosa planetária.

© Donald Waid (nebulosa NGC 3132)

Conhecida como Nebulosa do Anel do Sul (Eight-Burst Nebula, em inglês), o gás brilhante teve origem nas camadas externas de uma estrela como o Sol. Nessa imagem colorida reprocessada, a piscina quente de luz roxa vista ao redor do sistema binário é energizada pela superfície quente da estrela apagada. Embora fotografada para explorar simetrias incomuns, é a assimetria que ajuda a fazer dessa nebulosa planetária um objeto tão intrigante. Nem a forma incomum da concha mais fria ao redor, nem a estrutura com faixas filamentares de poeira escura através da NGC 3132 são bem compreendidas.

Fonte: NASA

Uma bolha verde fantasma

A nova imagem a seguir obtida com o Very Large Telescope (VLT) do ESO mostra a nebulosa planetária IC 1295, verde e brilhante, que rodeia uma estrela moribunda tênue situada a cerca de 3.300 anos-luz de distância, na constelação do Escudo.

© ESO/VLT (nebulosa planetária IC 1295)

Esta é a imagem mais detalhada deste objeto obtida até hoje.

Estrelas do tamanho do Sol terminam as suas vidas sob a forma de anãs brancas, estrelas pequenas e tênues. Na transição final para a “reforma”, a atmosfera é lançada para o espaço. Durante apenas alguns milhares de anos, estes objetos encontram-se rodeados por espectaculares nuvens brilhantes e coloridas de gás ionizado, conhecidas como nebulosas planetárias.
Esta imagem da nebulosa planetária IC 1295 tem a característica particular de ser composta por inúmeras conchas que a fazem parecer um micro-organismo visto através do microscópio, com as muitas camadas correspondendo às várias membranas de uma célula.
Estas bolhas são formadas pelo gás que constituía a atmosfera da estrela e que foi expelido pelas reações de fusão instáveis, acontecendo no núcleo da estrela, que geram liberação de energia súbita, como se fossem enormes jorros termonucleares. O gás brilha devido à intensa radiação ultravioleta emitida pela estrela moribunda. Os diferentes elementos químicos brilham com diferentes cores e o proeminente tom esverdeado da IC 1295 vem do oxigênio ionizado.
No centro da imagem podemos ver um ponto brilhante azul esbranquiçado situado no coração da nebulosa, que é o que resta do núcleo queimado da estrela. O fraco brilho desta minúscula anã branca vem da energia térmica armazenada que, por sua vez, irá ser dissipada lentamente, ao longo de muitos bilhões de anos, à medida que a anã branca arrefece.
Estrelas com a massa do Sol e com massas que podem ir até oito vezes a massa solar, darão origem a nebulosas planetárias na fase final das suas vidas. O Sol tem 4,6 bilhões de anos e viverá ainda muito provavelmente mais quatro bilhões de anos.
Apesar do seu nome, as nebulosas planetárias não têm nada a ver com planetas. Este termo descritivo foi usado em algumas das primeiras descobertas destes objetos incomuns e deveu-se à semelhança visual apresentada entre eles e os planetas exteriores Urano e Netuno, quando observados através dos telescópios da época. Observadores antigos, como por exemplo William Herschel, que descobriu muitas nebulosas planetárias e especulou sobre a sua origem e composição, já sabiam que estes objetos não eram planetas que se encontravam em órbita do Sol, já que não se moviam relativamente às estrelas de fundo. Através de observações espectroscópicas no século XIX, descobriu-se que estes objetos eram, na realidade, gás brilhante.
Esta imagem obtida pelo VLT do ESO, situado no Cerro Paranal no deserto do Atacama, no norte do Chile, foi auxiliada pelo instrumento FORS (sigla do inglês FOcal Reducer Spectrograph). Foram feitas exposições em três filtros diferentes, na luz azul (mostradas em azul), na radiação visível (mostradas em verde) e na luz vermelha (mostradas em vermelho), que foram combinadas nesta imagem.

Fonte: ESO

Buraco negro absorvendo exoplaneta

Um grupo de astrofísicos detectou um planeta com uma massa 15 vezes maior que a de Júpiter e que foi absorvido por um buraco negro em uma galáxia situada a 47 milhões de anos-luz da Via Láctea.

© ESA (ilustração mostra a ação do buraco negro sobre o planeta)

Cientistas da Universidade de Genebra notaram um sinal luminoso que vinha de um buraco negro, que estava "adormecido" há mais de 30 anos, situado no centro da galáxia NGC 4845, cuja massa é 300 mil vezes superior à do Sol.

"Foi uma observação totalmente inesperada em uma galáxia que esteve tranquila durante ao menos 20 ou 30 anos", afirmou Marek Nikojuk, da Universidade de Bialystok, na Polônia, o principal autor do artigo.

A descoberta na galáxia NGC 4845 foi feita pelo observatório espacial Integral da ESA, com acompanhamento de observações a partir do XMM-Newton da ESA, do Swift da NASA e do monitor de raios X na Estação Espacial Internacional MAXI do Japão.

O buraco negro demorou três meses para desviar o planeta de sua trajetória e absorver 10% de sua massa total. O resto permaneceu em órbita. Astros com este intervalo de massa corresponde às anãs marrons, objetos subestelares que não são grande o suficiente para fundir o hidrogênio em seu núcleo e inflamar como estrelas.

Fonte: Astronomy & Astrophysics

Sob a asa da Pequena Nuvem de Magalhães

A Pequena Nuvem de Magalhães (SMC), é uma das vizinhas galácticas, mais próximas da Via Láctea.

© Hubble (NGC 602)

Mesmo apesar de ser uma pequena, e assim chamada galáxia anã, a SMC é tão brilhante que pode ser observada a olho nu para os observadores do hemisfério sul e perto da linha do equador. Muitos navegadores, incluindo Fernão de Magalhães a usaram para encontrar seus caminhos pelo oceano. Essa galáxia foi nomeada em homenagem ao grande navegador Fernão de Magalhães.

Diferente dos navegadores que só a usavam para se encontrar na imensidão dos oceanos, os astrônomos modernos estão interessados em fazer um estudo mais profundo da SMC. Pelo fato dela estar tão perto e ser tão brilhante, ela oferece uma oportunidade única onde se pode estudar fenômenos difíceis de serem examinados em galáxias mais distantes.

Novos dados do Chandra forneceram uma nova descoberta da SMC: a primeira detecção de emissão de raios X de jovens estrelas com massas similares à massa do nosso Sol, fora da Via Láctea. As novas observações do Chandra dessas estrelas de baixa massa foram feitas na região conhecida como Asa da SMC. Na imagem composta da Asa, os dados do Chandra, são mostrados em roxo, os dados ópticos obtidos pelo telescópio espacial Hubble são mostrados em vermelho, verde e azul e os dados infravermelhos obtidos pelo telescópio espacial Spitzer são mostrados em vermelho.

A Asa da SMC é uma região conhecida por ter menos metais (elementos que são mais pesados que o hidrogênio e que o hélio) se comparada com a maior parte das áreas dentro da Via Láctea. Ali também se tem relativamente menos quantidade de gás, poeira e estrelas se compararmos com a Via Láctea.

Juntas, essas propriedades fazem da Asa, um excelente local para estudar o ciclo de vida das estrelas e o gás localizado entre elas. Não somente, são essas condições típicas para galáxias anãs irregulares, como a SMC, mas elas são repetidas em galáxias muito mais distantes do início do Universo.

A maior parte da formação de estrelas perto da ponta da asa está ocorrendo numa pequena região conhecida como NGC 602, que possui uma coleção de no mínimo três aglomerados estelares. Um deles, o NGC 602a, é similar em idade, massa e tamanho ao famoso Aglomerado da Nebulosa de Orion. Os pesquisadores estudam o NGC 602a, para ver se as estrelas jovens, ou seja, aquelas com poucos milhões de anos de vida, têm propriedades diferentes quando elas tem baixos níveis de metais, como as encontradas no aglomerado NGC 602a.

Usando o Chandra, os astrônomos descobriram extensas emissões de raios X, de duas das mais densamente povoadas regiões no NGC 602a. A extensa nuvem de raios X provavelmente vem da população de jovens estrelas de baixa massa no aglomerado, que foram anteriormente registradas em pesquisas no infravermelho e óptico pelo Spitzer e pelo Hubble respectivamente. Essa emissão pouco provavelmente está relacionada ao gás quente soprado pelas estrelas massivas, pois o baixo conteúdo de metais das estrelas na NGC 602a, implica que essas estrelas devem ter ventos fracos. A falha em detectar emissões de raios X de estrelas mais massivas no NGC 602a, suporta essa conclusão, pois a emissão de raios X é um indicador da força dos ventos das estrelas massivas. Nenhuma estrela individual de pouca massa foi identificada, mas a sobreposição da emissão de algumas milhares de estrelas é brilhante o suficiente para ser observada.

Os resultados do Chandra implicam que as jovens estrelas pobres em metais no NGC 602a, produzem raios X de uma maneira similar às estrelas com conteúdo de metal muito mais elevado encontrado no aglomerado de Órion na nossa galáxia. Os autores especulam que se as propriedades dos raios X das jovens estrelas são similares em diferentes ambientes, então outras propriedades relacionadas, incluindo a formação e a evolução dos discos onde os planetas se formam, são também provavelmente similares.

A emissão de raios X descreve a atividade magnética das jovens estrelas e está relacionada com a eficiência do seu dínamo magnético. Os dínamos magnéticos geram os campos magnéticos nas estrelas através de um processo envolvendo a velocidade de rotação da estrela e a convecção, a ascensão e queda do gás quente no interior da estrela.

© NASA (imagem composta da NGC 602 e jovens objetos estelares)

A combinação dos dados ópticos, de raios X e infravermelho também revelam, pela primeira vez fora da Via Láctea, objetos representativos de um estágio até mesmo mais jovem da evolução de uma estrela. Esses jovens objetos estelares têm idades de poucos milhares de anos e ainda estão mergulhados nos pilares de poeira e gás de onde as estrelas se formam, como o famoso Pilar da Criação da Nebulosa da Águia. A imagem composta abaixo mostra em destaque a localização desses jovens objetos estelares.

Fonte: The Astrophysical Journal

Quebrado recorde da supernova mais distante

O telescópio espacial Hubble quebrou o recorde na busca pela supernova mais distante do tipo usado para medir distâncias cósmicas.

© Hubble (supernova mais distante)

Essa supernova explodiu a mais de 10 bilhões de anos atrás, com um redshift igual a 1,914, numa época em que o Universo estava nos seus anos iniciais de formação e as estrelas nasciam numa taxa rápida.

A supernova, designada, como SN UDS10Wil, pertence à classe especial de estrelas que explodem conhecida como supernova do Tipo Ia. As supernovas são importantes, pois podem ser usadas como parâmetro para medir distâncias cósmicas, gerando assim pistas sobre a natureza da energia escura, a misteriosa força que está acelerando a taxa de expansão do Universo.

“Esse novo recorde de distância estabelecido abri uma janela no Universo primordial, oferecendo novas ideias essenciais sobre como essas supernovas se formam”, disse o astrônomo David O. Jones da Universidade Johns Hopkins em Baltimore, e autor principal do artigo científico que detalha a descoberta. “Nessa época, nós podemos testar teorias sobre quão confiáveis essas detonações são para se entender a evolução do Universo e a sua expansão”.

Um dos debates sobre as supernovas do Tipo Ia é a natureza do fusível que as inflama. Essa última descoberta adiciona credibilidade a uma das duas teorias que competem para explicar como elas explodem. Embora preliminares, a evidência favorece a fusão explosiva de duas estrelas moribundas – pequenas, apagadas e densas estrelas conhecidas como anãs brancas, o estado final da vida de estrelas como o Sol.

A descoberta foi parte de um programa de três anos do Hubble chamado de CANDELS+CLASH Supernova Project, que começou em 2010. Esse programa tem como objetivo pesquisar supernovas do Tipo Ia muito distantes para determinar suas distâncias e verificar a alteração de comportamento nos mais de 13,8 bilhões de anos desde o Big Bang, usando a nitidez e a versatilidade da Wide Field Camera 3 do Hubble.

O projeto CANDELS+CLASH tem descoberto mais de 100 supernovas de todos os tipos que explodiram entre 2,4 e 10 bilhões de anos atrás. A equipe identificou oito dessas descobertas como sendo supernovas do Tipo Ia que explodiram a mais de 9 bilhões de anos atrás -  incluindo essa nova recordista, que, embora seja somente 4% mais velha do que a recordista anterior, empurrando o recorde aproximadamente 350 milhões de anos de volta no tempo.

A técnica de pesquisa de supernovas usada pela equipe envolveu a aquisição de múltiplas imagens infravermelhas espaçadas aproximadamente de 50 dias sobre um período de três anos, procurando por supernovas apagadas. Após registrar a SN UDS10Wil, em dezembro de 2010, a equipe do CANDELS então usou o espectrômetro na Wide Field Camera 3 do Hubble, juntamente com o Very Large Telescope (VLT) do Observatório Sul Europeu (ESO), para verificar a distância da supernova e decodificar sua luz, esperando encontrar a assinatura única de uma supernova do Tipo Ia.

Encontrar supernovas remotas abre a possibilidade de medir a expansão acelerada do Universo provocada pela energia escura. Contudo, essa é uma área que não é completamente entendida, e nem a origem das supernovas do Tipo Ia. “Esse novo resultado é realmente animador em direção ao estudo de supernovas no Universo distante”, disse Jens Hjorth, membro da equipe do Dark Cosmology Centre no Instituto Niels Bohr, na Universidade de Copenhagen. “Nós podemos começar a explorar e entender as estrelas que causam essas violentas explosões”.

A evidência preliminar da equipe mostra um declínio marcante na taxa de explosões de supernovas entre 7,5 bilhões de anos atrás e mais de 10 bilhões de anos atrás. Isso, combinado com a descoberta desse tipo de supernova no início do Universo, sugere que o mecanismo de explosão é uma fusão entre duas anãs brancas.

No cenário de uma única anã branca, onde uma anã branca gradualmente se alimenta de matéria de uma estrela companheira normal e explode quando agrega muita massa, a taxa de supernovas pode ser relativamente alta no começo do Universo, pois alguns desses sistemas podem alcançar o ponto de explosão rapidamente. A queda abrupta, favorece o mecanismo das anãs brancas duplas, pois ele prevê que a maioria das estrelas no início do Universo são muito jovens para se tornar uma supernova do Tipo Ia.

Sabendo o que inicia as supernovas do tipo Ia mostrará também quão rapidamente o Universo se enriquece com elementos pesados como o ferro. Essas explosões estelares produzem cerca de metade do ferro no Universo, a matéria prima para a geração de planetas e da vida.

Os resultados obtidos pela equipe aparecerão na edição de maio de 2013 no The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

A Galáxia do Olho Negro

A imagem a seguir mostra a bela e brilhante galáxia espiral M64 (Messier 64), normalmente chamada de Galáxia do Olho Negro ou a Galáxia da Bela Adormecida, devido a sua aparência de pálpebras pesadas em visões telescópicas.

© Martin Pugh (galáxia M64)

A M64 está localizada a aproximadamente 17 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação do céu do hemisfério norte Coma Berenices. De fato, ser chamada de Galáxia do Olho Vermelho também seria um apelido apropriado com base nessa imagem colorida, que é na verdade uma composição de imagens obtidas com filtros de banda larga e banda estreita. As enormes nuvens de poeira que obscurecem a região central da M64 no seu lado visível são concatenadas com o brilho avermelhado do hidrogênio associado com as regiões de formação de estrelas. Mas essas não são as únicas características marcantes da galáxia. Observações mostram que a M64 é na verdade composta por dois sistemas concêntricos, em rotação contrária de estrelas, um localizado numa parte interna com 3.000 anos-luz de raio e outro se estendendo a aproximadamente 40.000 anos-luz de raio, os dois girando em direções opostas. O olho empoeirado e a rotação bizarra é provavelmente o resultado de uma fusão ocorrida a um bilhão de anos atrás de duas galáxias diferentes.

Fonte: NASA

A Nebulosa Cabeça de Cavalo Azul

Você vê a cabeça do cavalo?

© Scott Rosen (Nebulosa Cabeça de Cavalo Azul)

O que você está vendo não é a famosa nebulosa Cabeça de Cavalo em Órion.

© Nigel Sharp (Nebulosa Cabeça de Cavalo)

A nebulosa em questão é uma nebulosa de reflexão catalogada como IC 4592. As nebulosas de reflexão são, na verdade, constituídas de pó muito fino que normalmente aparece escuro, mas pode ser visualizado bastante azulado quando refletindo a luz de estrelas energéticas próximas. Neste caso, a fonte de grande parte da luz refletida é devido a uma estrela no olho do cavalo. Essa estrela é parte da Nu Scorpii, um dos sistemas de estrelas mais brilhantes na direção da constelação do Escorpião. A segunda nebulosa de reflexão denominada IC 4601 é visível em torno de duas estrelas na parte superior direita do centro da imagem.

Fonte: NASA

Caçando estrelas massivas com o Herschel

A imagem abaixo mostra a vasta nuvem de formação de estrelas conhecida como W3.

© Herschel (gigantesca nuvem molecular W3)

O observatório espacial Herschel da ESA nos conta a história de como estrelas massivas estão nascendo nesta região.

A W3 é uma gigantesca nuvem molecular contendo um enorme berçário estelar e que está localizada a aproximadamente 6.200 anos-luz de distância da Terra no Braço Perseus, um dos braços espirais da nossa Via Láctea.

Se espalhando por quase 200 anos-luz, a W3 é um dos maiores complexos de formação de estrelas na parte externa da Via Láctea, abrigando a formação de estrelas tanto de pequena massa como de grande massa. A distinção é estabelecida em oito vezes a massa do nosso Sol: acima desse limite, as estrelas terminam suas vidas como supernovas.

© ESA (descrição das regiões da W3)

Densos e brilhantes nós azuis de poeira quente marcam a formação de estrelas massivas dominando a parte superior esquerda da imagem em duas regiões mais jovens na cena: a W3 Principal e a W3 (OH), localizadas entre a IC 1795. A radiação extrema fluindo para longe das recém formadas estrelas aquecem o gás e a poeira ao redor fazendo com que ela brilhe intensamente para os olhos do Herschel sensíveis ao infravermelho.

As estrelas de grande massa, mais velhas são também vistas aquecendo a poeira e o seu ambiente, aparecendo como regiões azuis codificadas como AFGL 333, na parte inferior esquerda da versão anotada da imagem, e o loop KR 140, na parte inferior direita.

Redes extensivas de um gás e de uma poeira muito mais frios permeiam a cena na forma de filamentos vermelhos e em estruturas em forma de pilar. Alguns desses núcleos frios possuem formação de estrela de baixa massa, marcados pelos nós amarelos de emissão.

Estudando as duas regiões de formação de estrelas massivas, a W3 Principal e a W3 (OH), os cientistas tem feito progresso em resolver um dos maiores desafios no nascimento de estrelas massivas. Esse mistério é, por que, mesmo durante sua formação, a radiação é expelida para fora dessas estrelas de modo tão poderoso que elas devem empurrar para fora grande quantidade de material de que elas estão se alimentando. Se esse é o caso como podem as estrelas massivas se formarem?

As observações da W3 indicam uma possível solução: nessas regiões muito densas, parece existir um processo contínuo pelo qual o material bruto se move ao redor, comprimido e confinado, sob a influência de aglomerados de protoestrelas massivas e jovens.

Através dessa radiação forte e dos poderosos ventos, as populações das estrelas jovens de grande massa podem ser capazes de gerar e manter aglomerados localizados de material dos quais elas podem continuamente se alimentarem durante seus anos caóticos iniciais, apesar da incrível saída de energia.

Fonte: ESA

Nova radiogaláxia gigante é descoberta

Uma equipe liderada pelo astrônomo George Heald descobriu uma radiogaláxia gigante previamente desconhecida, usando imagens iniciais de uma nova pesquisa de rastreamento no comprimento de onda do rádio.

© SDSS (nova radiogaláxia gigante)

A galáxia foi descoberta usando o poderoso International LOFAR Telescope (ILT), construído e desenhado pelo Netherlands Institute for Radio Astronomy (ASTRON).

A equipe está atualmente realizando a primeira pesquisa de imageamento de todo o céu do LOFAR (LOw Frequency ARray), chamada de Multi-frequency Snapshot Sky Survey (MSSS). O LOFAR é uma nova rede de interferometria por rádio consistindo de antenas de baixo custo, a maioria das estações estão dispostas em uma área de diâmetro de 100 km operando na frequência entre 10 e 250 MHz.

Enquanto analisava o primeiro conjunto de imagens do MSSS, a equipe identificou uma nova fonte do tamanho da Lua Cheia projetada no céu. A emissão de rádio está associada com o material ejetado por um dos membros de uma interação de trinca de galáxias ocorrida de dezenas a centenas de milhões de anos atrás. A extensão física do material é muito maior do que o próprio sistema de galáxias, se estendendo por milhões de anos-luz através do espaço intergaláctico. A pesquisa MSSS ainda está em andamento e é a responsável por descobrir muitas novas fontes com este aspecto.

A nova galáxia é um membro de uma classe de objetos chamados de Giant Radio Galaxies (GRGs). As GRGs são um tipo de radiogaláxia que é extremamente grande, sugerindo que elas são muito poderosas e muito velhas. O LOFAR é uma ferramenta efetiva para encontrar novas GRGs como essa, pois ele é um instrumento extremamente sensível a esses grandes objetos, combinado com sua operação nas baixas frequências que são bem ajustadas para a observação de fontes antigas.

O centro da nova GRG está associado com um membro de uma trinca de galáxias conhecida como UGC 09555. A galáxia central está localizada num desvio para o vermelho de z = 0.054536, o que dá a ela uma distância de 750 milhões de anos-luz da Terra. A fonte de rádio central era anteriormente desconhecida e tem um espectro de rádio achatado, típico das radiogaláxias gigantes.

A pesquisa MSSS do LOFAR é na verdade um esforço concentrado com o objetivo de mapear todo o céu do norte em frequências de rádio extremamente baixas, entre 30 e 160 MHz, com comprimento de onda entre 2 e 10 metros. O objetivo principal da pesquisa é realizar um rastreamento inicial raso do céu, com a intenção de criar um modelo que irá apoiar a calibração de observações bem mais profundas. Ele é comparável em sensibilidade e resolução angular às pesquisas prévias feitas com os radiotelescópios clássicos como o Very Large Array (VLA), nos EUA, o ASTRON’s Westerbork Synthesis Radio Telescope (WSRT) e o Giant Metrewave Radio Telescope, na Índia. O WSRT é um dos observatórios de rádio mais poderosos do mundo, permite aos astrônomos estudar uma ampla gama de problemas astrofísicos em frequências entre 115 MHz a 8.650 MHz.

O MSSS é único pois opera em frequências substancialmente menores e é esperado que ele descubra fontes que foram perdidas pelas pesquisas anteriores, e será usado para fornecer informações adicionais sobre os objetos já detectados.

Fonte: ASTRON

As profundezas escondidas da Baleia

O Telescópio Espacial Hubble capt5ou essa imagem fulgurante da galáxia espiral Messier 77 (M77), uma das mais famosas e mais bem estudadas galáxias do imenso céu.

© Hubble (galáxia M77)

Os pedaços vermelhos através da imagem destacam bolsões de formação de estrelas ao longo dos braços em rotação, com linhas escuras de poeira se esticando através do centro energético da galáxia.

A M77 é uma galáxia na constelação de Cetus (Baleia), localizada a aproximadamente 45 milhões de anos-luz de distância da Terra. Também conhecida como NGC 1068.

Apesar de sua atual fama, e sua impressionante aparência espiral, a galáxia tem sido vítima de um problema de identidade algumas vezes; quando ela foi descoberta inicialmente em 1780, a distinção entre as nuvens de gás e as galáxias não era conhecida, fazendo com que o seu descobridor Pierre Méchain errasse a sua verdadeira natureza e a classificasse como uma nebulosa. Ela foi erroneamente classificada novamente quando ela foi subsequentemente listada no Catálogo Messier como um aglomerado estelar.

Agora, contudo, ela é definitivamente categorizada como uma galáxia espiral barrada, com braços espirais soltos e um bulbo central relativamente pequeno. Ela é o exemplo mais próximo e mais brilhante de uma classe particular de galáxias conhecida como Galáxias Seyfert, galáxias que são repletas de gás quente altamente ionizado que brilha intensamente emitindo intensa radiação.

A forte radiação como essa é conhecida por vir do núcleo da M77, causada por um buraco negro muito ativo que tem aproximadamente 15 milhões de vezes a massa do Sol. O material é degradado em direção ao buraco negro e o circula, aquecendo e então brilhando intensamente. Essa região isolada da galáxia, embora comparativamente pequena, pode ser dezenas de milhares de vezes mais brilhante do que uma galáxia normal.

Embora não tenha como competir com o intenso centro, os braços espirais da M77 são também regiões muito brilhantes. Pontuando cada braço ao longo de toda a sua extensão estão nós de aglomerações vermelhas, um sinal de que novas estrelas estão se formando. Essas estrelas jovens brilham fortemente, ionizam o gás próximo que então brilha com uma coloração vermelha forte. As linhas de poeira se esticam através dessa imagem e aparecem com uma coloração em tons de vermelho devido ao fenômeno conhecido como avermelhamento, ou seja, a poeira absorve mais luz azul do que a luz vermelha, realçando sua aparência avermelhada.

Fonte: NASA

Bloqueador solar em estrela gigante

Uma equipe internacional de astrônomos, incluindo pesquisadores do Instituto Max Planck de Radioastronomia (MPIfR) e da Universidade de Colônia, conseguiu identificar dois óxidos de titânio na atmosfera estendida em torno de uma estrela gigante.

© NASA/ESA (moléculas ao redor de nebulosa)

O objeto VY Canis Major é uma das maiores estrelas do Universo conhecido e ela está perto do fim da sua vida.

A descoberta foi feita no decorrer de um estudo de uma estrela espetacular, VY Canis Majoris (VY CMa), que é uma estrela variável localizada na constelação de Canis Major (Cão Maior). "A VY CMa não é uma estrela comum, é uma das maiores estrelas conhecidas, e está perto do fim de sua vida", diz Tomasz Kamiński do Instituto Max Planck de Radioastronomia. Na verdade, com um tamanho de cerca de uma a duas mil vezes a do Sol, que poderia estender para fora da órbita de Saturno se fosse colocada no centro de nosso Sistema Solar.
A estrela ejeta grandes quantidades de material que forma uma nebulosa empoeirada. Torna-se visível por causa das pequenas partículas de poeira que formam em torno dela, que refletem a luz da estrela central. A complexidade desta nebulosa tem sido  intrigante por décadas para os astrônomos. Tem-se formado como um resultado do vento estelar, mas não é bem compreendido por que está tão longe de ter uma forma esférica.
Nem se sabe o processo físico que sopra o vento, ou seja, o que eleva o material acima da superfície estelar e faz expandir. O destino da VY CMa é explodir como uma supernova, mas não se sabe exatamente quando isso vai acontecer. Observações em diferentes comprimentos de onda fornecem diferentes informações e que permite identificar as moléculas existentes na nebulosa.
"Emissão em comprimentos de onda de rádio de curta duração, em ondas chamados submilimétrico, é particularmente útil para tais estudos de moléculas", diz Sandra Brunken da Universidade de Colônia. A equipe de pesquisa observou TiO e TiO2, um ingrediente encontrado em filtros solares, pela primeira vez em comprimentos de onda de rádio. De fato, o dióxido de titânio tem sido visto no espaço de forma inequívoca, pela primeira vez. No entanto, as estrelas irão ejetar grandes quantidades de óxido de titânio, a temperaturas relativamente altas próximas à estrela. "Elas tendem a se agrupar para formar partículas de poeira visíveis na óptica ou no infravermelho", diz Patel Nimesh do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica. "E a propriedade catalítica do TiO2 pode influenciar nos processos químicos que ocorrem nessas partículas de poeira, que são muito importantes para a formação de moléculas maiores no espaço", acrescenta Holger Müller, da Universidade de Colônia.
Linhas de absorção de TiO são conhecidas a partir dos espectros na região do visível há mais de cem anos. Esses recursos são usados ​​em parte para classificar alguns tipos de estrelas com temperaturas superficiais baixas (estrelas do tipo M e S). A pulsação de estrelas Mira, uma classe específica de estrelas supergigantes variáveis localizadas na constelação de Cetus, é provavelmente causada por óxido de titânio.

As observações de TiO e TiO2 mostra que as duas moléculas são facilmente formadas em torno VY CMa numa localização que é mais ou menos como prevista pela teoria.

As novas detecções em comprimentos de onda submilimétrico são especialmente importantes porque permitem o estudo do processo de formação de poeira. Além disso, a comprimentos de onda ópticos, a radiação emitida pelas moléculas é dispersada pela poeira presente na nebulosa que obscurece a imagem, enquanto que o efeito é negligenciável em comprimentos de onda de rádio que permitem medições mais precisas.
As descobertas de TiO e TiO2 no espectro da VY CMa têm sido feitas com o Submillimetre Array (SMA), um interferômetro de rádio localizada no Havaí, EUA.

© N. Patel/SMA (interferômetro SMA)

O instrumento combina oito antenas que operam juntas como um grande telescópio de 226 metros de tamanho, propiciando aos astrônomos realizarem observações com sensibilidade e resolução angular sem precedentes. A confirmação das novas detecções foi sucessivamente feitas posteriormente com o IRAM Plateau de Bure Interferometer (PdBI) localizado nos alpes franceses.

Fonte: Max Planck Institute for Radio Astronomy

Desvendando a galáxia NGC 3169

A brilhante galáxia espiral NGC 3169 parece estar se revelando nessa cena cósmica.

© Adam Block (galáxia NGC 3169)

A galáxia NGc 3169 está localizada a aproximadamente 70 milhões de anos-luz de distância da Terra, logo abaixo da brilhante estrela Regulus na direção da apagada constelação de Sextans. Seus belos braços espirais são distorcidos pelas forças de marés enquanto a NGC 3169 (esquerda) e a sua vizinha, a NGC 3166 interagem gravitacionalmente, um destino comum mesmo para as galáxias mais brilhantes no nosso Universo local.

De fato, fora os arcos e plumas estelares, indicativos das interações gravitacionais, parecem claros nessa imagem profunda desse grupo de galáxias. A imagem acima se espalha por 20 arcos de minutos, ou aproximadamente, 400.000 anos-luz considerando a distância estimada do grupo, e inclui uma menor e mais apagada galáxia, a pequena NGC 3165, localizada à direita. A NGC 3169 é também conhecida por brilhar através do espectro desde as ondas de rádio até os raios X, hospedando um núcleo galáctico ativo que provavelmente é o local de um buraco negro supermassivo.

Fonte: NASA

Descoberta nova espécie de supernova

Até agora, supernovas são geradas de dois tipos principais. Uma supernova com colapso de núcleo é a explosão de uma estrela cerca de 10 a 100 vezes a massa do sol, enquanto uma supernova Tipo Ia é a interrupção completa de uma anã branca minúscula.

© CfA/Christine Pulliam (geração do novo tipo de supernova)

Hoje, os astrônomos estão relatando a descoberta de um novo tipo de supernova chamada tipo Iax. Esta nova classe é mais fraca e menos energética do que a do Tipo Ia. Apesar de ambas as variedades surgem da explosão de anãs brancas, as supernovas Tipo Iax não pode destruir completamente a anã branca.
"Uma supernova Tipo Iax é essencialmente uma mini supernova," diz o autor Ryan Foley, do Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica (CFA). Foley e seus colegas identificaram 25 exemplos de um novo tipo de supernova. Nenhuma delas apareceu em galáxias elípticas, que são preenchidos com estrelas velhas. Isso sugere que as supernovas Tipo Iax vêm de sistemas de estelares jovens.
Com base em uma variedade de dados observacionais, a equipe concluiu que uma supernova Tipo Iax vem de um sistema estelar binário contendo uma anã branca e uma estrela companheira que perdeu seu hidrogênio exterior, com domínio do hélio. A anã branca coleta hélio da estrela normal.
Os pesquisadores não têm certeza do que desencadeia uma supernova Tipo Iax. É possível que a camada de hélio exterior inflama primeiro, enviando uma onda de choque para a anã branca. Como alternativa, a anã branca pode inflamar-se primeiro, devido à influência da camada sobrejacente de hélio.
De qualquer forma, parece que em muitos casos, a anã branca sobrevive a explosão, ao contrário de uma supernova Tipo Ia, onde a anã branca é completamente destruída.

Foley calcula que as supernovas Tipo Iax são cerca de um terço das supernovas Tipo Ia. A razão da baixa detecção das supernovas Tipo Iax é que as mais fracas são apenas um centésimo tão brilhante do que uma supernova Tipo Ia.
"Supernovas Tipo Iax não são raras, elas são apenas débeis", explica Foley.

O Large Synoptic Survey Telescope, em que o CfA é um parceiro, pode descobrir milhares de supernovas Tipo Iax durante sua existência.
Esta pesquisa foi aceita para publicação no The Astrophysical Journal e está disponível online.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Estrelas jovens, quentes e azuis

A imagem a seguir mostra o céu salpicado de estrelas azuis brilhantes constituindo o aglomerado NGC 2547, um grupo de estrelas recém formadas situado na constelação austral da Vela.

©  ESO/MPG (aglomerado aberto NGC 2547)

Esta imagem foi obtida com o instrumento Wide Field Imager, montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros no Observatório de La Silla, no Chile.

O Universo é velho, tem aproximadamente 13,8 bilhões de anos. A nossa galáxia, a Via Láctea, também é velha - algumas das estrelas que contém têm mais de 13 bilhões de anos, como observadas no aglomerado globular NGC 6397.

© ESO/VLT (aglomerado globular NGC 6397)

No entanto, muita coisa ainda está acontecendo: novos objetos formam-se e outros são destruídos. Na imagem aglomerado NGC 2547 podemos ver algumas estrelas jovens que estão se formando.
Mas, quão novos são realmente estes jovens cósmicos? Embora a sua idade exata seja incerta, os astrônomos estimam que as estrelas no NGC 2547 tenham entre 20 e 35 milhões de anos de idade. O que na realidade, não parece muito jovem. No entanto, comparando com o Sol que ainda nem chegou à meia idade e tem 4 bilhões e 600 milhões de anos, corresponde a imaginarmos que se o Sol for uma pessoa de 40 anos de idade, as estrelas brilhantes da imagem são bebês de três meses.
A maior parte das estrelas não se formam isoladas, mas sim em ricos aglomerados estelares com tamanhos que vão das várias dezenas aos vários milhares de estrelas. Embora o NGC 2547 contenha muitas estrelas quentes que brilham intensamente no azul, um sinal claro da sua juventude, podemos também encontrar uma ou duas estrelas amarelas ou vermelhas que já evoluíram até se tornarem gigantes vermelhas. Os aglomerados estelares abertos como este têm vidas comparativamente curtas, da ordem de várias centenas de milhões de anos, antes de se desintegrarem à medida que as suas estrelas se afastam.
Os aglomerados são objetos chave no estudo da evolução das estrelas ao longo das suas vidas. Os membros de um aglomerado nascem todos a partir do mesmo material e ao mesmo tempo, o que torna mais fácil determinar os efeitos de outras propriedades estelares.
O aglomerado estelar NGC 2547 situa-se na constelação da Vela, a cerca de 1.500 anos-luz de distância da Terra, e é suficientemente brilhante para poder ser visto com binóculos. Foi descoberto em 1751 pelo astrônomo francês Nicolas-Louis de Lacaille, com o auxílio de um pequeno telescópio com menos de dois centímetros de abertura, durante uma expedição astronômica ao Cabo da Boa Esperança, na África do Sul.
Entre as estrelas brilhantes do aglomerado NGC 2547 podemos ver também imensos outros objetos, especialmente se observarmos a imagem de perto. Muitos são estrelas da Via Láctea, mais tênues ou mais distantes de nós, mas alguns, que aparecem como objetos extensos difusos, são galáxias situadas muito para além das estrelas do campo de visão, a milhões de anos-luz de distância.

Fonte: ESO

A Galáxia Perdida

A imagem a seguir mostra a galáxia NGC 4535, na constelação de Virgo (A Virgem), em um fundo bonito repleto de muitas galáxias tênues e distantes.

© ESO/VLT (galáxia NGC 4535)

Sua aparência quase circular mostra que a observamos quase de frente. No centro da galáxia, há uma estrutura de barras bem definido, com faixas de poeira que curvam acentuadamente antes dos braços em espiral dispersarem a partir das extremidades da barra. A cor azulada dos braços em espiral indica a presença de um grande número de estrelas quentes e jovens. No centro, no entanto, estrelas mais velhas e frias fornecem ao bojo da galáxia uma aparência amarelada.
Esta imagem foi executada com o instrumento FORS1 no Very Large Telescope (VLT) de 8,2 metros do ESO. A galáxia também pode ser vista através de pequenos telescópios amadores; e foi observada pela primeira vez por William Herschel em 1785. Quando visto através de um telescópio menor, a galáxia NGC 4535 tem uma aparência de nebulosa fantasmagórica, que inspirou o proeminente astrônomo amador Leland S. Copeland para cunhar o nome de "A Galáxia Perdida" em 1950.
A galáxia NGC 4535 é uma das maiores galáxias no aglomerado de Virgem, um grande conjunto de até 2.000 galáxias, a cerca de 50 milhões de anos-luz de distância. Embora o aglomerado de Virgem não é muito maior em diâmetro que o Grupo Local - o aglomerado de galáxias ao qual pertence a Via Láctea - que contém quase 50 vezes mais de galáxias.

Fonte: ESO