A escala do Universo

Esse conjunto de estrelas brilhantes e de poeira escura, é uma galáxia espiral anã, conhecida como NGC 4605, localizada a cerca de 16 milhões de anos-luz de distância, na constelação da Ursa Maior.

© Hubble (galáxia NGC 4605)

Essa estrutura espiral da galáxia não é óbvia nessa imagem, mas a NGC 4605 é classificada como uma galáxia do tipo SBc, significando que ela possui braços soltos e espalhados, e uma barra central de estrelas cortando o seu centro.

A NGC 4605 é um membro do grupo de galáxias Messier 81, um agrupamento de galáxias brilhantes incluindo a própria Messier 81 e a bem conhecida Messier 82. Grupos de galáxias como esse, normalmente contêm cerca de 50 galáxias, todas elas unidas pela gravidade. Esse grupo é famoso por seus membros incomuns, muitos dos quais formados pela colisão entre galáxias. Com uma forma incomum, a NGC 4605 se ajusta muito bem com a família de galáxias perturbadas no grupo M81, embora a origem dessa característica anormal não é clara ainda.

O grupo M81 é um dos grupos mais próximos do nosso Grupo Local, que abriga a Via Láctea e alguns de seus vizinhos bem conhecidos, incluindo a Galáxia de Andrômeda e as Nuvens de Magalhães. Os grupos de galáxias fornecem ambientes onde as galáxias podem desenvolver por meio interações como colisões e fusões. Esses grupos de galáxias são, por sua vez, reunidos em agrupamentos ainda maiores conhecidos como aglomerados e superaglomerados de galáxias. Os grupos Local e M81, ambos pertencem ao Superaglomerado de Virgem, uma grande e massiva coleção de cerca de 100 grupos ou aglomerados de galáxias.

Com tantas galáxias ao redor, a NGC 4605 pode parecer insignificante. Contudo, os astrônomos estão usando essa galáxia para testar o nosso conhecimento da evolução estelar. As estrelas recém-formadas na NGC 4605 estão sendo usadas para investigar como as interações entre as galáxias afetam a formação, evolução e o comportamento das estrelas em seu interior, como brilhantes berçários estelares se juntam para formar aglomerados de estrelas e associações de estrelas e como essas estrelas se desenvolvem com o tempo.

E isso não é tudo, a NGC 4605 está fornecendo também um local propício para teste da matéria escura. Nossas teorias sobre esse hipotético tipo de matéria têm tido sucesso em descrever como o Universo se parece e se comporta em grandes escalas; por exemplo, no nível de superaglomerados de galáxias, mas quando olhamos galáxias individuais, elas têm apresentado alguns problemas. Observações da NGC 4605 mostram que a maneira com a qual a matéria escura está espalhada pelo seu halo não é tranquila como predizem os modelos. Enquanto são intrigantes, as observações nessa área ainda são inconclusivas, deixando os astrônomos pensativos sobre os conteúdos do Universo.

Fonte: ESA

Aglomerado estelar expulso de galáxia

A galáxia conhecida como M87 atirou um aglomerado estelar na nossa direção a mais de 3,2 milhões de quilômetros por hora.

© David A. Aguilar (ilustração do aglomerado estelar HVGC-1)

O recém-descoberto aglomerado, denominado HVGC-1, está agora numa viagem veloz para o espaço. O seu destino é andar para sempre à deriva entre as galáxias.

"Os astrônomos já descobriram estrelas fugitivas antes, mas esta é a primeira vez que encontram um aglomerado estelar em fuga," afirma Nelson Caldwell do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, autor do estudo.

O "HVGC" em HVGC-1 significa "hypervelocity globular cluster" (em português, aglomerado globular de hipervelocidade). Os aglomerados globulares são relíquias do Universo jovem. Estes grupos geralmente contêm milhares de estrelas amontoadas numa esfera com algumas dezenas de anos-luz. A Via Láctea é o lar de cerca de 150 aglomerados globulares. A galáxia elíptica gigante M87, em contraste, tem milhares.

© Hubble (galáxia M87)

Foi preciso um golpe de sorte para encontrar o HVGC-1. A equipe da descoberta passou anos estudando o espaço ao redor da M87. Primeiro classificaram alvos por cor para distinguir estrelas e galáxias, de aglomerados globulares. Seguidamente usaram o instrumento Hectospec do telescópio MMT no Arizona, EUA, para examinar em detalhe centenas de aglomerados globulares.

Um computador automaticamente analisou os dados e calculou a velocidade de cada aglomerado. Quaisquer irregularidades foram examinadas manualmente. A maioria destas acabaram por ser falhas, mas HVGC-1 era diferente. A sua velocidade surpreendentemente alta era real.

"Nós não esperávamos encontrar algo que se movesse tão rápido," afirma Jay Strader da Universidade Estatal do Michigan, co-autor do estudo.

Como é que o HVGC-1 foi expelido a uma velocidade tão grande?

Os astrônomos não têm a certeza mas dizem que um cenário depende de a M87 ter um par de buracos negros supermassivos no seu núcleo. O aglomerado estelar vagueou demasiado perto deles. Muitas das suas estrelas exteriores foram arrancadas, mas o núcleo denso do aglomerado permaneceu intacto. Os dois buracos negros, em seguida, agiram como uma atiradeira, arremessando o aglomerado para longe e a uma velocidade tremenda.

O HVGC-1 move-se tão rapidamente que está condenado a escapar completamente da M87. De fato, pode até já ter deixado a galáxia e estar navegando para o espaço intergaláctico.

Um artigo sobre o estudo será publicado na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

A espetacular Constelação de Escorpião

Se Escorpião se parecesse dessa maneira a olho nu, os humanos poderiam se lembrar melhor dele. A constelação de Escorpião aparece nos céus somente com suas estrelas mais brilhantes, numa constelação zodiacal bem conhecida.

© Stéphane Guisard (Constelação de Escorpião)

Para se obter uma imagem espetacular como essa mostrada acima, você precisa de uma boa câmera, filtros coloridos e um processador de imagens. Para revelar os belos detalhes da imagem acima, além de fotos de longa exposição, é necessário exposições feitas numa cor vermelha específica emitida pelo hidrogênio. A imagem resultante mostra detalhes empolgantes. Cruzando verticalmente a imagem, aparece parte do plano da Via Láctea. Nuvens vastas de estrelas brilhantes e longos filamentos escuros de poeira estão presentes nesta região. Cruzando diagonalmente a partir da Via Láctea, na parte central da imagem estão as bandas escuras de poeira conhecidas como o Rio Escuro. Esse rio conecta algumas estrelas brilhantes na parte direita da imagem que são parte da cabeça do Escorpião, e das patas, incluindo a brilhante estrela Antares. Acima e a direita de Antares está o brilhante planeta Júpiter. Numerosas nebulosas de emissão vermelhas e nebulosas de reflexão azuis são visíveis na imagem. A constelação de Escorpião aparece de forma proeminente nos céus do hemisfério sul depois do pôr-do-Sol durante a metade do ano.

Fonte: NASA

A Nebulosa Variável de Hindi e a estrela variável T Tauri

A estrela amarelada perto do centro desta visão espacial telescópica empoeirada é T Tauri, o protótipo da classe de estrelas variáveis T Tauri.

© Bill Snyder/Sierra Remote Observatories (estrela variável T Tauri e Nebulosa Variável de Hind)

Logo ao lado está a nuvem cósmica amarela historicamente conhecida como a Nebulosa Variável de Hind (NGC 1555). Localizada a mais de 400 anos-luz de distância, na borda de uma nuvem molecular de outra forma invisível, a estrela e a nebulosa são vistas variando significativamente de brilho, mas não necessariamente ao mesmo tempo, aumentando o mistério da região intrigante. As estrelas T Tauri são agora geralmente reconhecidas como estrelas jovens (menos de alguns milhões de anos), que ainda estão nos estágios iniciais de formação. Para complicar ainda mais a análise da imagem, observações no infravermelho indicam que T Tauri faz parte de um sistema múltiplo e sugerem que associada a Nebulosa de Hind também pode conter um objeto estelar muito jovem. A imagem colorida naturalmente abrange cerca de 7 anos-luz de distância estimada de T Tauri.

Fonte: NASA

Uma visão em raios X do campo cósmico

Quando nós observamos o céu noturno, nós somente observamos parte da história. Infelizmente, alguns dos mais poderosos e energéticos eventos no Universo são invisíveis aos nossos olhos, e invisíveis até para os melhores telescópios ópticos.

© ESA/XMM-Newton (vista do campo cósmico em raios X)

Felizmente, esses eventos não são perdidos, eles parecem brilhantes no céu de alta energia, fazendo-os visíveis para telescópios espaciais como o XMM-Newton, que observa o Universo na região dos raios X do espectro.

Essa imagem mostra uma parte do céu da pesquisa COSMOS, vista pelo XMM-Newton. O COSMOS é um projeto que estuda como as galáxias se formam e se desenvolvem, agrupando observações usando uma variedade de telescópios espaciais e de solo. Essa imagem solitária, apresenta cerca de dois mil buracos negros supermassivos, e mais de uma centena de aglomerados de galáxias.

Pequenas fontes pontuais através da imagem mostram buracos negros supermassivos que estão furiosamente devorando a matéria ao seu redor. Todas as galáxias massivas abrigam um buraco negro em seu núcleo, mas nem todos estão crescendo ativamente dragando matéria ao redor e lançando radiação de alta energia e poderosos jatos no processo. Como eles são muito energéticos, uma das melhores maneiras de caçar esses corpos extremos é usando telescópios de raios X.

As bolhas maiores nessa imagem, principalmente as em amarelo e em vermelho, revelam outra classe de monstros cósmicos: os aglomerados de galáxias. Contendo milhares de galáxias, os aglomerados de galáxias são as maiores estruturas cósmicas a serem unidas pela gravidade. As galáxias dentro desses aglomerados são envelopadas pelo gás quente, que lança um brilho difuso de raios X que podem ser detectados pelos telescópios como o XMM-Newton.

As observações do XMM-Newton são muito eficientes na localização e identificação de núcleos ativos de galáxias (AGNs) e aglomerados de galáxias. Um dos principais objetivos da pesquisa COSMOS é estudar a evolução de núcleos galácticos ativos em função de seu ambiente na teia cósmica.

A imagem acima combina dados coletados pelo instrumento EPIC a bordo do XMM-Newton que detectou 1.416 novas fontes de raios X  em energias de 0,5 a 2 keV (em vermelho), de 2 a 4,5 keV (em verde) e de 4,5 a 10 keV (em azul), com limite de fluxo de 7 × 10^-16 erg cm^-2 s^-1.

As observações foram feitas entre 2003 e 2005, e a imagem se espalha por cerca de 1,4 graus em cada lado, correspondendo a quase três vezes o diâmetro da Lua.
Essa imagem foi publicada pela primeira vez no artigo “The XMM-Newton Wide-Field Survey in the COSMOS Field. I. Survey Description” de G. Hasinger et al. em 2007.

Fonte: ESA

Galáxias maduras na era antiga do Universo

Novos resultados do observatório espacial Herschel forneceram uma visão notável sobre a dinâmica interna de duas jovens galáxias.

© NASA/STScI (lente gravitacional da galáxia S0901)

A galáxia SDSS090122.37+181432.3, ou simplesmente S0901, está agindo de maneira inesperada com rotação calma, típica de galáxias mais desenvolvidas como a nossa própria galáxia espiral, a Via Láctea.

“Normalmente, quando os astrônomos examinam galáxias de uma era antiga do Universo, eles encontram que a turbulência tem um papel muito maior do que ele tem nas galáxias mais modernas. Mas a S0901 é uma clara exceção a esse padrão”, disse James Rhoads da Universidade do Estado do Arizona, em Tempe.

A luz dessa galáxia leva cerca de 10 bilhões de anos para nos atingir, ou seja, nós estamos vendo algo quando essa galáxia era comparativamente jovem.

A descoberta foi feita, usando o observatório espacial Herschel, uma missão da ESA com importante contribuição da NASA.

“Esse é um resultado verdadeiramente surpreendente que nos lembra que ainda não entendemos muitos detalhes da evolução do Universo onde vivemos. Equipamentos como o Herschel nos ajudam a entender melhor essa história complexa”, disse Paul Goldsmith, cientista norte-americano do projeto Herschel, no Laboratório de Propulsão a Jato da NASA em Pasadena, na Califórnia.

Quando as galáxias se formam, elas acumulam massa pois sua gravidade atrai vastas nuvens externas de gás. À medida que essas nuvens de gás entram numa galáxia particular, elas caem em sua órbita. Essas trajetórias desordenadas causam turbulência na galáxia que as abrigou, um evento que pode levar a formação de novas estrelas.

Para investigar as condições internas da formação de galáxias, Rhoads e Sangeeta Malhorta, também da Universidade do Estado do Arizona, e seus colegas estudaram duas galáxias alvo, a S0901 e a SDSS J120602.09+514229.5, denominada de Clone. As duas galáxias escolhidas são médias para a época na história cósmica. Isso significa que elas são cerca de 10% a 20% do tamanho da nossa Via Láctea, que é considerada uma galáxia média, no atual Universo.

Usando um ampliador cósmico, conhecido como lente gravitacional, os pesquisadores conseguem obter uma melhor visão das galáxias que eles teriam usando outros métodos. Um instrumento no Herschel, o Heterodyne Instrument for the Far-Infrared (HIFI) foi capaz de registrar a luz infravermelha do carbono ionizado, que é emitida no comprimento de onda de 158 micrômetros (uma frequência de 1,900 GHz), revelando o movimento das moléculas do gás nas galáxias. Essa linha espectral é produzida nas nuvens que rodeiam as regiões de formação de estrelas. Esse movimento foi muito mais suave do que se esperava para a S0901. Os resultados para a segunda galáxia, mostraram uma rotação calma também, mas foi menos claro.

“As galáxias de 10 bilhões de anos atrás estavam gerando estrelas mais ativamente do que elas estão fazendo agora”, disse Malhorta. “Elas normalmente também mostram mais turbulência, provavelmente porque elas estão acumulando gás, de maneira mais rápida do que as galáxias modernas o fazem. Mas aqui nós temos casos onde uma galáxia inicial combina a rotação calma de uma galáxia moderna com a formação ativa de estrelas de seus pares mais antigos”.

A pesquisa intitulada "Herschel Extreme Lensing Line Observations: Dynamics of two strongly lensed star forming galaxies near redshift z = 2", de J. Rhoads et al., será publicada na edição de 20 de Maio de 2014 da revista The Astrophysical Journal.

Fonte: ESA

Medida pela primeira vez a duração de um dia num exoplaneta

Com o auxílio de observações obtidas com o Very Large Telescope (VLT) do ESO conseguiu-se, pela primeira vez, determinar a taxa de rotação de um exoplaneta.

© ESO/L. Calçada/N. Risinger (ilustração do planeta Beta Pictoris b)

Este novo resultado permite estender aos exoplanetas a relação entre massa e rotação observada no Sistema Solar. Técnicas semelhantes permitirão aos astrônomos mapear exoplanetas com detalhes, no futuro, utilizando o European Extremely Large Telescope (E-ELT).

O exoplaneta Beta Pictoris b orbita a estrela visível a olho nu Beta Pictoris, também denominada HD 39060, SAO 234134 e HIP 27321, que se situa a cerca de 63 anos-luz de distância da Terra na constelação austral do Pintor. Beta Pictoris é um dos melhores exemplos de uma estrela rodeada por um disco de restos de matéria e poeira. Sabe-se que este disco tem uma extensão de cerca de 1000 vezes a distância entre a Terra e o Sol. O exoplaneta Beta Pictoris b foi descoberto há quase seis anos, tendo sido um dos primeiros exoplanetas para o qual se conseguiu obter uma imagem direta. Este objeto orbita a sua estrela a uma distância que é de apenas oito vezes a distância Terra-Sol, o que faz com que seja o exoplaneta mais próximo da sua estrela para o qual se obteve uma imagem direta. As observações usam a técnica de óptica adaptativa, que compensa os efeitos de turbulência da atmosfera terrestre. Este efeito faz com que as imagens obtidas, mesmo nos melhores locais de observação da Terra, fiquem distorcidas. Esta técnica permite obter imagens extremamente nítidas, quase tão boas como as que se obtêm no espaço.
Com o auxílio do instrumento CRIRES montado no VLT, uma equipe de astrônomos holandeses da Universidade de Leiden e do Instituto Holandês de Investigação Espacial (SRON, acrônimo do holandês) descobriram que a velocidade de rotação equatorial do exoplaneta Beta Pictoris b é quase 100.000 quilômetros por hora. Comparativamente, o equador de Júpiter tem uma velocidade de cerca de 47.000 quilômetros por hora, enquanto o da Terra viaja a apenas 1.674,4 quilômetros por hora. Beta Pictoris b é mais de 16 vezes maior que a Terra e possui 3.000 vezes mais massa que o nosso planeta, no entanto um dia neste exoplaneta dura apenas 8 horas, um valor muito menor do que o observado em qualquer planeta no Sistema Solar.
“Não sabemos porque é que alguns planetas giram mais depressa que outros”, diz o co-autor deste trabalho Remco de Kok, “mas esta primeira medição da rotação de um exoplaneta mostra que a tendência observada no Sistema Solar de que os planetas de maior massa giram mais depressa, pode aplicar-se de igual modo aos exoplanetas, o que nos leva a pensar que este efeito deve ser alguma consequência universal do modo como os planetas se formam”.
Beta Pictoris b é um planeta muito jovem, com cerca de 20 milhões de anos (comparativamente, a Terra tem 4,5 bilhões de anos de idade). Com o passar do tempo, espera-se que o exoplaneta arrefeça e encolha, o que fará com que gire ainda mais depressa. Este fato é uma consequência direta da conservação do momento angular e trata-se do mesmo fenômeno que faz com que uma patinadora artística no gelo gire mais depressa sobre si mesma quando junta os braços ao corpo. Por outro lado, outro tipo de processos podem influenciar a variação da rotação de um planeta. Por exemplo, a rotação da Terra está diminuindo com o tempo, em consequência das interações de maré com a nossa Lua.
Os astrônomos usaram uma técnica muito precisa chamada espectroscopia de alta dispersão para separar a luz nas suas cores constituintes, diferentes comprimentos de onda no espectro. O princípio do efeito Doppler permitiu que a equipe utilizasse a variação em comprimento de onda para detectar que as diferentes partes do planeta estavam se movendo a velocidades diferentes e em direções opostas relativamente ao observador. Retirando cuidadosamente os efeitos da estrela progenitora, muito mais brilhante, conseguiram extrair o sinal correspondente à rotação do planeta.
“Medimos os comprimentos de onda da radiação emitida pelo planeta com uma precisão de um sobre cem mil, o que faz com que as medições sejam sensíveis aos efeitos Doppler que nos revelam a velocidade dos objetos emissores”, diz o autor principal Ignas Snellen. “Usando esta técnica descobrimos que as diferentes partes da superfície do planeta se deslocam na nossa direção ou na direção oposta a velocidades diferentes, o que só pode significar que o planeta roda em torno do seu eixo”.
Esta técnica está relacionada com a técnica de obtenção de imagens Doppler, usada já há várias décadas para mapear a superfície das estrelas e, recentemente, a de uma anã marrom, Luhman 16B. A rápida rotação de Beta Pictoris b significa que no futuro será possível fazer um mapa global do planeta, mostrando possíveis padrões de nuvens e tempestades.
“Esta técnica pode ser utilizada numa amostra muito maior de exoplanetas com a excelente resolução e sensibilidade que terá o E-ELT e um espectrógrafo de imagem de alta dispersão. Com o instrumento METIS (Mid-infrared E-ELT Imager and Spectrograph) que está sendo planejado, seremos capazes de fazer mapas globais de exoplanetas e caracterizar planetas muito menores do que Beta Pictoris b”, diz  o Investigador Principal do METIS e co-autor do estudo, Bernhard Brandl.

Este trabalho foi descrito no artigo científico “Fast spin of a young extrasolar planet”, de I. Snellen et al., que foi publicado hoje na revista Nature.

Fonte: ESO

Astronomia forense descobre discos planetários

Com a ajuda do telescópio espacial Hubble, astrônomos aplicaram uma nova técnica de processamento de imagem para obter fotos, no infravermelho próximo, de luz espalhada em cinco discos observados em torno de estrelas jovens na base de dados do Mikulski Archive for Space Telescopes. Estes discos são evidências reveladoras de planetas recém-formados.

© R. Soummer e Ann Feild (discos de detritos em torno de estrelas jovens)

As duas imagens acima revelam discos de detritos em torno de estrelas jovens, descobertas em dados de arquivo do telescópio espacial Hubble. A ilustração por baixo de cada imagem descreve a orientação dos discos de detritos.

Se os astrônomos inicialmente perdem alguma coisa na sua análise dos dados, podem fazer novas descobertas ao rever os dados anteriores com novas técnicas de processamento de imagem, graças à riqueza de informações armazenadas no arquivo de dados do Hubble. Foi o que Rémi Soummer, do STScI (Space Telescope Science Institute) em Baltimore (EUA), e a sua equipe fizeram recentemente durante uma caça a tesouros escondidos do Hubble.

As estrelas em questão foram, inicialmente, observadas com o instrumento NICMOS (Near Infrared Camera and Multi-Object Spectrometer) do Hubble, com base em assinaturas obtidas pelo telescópio espacial Spitzer e pelo IRAS (Infrared Astronomical Satellite) que operou em 1983. Os dados anteriores forneceram pistas interessantes de que podiam existir discos empoeirados em torno destas estrelas. Partículas pequenas de poeira nos discos podem espalhar luz e, portanto, torná-los visíveis. Mas quando o Hubble observou pela primeira vez estas estrelas, entre 1999 e 2006, não apareceram discos nas imagens do NICMOS.

Recentemente, com melhorias no processamento de imagem, incluindo algoritmos usados no software de reconhecimento facial, Soummer e a sua equipe analisaram novamente as imagens arquivadas. Desta vez, conseguiram ver inequivocamente os discos de detritos e até mesmo determinar as suas formas.

O instrumento NICMOS, que começou a recolher dados em 1997, tem sido uma tecnologia tão de ponta que só agora é que a tecnologia terrestre começou a rivalizar com o seu poder. Dado que o Hubble está em operação há quase 24 anos, fornece uma longa lista de observações arquivais de alta qualidade.

"Agora, com estas novas tecnologias no processamento de imagens, podemos voltar ao arquivo e realizar pesquisas de forma mais precisa do que era possível anteriormente com os dados do NICMOS," afirma Dean Hines do STScI.

"Estas descobertas aumentam o número de discos de detritos vistos em luz difusa de 18 para 23. Ao adicionar significativamente à população conhecida e ao mostrar a variedade de formas nestes novos discos, o Hubble pode ajudar os astrônomos a aprender mais sobre a formação e evolução dos sistemas planetários," realça Soummer.

Teoriza-se que a poeira nos discos é produzida pela colisão entre pequenos corpos planetários tais como asteroides. Os discos de detritos são constituídos por partículas de poeira formadas a partir destas colisões de trituração. As partículas mais pequenas são constantemente sopradas para fora pela pressão da radiação estelar. Isto significa que devem ser continuamente repostas através de mais colisões. Este jogo de "carrinhos de choque" era comum no Sistema Solar há 4,5 bilhões de anos atrás. A Lua da Terra e o sistema de satélites em torno de Plutão são considerados subprodutos colisionais.

"HD 141943 é uma estrela particularmente interessante," afirma Christine Chen, especialista em discos de detritos. "É uma gêmea exata do nosso Sol durante a época da formação dos planetas terrestres do Sistema Solar."

O Hubble descobriu que a estrela exibe um disco assimétrico visto quase de lado. Esta assimetria pode ser evidência de que o disco está sendo gravitacionalmente esculpido pela força de um ou mais planetas invisíveis.

"Como somos capazes de ver estes discos, vamos planjear novas observações para estudá-los com mais detalhe, usando outros instrumentos do Hubble e outros telescópios terrestres," acrescenta Marshall Perrin do STScI.

"Também estamos trabalhando para implementar as mesmas técnicas como um método de tratamento padrão para o futuro telescópio espacial James Webb da NASA," comenta Laurent Pueyo do STScI. "Estes discos serão os principais alvos do Telescópio Webb."

A equipe de Soummer está apenas começando o seu trabalho. Posteriormente, vão procurar estruturas nos discos que sugerem a presença de planetas.

Fonte: NASA

A solução dos mistérios de um sistema planetário próximo

Os mistérios de um dos mais fascinantes sistemas planetários próximos foram solucionados.

© Penn State University (ilustração das distâncias orbitais e tamanhos relativos dos quatro planetas)

A Ilustração mostra as distâncias orbitais e tamanhos relativos dos quatro planetas mais interiores ao redor da estrela 55 Cancri A (em baixo) em comparação com planetas no nosso próprio Sistema Solar (topo). Tanto Júpiter como o planeta 55 Cancri "d" (com massa parecida à de Júpiter) estão fora da imagem, orbitando as suas estrelas a uma distância de quase 5 UA (unidades astronômicas), onde uma UA é igual à distância média entre a Terra e o Sol.

O estudo, que apresenta o primeiro modelo viável para um dos primeiros sistemas planetários descobertos, o sistema 55 Cancri, foi liderado por Benjamin Nelson da Universidade Penn State em colaboração com o corpo docente do Center for Exoplanets and Habitable e com cinco astrônomos de outras instituições dos EUA e da Alemanha.

Estudos desde 2002 não conseguiram determinar um modelo plausível para as massas e órbitas de dois planetas gigantes localizados mais perto de 55 Cancri do que Mercúrio está do nosso Sol. Os astrônomos tinham dificuldades em compreender como estes planetas massivos orbitando tão perto da sua estrela progenitora, conseguiam evitar uma catástrofe, como por exemplo o suicídio de um planeta na estrela, ou a colisão entre os dois. Agora, o novo estudo combinou milhares de observações com novas técnicas estatísticas e computacionais para medir com mais precisão as propriedades dos planetas, revelando que as suas massas e órbitas impedem com que o sistema se autodestrua.

"O sistema planetário de 55 Cancri é único, tanto na sua riqueza de diversidade dos seus planetas conhecidos como no número e variedade de observações astronômicas," afirma Eric Ford, professor de astronomia e astrofísica da Universidade Penn State. "A complexidade deste sistema torna as suas observações extraordinariamente difíceis de interpretar," realça, cuja experiência inclui a modelagem de conjuntos complexos de dados.

A fim de executar as novas análises, Nelson e Ford colaboraram com cientistas da computação a fim de desenvolver uma ferramenta para simular sistemas planetários usando placas gráficas para acelerar os cálculos. Através da combinação de vários tipos de observações foi possível determinar que um dos planetas no sistema (55 Cnc e) tem oito vezes a massa da Terra, o dobro do raio da Terra e a mesma densidade que a Terra. Este planeta é quente demais para ter água no estado líquido, pois a sua temperatura à superfície está estimada em 2.100 graus Celsius, logo não é suscetível de abrigar vida.

Foi apenas em 2011, 8 anos após a descoberta do planeta mais interior (55 Cnc e), que os astrônomos reconheceram que orbitava a sua estrela em menos de 18 horas, em vez de quase 3 dias, como se originalmente pensava. Logo depois, o planeta foi detectado em trânsito à medida que passava em frente da estrela, permitindo medir também o tamanho relativo do planeta.

"Estes dois planetas gigantes de 55 Cancri interagem tão fortemente que podemos detectar mudanças nas suas órbitas. Estas detecções são impressionantes porque permitem-nos aprender mais detalhes sobre as órbitas que normalmente não são observáveis. No entanto, as rápidas interacções entre os planetas também constituem um desafio, pois a modelagem do sistema requer simulações demoradas para cada modelo em ordem a determinar as trajetórias dos planetas e, portanto, a probabilidade de sobrevivência durante milhares de milhões de anos sem uma colisão catastrófica," afirma Benjamin Nelson.

"Temos que explicar com precisão o movimento dos planetas gigantes, a fim de medir as propriedades do planeta super-Terra," realça Ford. "A maioria das análises anteriores ignoraram as interações entre planetas. Alguns destes estudos modelaram os efeitos, mas apenas realizaram análises estatísticas simples, devido ao grande número de cálculos necessários para uma análise adequada."

"Esta conquista é um exemplo dos avanços científicos que surgem da pesquisa multidisciplinar intensiva," comenta Padma Raghavan, professora de ciência da computação e engenharia.

O sistema planetário 55 Cancri fica a apenas 39 anos-luz de distância na direção da constelação de Caranguejo. Por estar tão perto, pelos padrões astronômicos o sistema tem um bom brilho quando visto da Terra, por isso os astrônomos foram capazes de medir diretamente o raio da sua estrela; uma observação que é prática apenas para alguns dos nossos vizinhos estelares mais próximos. A determinação do raio da estrela possibilitou obter medições precisas da sua massa - quase a mesma massa que o nosso Sol - bem como o tamanho e densidade do planeta super-Terra.

"Tendo em conta que 55 Cancri é muito brilhante e pode ser vista a olho nu, os astrônomos foram capazes de medir a velocidade desta estrela mais de mil vezes em quatro observatórios diferentes, dando aos planetas neste sistema muito mais atenção do que a maioria dos exoplanetas recebem," comenta o professor Jason Wright, também da Universidade Penn State, que liderou um programa para examinar este e outros sistemas planetários.

Os astrônomos descobriram que 55 Cancri tinha um planeta gigante em órbita em 1997. Observações a longo prazo por Wright e colegas tornaram possível a detecção de cinco planetas em órbita, que variam desde um frio planeta gigante com uma órbita parecida à de Júpiter, até uma escaldante "super-Terra", um tipo de planeta com uma massa maior que a da Terra mas substancialmente inferior à de Netuno, que tem uma massa 17 vezes maior que a do nosso planeta.

Alexander Wolszczan, professor de astronomia e astrofísica da mesma universidade, e seu colega Dale Frail, descobriram os primeiros planetas fora do nosso Sistema Solar. Estes planetas orbitam um distante pulsar e foram as primeiras super-Terras conhecidas. Observações recentes pela missão Kepler da NASA demonstram que as super-Terras são comuns em torno de estrelas semelhantes ao Sol.

O estudo conduzido por Nelson faz parte de um esforço maior para desenvolver técnicas que irão ajudar na análise de observações futuras na procura de planetas parecidos com a Terra. Os astrônomos planejam pesquisar planetas com a massa da Terra ao redor de outras estrelas próximas e brilhantes, usando uma combinação de novos observatórios e instrumentos como o projeto MINERVA e o HPF (Habitable Zone Planet Finder) para o telescópio Hobby-Eberly de 9 metros.

"Os astrônomos estão desenvolvendo a instrumentação topo de última geração para os maiores telescópios do mundo detectarem e caracterizarem planetas potencialmente parecidos com a Terra. Estamos juntando estes esforços com o desenvolvimento de ferramentas computacionais e estatísticas avançadas," comenta Ford.

Nelson vai apresentar os resultados do novo estudo numa reunião da União Astronômica Internacional em Namur, Bélgica, em Julho de 2014.

Um artigo foi publicado no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: Royal Astronomical Society

Buracos negros moldam estranhas galáxias vermelhas

O Universo que podemos ver é composto de bilhões de galáxias, cada uma contendo centenas de milhares a centenas de bilhões de estrelas.

© CfA/David A. Aguilar (ilustração das galáxias extremamente vermelhas)

Um grande número de galáxias são de forma elíptica, vermelha e na sua maioria composta de estrelas velhas. Outro tipo mais comum é na formato em espiral, onde os braços curvam para fora de um disco fino azul com um bojo vermelho central. Em média estrelas em galáxias espirais tendem a ser muito mais jovens do que aquelas em galáxias elípticas. Agora, um grupo de astrônomos descobriu uma relativamente simples relação entre a cor de uma galáxia e do tamanho do seu bojo: quanto mais massivo for o bojo, mais vermelha será a galáxia. Grandes bojos significam grandes buracos negros e estes podem pôr fim a formação de estrelas.

Um grupo de astrônomos liderados por Asa Bluck da Universidade de Victoria, no Canadá, descobriu esta relação entre a cor de uma galáxia e o tamanho do seu bojo. Asa e sua equipe usaram dados do Sloan Digital Sky Survey (SDSS) para agrupar mais de meio milhão de galáxias de todas as diferentes cores, formas e massas. Eles então usaram um software de reconhecimento de padrões para medir a forma de cada uma, para ver como a proporção de estrelas vermelhas em uma galáxia varia de acordo com as suas outras propriedades.

© A. Bluck/Cosmonovas (diagrama da massa total de estrelas em relação à taxa do bojo estelar)

Acima são mostradas imagens de uma pequena fração das galáxias analisadas no novo estudo. As galáxias são ordenadas por massa total de estrelas (de baixo para cima) em relação à taxa do bojo estelar (da esquerda para a direita). As galáxias que aparecem mais vermelhas têm valores elevados para ambas as medidas, o que significa que a massa do bojo e buraco negro central determina sua cor.

Eles descobriram que a massa no bojo central, independentemente de quão grande é o disco que o rodeia, é a chave para saber a cor de toda a galáxia. Acima de uma determinada massa do bojo, as galáxias são vermelhas e não possuem novas estrelas jovens.

Quase todas as galáxias contêm buracos negros supermassivos em seus centros. A massa do bojo está intimamente relacionado com a massa do buraco negro; quanto mais massa do buraco negro, mais energia é liberada na galáxia circundante na forma de jatos potentes e emissão de raios X. Isso pode soprar e aquecer o gás, impedindo a formação de novas estrelas.

Quase 13 bilhões de anos-luz da Terra, uma espécie estranha de galáxia estava escondida envolta em poeira e escurecida devido à distância. O poder revelador do telescópio espacial Spitzer da NASA, sensível à luz infravermelha, descobriu quatro galáxias extremamente vermelhas.

As galáxias recém-descobertas são mais de 60 vezes mais brilhantes no infravermelho do que são as cores mais avermelhadas que o telecópio espacial Hubble pode detectar.

As galáxias podem ser muito vermelhas por várias razões. Elas podem ser muito empoeiradas. Elas podem conter estrelas vermelhas muito velhas, ou elas podem estar muito distantes, situação em que a expansão do Universo estende a sua luz para comprimentos de onda mais longos e, consequentemente, as cores avermelhadas, um processo conhecido como redshift. Todos as três razões parecem aplicar-se às galáxias recém-descobertas.

Todas as quatro galáxias estão agrupadas perto umas das outras e parecem estar fisicamente associadas. Devido as suas distâncias serem enormes, nós as vemos como elas eram apenas um bilhão de anos após o Big Bang, uma época em que as primeiras galáxias se formaram.

"O Hubble mostrou-nos algumas das primeiras protogaláxias que se formaram, mas nada que se pareça com isso. Num certo sentido, estas galáxias podem ser um elo perdido na evolução galáctica", disse o co-autor da pesquisa Giovanni Fazio do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA).

Os pesquisadores divulgaram seus resultados no Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, publicado pela Oxford University Press.

Fonte: Royal Astronomical Society e Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Uma anã marrom muito gelada

O telescópio espacial Spitzer e o Wide-field Infrared Survey Explorer (WISE) da NASA descobriram o que parece ser a mais fria anã marrom conhecida, um corpo parecido com uma estrela fraca que, surpreendentemente, é tão gelado como polo norte da Terra.

© Penn State University/NASA/JPL-Caltech (ilustração da anã marrom gelada)

As imagens dos telescópios espaciais também identificaram a distância do objeto, localizado a 7,2 anos-luz de distância, sendo quarto sistema mais próximo do nosso Sol. O sistema mais próximo, um trio de estrelas, está Alpha Centauri, a cerca de 4 anos-luz de distância.
"É muito emocionante descobrir um novo vizinho do nosso Sistema Solar que está tão perto", disse Kevin Luhman, astrônomo do Centro de Exoplanetas e Mundos Habitáveisde da Universidade Estadual Pensilvânia. "E dado sua temperatura extrema, deve dizer-nos muito sobre as atmosferas de planetas, que muitas vezes têm temperaturas igualmente frias."
Anãs marrons começam suas vidas como estrelas, como o colapso bolas de gás, mas falta-lhes a massa para queimar combustível nuclear e irradiar a luz das estrelas. A recém-descoberta anã marrom mais fria é denominada WISE J085510.83-071.442.5, tem uma temperatura de menos 48 para menos 13 graus Celsius. Recordistas anteriores para anãs marrons mais frias, também encontrado pelo WISE e Spitzer, eram da ordem da temperatura ambiente.
O WISE foi capaz de detectar o objeto raro porque ele examinou o céu inteiro duas vezes em luz infravermelha, observando algumas áreas até três vezes. Objetos frios como as anãs marrons podem ser invisíveis quando vistos por telescópios na luz visível, mas sua incandescência térmica, mesmo sendo débil, destaca-se na luz infravermelha. Além disso, quanto mais próximo de um corpo, mais ela parece mover-se em imagens efetuadas durante meses. Aviões são um bom exemplo deste efeito: um avião próximo voando baixo vai parecer deslocando mais rapidamente do que um voando alto.
Depois de perceber o movimento rápido do WISE J085510.83-071.442.5 em março de 2013, Luhman  analisou as imagens adicionais tiradas com Spitzer e o telescópio Gemini Sul em Cerro Pachón, no Chile. Observações em infravermelho do Spitzer ajudaram a determinar a temperatura gelada da anã marrom. Detecções combinadas do WISE e Spitzer, obtidas de diferentes posições ao redor do Sol, possibilitou a medição da distância através do efeito de paralaxe. Este é o mesmo princípio que explica por que seu dedo, quando estendido frontalmente de você, parece saltar de um lado para outro quando ele é visto alternativamente pelos olhos esquerdo e direito.
"É notável que, mesmo depois de muitas décadas de estudo do céu, ainda não há um inventário completo dos vizinhos mais próximos do Sol", disse Michael Werner, cientista do projeto para o Spitzer no Laboratório de Propulsão a Jato da NASA em Pasadena, na Califórnia. "Este novo resultado emocionante demonstra o poder de explorar o Universo utilizando novas ferramentas, como os olhos infravermelhos do WISE e Spitzer."
Estima-se que o WISE J085510.83-071.442.5 deva ter de 3 a 10 vezes a massa de Júpiter. Com uma massa tão baixa, poderia ser um gigante gasoso semelhante à Júpiter que foi expulso do seu sistema estelar. Mas os cientistas indagam que é provavelmente uma anã marrom em vez de um planeta, pois as anãs marrons são conhecidas por serem bastante comuns. Se assim for, é uma das anãs marrons enormes menos conhecidas.
Em março de 2013, a análise de Luhman das imagens do WISE descobriu um par de anãs marrons muito mais quentes a uma distância de 6,5 anos-luz, fazendo com que esse sistema seja o terceiro mais próximo do Sol. Sua busca por corpos movendo-se rapidamente também demonstrou que o Sistema Solar exterior, provavelmente, não contém um grande planeta ainda não descoberto, que foi chamado de "Planeta X" ou "Nemesis".

Fonte: NASA

Uma nebulosa mutante

O Universo é raramente estático, embora as escalas de tempo envolvidas podem ser muito longas.

© Hubble (Nebulosa de Gyulbudaghian)

Por intermédio de observações astronômicas modernas foi possível ver os locais de nascimento de novas estrelas e planetas, buscar e estudar as mudanças sutis que propiciaram a descoberta do que está acontecendo no âmago  destes objetos.

O ponto brilhante localizado na borda da estrutura em forma de leque azulado nesta imagem efetuada pelo telescópio espacial Hubble é uma estrela jovem chamada V* PV Cephei, ou PV Cep. Ela está localizada na constelação do norte de Cepheus, a uma distância de mais de 1.600 anos-luz da Terra.

É um alvo favorito para astrônomos amadores devido ao formato da nebulosidade, conhecida como GM 1-29 ou Nebulosa de Gyulbudaghian, que altera sua configuração ao longo de um prazo de meses. O brilho da estrela também tem variado ao longo do tempo.

Imagens da estrela PV Cep obtida em 1952 mostrou a nebulosa com forma de faixa, semelhante a uma cauda de cometa. No entanto, desapareceu quando novas imagens da estrela foram reslizadas cerca de vinte e cinco anos depois. Em vez disso, surgiu uma nebulosa em forma de leque azul. Vinte e cinco anos é um período muito curto em escalas de tempo cósmicas, por isso, os astrônomos pensam que a misteriosa raia pode ter sido um fenômeno temporário, como os restos de um enorme clarão estelar, semelhante às erupções solares que estamos acostumados a ver no  Sistema Solar.

Ao mesmo tempo em que isso acontecia, a própria estrela foi brilhando. Isto forneceu a luz para iluminar a nebulosa em forma de leque recém-formada. Este brilho pode estar relacionado com o início da fase de queima de hidrogênio da estrela, o que significaria que ela estava atingindo a maturidade.

A estrela PV Cep está cercada por um disco de gás e poeira, que bloqueia a luz de em todas as direções. A aparência na forma de leque é, portanto, provavelmente um resultado da luz das estrelas fugindo do disco de poeira e projetando sobre a nebulosa.

Fonte: ESA

ARP 81: 100 milhões de anos depois

Do planeta Terra, nós observamos esse par de galáxias fortemente distorcido, catalogado como ARP 81, como eles eram a somente 100 milhões de anos depois da colisão entre as galáxias que o formam.

© Hubble Legacy Archive e Martin Pugh (ARP 81)

A destruição causada pela interação gravitacional mútua durante o encontro é detalhada nessa composição colorida que mostra os fluxos retorcidos de gás e poeira, um caos de formação de estrelas massivas, e uma cauda de maré que se estende por 200 mil anos-luz enquanto varre os detroços cósmicos. Também conhecidas como NGC 6622 (esquerda) e NGC 6621 (direita), as galáxias possuem aproximadamente o mesmo tamanho mas estão destinadas a se fundirem formando uma galáxia maior num futuro distante, participando de repetidas interações até finalmente se aglutinarem. Localizadas na constelação de Draco, as galáxias estão a 280 milhões de anos-luz de distância. Até mesmo as galáxias mais distantes de segundo plano podem ser observadas nessa imagem nítida que foi reprocessada a partir de dados do Hubble Legacy Archive.

Fonte: NASA

Par de buracos negros supermassivos é descoberto

Um par de buracos negros supermassivos em órbita um do outro foi registrado pelo XMM-Newton.

© ESA/C. Carreau (ilustração de sistema binário de buracos negros supermassivos)

Essa é a primeira vez que um par tem sido observado numa galáxia ordinária. Eles foram descobertos pois estavam dilacerando uma estrela quando o observatório espacial estava focalizado na sua direção.

A maior parte das galáxias massivas no Universo provavelmente abrigam no mínimo um buraco negro supermassivo em seus centros. Dois buracos negros supermassivos são as evidências de que galáxias estão se fundindo. Assim, encontrar buracos negros supermassivos binários podem significar como as galáxias se desenvolvem nas formas e tamanhos atuais.

Até hoje, somente poucos candidatos a buracos negros supermassivos binários próximos foram encontrados. Todos eles, estão em galáxias ativas onde eles estão constantemente rompendo nuvens de gás, num prelúdio da colisão entre eles, que deve acontecer em algum momento.

No processo de destruição, o gás é aquecido a temperaturas tão altas que ele brilha em muitos comprimentos de onda, incluindo em raios X. Isso dá a galáxia um centro brilhante incomum, por isso são denominadas de galaxias ativas. A nova descoberta, reportada por Fukun Liu, da Universidade de Peking, em Beijing, na China e seus colegas, é importante pois ela é a primeira a encontrar esse tipo de interação em galáxias que não sejam ativas.

“Pode haver uma população inteira de galáxias quiescentes que abrigam buracos negros binários em seus centros”, disse o co-autor Stefanie Komossa, do Max-Plank-Institut für Radioastronomie, em Bonn, na Alemanha. Mas encontrá-los é uma tarefa difícil em galáxias quiescentes, não existem nuvens de gás alimentando os buracos negros, e assim os núcleos dessas galáxias são verdadeiramente escuros.

A única esperança que os astrônomos têm é olhar na direção certa no momento em que um buraco negro está destruindo uma estrela em pedaços. Esse tipo de ocorrência é chamada de “evento de ruptura de maré”. À medida que a estrela é puxada pela gravidade do buraco negro, ela emite um brilho de raios X.

Numa galáxia ativa, o buraco negro é continuamente alimentado pelas nuvens de gás. Numa galáxia quiescente, o buraco negro é alimentado pelos eventos de ruptura de maré que ocorrem esporadicamente e são impossíveis de serem previstos. Assim, para aumentar a chance de se observar um evento desses, os pesquisadores usam o observatório de raios X XMM-Newton da ESA de uma maneira nova.

Normalmente, o observatório coleta os dados de alvos designados, um por vez. Uma vez que ele completa a observação, ele passa para o próximo objeto da lista. O truque é que durante esse movimento, o XMM-Newton mantém os instrumentos focados e registrando. Efetivamente essa pesquisa do céu tem um padrão aleatório, produzindo dados que podem ser analisados em busca de fontes de raios X desconhecidas e inesperadas.

Em 10 de Junho de 2010, um evento de ruptura de maré foi registrado pelo XMM-Newton na galáxia SDSS J120136.02+300305.5. Komossa e seus colegas estavam escaneando os dados em busca desses eventos e programando observações subsequentes poucos dias depois com o XMM-Newton e com o satélite Swift da NASA.

A galáxia estava expelindo raios X no espaço. Se parecia exatamente como um evento de ruptura de maré causado por um buraco negro supermassivo, mas enquanto eles rastreavam a vagarosa emissão que se apagava dia após dia, algo estranho aconteceu.

Os raios X caíram abaixo dos níveis detectáveis entre os dias 27 e 48 depois da descoberta. Então eles reapareceram e continuaram a seguir uma taxa de queda mais esperada, como se nada tivesse acontecido.

Agora, graças a Fukun Liu, o comportamento pode ser explicado. “Isso é exatamente o que se espera de um par de buracos negros supermassivos, orbitando um ao redor do outro”, disse Liu.

Liu tem trabalhado em modelos de sistemas binários de buracos negros que previu uma repentina queda para a escuridão e então a recuperação do brilho pois a gravidade de um dos buracos negros corrompeu o fluxo de gás de outro, temporariamente privando-o do combustível necessário para gerar um brilho em raios X. Ele encontrou que duas configurações eram possíveis para reproduzir as observações da J120136.

Na primeira, o buraco negro primário continha 10 milhões de vezes a massa do Sol e estava orbitando um buraco negro de cerca de um milhão de vezes a massa do Sol em uma órbita elíptica. Na segunda solução, o buraco negro primário, tinha cerca de um milhão de vezes a massa do Sol e tinha uma órbita circular.

Em ambos os casos, a separação entre os buracos negros era relativamente pequena: cerca de 0,6 milliparsecs, ou algo em torno de 2 milionésimos de um ano-luz. Isso é aproximadamente a largura do Sistema Solar.

Sendo tão próximos, o destino desse par de buracos negros recém descoberto está selado. Eles irão irradiar sua energia orbital, gradativamente epiralando de forma conjunta, até cerca de 2 milhões de anos eles se fundirão em um único buraco negro.

Agora que os astrônomos encontraram seu primeiro candidato para um buraco negro binário, em uma galáxia quiescente, a pesquisa é mais do que inevitável. O XMM-Newton continuará sua vagarosa busca. Essa detecção também despertará o interesse numa rede de telescópios que pesquisem o céu como um todo em busca dos eventos de ruptura de maré.

“Uma vez que se detecte milhares de eventos de ruptura de maré, nós podemos começar a extrair estatísticas confiáveis sobre a taxa em que as galáxias se fundem”, disse Komossa.

Existe uma outra esperança para o futuro. Quando buracos negros binários se fundem, é previsto que eles lancem uma explosão massiva de energia no Universo, mas não na sua maioria em raios X. “A fusão final espera-se ser a fonte mais intensa de ondas gravitacionais no Universo”, disse Liu.

As ondas gravitacionais são ondas no contínuo espaço-tempo. Recentemente está sendo construído um novo tipo de observatório para detectar essas ondulações. A ESA também está envolvida em abrir essa nova janela no Universo. Em 2015, a ESA lançará a sonda LISA Pathfinder, que testará a tecnologia necessária para se construir um detector espacial de ondas gravitacionais. A pesquisa pelas elusivas ondas gravitacionais é também um tema para uma grande missão científica da ESA, a missão L3, no programa Cosmic Vision.

Por enquanto, o XMM-Newton continuará procurando pelos eventos de rompimento de maré que indicam a presença de candidatos a buracos negros supermassivos binários.

“O uso inovador das observações feitas com o XMM-Newton tornou possível a detecção dos sistemas binários de buracos negros supermassivos”, disse Norbert Schartel, ciientista de projeto do XMM-Newton da ESA. “Isso demonstra a importância de se manter por longos períodos observatórios espaciais que podem detectar eventos raros que potencialmente podem abrir novas áreas na astronomia”.

Fonte: ESA

Uma massiva galáxia espiral próxima

A galáxia espiral NGC 2841 é uma das mais massivas conhecidas.

© Hubble/Subaru/Robert Gendler (galáxia espiral NGC 2841)

Localizada a 46 milhões de anos-luz distância, a galáxia espiral NGC 2841 pode ser encontrada ao norte da constelação da Ursa Maior. Esta visão nítida de linda ilha do Universo mostra um núcleo e disco galáctico amarelo impressionante. Faixas de poeira, regiões de formação de estrelas rosa e jovens aglomerados de estrelas azuis são incorporados nos braços espirais irregulares enrolados. Em contrapartida, muitas outras apresentam grandes espirais, braços arrebatadores com grandes regiões de formação estelar. A NGC 2841 tem um diâmetro de mais de 150.000 anos-luz, ainda maior do que a nossa Via Láctea, e foi captada por esta imagem composta fundindo exposições do telescópio espacial Hubble de 2,4 metros em órbita e do telescópio Subaru de 8,2 metros em terra. Imagens de raios X sugerem que os ventos e explosões estelares resultantes criam nuvens de gás quente que se estendem em um halo ao redor da NGC 2841.

Fonte: NASA