O coração antigo da Via Láctea

Com o auxílio do Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy (VISTA), o telescópio infravermelho do ESO, foram descobertas pela primeira vez estrelas antigas do tipo RR Lyrae no centro da Via Láctea.

© ESO/VVV Survey/D. Minniti (estrelas variáveis próximo do centro galático)

As estrelas RR Lyrae encontram-se tipicamente em populações estelares com mais de 10 bilhões de anos de idade. A sua descoberta sugere que o centro bojudo da Via Láctea provavelmente cresceu a partir da fusão de aglomerados estelares primordiais. Estas estrelas podem mesmo ser os restos do mais massivo e mais antigo aglomerado estelar que ainda sobrevive na Via Láctea.

Uma equipe liderada por Dante Minniti (Universidad Andres Bello, Santiago, Chile) e Rodrigo Contreras (Pontificia Universidad Católica de Chile, Santiago, Chile) utilizou observações do telescópio infravermelho de rastreio VISTA, obtidas no âmbito do rastreio público Variáveis na Via Láctea (VVV), para fazer uma busca meticulosa da região central da Via Láctea. Ao observar no infravermelho, que é menos afetado pela poeira cósmica do que a radiação visível, e explorando as excelentes condições de observação do Observatório do Paranal do ESO, a equipe conseguiu obter a visão mais clara desta região conseguida até hoje. Foram encontradas uma dúzia de estrelas RR Lyrae antigas no coração da Via Láctea, as quais se desconheciam anteriormente.

A nossa Galáxia tem um centro densamente povoado, uma característica comum a muitas galáxias, mas por estar suficientemente perto é possível estudá-la em profundidade. A descoberta de estrelas RR Lyrae fornece-nos evidências sólidas que ajudam os astrônomos a decidir entre duas teorias principais que competem para explicar a formação destes bojos.

As estrelas RR Lyrae encontram-se tipicamente em aglomerados globulares densos. Tratam-se de estrelas variáveis, sendo que o brilho de cada estrela RR Lyrae varia de forma regular. Ao observar o tamanho de cada ciclo de aumento e diminuição de brilho numa RR Lyrae, e medindo o brilho da estrela, os astrônomos podem calcular a distância a que a estrela se encontra. As estrelas RR Lyrae, tal como as outras estrelas variáveis regulares, como por exemplo as Cefeidas, apresentam uma relação simples entre quão rápido mudam de brilho e quão luminosas são. Períodos mais longos significam estrelas mais brilhantes. Esta relação período-luminosidade pode ser usada para deduzir a distância a uma estrela a partir do seu período de variação e do seu brilho aparente.

Infelizmente, estas estrelas que são excelentes indicadoras de distância encontram-se frequentemente ofuscadas por estrelas jovens muito mais brilhantes e em algumas regiões estão escondidas pela poeira. Por isso, localizar estrelas RR Lyrae mesmo no núcleo extremamente denso da Via Láctea não tinha sido possível antes da obtenção de dados pelo rastreio público VVV realizado no infravermelho. Ainda assim, a equipe descreveu a tarefa de localizar as estrelas RR Lyrae entre a enorme população de estrelas mais brilhantes situadas no centro da Via Láctea como extremamente difícil.

O seu trabalho árduo foi no entanto recompensado com a identificação de uma dúzia de estrelas RR Lyrae. A sua descoberta indica que restos de aglomerados globulares antigos se encontram espalhados no centro do bojo da Via Láctea.

Rodrigo Contreras explica: “A descoberta de estrelas RR Lyrae no centro da Via Láctea tem implicações importantes na formação de núcleos galácticos. As evidências apoiam o cenário em que o bojo foi originalmente formado pela fusão de alguns aglomerados globulares.”

A teoria de que os bojos galácticos se formam através da fusão de aglomerados globulares é contestada pela hipótese concorrente de que estes bojos se formam devido à rápida acreção de gás. A descoberta destas estrelas RR Lyrae, quase sempre encontradas em aglomerados globulares, é uma forte evidência de que o bojo da Via Láctea se formou de fato através de fusão. Extrapolando, outros bojos galácticos semelhantes podem também ter-se formado do mesmo modo.

Estas estrelas, além de constituírem uma forte evidência para uma importante teoria de evolução galáctica, têm também muito provavelmente mais de 10 bilhões de anos de idade, possivelmente são tênues sobreviventes do mais antigo e massivo aglomerado estelar da Via Láctea.

Fonte: ESO

Hubble detecta bolas de plasma disparadas por estrela

O telescópio espacial Hubble detectou bolhas superquentes de gás, cada uma com o dobro da massa do planeta Marte, expelidas perto de uma estrela moribunda.

© STScI/A. Feild (gráfico do sistema binário V Hydrae lançando bolas de plasma para o espaço)

Este gráfico com quatro paineis ilustra como o sistema binário V Hydrae lança bolas de plasma para o espaço. O painel 1 mostra as duas estrelas em órbita uma da outra. Uma das estrelas está perto do final da sua vida e inchou em tamanho, tornando-se numa gigante vermelha. No painel 2, a órbita da estrela mais pequena leva-a até à atmosfera estendida da gigante vermelha. À medida que a estrela viaja através da atmosfera, recolhe material da gigante vermelha, material que assenta num disco em seu redor. A acumulação de material atinge um ponto crítico e este é, eventualmente expelido sob a forma de bolhas de plasma quente ao longo do eixo de rotação da estrela, como o painel 3 mostra. Este processo de expulsão é repetido a cada oito anos e meio, o tempo que leva para a estrela mais pequena fazer outra passagem pelo invólucro inchado da gigante vermelha, visto no painel 4.

As bolas de plasma estão viajando tão depressa pelo espaço que levariam apenas 30 minutos para ir da Terra à Lua. Este disparo de plasma estelar ocorre a cada 8,5 anos há pelo menos 400 anos.

As bolas de plasma são um enigma para os astrônomos, porque o material ejetado não pode ter sido disparado pela estrela hospedeira, chamada V Hydrae. A estrela é uma gigante vermelha inchada, localizada a 1.200 anos-luz de distância, que provavelmente liberou pelo menos metade da sua massa para o espaço durante o seu leito de morte. As gigantes vermelhas são estrelas moribundas nos estágios finais da vida que estão esgotando o seu combustível nuclear que as faz brilhar. Cresceram em tamanho e estão despindo as suas camadas exteriores para o espaço.

A atual melhor explicação sugere que as bolas de plasma foram lançadas por uma companheira estelar invisível. De acordo com esta teoria, a companheira teria que estar numa órbita elíptica que a leva perto da atmosfera inchada da gigante vermelha a cada 8,5 anos. À medida que a companheira entra na atmosfera exterior da gigante vermelha, engole material. Este material, em seguida, assenta num disco ao redor da companheira e serve como plataforma de lançamento destas bolhas de plasma, que viajam a cerca de 800.000 quilômetros por hora.

Este sistema estelar poderá ser o arquétipo que explica uma estonteante variedade de formas brilhantes descobertas pelo Hubble em torno de estrelas moribundas a que chamamos nebulosas planetárias. Uma nebulosa planetária é uma concha de gás brilhante em expansão, expelida por uma estrela no final da sua vida.

"Nós sabíamos, com base em dados anteriores, que este objeto tinha um fluxo de alta velocidade, mas esta é a primeira vez que vemos o processo em ação," afirma Raghvendra Sahai, autor principal do estudo que pertence ao Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA. "Nós sugerimos que estas bolhas gasosas produzidas durante esta fase final da vida de uma estrela ajudam a produzir as estruturas que vemos nas nebulosas planetárias."

As observações do Hubble, ao longo das duas últimas décadas, têm revelado uma enorme complexidade e diversidade na estrutura das nebulosas planetárias. A alta resolução do telescópio captou nós de material nas nuvens brilhantes de gás que rodeiam estrelas moribundas. Os astrônomos especularam que estes nós são, na realidade, jatos expelidos por discos de material ao redor de estrelas companheiras que não eram visíveis nas imagens do Hubble. A maioria das estrelas na nossa Galáxia encontram-se em sistemas binários. Mas os detalhes de como estes jatos foram produzidos permanecia um mistério.

"Nós queremos identificar o processo que produz estas transformações surpreendentes, de uma gigante vermelha inchada para uma bela e brilhante nebulosa planetária," afirma Sahai. "Estas mudanças dramáticas ocorrem ao longo de 200 a 1.000 anos, um mero piscar de olhos de tempo cósmico."

A equipe de Sahai usou o instrumento STIS (Space Telescope Imaging Spectrograph) do Hubble para realizar observações da estrela V Hydrae e da sua região circundante ao longo de um período de 11 anos, primeiro de 2002 a 2004 e depois de 2011 a 2013. A espectroscopia descodifica a luz de um objeto, revelando informações sobre a sua velocidade, temperatura, localização e movimento.

Os dados mostram uma série de bolhas superquentes e monstruosas, cada com uma temperatura de mais de 9.400 graus Celsius, quase duas vezes mais quentes que a superfície do Sol.

Os pesquisadores compilaram um mapa detalhado da localização das bolhas, o que lhes permite traçar os primeiros aglomerados gigantes até 1986. "As observações mostram que as bolhas se movem ao longo do tempo," comenta Sahai. "Os dados do STIS mostram bolhas recém-ejetadas, bolhas que se deslocaram para mais longe e bolhas ainda mais distantes."

O STIS detectou estas estruturas gigantes tão longe quanto 59,5 bilhões de quilômetros de V Hydrae, mais de oito vezes a distância entre o Cinturão de Kuiper e o nosso Sol.

As bolhas expandem-se e arrefecem à medida que se deslocam para mais longe, deixando de ser detectáveis no visível. Mas as observações efetuadas em comprimentos de onda submilimétricos mais longos no ano de 2004, pelo SMA (Submillimeter Array) no Havaí, revelaram estruturas distorcidas que podem ser bolhas lançadas há 400 anos atrás.

Com base nas observações, Sahai e os colegas Mark Morris da Universidade da Califórnia e Samantha Scibelli da Universidade Estatal de New York, desenvolveram um modelo de uma estrela companheira com um disco de acreção para explicar o processo de ejeção.

"Este modelo fornece a explicação mais plausível porque sabemos que os motores que produzem jatos são discos de acreção," explica Sahai. "As estrelas gigantes não têm discos de acreção, mas muitas têm provavelmente estrelas companheiras que, presumivelmente, têm massas inferiores porque evoluem mais lentamente. O modelo que propomos pode ajudar a explicar a presença de nebulosas planetárias bipolares, a presença de estruturas com a forma de jatos com nós em muitos destes objetos, e até mesmo as nebulosas planetárias multipolares. Nós pensamos que este modelo tem uma ampla aplicabilidade."

Uma surpresa encontrada na observação pelo STIS, foi que o disco não dispara os aglomerados monstruosos exatamente na mesma direção a cada oito anos e meio. A direção move-se ligeiramente de lado a lado e para trás e para a frente devido, possivelmente, a uma oscilação no disco de acreção. "Esta descoberta foi bastante surpreendente, mas é também muito agradável porque ajuda a explicar algumas coisas misteriosas que tinham sido observadas por outros cientistas," comenta Sahai.

Os astrônomos salientam que a V Hydrae é obscurecida a cada 17 anos, como se algo bloqueasse a sua luz. Sahai e colegas sugerem que devido à oscilação vai-e-vem da direção do jato, as bolhas alternam entre o passar por trás e o passar em frente de V Hydrae. Quando uma bolha passa em frente de V Hydrae, protege a gigante vermelha da observação dos astrônomos.

Este motor de disco de acreção é muito estável porque tem sido capaz de lançar estas estruturas durante centenas de anos sem ficar despedaçada. Em muitos destes sistemas, a atração gravitacional pode fazer com que a companheira espirale para o núcleo da gigante vermelha. Porém, eventualmente, a órbita da companheira de V Hydrae continuará a decair porque está perdendo energia nesta interação de atrito. No entanto, o destino final desta companheira é incerto.

A equipe espera usar o Hubble para realizar mais observações do sistema V Hydrae, incluindo a mais recente bolha expulsa em 2011. Os astrônomos também planejam usar o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array), no Chile, para estudar bolhas lançadas ao longo das últimas centenas de anos e que são agora demasiado frias para serem detectadas com o Hubble.

Os resultados da equipe foram publicados na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Mapa dinâmico dos ventos na Terra

De que maneira o vento está soprando?

© Cameron Beccario (mapa dinâmico dos ventos na Terra)

O mapa caracterizado acima pode dizer-lhe isso e muito mais, não importa a sua localização no planeta Terra.

O mapa dinâmico exibe previsões de supercomputador extraídas de múltiplas fontes globais de dados de satélite atualizadas a cada três horas. Os dados foram coletados pelo GFS e US National Weather Service do National Oceanic and Atmospheric Administration (NOAA) e pelo GEOS-5 e Goddard Space Flight Center da NASA.

Os redemoinhos brilhantes geralmente indicam sistemas de baixa pressão com altas velocidades de vento, incluindo ciclones dramáticos, furacões e tufões. Embora o mundo pode ser girado de forma interativa aqui, para obter plena interatividade, incluindo a capacidade de zoom, você deve clicar na palavra "earth" no canto inferior esquerdo.

O painel de controle "earth" permite ainda a inclusão de temperatura, umidade, pressão, precipitação e mapas de dióxido de carbono, ou até mesmo mudar para exibir a velocidade do vento, maior altitude ou correntes oceânicas. Em particular, durante tempos de mudanças rápidas, os mapas exibidos podem estar desatualizados ou imprecisos.

Fonte: NASA

Primeiro exoplaneta detectado por variação de fase na luz de sua estrela

Astrônomos encontram a maioria dos exoplanetas através de sinais indiretos, notando mudanças na luz da estrela hospedeira em vez de ver o próprio exoplaneta.

© STScI/G. Bacon (ilustração de um exoplaneta orbitando uma estrela quente)

Mas a luz de algumas das estrelas muda tudo por conta própria, fazendo com que estes métodos se tornem complicados. O KIC 7917485b é o primeiro exoplaneta identificado em torno de uma estrela da sequência principal do  tipo A a partir de seu movimento orbital, e o primeiro encontrado perto de zona habitável.

As estrelas do tipo A são maiores e mais quentes do que a maioria das estrelas no catálogo Kepler, mudando de brilho em intervalos regulares. Este escurecimento e brilho pode ser muito tênue para ser detectado, quando um planeta em trânsito provoca o escurecimento da luz de sua estrela. Contudo, não há nenhuma razão para estrelas do tipo A não terem planetas, pois tem sido difícil para os astrônomos identificá-los. Até agora, os poucos exoplanetas encontrados em torno de estrelas tipo A são ou por imagens diretas, ou seja, quando os planetas estão muito longe de sua estrela, ou do trânsito, onde os planetas estão muito perto da estrela e o sinal é forte.

Mas uma nova idéia aplica a variabilidade da própria estrela como uma maneira de olhar para os exoplanetas. Os pulsos da estrela por causa das mudanças na fusão do hélio em suas camadas inferiores. Ela incha, esfria e escurece, encolhe, aquece e ilumina, e depois repete o processo várias vezes em um dia. Em uma curva de luz de Kepler, estes pulsos aparecem como um escurecimento periódico e brilho, como um relógio. Mas este relógio mostra um atraso. As pulsações aparecem um pouco cedo ou mais tarde, e calculando esse atraso, os astrônomos podem medir como a estrela está realmente oscilando num movimento orbital. E este movimento é devido à força gravitacional de um planeta próximo.

Os atrasos nas pulsações da KIC 7917485 foram revelados por um exoplaneta com cerca de 12 massas de Júpiter e com um período de 840 dias, que está perto da zona habitável de uma estrela tão quente. Com esta massa torna este exoplaneta quase uma anã marrom, e, certamente, um gigante gasoso.

Os atrasos na pulsação são muito semelhantes à forma como os astrônomos encontram planetas através do método da velocidade radial, mas, neste caso, não é necessário qualquer espectrômetro. A curva de luz de Kepler fornece todas as informações necessárias; o planeta não precisa de trânsito para revelar-se. Ter um método que pode revelá-los de qualquer maneira é uma ferramenta importante para idenficar um exoplaneta.

Fonte: Astronomy

Detectado colapso de nuvens interestelares gerando novas estrelas

Pesquisadores utilizaram SOFIA (Stratospheric Observatory for Infrared Astronomy) da NASA, para observar o colapso de seis nuvens interestelares para se tornarem novas estrelas que serão muito maiores do que o nosso Sol.

© NASA/JPL-Caltech/2MASS (W43)

A imagem acima em infravermelho mostra a região W43 de formação de estrelas localizada a 20.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Aquila.

O SOFIA é um avião Boeing 747SP modificado para transportar um telescópio com 100 polegadas de diâmetro.

Quando uma nuvem de gás entra em colapso sobre si mesma, a própria gravidade da nuvem faz com que ela se contraia e devido ao atrito produz calor. O calor da contracção eventualmente faz com que o núcleo produza as reações de fusão de hidrogênio que criam uma estrela.

Estas observações através do SOFIA permitiram a confirmação dos modelos teóricos sobre como as nuvens interestelares em colapso se tornam estrelas e o ritmo em que elas entram em colapso. Na verdade observar este colapso é extremamente desafiador porque acontece de forma relativamente rápida em termos astronômicos.

"Detectando o colapso em proto-estrelas é muito difícil de observar, mas é fundamental para confirmar a nossa compreensão geral da formação de estrelas", disse Erick Young, da Universities Space Research Association.

Usando instrumento GREAT (German Receiver for Astronomy at Terahertz Frequencies) do observatório, os cientistas procuraram este estágio de desenvolvimento em nove estrelas embrionárias, chamadas de proto-estrelas, medindo os movimentos do material dentro delas. Eles descobriram que seis das nove proto-estrelas estavam colapsando ativamente, aumentando substancialmente a lista anterior de menos de uma dúzia de proto-estrelas diretamente determinada que estavam neste estágio de colapso.

Durante várias semanas a cada ano, a equipe do SOFIA operando a partir de Christchurch, na Nova Zelândia, estudou objetos a partir de latitudes do sul que são melhores observados, incluindo o centro da Via Láctea, onde existem muitas regiões de formação estelar. Nos meses de inverno do hemisfério sul, quando as noites são longas e o bloqueio infravemelho de vapor de água é especialmente baixo, propiciando boas condições de observação.

"Com as observações do SOFIA no hemisfério sul, o interior pleno da Via Láctea entra em alcance para estudos de formação de estrelas. Isso é crucial para observações das primeiras fases de formação de estrelas de alta massa, uma vez que este é um evento relativamente rápido e raro," disse Friedrich Wyrowski, astrônomo do Instituto Max-Planck para Radioastronomia, em Bonn, Alemanha.

Os resultados das observações feitas no hemisfério sul em 2015 foram publicados no início deste ano no periódico Astronomy and Astrophysics.

Fonte: SOFIA Science Center

As evidências de um buraco negro errante

Astrônomos usaram o observatório de raios X Chandra da NASA e o observatório de raios X XMM-Newton da ESA para descobrir uma fonte de raios X extremamente luminosa e variável localizada fora do centro da sua galáxia hospedeira.

© Chandra/Hubble (Faixa Estendida de Groth)

Este objeto peculiar pode ser um buraco negro errante oriundo de uma pequena galáxia que caiu para uma galáxia maior.

Os astrônomos pensam que os buracos negros supermassivos, alguns com cerca de 100 mil a 10 bilhões de vezes a massa do Sol, estão nos centros da maioria das galáxias. Existem também evidências para a existência dos chamados buracos negros de massa intermédia, que têm massas inferiores que variam entre cerca de 100 até 100.000 vezes a massa do Sol.

Ambos estes tipos de objetos podem ser encontrados longe do centro de uma galáxia, após uma colisão ou fusão com outra galáxia que contém um buraco negro massivo. À medida que as estrelas, gás e poeira da segunda galáxia movem-se através da primeira, o seu buraco negro move-se com ela.

Um novo estudo relata a descoberta de um destes buracos negros "errantes" na direção da orla da galáxia lenticular SDSS J141711.07+522540.8 (ou GJ1417+52 para abreviar), localizada a aproximadamente 4,5 bilhões de anos-luz da Terra. Este objeto, conhecido como XJ1417+52, foi descoberto durante longas observações de uma região especial, chamada Faixa Estendida de Groth, com dados do XMM-Newton e do Chandra obtidos entre 2000 e 2002. O seu brilho extremo faz com que seja provavelmente um buraco negro com uma massa estimada em cerca de 100.000 vezes a massa do Sol, assumindo que a força de radiação na matéria ao redor é igual à força gravitacional.

O painel principal mostra uma imagem visível de campo largo obtida com o telescópio espacial Hubble. O buraco negro e a sua galáxia hospedeira estão localizados dentro da caixa no canto superior esquerdo. A inserção da esquerda contém uma ampliação de GJ1417+52 pelo Hubble. Dentro desta inserção, o círculo mostra uma fonte pontual na periferia norte da galáxia que poderá estar associada com XJ1417+52.

A inserção da direita é uma imagem de raios X de XJ1417+52 obtida com o Chandra, cobrindo a mesma região que a ampliação do Hubble. Esta é uma fonte pontual, sem evidências vistas de uma emissão prolongada de raios X.

As observações do Chandra e do XMM-Newton mostram que a emissão de raios X de XJ1417+52 é tão alto que este objeto é classificado como uma "fonte de raios X hiperluminosa". Estes são objetos 10.000 a 100.000 vezes mais luminosos em raios X do que os buracos negros estelares e 10 a 100 vezes mais poderosos do que as fontes de raios X ultraluminosas.

No seu pico, XJ1417+52 é cerca de 10 vez mais luminoso do que a fonte de raios X mais brilhante já avistada para um buraco negro errante. Também está cerca de 10 vezes mais distante do que o detentor anterior do recorde para buraco negro errante.

A brilhante emissão de raios X deste tipo de buraco negro vem do material que cai em direção a ele. Os raios X de XJ1417+52 atingiram um brilho máximo entre 2000 e 2002. A fonte não foi detectada em observações posteriores pelo Chandra e pelo XMM-Newton obtidas em 2005, 2014 e 2015. No geral, o brilho de raios X da fonte diminuiu, pelo menos, por um fator de 14 entre 2000 e 2015.

Os autores teorizam que a explosão de raios X vista em 2000 e 2002 ocorreu quando uma estrela passava demasiado perto do buraco negro e foi dilacerada por forças de maré. Alguns dos escombros gasosos teriam sido aquecidos e tornados brilhantes em raios X enquanto caiam na direção do buraco negro, provocando o pico de emissões.

A localização e brilho da fonte óptica na imagem do Hubble, que poderá estar associada com XJ1417+52, sugere que o buraco negro poderá ter, originalmente, pertencido a uma galáxia pequena que chocou com a maior galáxia GJ1417+52, despojando a maioria das estrelas da galáxia, mas deixando para trás o buraco negro e as suas estrelas vizinhas no centro da pequena galáxia. Caso esta ideia esteja correta, o que vemos na imagem do Hubble são as estrelas circundantes.

Um artigo que descreve este resultado, foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O telescópio VISTA revela estrelas escondidas

Nesta nova imagem da nebulosa Messier 78 (M78), estrelas jovens lançam uma tonalidade azulada ao seu redor, enquanto estrelas vermelhas recém-nascidas espreitam por detrás dos seus casulos de poeira cósmica.

© ESO/VISTA (M78)

Aos nossos olhos, a maioria destas estrelas estaria escondida por detrás de poeira, no entanto o VISTA (Visible and Infrared Survey Telescope for Astronomy), um telescópio de rastreio do ESO, consegue enxergar a radiação emitida no infravermelho próximo, a qual passa através da poeira. É como se o telescópio fosse um enorme aspirador de pó que permite aos astrônomos explorar as profundezas do coração do meio estelar.

A M78 é um exemplo bem estudado de uma nebulosa de reflexão. Situa-se aproximadamente a 1.600 anos-luz de distância na constelação de Órion, um pouco ao norte das três estrelas que compõem o cinturão desta familiar constelação do céu e mais conhecidas como as Três Marias. Nesta imagem, a M78 é a névoa azulada que se encontra no centro; a outra nebulosa de reflexão mais à direita é a NGC 2017. O astrônomo francês Pierre Méchain é considerado como o descobridor da M78 em 1780, no entanto este objeto é atualmente mais conhecido como a entrada número 78 do catálogo do astrônomo francês Charles Messier, ao qual foi adicionado em dezembro de 1780.

Quando observada com instrumentos que operam no visível, como o Wide Field Imager do ESO situado no Observatório de La Silla, a M78 aparece-nos como uma mancha brilhante azul celeste rodeada por faixas escuras. A poeira cósmica reflete e dispersa a radiação emitida pelas estrelas jovens azuis situadas no coração da M78, razão pela qual este objeto é conhecido como uma nebulosa de reflexão.

As faixas escuras são espessas nuvens de poeira que bloqueiam a luz visível emitida por trás delas. Estas regiões densas e frias são os locais principais da formação de novas estrelas. Quando a M78 e as suas vizinhas são observadas em radiação submilimétrica, entre as ondas rádio e a radiação infravermelha, por exemplo com o telescópio Atacama Pathfinder Experiment (APEX), revelam o brilho de grãos de poeira em bolsões apenas um pouco mais quentes do que o seu meio envolvente extremamente frio. Eventualmente novas estrelas irão se formar nestes bolsões à medida que a gravidade as faz contrair e aquecer.

A região do infravermelho próximo situa-se entre as radiações visível e submilimétrica no espectro eletromagnético, onde o VISTA fornece aos astrônomos informação crucial. Além das reflexões da poeira e através das camadas mais finas do material opaco, as fontes estelares luminosas no centro da M78 são visíveis aos olhos do VISTA. No centro desta imagem, duas estrelas supergigantes azuis, chamadas HD 38563A e HD 38563B, brilham intensamente. Em direção ao lado direito da imagem, a estrela supergigante que ilumina NGC 2071, HD 290861, também pode ser visualizada.

Além de enormes estrelas azuis quentes, o VISTA pode também observar muitas estrelas que estão se formando no interior da poeira cósmica espalhada por esta região, vendo-se claramente as suas cores avermelhadas e amarelas. Estas estrelas coloridas podem ser vistas nas faixas de poeira que rodeiam a NGC 2701 e que se encontram ao longo da trilha de poeira que corre em direção ao lado esquerdo da imagem. Algumas destas estrelas são do tipo T Tauri, estrelas que, embora relativamente brilhantes, ainda não se encontram suficientemente quentes para dar início às reações de fusão nuclear nos seus núcleos. Dentro que algumas dezenas de milhões de anos, estas estrelas chegarão à fase “madura”, tomando os seus lugares ao lado das suas irmãs estelares que iluminam a região da M78.

Fonte: ESO

Descoberto binário mais luminoso já observado em galáxia vizinha

Usando dados do telescópio espacial de raios gama Fermi da NASA e de outras instalações, uma equipe internacional de cientistas encontrou o primeiro binário de raios gama e outra galáxia e o mais luminoso já observado.

© NOAO/CTIO/MCELS/DSS (DEM L241 e LMC P3)

O sistema duplo, denominado LMC P3, contém uma estrela massiva e um núcleo estelar esmagado que interagem para produzir uma inundação cíclica de raios gama, a forma mais energética de luz.

Na imagem acima, LMC P3 (no círculo) está situado dentro dos escombros em expansão do remanescente de supernova DEM L241 situado na Grande Nuvem de Magalhães (GNM), uma pequena galáxia vizinha a 163.000 anos-luz de distância.

"O Fermi detectou apenas cinco destes sistemas na nossa própria Galáxia, de modo que avistar um tão luminoso e distante é algo muito emocionante," afirma Robin Corbet do Goddard Space Flight Center da NASA. "Os binários de raios gama têm muito valor porque o seu fluxo muda significativamente durante cada órbita e às vezes em escalas mais longas de tempo. Esta variação permite-nos estudar em detalhe muitos dos processos de emissão comuns a outras fontes de raios."

Estes sistemas raros contêm ou uma estrela de nêutrons ou um buraco negro e irradiam a maior parte da sua energia na forma de raios gama. Notavelmente, LMC P3 é o sistema mais luminoso conhecido em raios gama, ondas de rádio e no visível, e é apenas o segundo descoberto com o Fermi.

Em 2012, cientistas que usavam o observatório de raios X Chandra da NASA descobriram uma forte fonte de raios X dentro do remanescente de supernova e mostraram que orbitava uma estrela jovem e quente com muitas vezes a massa do Sol. Os pesquisadores concluíram que o objeto compacto ou era uma estrela de nêutrons ou um buraco negro e classificaram o sistema como um binário de raios X de alta massa (HMXB).

Em 2015, a equipe de Corbet começou a procurar novos binários de raios gama em dados do Fermi, notando as mudanças periódicas características destes sistemas. Os cientistas descobriram uma mudança cíclica de 10,3 dias centrada perto de uma das várias fontes pontuais de raios gama recentemente identificadas na GNM. Uma delas, chamada P3, não estava ligada a objetos vistos em quaisquer outros comprimentos de ondas, mas estava localizada perto do HMXB. Seriam o mesmo objeto?

Para resolver a questão, a equipe de Corbet observou o binário em raios X usando o satélite Swift da NASA, em comprimentos de onda de rádio com o ATCA (Australia Telescope Compact Array), perto de Narrabri, Austrália, e no visível usando o telescópio SOAR (Southern Astrophysical Research) de 4,1 metros em Cerro Pachón, Chile e o telescópio de 1,9 metros do SAAO (South African Astronomical Observatory), perto da Cidade do Cabo, África do Sul.

As observações do Swift revelam claramente o mesmo ciclo de emissão com a duração de 10,3 dias visto em raios gama pelo Fermi. Também indicam que a emissão mais brilhante de raios X ocorre no momento oposto ao do pico de raios gama, isto é, quando um atinge o máximo, o outro atinge o mínimo. Os dados de rádio exibem o mesmo período de relação fora-de-fase com o pico de raios gama, confirmando que LMC P3 é, de fato, o mesmo sistema investigado pelo Chandra.

"As observações ópticas mostram mudanças devido ao movimento orbital do binário, mas dado que não sabemos como a órbita está inclinada no que se refere à nossa linha de visão, só podemos estimar as massas individuais," afirma Jay Strader, membro da equipe e astrofísico da Universidade Estatal do Michigan em East Lansing. "A estrela tem entre 25 e 40 vezes a massa do Sol e se estamos vendo o sistema num ângulo intermediário entre o visto de lado e o visto de cima, o que parece ser mais provável, a sua companheira é uma estrela de nêutrons com o dobro da massa do Sol." Se, no entanto, vemos o binário quase de lado, então a companheira deverá ser significativamente mais massiva e, portanto, um buraco negro.

Ambos os objetos formam-se quando uma estrela gigante fica sem combustível, colapsa sob o seu próprio peso e explode como uma supernova. O núcleo esmagado da estrela pode tornar-se numa estrela de nêutrons, com a massa de meio milhão de Terras espremida numa bola não muito maior que uma cidade. Ou pode ser ainda mais espremida num buraco negro, com um campo gravitacional tão forte que nem a luz lhe consegue escapar.

A superfície da estrela no coração de LMC P3 tem uma temperatura que excede os 33.000 graus Celsius, mais de seis vezes a temperatura à superfície do Sol. A estrela é tão luminosa que a pressão da luz que emite, na verdade, empurra material para fora da superfície, criando fluxos de partículas com velocidades de vários milhões de quilômetros por hora.

Nos binários de raios gama, pensa-se que a companheira compacta produza um "vento" próprio, constituído por elétrons acelerados até perto da velocidade da luz. Os fluxos em interação produzem raios X e ondas de rádio em toda a órbita, mas estas emissões são detectadas mais fortemente quando a companheira compacta percorre a parte da sua órbita mais próxima da Terra.

O vento de elétrons também emite raios gama, mas através de um mecanismo diferente, no qual a luz da estrela colide com elétrons altamente energéticos e recebe um impulso nos níveis de raios gama. Com o nome de Espalhamento Compton Inverso, este processo produz mais raios gama quando a companheira compacta passa perto da estrela no lado mais distante da sua órbita visto da nossa perspetiva.

Antes do lançamento do Fermi, pensava-se que os binários de raios gama seriam mais numerosos do que acabaram por ser. Estão catalogados centenas de HMXBs e pensa-se que estes sistemas tenham origem em binários de raios gama na sequência da supernova que formou o objeto compacto.

"É certamente uma surpresa detectar um binário de raios gama em outra galáxia antes de encontrarmos mais destes na nossa," comenta Guillaume Dubus, membro da equipe e do Instituto de Planetologia e Astrofísica de Grenoble, França. "Uma possibilidade é que os binários de raios gama que o Fermi detectou são casos raros onde uma supernova formou uma estrela de nêutrons com uma rotação excepcionalmente rápida, o que aumentaria a produção de partículas aceleradas e de raios gama."

O artigo científico que descreve a descoberta foi publicado na revista The Astrophysical Journal.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Espirais com uma história para contar

Esta bela imagem, captada pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) mostra o disco protoplanetário que rodeia a jovem estrela Elias 2-27, situada a cerca de 450 anos-luz de distância.

© ESO/ALMA/B. Saxton (estrela Elias 2-27)

O ALMA descobriu e observou muitos discos protoplanetários, mas este é especial uma vez que mostra dois braços espirais distintos, quase como se fosse uma versão minúscula de uma galáxia espiral.

Os astrônomos já tinham observado anteriormente características espirais nas superfícies de discos protoplanetários, no entanto não se sabia se estes mesmos padrões espirais emergiam também do interior dos discos onde ocorrem a formação planetária. O ALMA observou pela primeira vez as profundezas do meio-plano de um disco e descobriu a assinatura clara de ondas de densidade espirais.

Perto da estrela, o ALMA descobriu um disco achatado de poeira, que se estende até o que seria aproximadamente a órbita de Netuno no nosso Sistema Solar. Para lá deste ponto, na região análoga ao nosso Cinturão de Kuiper, o ALMA detectou uma faixa estreita com significativamente menos poeira, o que pode indicar a formação de um planeta.

Os dois braços espirais nascem da borda exterior deste espaço vazio e estendem-se por mais de 10 bilhões de km depois da estrela hospedeira. A descoberta de ondas espirais a estas distâncias extremas pode ter implicações nas teorias de formação planetária.

Fonte: ESO

A Nebulosa Escura Lynds 1251

As estrelas estão se formando na Nebulosa Escura Lynds (LDN) 1251, que está localizada a cerca de 1.000 anos-luz.

© Lynn Hilborn (LDN 1251)

A LDN 1251 é uma poeirenta nuvem molecular que faz parte de um complexo de nebulosas escuras mapeado na direção da região de Cepheus, vagando sobre o plano da Via Láctea.

Através do espectro, explorações astronômicas das obscurecedoras nuvens interstelares revelam choques energéticos e fluxos em direção ao exterior associados a estrelas recém-formadas, inclusive o característico brilho avermelhado de objetos Herbig-Haro difusos vistos nesta nítida imagem.

As galáxias distantes no plano de fundo também espreitam na cena, visualmente enterradas atrás da poeira. O profundo campo de visão telescópica espalha-se por cerca de duas luas cheias no céu, ou 17 anos-luz à distância estimada de LDN 1251.

Fonte: NASA

A despedida da sonda Rosetta

Depois de seguir de perto o cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko por 786 dias, à medida que ele passeava ao redor do Sol, o impacto controlado da sonda Rosetta com a superfície do cometa foi confirmado pela perda de sinal da sonda no dia 30 de Setembro de 2016.

© ESA/Rosetta (cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko)

A imagem acima de alta resolução obtida durante a descida, mostra a bela paisagem do cometa. A cena se espalha por mais de 600 metros e foi registrada quando a sonda Rosetta estava a cerca de 16 quilômetros da superfície do cometa.

A descida da sonda Rosetta no cometa representou o fim da fase operacional de uma das missões mais espetaculares da exploração espacial. A Rosetta lançou o módulo Philae que pousou na superfície de um dos mundos mais primordiais do Sistema Solar e testemunhou em primeira mão como o cometa muda quando está sujeito ao aumento da intensidade da radiação do Sol.

A decisão de terminar a missão na superfície é um resultado da órbita do cometa que agora começará a ficar apagado à medida que chegará além da órbita de Júpiter, onde a a energia solar não será suficiente para que a sonda se mantenha operacional. Os operadores da missão enfrentaram problemas de comunicação com a sonda quando ela passou perto do Sol em 13 de Agosto de 2015, e o alinhamento entre a Rosetta e a Terra era cada vez mais difícil.

O cometa 67P/Churyumov-Gerasimenko estará brevemente de volta em nossa vizinhança, pois possui um período de 6,44 anos.

Outras informações acesse o blog Cometas.

Fonte: NASA & ESA

Frontier Fields na busca das galáxias primordiais

Na busca constante pelas primeiras galáxias do Universo, o telescópio espacial Spitzer da NASA concluiu as suas observações para a colaboração Frontier Fields.

© NASA/JPL-Caltech/Spitzer (Aglomerado de Pandora)

Este projeto ambicioso combinou o poder de todos os três grandes observatórios da NASA: o Spitzer, o Hubble e o Chandra, com o objetivo de ver para trás no tempo e espaço tanto quanto a tecnologia atual permite.

Mesmo com os melhores telescópios da atualidade, é difícil recolher luz suficiente das primeiras galáxias, localizadas a mais de 13 bilhões de anos-luz de distância, a fim de aprender o máximo possível sobre elas além da sua distância estimada. Mas os cientistas dispõem de uma ferramenta de proporções cósmicas para ajudar nos seus estudos. A gravidade exercida por gigantescos aglomerados de galáxias no plano frontal curva e amplia a luz de objetos de fundo mais distantes, com efeito criando lentes de zoom cósmicas. Este fenômeno tem o nome de lente gravitacional.

As observações do programa Frontier Fields usaram as mais fortes lentes gravitacionais disponíveis visando seis dos mais massivos aglomerados galácticos conhecidos. Essas lentes podem ampliar pequenas galáxias de fundo, no máximo, até um fator de cem. Com os dados do Spitzer, juntamente com os do Chandra e Hubble, os astrônomos vão aprender detalhes sem precedentes sobre as primeiras galáxias.

A pesquisa divulgou os dados do catálogo completo para dois dos seis aglomerados galácticos estudados pelo programa Frontier Fields: Abell 2744, com a alcunha de Aglomerado de Pandora, e MACS J0416, ambos localizados a aproximadamente 4 bilhões de anos-luz de distância. Os outros aglomerados galácticos selecionados para o Frontier Fields são RXC J2248, MACS J1149, MACS J0717 e Abell 370.

Os astrônomos ávidos vão pesquisar os catálogos Frontier Fields em busca dos mais tênues e pequenos objetos ampliados, muitos dos quais devem provar ser as galáxias mais distantes já vislumbradas. A detentora atual do recorde, uma galáxia chamada GN-z11, foi anunciada em março por pesquisadores do Hubble e está a uma incrível distância de 13,4 bilhões de anos-luz, apenas algumas centenas de milhões de anos-luz após o Big Bang. A descoberta desta galáxia não necessitou da ajuda de lentes gravitacionais porque é extremamente brilhante para a sua época. Com a ajuda da ampliação fornecida pelas lentes gravitacionais, o projeto Frontier Fields vai permitir o estudo de objetos típicos a estas distâncias surpreendentes, pintando um quadro mais preciso e completo das primeiras galáxias do Universo.

Os astrônomos querem compreender como é que estas galáxias primordiais surgiram, como é que a sua massa constituinte se desenvolveu em estrelas e como essas estrelas enriqueceram as galáxias com os elementos químicos fundidos nas suas fornalhas termonucleares. Para aprender mais sobre a origem e evolução das primeiras galáxias, que são muito tênues, é preciso recolher o máximo de luz possível através de uma vasta gama de frequências. Com luz suficiente dessas galáxias é possível realizar espectroscopia e examinar os elementos químicos impressos na luz, obtendo assim detalhes sobre a composição, temperatura e ambiente das estrelas.

Dado que o Universo se expandiu ao longo da sua história de 13,8 bilhões de anos, a luz de objetos extremamente distantes foi esticada, ou apresenta um desvio para o vermelho, na sua longa viagem até à Terra. A luz visível emitida pelas estrelas nas galáxias de fundo e ampliada pelas lentes gravitacionais tem, portanto, um desvio para o infravermelho. O Spitzer pode usar esta radiação infravermelha para medir os tamanhos da população de estrelas numa galáxia, o que por sua vez nos fornece pistas sobre a massa da galáxia. A combinação da luz vista pelo Spitzer e pelo Hubble permite identificar galáxias na fronteira do Universo observável.

O Hubble, entretanto, verifica os aglomerados galácticos do programa no visível e no infravermelho próximo, cuja radiação foi desviada para o ultravioleta durante a sua viagem para a Terra. O Chandra, por sua vez, observa os aglomerados de galáxias em primeiro plano em raios X altamente energéticos emitidos por buracos negros e gás quente. Juntamente com o Spitzer, os telescópios espaciais determinam as massas dos aglomerados, incluindo o seu conteúdo invisível, mas substancial, de matéria escura. A determinação exata da massa total dos aglomerados é um passo fundamental na quantificação da ampliação e distorção que produzem sobre as galáxias de fundo que nos interessam. Os resultados recentes em vários comprimentos de onda, referentes aos aglomerados MACS J0416 e MACS J0717, também aproveitaram observações rádio, obtidas com o VLA (Karl G. Jansky Very Large Array), de regiões de formação estelar de outra forma escondidas por gás e poeira.

A colaboração Frontier Fields inspirou cientistas envolvidos no esforço à medida que olham em frente para aprofundar cada vez mais o Universo com o telescópio espacial James Webb, com lançamento previsto para 2018.

Além dos seis aglomerados galácticos do Frontier Fields, o Spitzer fez observações de acompanhamento de outros campos ligeiramente menos profundos que o Hubble já vislumbrou, expandindo o número total de regiões cósmicas onde já foram obtidas observações bastante profundas. Estes campos adicionais servirão ainda como áreas ricas de pesquisa por parte do Webb e futuros instrumentos.

Um artigo deste projeto foi recentemente publicado na revista Astronomy & Astrophysics.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Descoberto casulo estelar com química estranha

Com o auxílio do Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), uma equipe de astrônomos japoneses descobriu uma massa densa e quente de moléculas complexas envolvendo uma estrela recém-nascida.

© U. Tohoku (ilustração do núcleo molecular quente descoberto na Grande Nuvem de Magalhães)

Este núcleo molecular quente único é o primeiro do seu tipo a ser detectado fora da Via Láctea e apresenta uma composição molecular muito diferente de objetos semelhantes encontrados na nossa Galáxia, uma pista que aponta para o fato da química que ocorre no Universo poder ser muito mais diversa do que o esperado.

A equipe de pesquisadores japoneses observou uma estrela massiva conhecida por ST11, que se situa na nossa galáxia vizinha anã, a Grande Nuvem de Magalhães. Foi detectada radiação emitida por uma variedade de gases moleculares, o que indica que a equipe descobriu uma região concentrada de gás molecular denso relativamente quente em torno da estrela recém-nascida ST11. O nome completo da ST11 é 2MASS J05264658-6848469. Esta jovem estrela de nome estranho está classificada como um “Objeto Estelar Jovem”. Embora pareça atualmente uma única estrela, é possível que prove ser um aglomerado estelar compacto ou um sistema estelar múltiplo. Este objeto foi o alvo de estudo das observações da equipe científica e os resultados obtidos mostraram que a ST11 se encontra rodeada por um núcleo molecular quente. Núcleos moleculares quentes têm que: ser (relativamente) pequenos, com um diâmetro menor que 0,3 ano-luz; ter uma densidade maior que um trilhão de moléculas por metro cúbico (muito mais baixa que a atmosfera terrestre, mas suficientemente alta para o meio interestelar); ter uma temperatura relativamente elevada, superior a -173º Celsius, o que os torna pelo menos 80º Celsius mais quentes do que uma nuvem molecular normal, apesar da densidade semelhante. Estes núcleos quentes formam-se cedo no ciclo de evolução de estrelas massivas e desempenham um papel crucial na formação de elementos químicos complexos no espaço.

Takashi Shimonishi, astrônomo na Universidade de Tohoku, Japão, reitera: “Esta é a primeira detecção de um núcleo molecular quente extragaláctico, o que demonstra a grande capacidade da nova geração de telescópios no estudo de fenômenos astroquímicos para além da Via Láctea.”

As observações ALMA revelaram que este núcleo tem uma composição muito diferente de objetos semelhantes encontrados na Via Láctea. As assinaturas químicas mais proeminentes deste núcleo incluem moléculas familiares, tais como dióxido de enxofre, óxido nítrico e formaldeído, assim como a sempre presente poeira.

No entanto, vários compostos orgânicos, incluindo metanol (a mais simples molécula do álcool), aparecem com uma abundância muito baixa neste núcleo molecular quente. Em contraste, núcleos semelhantes observados na Via Láctea apresentam uma grande variedade de moléculas orgânicas complexas, incluindo metanol e etanol.

As observações sugerem que as composições moleculares da matéria que forma as estrelas e os planetas são muito mais diversas do que é estabelecido atualmente.

A Grande Nuvem de Magalhães tem uma baixa abundância de elementos que não são hidrogênio ou hélio. As reações de fusão nuclear que ocorrem após uma estrela ter queimado todo seu hidrogênio em hélio dão origem a elementos mais pesados. Estes elementos são lançados para o espaço quando as estrelas massivas moribundas explodem sob a forma de supernovas. Por isso, à medida que o Universo envelheceu, a abundância de elementos pesados aumentou. Graças à sua baixa abundância de elementos pesados, a Grande Nuvem de Magalhães fornece-nos pistas sobre os processos químicos que ocorriam quando o Universo era mais jovem.

O spesquisadores sugerem que este meio galáctico muito diferente afeta os processos de formação de moléculas que ocorrem em torno da estrela recém-nascida ST11, o que pode explicar as diferenças nas composições químicas observadas.

Não é ainda claro se as moléculas grandes e complexas detectadas na Via Láctea existem também em núcleos moleculares quentes  em outras galáxias. As moléculas orgânicas complexas têm especial interesse pois algumas delas estão ligadas a moléculas pré-bióticas que se formam no espaço. Este objeto recém-descoberto numa das galáxias mais próximas de nós é um alvo excelente para estudar este tópico e levanta também outra questão: poderá a diversidade química nas galáxias afetar o desenvolvimento de vida extragalática?

Este trabalho foi descrito no artigo científico intitulado “The Detection of a Hot Molecular Core in the Large Magellanic Cloud with ALMA”, que foi publicado na revista especializada Astrophysical Journal.

Fonte: ESO

A nebulosa Estátua da Liberdade

O que está acontecendo na nebulosa Estátua da Liberdade?

© CTIO (NGC 3576)

Estrelas brilhantes e moléculas interessantes estão se formando e sendo liberadas nesta nebulosa.

A complexa nebulosa reside na região de formação estelar chamada RCW 57. Esta imagem mostra nós densos de poeira interestelar escura, estrelas brilhantes que se formaram nos últimos milhões de anos, campos de gás hidrogênio brilhante ionizado por estas estrelas, e grandes laços de gás expelido por estrelas moribundas.

Um estudo detalhado da NGC 3576, também conhecida como NGC 3582 e NGC 3584, descobriu pelo menos 33 estrelas massivas nos estágios finais de formação e da clara presença das moléculas de carbono complexos conhecidos como hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (PAH). Os PAHs são criados no gás gélidos de regiões de formação de estrelas, e seu desenvolvimento na nebulosa formação do Sol há cinco bilhões de anos atrás pode ter sido um passo importante para o desenvolvimento da vida na Terra.

A imagem em destaque foi tomada no Observatório Interamericano de Cerro Tololo (CTIO), no Chile, uma divisão do National Optical Astronomy Observatory (NOAO).

Fonte: NASA

O lado escuro oculto da galáxia NGC 24

Esse disco brilhante de uma galáxia espiral localiza-se a aproximadamente 25 milhões de anos-luz de distância da Terra na constelação do Sculptor.

© Hubble (NGC 24)

Denominada de NGC 24, a galáxia foi descoberta pelo astrônomo britânico William Herschel, em 1785, e mede cerca de 40.000 anos-luz de diâmetro.

Essa imagem foi feita pela Advanced Camera for Surveys do Hubble. Ela mostra a NGC 24 em detalhes, destacando as explosões azuis (estrelas jovens), as linhas escuras (poeira cósmica) e as bolhas vermelhas (gás hidrogênio) do material salpicado através dos braços espirais da galáxia. Numerosas galáxias mais distantes também podem ser vistas flutuando ao redor do perímetro da galáxia NGC 24.

Contudo, pode ter muito mais coisa nessa imagem do que pode ser vista à primeira vista. Os astrônomos suspeitam que as galáxias espirais como a NGC 24 e a Via Láctea sejam circundadas, e contaminadas por halos extensos de matéria escura. A matéria escura é uma substância misteriosa que não pode ser vista, ao invés disso, ela se revela através das interações gravitacionais com o material ao redor. Sua existência foi originalmente proposta para explicar por que as partes externas das galáxias, incluindo a nossa própria, giram de forma inesperadamente rápida, mas acredita-se que a matéria escura também tenha uma função essencial na formação e na evolução da galáxia. A maior parte da massa da NGC 24, cerca de 80%, acredita-se esteja acumulada nesse halo escuro.

Fonte: ESA