Casulo cósmico ao redor de uma supernova

Usando observações feitas com o observatório de raios X Chandra da NASA, os pesquisadores obtiveram a primeira evidência em raios X da onda de choque de uma supernova passando através de um casulo de gás ao redor de uma estrela que explodiu.

© Chandra/Hubble (galáxia UGC 5189A)

Essa descoberta pode ajudar os astrônomos a entenderem por que algumas supernovas são tão mais poderosas do que outras.

No dia 3 de Novembro de 2010, uma supernova foi descoberta na galáxia UGC 5189A, localizada a aproximadamente 160 milhões de anos-luz de distância. Usando dados do telescópio All Sky Automated Survey no Havaí, os astrônomos determinaram que a supernova explodiu no começo do mês de Outubro de 2010.

A imagem acima é uma composição de imagens da UGC 5189A que mostra os raios X do Chandra em roxo e os dados ópticos obtidos pelo telescópio espacial Hubble em vermelho, verde e azul.  A chamada SN 2010jl é a fonte bem brilhante de raios X perto do topo da galáxia.

Uma equipe de pesquisadores usou o Chandra para observar essa supernova no mês de Dezembro de 2010 e novamente em Outubro de 2011. A supernova foi uma das mais luminosas que já foram detectadas em raios X.

Na primeira observação do Chandra da SN 2010jl, os raios X  da onda gerada na explosão eram fortemente absorvidos por um casulo de gás denso situado ao redor da supernova. Esse casulo era formado por gás que foi soprado para longe pela estrela massiva antes dela explodir.

Na segunda observação feita quase que um ano depois, existia muito menos absorção da emissão de raios X, indicando que a onda da explosão teria passado pelo casulo ao redor. Os dados do Chandra mostraram que o gás emitindo os raios X tinha uma temperatura bem alta, maior que 100 milhões de graus Kelvin, forte evidência de que havia sido aquecido pela onda de choque da supernova.

Num raro exemplo de uma coincidência cósmica, a análise dos raios X de uma supernova mostrou que existia uma segunda fonte não correlacionada quase que na mesma localização da supernova. Essas duas fontes, se sobrepõem de maneira  marcante como é observado hoje. Essa segunda fonte provavelmente é uma fonte de raios X ultraluminosa, possivelmente contendo um buraco negro de massa estelar ou um buraco negro de massa intermediária.

Fonte: NASA

Uma bela imagem da Nebulosa Pata de Gato

O Observatório Europeu do Sul (ESO) divulgou nova imagem da Nebulosa Pata de Gato, ou NGC 6334.

© ESO (Nebulosa Pata de Gato)

A imagem foi obtida da combinação de observações do telescópio de 2,2 metros MPG/ESO com 60 horas de exposição em um telescópio amador, capturadas pelos astrônomos Robert Gendler e Ryan M. Hannahoe.

A forma distintiva da Nebulosa é revelada entre nuvens avermelhadas de gás brilhante no contraste com um céu escuro coberto de estrelas. A resolução existente das observações do telescópio MPG/ESO foi combinada com as informações de cor das observações dos astrônomos, tendo como resultado uma bela combinação de telescópios amadores e profissionais.

Localizada na direção do centro da Via Láctea, a 5.500 anos-luz da Terra, na constelação do Escorpião, a Nebulosa Pata de Gato estende-se ao longo de 50 anos-luz e é uma enorme maternidade estelar, local de nascimento de centenas de estrelas de grande massa.

Fonte: ESO

Buraco negro descontrolado na Via Láctea

A imagem abaixo mostra uma vista oblíqua da nossa galáxia, a Via Láctea.

© ESA (buraco negro arremessado através do plano da Via Láctea)

O sistema que contém o buraco negro GRO J1655-40 está cruzando o espaço a uma taxa de 400.000 quilômetros por hora (111,11 km/s) - 4 vezes mais rápido que a velocidade média das estrelas na vizinhança galáctica. A estrela amarela é o nosso Sol. O buraco negro foi formado no disco a uma distância superior a 3 kpc (kiloparsec = 9,25 x10¹⁶ km) do centro galáctico e deve ter sido ejetado para uma órbita excêntrica pela explosão de supernova da estrela progenitora. O momento linear e a energia cinética descontrolados deste buraco negro binário são comparáveis ​​aos de estrelas de nêutrons solitárias e pulsares de milisegundos. O GRO J1655-40 é o primeiro buraco negro que há evidências de um movimento de fuga transmitida por um impulso em uma explosão de supernova.

Para efeito de comparação, o Sol e outras estrelas próximas têm velocidades típicas da ordem de 20 km/s em relação à velocidade média de estrelas se movendo com a rotação do disco galáctico, que apoia a ideia de que o buraco negro se frmou a partir do colapso do núcleo de uma estrela massiva. Como o núcleo entrou em colapso, as suas camadas exteriores explodiu como uma supernova deixando o sistema remanescente movendo-se através da galáxia com uma velocidade anormalmente elevada.

Fonte: ESA

Estranha união de estrelas vermelhas binárias

Uma equipe de astrônomos usou o telescópio infravermelho United Kingdom Infrared Telescope (UKIRT) no Havaí para descobrir quatro pares de estrelas que orbitam um ao outro em menos de 4 horas.

© J. Pinfield (estrelas vermelhas binárias)

Até agora pensava-se que este ínfimo período reduzido em estrelas binárias não poderia existir. As novas descobertas vêm da Wide Field Camera (WFCAM) Transit Survey do telescópio, e aparece no periódico Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Cerca de metade das estrelas na Via Láctea são, ao contrário do nosso Sol, parte de um sistema binário em que duas estrelas orbitam uma à outra. Muito provavelmente, as estrelas nestes sistemas se formaram juntas e orbitam em torno de si a partir de seus nascimentos. Sempre se pensou que se as estrelas binárias forem formadas muito próximas umas das outras, elas rapidamente se fundem em uma estrela única e maior. Isto estava em consonância com muitas observações colhidas ao longo das últimas três décadas que mostram a população abundante de binários estelares, mas nenhuma com períodos orbitais menores do que 5 horas.
Pela primeira vez, a equipe investigou binários de anãs vermelhas, estrelas até dez vezes menores e mil vezes menos luminosas que o Sol. Embora constituam o tipo mais comum de estrelas na Via Láctea, as anãs vermelhas apresentam obscuridade na luz visível.

Nos últimos cinco anos, o UKIRT tem acompanhado o brilho de centenas de milhares de estrelas, incluindo milhares de anãs vermelhas, em luz infravermelha, utilizando a câmera de campo amplo.

"Para nossa surpresa, encontramos várias anãs vermelhas binárias, com períodos orbitais significativamente menor que o de 5 horas para estrelas semelhantes ao Sol, algo que se pensava ser impossível", disse Bas Nefs do Observatório Leiden, na Holanda.

Como as estrelas diminuem de tamanho no início de sua vida, o fato de que esses binários muito apertados existam significa que suas órbitas também deve ter encolhido desde o seu nascimento, caso contrário, as estrelas teriam estado em contato logo no início e se fundiriam. No entanto, não está claro como essas órbitas poderiam ter diminuído acentuadamente. Uma possível resposta para esse enigma é que estrelas frias em sistemas binários são muito mais ativas e violentas do que se pensava anteriormente.

É possível que as linhas do campo magnético que saem das estrelas companheiras frias ficam distorcidas, gerando a atividade extra através do vento estelar, protuberâncias e manchas estelares. A atividade magnética poderosa poderia freiar estas estrelas que giram, fazendo com que elas se aproximem.

A natureza ativa dessas estrelas e seus aparentemente poderosos campos magnéticos tem profundas implicações para os ambientes em torno de anãs vermelhas em toda a nossa galáxia.

Fonte: Royal Astronomical Society

A cauda de maré de uma galáxia

A grande galáxia espiral NGC 3628 (na parte central esquerda), localizada a 30 milhões de anos-luz de distância, compartilha sua vizinhança no Universo local com duas outras galáxias espirais, num impressionante grupo conhecido como Tripleto de Leão.

© Thomas Davis (Tripleto de Leão)

Além da NGC 3628, fazem parte também da trinca de galáxias a M65 perto da borda central direita da imagem com a M66 um pouco acima e a esquerda. Mas talvez, o mais intrigante nessa região seja a espetacular cauda que se estica para cima e para a esquerda por aproximadamente 300.000 anos-luz desde o disco da NGC 3628. Conhecida como cauda de maré, a estrutura tem sido gerada pelas marés gravitacionais ocorridas durante um breve e violento encontro dessa galáxia com suas vizinhas. Quase nunca registrada com muito detalhe, a cauda é composta por jovens aglomerados estelares azulados e por regiões de formação de estrelas.

Fonte: NASA

Vários microblazares são observados

Astrônomos encontraram evidências de centenas de buracos negros em uma galáxia a milhões de anos-luz de distância.

© NRAO (galáxia ARP 220)

A descoberta, feita com uma rede mundial de radiotelescópios, dá aos cientistas uma nova maneira de descobrir como os buracos negros são criados. Esses objetos, conhecidos pelos astrônomos como microblazares, foram teoricamente previstos mais de uma década atrás.

Os astrônomos acreditam que os microblazares são versões reduzidas dos faróis cósmicos conhecidos como blazares. Em um blazar, um buraco negro supermassivo abastecendo-se do gás denso no centro de uma galáxia cria jatos potentes que podem ser observados da Terra, se forem dirigidos para nós.
Uma equipe liderada por astrônomos na Chalmers University of Technology e Onsala Space Observatory tem acompanhado os sinais de rádio a partir do núcleo da galáxia ARP 220, que está 250 milhões de anos-luz da Terra. Além de um número de supernovas, eles também descobriram algumas fontes que estavam à primeira vista difícil de entender.

Os cientistas acompanharam as três fontes de rádio peculiares por vários anos. Agora eles pensam que sabem o que está por trás dos sinais de rádio: jatos criados por buracos negros. Isto pode ser a emissão de rádio a partir de sistemas estelares binários em que uma estrela já explodiu e deixou para trás um buraco negro. O buraco negro absorve o gás de sua companheira, produzindo poderosos jatos que emitem ondas de rádio.

Os jatos de buracos negros são visíveis a esta distância, se forem apontando diretamente em nossa direção. Provavelmente existem muitos outros sistemas como este nesta galáxia, mas seus jatos apontam em outras direções.

A galáxia ARP 220 já é famoso por criar novas estrelas a um ritmo furioso. Uma pesquisa anterior pela mesma equipe também demonstrou que existem muitas explosões de supernovas na galáxia, até 250 vezes mais do que na Via Láctea. Os astrônomos acreditam que os buracos negros são criados quando estrelas com massas mais do que cerca de 20 vezes a do o Sol explodem.

Esta descoberta na ARP 220 colocará em breve essa idéia à prova. Apenas uma dúzia de buracos negros deste tipo são conhecidos na Via Láctea, e apenas alguns são conhecidos em outras galáxias.

A descoberta foi feita com uma rede de radiotelescópios ao redor do mundo, ligados entre si para criar imagens muito nítidas, usando a técnica de VLBI (Very Long Baseline Interferometry). Os radiotelescópios podem acompanhar os acontecimentos nos centros densos de galáxias que estão por trás de grossas camadas de poeira, invisíveis a outros telescópios. A fim de descobrir quais são as fontes de rádio na ARP 220 a equipe fez medições em comprimentos de onda de rádio diferentes durante um período de 17 anos.

"Este resultado só surgiu depois de muitos anos de observações cuidadosas e melhorias nas técnicas de VLBI", diz Philip Diamond, membro da equipe e chefe do CSIRO Astronomy and Space Science, na Austrália.

Fonte: Astronomy & Astrophysics

Uma família de nebulosas na Via Láctea

O telescópio WISE da NASA flagrou um ângulo diferente de uma família de nebulosas localizada na constelação de Órion, a mais visível do Hemisfério Norte nas noites de inverno.

© WISE (nebulosa da Chama)

Na imagem, a enorme nuvem espacial ganha uma versão atualizada a partir de dados infravermelhos coletados pelo WISE. Os objetos mais frios, como a poeira das nebulosas, aparecem nas cores verde e vermelha.

Os astrônomos estavam interessados em estudar as áreas mais brilhantes dessa região sem tanto brilho. Vista pela nova perspectiva, o campo espacial contém uma vasta nuvem de gás e poeira onde as estrelas nascem. No centro, podem ser vistas três nebulosas: da Chama, Cabeça de Cavalo e NGC 2023.

A Nebulosa da Chama é a mais brilhante da imagem, pois recebe em seu interior a iluminação de uma estrela que tem 20 vezes a massa do Sol e que só não é tão brilhante por causa da poeira ao redor, que a faz parecer 4 bilhões de vezes menor do que realmente é.

A NGC 2023 é o círculo brilhante menor, logo abaixo da Nebulosa da Chama. A terceira delas, Cabeça de Cavalo, fica fora da borda da nuvem, à direita da NGC 2023. Ela não aparece direito por causa da poeira e dos raios infravermelhos usados pelo WISE, mas em luz visível vira uma nuvem escura sobre gases brilhantes.

Duas estrelas do cinturão de Órion também podem ser vistas na foto: Alnitak ou Zeta Orionis, um astro triplo que fica a 736 anos-luz da Terra – aparece bem brilhante, de cor azul, à direita – e Alnilam ou Epsilon Orionis, uma supergigante azul que fica a 1.980 anos-luz daqui. Apesar de ela ter um raio duas vezes maior e uma luminosidade 275 mil vezes maior que o Sol, aparece com um brilho de pouca intensidade no canto à direita.

Outro objeto que chama a atenção na imagem é o arco vermelho. Ele rodeia a estrela Sigma Orionis, uma anã-azul logo abaixo de Aniltak, situada na "espada" que sai da cintura do caçador Órion, a 1.070 anos-luz de distância da Terra.

Esse arco se move a uma velocidade de 2.400 quilômetros por segundo. Os ventos criados pelo movimento colidem contra o gás e a poeira e produzem uma onda de choque, cuja energia aquece a região e a faz brilhar em luz infravermelha.

Fonte: NASA

Estrela semelhante ao Sol perde brilho

Uma estrela semelhante ao Sol sofreu um dramático escurecimento em um curto espaço de tempo, aponta estudo realizado pela Universidade da Califórnia, dos Estados Unidos.

© Lynette Cook (estrea emitindo radiação infravermelha)

Um disco de poeira em torno da estrela TYC 8241 2652, localizada a 456 anos-luz da Terra, foi visto pela primeira vez pelo IRAS (Infrared Astronomical Satellite) da NASA em 1983, e continuou com seu brilho intensamente por 25 anos.

O primeiro indício forte do desaparecimento do disco surgiu de imagens tiradas em janeiro de 2010 pelo WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer) da NASA, que realiza um amplo levantamento de campo infravermelho. Uma imagem infravermelha obtida pelo telescópio Gemini, no Chile, em 1 de Maio de 2012, confirmou que a poeira já havia sido dispersada.

A pesquisa relata que a estrela TYC 8241 26521 perdeu em 30 vezes seu fluxo de radiação infravermelha em apenas dois anos e houve ainda um rápido desaparecimento dos restos de poeira em uma região equivalente ao nosso Sistema Solar.

© Lynette Cook (sistema após o desaparecimento da poeira)

Com os resultados, os cientistas sugerem que o sistema passou por um acontecimento dramático, mas afirmam que não existe atualmente nenhuma explicação ou modelo que detalhe tais observações.

Uma possibilidade é que o gás produzido no impacto que lançou o pó ajudou a arrastar rapidamente as partículas de poeira para dentro da estrela gerando sua condenação. Em outra possibilidade, colisões de grandes rochas que sobraram de um impacto inicial maior proporcionaram uma nova infusão de partículas de poeira no disco, fazendo com que os grãos de poeira rompessem em pedaços cada vez menores.

Fonte: Nature

O comportamento de estrelas recém-nascidas

O trabalho conjunto de telescópios revelou características do corportamento considerado agressivo de estrelas recém-nascidas.

© ESA (núcleo e disco de poeira e gás da estrela V1647 Ori)

Estas estrelas giram em alta velocidade e expelem plasma em alta temperatura, o que pode ajudar na compreensão de um dos mais fundamentais assuntos da astronomia, o nascimento de estrelas como o Sol.

As imagens foram registradas pelos telescópios Chandra da NASA, do XMM-Newton da ESA e Suzaku do Japão. Todos operam com tecnologia de identificação de raios X, o que permite monitorar variações nas intensidades desse tipo de emissões, mesmo que estejam enconbertas por nuvens de gás ou poeira cósmica, como ocorre no caso de estrelas jovens.

Estrelas recém-nascidas se formam com resíduos de poeira e gases, que se agrupam em torno do centro gravitacional formando um disco residual, criando assim uma protoestrela. Os componentes desse disco viajam em direção ao núcleo, no processo de expansão comum, mas uma pequena fração desses resíduos acaba sendo expelido em forma de jatos nas extremidades dos astros. Esses jatos são bastante variáveis e apontam a atividade energética nas regiões internas de cada estrela.

As equipes monitoraram a jovem estrela V1647 Ori, que está na nebulosa de McNeil, situada a cerca de 1,3 mil anos-luz da Terra. A observação dos telescópios teve duas etapas, uma que durou de 2003 a 2006 e outra que começou em 2008 e dura até agora. Nesses períodos, a estrela apresentou aumento de massa, temperatura e do nível de emissões de raios X.

"Acreditamos que a atividade magnétida na superfície estelar e em volta dela cria um plasma muito quente", diz o autor do estudo Kenji Hamaguchi. Esse comportamento se sustenta com a constante torção, quebra e reconexão dos campos magnéticos, que conectam o núcleo com o disco", explica.

Os astrônomos também identificaram uma variação singular de emissões, que se repetia regularmente, mas pelo período de apenas um dia. Para uma estrela do tamanho da V1647 Ori, isso significa que ela está girando o mais rápido que pode sem se despedaçar.

"Acreditamos que o plasma se localiza na superfície da estrela. O aumento e a diminuição do fluxo que identificamos é provavelmente o ponto brilhante que aparece e desaparece nas imagens que capturamos", completa o astrônomo japonês.

Ainda assim, as emissões analisadas desde 2004 sugerem que, apesar do comportamento caótico, a configuração de larga escala da estrela se mantém estável em relação à escala temporal. "As observações da V1647 Ori por esses três telescópios dão novas informações sobre o que pode estar acontecendo dentro dos discos nebulosos dessas estrelas em formação", disse Norbert Schartel, da ESA.

Fonte: ESA e Astrophysical Journal

Matéria escura interliga aglomerados de galáxias

Uma descoberta expressiva no campo da cosmologia, foi realizada por Jörg Dietrich e seus colegas da Universidade de Munique, na Alemanha.

© U. Michigan (galáxias constituídas de matéria escura)

Foram detectados componentes de matéria escura entre dois super-aglomerados de galáxias a 2,7 bilhões de anos-luz de distância da Terra. É a primeira vez que se detecta claramente a estrutura de matéria escura que permeia a teia cósmica de matéria no Universo.

E, o que é mais interessante, essa estrutura aparece justaposta com a distribuição de matéria comum, permitindo uma comparação sem precedentes entre as duas fontes de gravidade.

A matéria comum forma uma teia no espaço, com galáxias e aglomerados de galáxias interligados por filamentos de gases quentes muito tênues, mas formados por átomos de matéria comum.

O Universo é um imenso espaço vazio apesar de aglomerados de galáxias serem estruturas descomunais. Como esses filamentos se espalham por distâncias imensas, os cálculos indicam que eles contêm mais da metade de toda a matéria do Universo.

Assim, um espaço aparentemente vazio ganha uma estrutura graças à presença desses filamentos.

A gravidade produzida por eles, contudo, indica que esses filamentos não podem ser feitos apenas de matéria bariônica, ou seja a matéria comum, que compõe 4% da massa do Universo.

Até hoje não havia sido identificado o componente de matéria escura de um filamento.

Dietrich e seus colegas encontraram-no no filamento que une os aglomerados Abell 222 e Abell 223, que são dois aglomerados de galáxias pertencentes ao catálogo criado pelo astrônomo George Abell em 1958, que contém 2.712 enxames de galáxias.

A forte gravidade do filamento que une os dois aglomerados funciona como uma lente para a luz que vem de galáxias mais distantes em direção à Terra.

Os pesquisadores usaram essa luz para calcular a massa e o formato do filamento.

Os raios X emitidos pelo gás quente de matéria comum mostram que essa matéria está distribuída ao longo de todo o filamento, mas compondo apenas cerca de 9% de sua massa.

Simulações em computador mostraram que outros 10% de massa podem ser atribuídos às estrelas e galáxias visíveis. O resto só pode ser parte de uma rede de matéria escura que conecta aglomerados de galáxias através do Universo.

Astrônomos já haviam usado uma técnica semelhante para traçar um mapa da distribuição da matéria escura no interior de um outro aglomerado de galáxias, o Abell 1689. Mas, esta é a primeira vez que se detecta a matéria escura nas interligações de matéria comum.

©  Nature (filamentos que unem os aglomerados de galáxia)

A possibilidade de fazer um mapa mostrando matéria comum e matéria escura juntas pode mostrar a relação entre as duas e ajudar a determinar como a matéria escura é formada. Esta observação pode ajudar os astrofísicos a entender a estrutura do Universo e, usando a mesma técnica, tentar descobrir o que compõe essa substância invisível conhecida como matéria escura.

Fonte: Nature

Gigante vermelha infla uma bolha de gás

Uma estrela brilhante é circundada por uma tênue concha de gás nessa incomum imagem feita pelo telescópio espacial Hubble.

© Hubble (gigante vermelha U Camelopardalis)

A estrela U Camelopardalis, ou simplesmente U Cam, é uma estrela que está perto do fim da sua vida. À medida que seu combustível começa a acabar, ela se torna instável. A cada poucos milhares de anos, ela expele uma concha esférica de gás enquanto que uma camada de hélio ao redor de seu núcleo começa a fundir. O gás ejetado na última erupção da estrela é claramente visível nessa imagem como uma apagada bolha de gás ao redor da estrela.

A U Cam é um exemplo de uma estrela de carbono. Esse é um tipo bem raro de estrela que tem como característica ter uma atmosfera  que contém mais carbono do que oxigênio. Devido à sua baixa gravidade superficial, normalmente metade da massa total de uma estrela de carbono pode ser perdida por meio de poderosos ventos estelares.

Localizada na constelação de Camelopardalis, A Girafa, perto do Polo Celeste Norte, a U Cam por si só é na verdade muito menor do que aparece nessa imagem do Hubble. De fato, a estrela cabe perfeitamente dentro de um único pixel no centro da imagem. Seu brilho, contudo, é suficiente para oprimir a capacidade da Advanced Camera for Surveys do Hubble a fazer a estrela parecer bem maior do que ela realmente é.

A concha de gás, que é tanto muito maior e muito mais apagada do que a sua estrela progenitora, é visível com detalhes impressionantes nessa bela imagem do Hubble. Embora esse fenômeno que ocorre no final da vida de uma estrela seja irregular e instável, a concha de gás expelida pela U Cam é quase uma esfera perfeita.

Fonte: ESA

O mistério da ausência de oxigênio molecular

A procura por oxigênio molecular interestelar (O₂), têm uma longa história, e a motivação para essas pesquisas evoluiu.

© Robert Gendler (nebulosa de Órion)

Antes do final de 1990, os esforços para detectar O₂ foram impulsionados por um desejo de confirmar o seu papel previsto como um importante reservatório de oxigênio elementar dentro de densas nuvens moleculares e como o refrigerante de gás mais importante de nuvens típicas após o monóxido de carbono (CO). Mas o O₂ nunca foi encontrado. A satélite SWAS (Submillimeter Wave Astronomy Satellite), em 1998, e o satélite Odin, em 2001, ambos não conseguiram detectar O₂ num grande número de fontes níveis com uma pequena percentagem das abundâncias previstas por modelos químicos em equilíbrio na fase gasosa.

A conclusão forçou uma mudança na ênfase das buscas. Hoje, o interesse no O₂ já não reside no fato de ser um importante reservatório de oxigênio elementar ou em seu poder de arrefecimento. Em vez disso, as pesquisas tornaram-se um meio importante para testar a nossa compreensão atual da química interestelar e os diversos processos de formação, destruição, e esgotamento de O₂ e do equilíbrio entre eles.
Os astrônomos Gary Melnick e Sinos Volker do CfA (Harvard Center for Astrophysics0 lideraram uma equipe de dezenove astrônomos usando o observatório espacial Herschel, no estudo da presença de oxigênio molecular na nebulosa de Órion, um local bem conhecido por sua rica química. Os instrumentos do Herschel possuem tanto  sensibilidade elevada como a cobertura de comprimento de onda amplo necessário para pesquisar a molécula em várias das suas linhas de emissão.

Os cientistas relatam que ainda não encontraram a molécula de O₂.

As conclusões preliminares aborda quatro questões: a forma de como o oxigênio se agarra ao gelo no meio interestelar (talvez mais forte do que se suspeitava anteriormente), a quantidade de material total na região de Órion (menos do que havia sido pensado), a maneira como o O₂ se junta (aglomerados mais pequenos), bem como a localização destas moléculas nas nuvens (enterrado mais profundo do que as estimativas anteriores).

A imagem no topo  mostra o gás brilhante da nebulosa circundante às estrelas quentes e jovens à beira de uma nuvem molecular interestelar imensa com cerca de 1.500 anos-luz de distância. Simultaneamente, são visíveis as estrelas brilhantes do Trapézio no coração de Órion, as faixas amplas de poeira escura que atravessam o centro, o gás hidrogênio vermelho brilhante, e o pó azul colorido que reflete a luz de estrelas recém-nascidas. A complexa nebulosa de Órion inclui a nebulosa Horsehead, que lentamente se dispersará durante os próximos 100.000 anos.

Fonte: The Astrophysical Journal

Espetacular grupo compacto de galáxias

Escaneando os céus, o canadense astrônomo Paul Hickson e colegas identificaram cerca de 100 grupos compactos de galáxias, agora apropriadamente chamados de Hickson Compact Groups (HCGs).

© Chandra (HCG 62)

Com apenas alguns poucos membros de galáxias por grupo, os HCGs são muito menores do que os imensos aglomerados de galáxias que se escondem no cosmos, mas como os grandes aglomerados de galáxias, alguns HCGs parecem serem preenchidos com gás quente emissor de raios X.

Na verdade, os grupos de galáxias como os HCGs podem ser os blocos de construção dos grandes aglomerados. Esta imagem em cor falsa obtida através do Chandra revela emissões de raios X do gás em um desses grupos, o HCG 62, acima, em detalhe surpreendente.
Na imagem, as cores preto e verde representam intensidades baixas, enquanto tons de vermelho e roxo indicam altas intensidades de raios X. Características marcantes da imagem em raios X são as bolhas de baixa luminosidade no canto superior esquerdo e inferior direito no flanco simetricamente à intensa região central de raios X. O HCG 62 está na constelação de Virgem, perto do centro do grupo que reside a galáxia elíptica NGC 4761.

Em comprimentos de onda ópticos, alguns HCGs perfazem uma visualização gratificante, mesmo com modestos telescópios.

© Hubble (HCG 87)

O HCG 87 mostrado acima, é interessante em parte porque ele lentamente está se autodestruindo, porque as galáxias são gravitacionalmente esticadas durante suas órbitas de 100 milhões de anos em torno de um centro comum. O puxão durante a colisão provoca lampejos de formação de estrelas.

O HCG 87 é composto de uma galáxia espiral visível na parte inferior esquerda, uma galáxia elíptica visível na parte inferior direita, e uma galáxia espiral visível perto do topo. Várias estrelas de nossa galáxia também são visíveis em primeiro plano. Estudos como do HCG 87 permitem uma visão sobre como todas as galáxias se formam e evoluem.

Fonte: Daily Galaxy

Previsão de explosão de supernovas maciças

Por que é que algumas estrelas velhas de grande massa longe da Via Láctea não explodem em um fenômeno supernova?

© Chandra (remanescente de supernova DEM L316)

Por intermédio do recém-lançado NuSTAR (Nuclear Spectroscopic Telescope Array) será possível efetuar uma varredura do entulho de supernovas após a explosão captando raios X de alta energia.
A distribuição do material em um remanescente de supernova informa muito a respeito da explosão original. Um elemento de interesse particular é de titânio-44. A criação deste isótopo de titânio através da fusão nuclear requer uma certa combinação de energia, pressão, e matérias-primas. Dentro da estrela em colapso, onde a combinação ocorre a uma profundidade que é muito especial. Tudo abaixo sucumbe à gravidade e colapsa para formar um buraco negro. Tudo acima será soprado para fora na explosão. O Titanium-44 é criado nesta ejeção. O NuSTAR irá mapear a distribuição de titânio-44 em remanescentes de supernovas, em busca de evidências de assimetrias.

Assim, o padrão de como o titânio-44 está espalhado ao longo de um remanescente de supernova pode revelar muito sobre o que aconteceu naquele limiar crucial durante a explosão. E com essa informação, os cientistas podem ser capazes de descobrir o que há de errado em simulações por computador.

Alguns pesquisadores acreditam que os modelos computacionais são muito simétricos. Até recentemente, mesmo com poderosos supercomputadores, apenas foi possível simular um pedaço unidimensional de uma estrela, assumindo que o resto da estrela se comporta de forma semelhante, fazendo com que a implosão simulada é a mesma em todas as direções radiais.

Em um colapso assimétrico, as forças externas podem romper em alguns lugares, mesmo que a queda da gravidade é avassaladora em outros. Na verdade, simulações bidimensionais recentes sugerem que as assimetrias poderiam ajudar a resolver o mistério da supernova não explodir. Se o NuSTAR encontrar titânio-44 espalhado de maneira desigual, isso seria uma evidência de que as explosões foram também assimétricas.

Para detectar titânio-44, o NuSTAR precisa de ser capaz de concentrar a energia muito elevada dos raios X. O Titanium-44 é radioativo, e quando ele decai libera fótons com uma energia de 68 keV (mil elétron-volts). Existente telescópios de raios X espaciais, tais como o Chandra da NASA que pode focar os raios X somente até cerca de 15 keV.

A equipe do NuSTAR passou anos aperfeiçoando técnicas de fabricação delicadas necessárias para fazer a óptica de alta precisão de raios X para operarem com energias tão elevadas em torno de 79 keV.

© NASA (simulação do núcleo colapsando de uma supernova)

A imagem acima é um modelo de supercomputador do núcleo colapsando de uma supernova. Observações NUSTAR de remanescentes de supernovas reais fornecerá dados vitais para esses modelos.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

Pulsar perfaz novo recorde de velocidade

Um pulsar pode ter sido visto percorrendo pelo espaço com velocidade que estabelece um novo recorde de velocidade para estes objetos cósmicos.

©  NASA/ESA (composição no óptico, infravermelho e raios X)

O IGR J11014 está se movendo a uma velocidade entre 8,7 milhões e 10,5 milhões de quilômetros por hora. A única estrela de nêutrons que pode rivalizar com esta velocidade é o candidato encontrado no remanescente de supernova conhecido como G350.1-0.3. A velocidade desta estrela no presente sistema é estimada entre 4,8 e 9,6 milhões de quilômetros por hora.
Se as observações são o que parecem ser, os astrônomos terão de recalcular as incríveis forças criadas por explosões de supernovas.
Visto em observações feitas com 3 telescópios diferentes: o observatório de raios X Chandra da NASA, o XMM-Newton da ESA, e o radiotelescópio Parkes, na Austrália, o objeto emissor de raios X denominado IGR J11014-6103 parece estar fugindo dos restos de uma supernova na constelação de Carina, a 30.000 anos-luz da Terra. A fonte de raios X foi descoberto pelo INTEGRAL (International Gamma-Ray Astrophysics Laboratory). A evidência para esta velocidade potencialmente recordista vem, em parte, das características destacadas nesta imagem composta. As observações do Chandra (verde) e do XMM-Newton (roxo) foram combinados com os dados infravermelhos do projeto 2MASS e dados ópticos do Digitized Sky Survey (vermelho, verde e azul, mas que aparece na imagem como branco).
O objeto em forma de cometa, possui uma “cauda” de cerca de 3 anos-luz, é provavelmente um pulsar, apresentando rápida rotação, sendo restos superdensos de um remanescente de supernova conhecido como SNR MSH 11-61A, cuja idade é estimada em aproximadamente 15.000 anos. Ondas de choque da supernova têm aquecido o gás circundante a vários milhões de Kelvin, fazendo com que o remanescente brilhe intensamente na frequência dos raios X.
Os fatos indicam que ele está fraco em comprimentos de onda ópticos e infravermelhos e não mudou o brilho em observações em raios X entre 2003 através do XMM-Newton e 2011 através do Chandra, sustentando que objeto seje um pulsar.

O formato do IGR J11014-6103 pode ser o resultado de sua grande velocidade através do espaço, onde o vento no pulsar retorna pela onda de choque de alta energia criada na vanguarda de sua passagem. Um caso semelhante foi observado em outro objeto conhecido como PSR B1957+20.

Estes resultados foram publicados na edição de maio de 2012 no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics