Primeiro eclipse total da Lua no ano

Na madrugada da próxima terça-feira, dia 15, ocorrerá um eclipse lunar total.

© Fred Espenak (Eclipse Lunar)

Este será o primeiro fenômeno de uma tétrade de luas cheias que vão acontecer a cada seis meses. O próximo eclipse ocorrerá em 8 de outubro deste ano, seguido por um em 4 de abril de 2015 e outro em 28 de setembro de 2015. O alinhamento perfeito entre a Terra, a Lua e o Sol não acontece desde 10 de dezembro de 2011. A última sequência de quatro eclipses lunares totais ocorreu entre 2003 e 2004 e a próxima ocorrência será entre 2032 e 2033.

O fenômeno ocorre quando a Lua passa através da sombra provocada pela Terra. Nessa configuração, a Terra fica entre o Sol e a Lua. Quando a Lua penetra totalmente no cone de sombra projetado pela Terra é o eclipse lunar total. A luz proveniente do Sol é desviada sobre a Lua eclipsada e ao atingir a atmosfera da Terra absorve a tonalidade azul do espectro de cores, resultando na cor avermelhada da Lua durante a fase de totalidade do eclipse.

A Lua estará entre a estrela Espiga e Marte (que hoje está mais próximo da Terra) durante o eclipse que terá início às 1h53 (horário de Brasília), nessa fase (penumbra) apenas parte da luz solar estará sendo bloqueada pela Terra. A Lua entrará no cone de sombra total da Terra (umbra), aproximadamente às 2h58 (início do eclipse parcial). A Lua estará completamente encoberta as 4h06, sendo ápice do eclipse total às 4h45, e o nosso satélite natural começará a sair da umbra às 5h24, saindo totalmente da umbra às 6h33 (fim do eclipse parcial). O fenômeno finalizará às 7h37. A duração do eclipse total, ou seja, a Lua imersa no cone de sombra da Terra, será de aproximadamente 78 minutos.

Fonte: NASA e Cosmo Novas

Saturno em azul e dourado

Por que Saturno é parcialmente azul?

© Cassini (Saturno)

A imagem acima de Saturno, que mostra o planeta com as cores aproximadas àquelas que um ser humano as veriam se estivesse flutuando próximo do gigante, foi feita em 2006 pela sonda Cassini. Nessa imagem os anéis de Saturno aparecem como uma fina linha vertical. Os anéis mostram suas complexas estrutuas na sombra que é projetada na parte esquerda da imagem. A lua chafariz de Saturno, Encélado, aparecem na imagem como saliência nos anéis. O hemisfério norte de Sarurno aparece parcialmente azul pela mesma razão que o céu da Terra também aparece azul, ou seja, moléculas nas porções sem nuvens da atmosfera de ambos os planetas espalham melhor a luz azul do que a luz vermelha. Quando se olha nas profundezas das nuvens de Saturno a tonalidade dourada natural do planeta torna-se dominante. Não se sabe ao certo por que o hemisfério sul de Saturno não apresenta essa mesma tonalidade azulada; uma hipótese é que as nuvens nessa parte do planeta sejam mais altas. Também não se sabe por que as huvens de Saturno apresentam essa tonalidade dourada.

Fonte: NASA

Estrelas nascem nos limites da Via Láctea

Pela primeira vez astrônomos detectaram estrelas em um enorme fluxo de gás lançado pelas Nuvens de Magalhães, as duas galáxias mais brilhantes que orbitam a nossa Via Láctea.

© NRAO/D. Nidever (Braço Dianteiro e Fluxo de Magalhães)

Procuradas há décadas, essas estrelas recém-descobertas são jovens, o que significa que se formaram recentemente, quando o gás das Nuvens de Magalhães colidiu com o gás da Via Láctea.
As estrelas recém-nascidas oferecem informações sobre processos que ocorreram no passado do Universo, quando pequenas galáxias ricas em gás colidiam para dar origem a gigantes como a Via Láctea. “Essa é a primeira e única interação galáctica que podemos modelar em detalhes”, declara Dana Casetti-Dinescu, astrônoma da Southern Connecticut State University, que aponta que outras colisões de nuvens gasosas entre galáxias ficam mais distantes, e que portanto são mais difícieis de observar. “Nós não temos tantas informações sobre interações entre sistemas mais distantes”.
Cerca de duas dúzias de galáxias revolvem ao redor da Via Láctea, mas apenas as Nuvens de Magalhães são brilhantes o suficiente para que astrônomos amadores possam vê-las a olho nu. O que realmente diferencia as duas é seu vigor: ao contrário de outros satélites da Via Láctea, as Nuvens de Magalhães têm grandes quantidades de gás, a matéria-prima de novas estrelas.
As Nuvens de Magalhães com certeza ficam próximas: a Grande Nuvem de Magalhães fica a apenas 160 mil anos-luz da Terra, enquanto a Pequena Nuvem de Magalhães fica a 200 mil anos-luz de nós, e a 75 mil anos-luz de sua companheira. Conforme as duas galáxias orbitam a Via Láctea, é provável que também orbitem uma a outra.
Um olhar mais detalhado das Nuvens de Magalhães revela mais detalhes. No início dos anos 70, rádio-astrônomos descobriram um longo fluxo de gás que acompanha as duas galáxias enquanto elas nos orbitam.
Esse gás, chamado de Fluxo de Magalhães, consiste principalmente de átomos neutros de hidrogênio, que transmitem ondas de rádio com 21 centímetros de comprimento. Um componente gasoso mais curto fica adiante das Nuvens de Magalhães, e por isso foi batizado de Braço Dianteiro. Do início do Braço Dianteiro até o fim do Fluxo de Magalhães, essa faixa gasosa tem pelo menos 200 graus de comprimento e se estende por mais de meio milhão de anos-luz de espaço.
Assim como a Lua eleva os mares terrestres, o arrasto gravitacional da Grande Nuvem de Magalhães removeu a maior parte desse gás da Pequena Nuvem de Magalhães, que não tem tanta força para segurá-lo. Estrelas também devem ter se espalhado a partir das Nuvens de Magalhães. Ainda que tanto estrelas quanto gás existam entre as Nuvens de Magalhães, ninguém nunca tinha encontrado qualquer estrela no Fluxo de Magalhães ou no Braço Dianteiro. Até agora.
Casett-Dinescu e seus colegas usaram o telescópio Walter Baade, de 6,5 metros,  no Observatório Las Campanas, no Chile, para revelar seis luminosas estrelas azuis no Braço Dianteiro. “Elas se formaram no local”, declara a pesquisadora. “Elas não têm outra opção, porque são muito jovens, elas não tiveram tempo suficiente para viajar das Nuvens até sua localização atual durante seu tempo de vida”. Cinco das seis estrelas estão a aproximadamente 60 mil anos-luz do centro da Via Láctea, perto da periferia do disco estelar de nossa galáxia.
Como a maioria das galáxias espirais, a Via Láctea mantém um vasto reservatório de gás hidrogênio que circunda o disco estelar. Então as estrelas recém-nascidas podem ter se originado em nossa galáxia. Porém, as estrelas compartilham a velocidade do gás no Braço Dianteiro, sugerindo que elas surgiram conforme seu gás se chocou com o disco externo de gás da Via Láctea, comprimindo o gás do Braço até que ele produzisse estrelas.
“Essa é a primeira evidência razoável de estrelas associadas ao Braço Dianteiro”, declara David Nidever da University of Michigan, que está conduzindo sua própria busca. Ele está especialmente intrigado com a sexta estrela que os astrônomos localizaram, a mais distante. Localizada a 130 mil anos-luz do centro galáctico, cerca de duas vezes a distância das outras estrelas, ela fica muito além da borda do disco estelar da Via Láctea, no vasto halo externo. A estrela tem um tipo espectral O6, que corresponde a uma temperatura de superfície de 44 mil kelvins. Uma estrela tão quente tem um brilho poderoso, mas breve; ela se formou há apenas um ou dois milhões de anos. “Parece que aquela estrela realmente deve ter nascido no halo”, comenta Nidever.
O halo externo da Via Láctea, ainda que em sua maior parte destituído de estrelas, possui um gás quente difuso que recebe o gás vindo do Braço Dianteiro. “Esse material está mergulhando no halo da Via Láctea, que é muito quente”, observa Casetti-Dinescu. O gás de Magalhães já atingiu o gás do halo, acredita ela, sendo comprimido e forjando a estrela de vida curta.
Ainda que as estrelas devam seu nascimento ao gás das Nuvens de Magalhães, elas agora revolvem ao redor de um novo mestre: a Via Láctea, que aumentou seu tamanho já imponente ao arrebatar gás de seus dois satélites mais extravagantes e transformá-lo em novas estrelas, um processo que nossa galáxia deve ter explorado várias vezes em épocas antigas enquanto crescia para se tornar uma gigante.

As descobertas foram relatadas no periódico The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Scientific American

Estrelas de galáxia anã podem ser relíquias do Universo primordial

Uma minúscula galáxia circulando a Via Láctea pode ser um remanescente fóssil do Universo primordial, dizem os astrônomos.

© SDSS (galáxia Segue 1)

Um estudo recente descobriu que as estrelas na galáxia chamada Segue 1 contêm menos elementos pesados do que os de qualquer outra galáxia conhecida, o que implica que o objeto pode ter parado de evoluir quase 13 bilhões de anos atrás. Se as informações forem confirmadas, Segue 1 poderia oferecer informações sobre as condições do início do Universo e revelar como algumas das primeiras galáxias surgiram.
Segue 1 é muito, muito pequena. Ela parece conter apenas algumas centenas de estrelas, em comparação com algumas centenas de bilhões de estrelas na Via Láctea. Pesquisadores liderados por Anna Frebel, do Instituto de Tecnologia de Massachusetts coletaram informações detalhadas sobre a composição química de seis das mais brilhantes estrelas da Segue 1 usando o telescópio Magalhães do Observatório de Las Campanas no Chile e do Observatório Keck, no Havaí.
De acordo com artigo aceito para publicação The Astrophysical Journal, as medições revelaram que estas estrelas são constituídas quase inteiramente de hidrogênio e hélio, e contêm apenas pequenas quantidades de elementos mais pesados, como o ferro. Nenhuma outra galáxia estudada tem tão poucos elementos pesados, tornando Segue 1 "a menos evoluída quimicamente entre as galáxias conhecidas."
Elementos complexos são forjados dentro dos núcleos das estrelas pela fusão nuclear de elementos mais básicos, como os átomos de hidrogênio e hélio. Quando as estrelas explodem em supernovas, são gerados átomos ainda mais pesados. Os elementos são então lançados no espaço para infundir o gás que gera a próxima geração de estrelas, de modo que cada geração sucessiva contém elementos ainda mais pesados, conhecidos como metais. "Segue 1 é tão singularmente pobre em metal que nós suspeitamos que pelo menos algumas estrelas são descendentes diretas das primeiras estrelas que explodiram no Universo ", diz o co-autor Evan Kirby, da Universidade da Califórnia.
As supernovas não se formam de forma igual. Quando as estrelas de grande massa explodem elas formam uma mistura de elementos como magnésio e cálcio, enquanto que explosões de estrelas com pouca massa formam quase exclusivamente ferro.
Frebel e seus colegas mediram o conteúdo de cada um desses elementos particulares em estrelas Segue 1  e descobriram que elas continham os produtos de estrelas massivas, mas muito poucos produtos de estrelas de pouca massa. Como estrelas massivas morrem muito mais jovens do que as de pouca massa, essa evidência revela a rapidez com que ocorreu a formação de estrelas na galáxia anã. "As estrelas de Segue 1 são as únicas que nunca foram enriquecidas por essas estrelas de pouca massa, o que significa que formou estrelas muito rapidamente, num piscar de olhos", diz Kirby. "Se tivesse formado estrelas por tempo longo o suficiente, deveriam ter sinais que indicassem contribuições de estrelas de pouca massa."
Os resultados sugerem que Segue 1 passou por um breve momento de formação de estrelas há muito tempo, e depois parou para sempre. "A grande questão é por que parou?", diz o astrofísico James Bullock da Universidade da Califórnia, que não esteve envolvido no estudo. "Uma galáxia como esta deveria ter sido capaz de fazer mais de um milhão de estrelas, mas isso não aconteceu."
Uma possibilidade é a época da reionização. Quando o Universo nasceu estava quente e denso, e todo o gás foi ionizado, ou seja, prótons e elétrons foram isolados e não podiam se unir para formar átomos. Eventualmente, o Universo esfriou o suficiente para permitir que os átomos se formassem no gás e as primeiras estrelas nasceram a partir deste material.
Aquelas estrelas emitiram radiação, que energizou o gás ao redor delas voltando a ionizá-lo por volta de 13,2 bilhões anos atrás. Como as estrelas não podem se formar a partir de gás ionizado,  a reionização poderia ter paralisado a formação de estrelas nas galáxias que existiam naquele momento. "Talvez a formação de estrelas em Segue 1 estivesse em formação, mas ocorreu a reionização e impediu a formação de qualquer estrela na galáxia", diz Kirby. "Isso também pode explicar por que a formação de estrelas durou tão pouco tempo."
O caso não está concluído, no entanto. Bullock, um dos principais autores da idéia de reionização, diz que as últimas simulações teóricas de formação de galáxias sugerem que o desligamento causado por reionização pode ser menos brusco do que os cientistas pensavam anteriormente. "Não é óbvio para mim que a reionização, por si só poderia ter feito isso", questiona ele. "Talvez, mas acho que existem outras possibilidades. Talvez alguma peculiaridade tenha levado Segue 1 a ser incrivelmente ineficiente para formação de estrelas em comparação com outras galáxias.
Segue 1 pode ajudar a revelar não apenas o que interrompe a evolução da galáxia, mas também como a evolução se inicia.  Beth Willman, astrônoma do Haverford College, considera o estudo muito interessante e gostaria de saber se galáxias podem se tornar pequenas como Segue 1 e permanecer assim ou se tem um tamanho ao se formar e em seguida perderem massa. "É possível que esta anã tenha sido uma galáxia muito maior e perdeu a maior parte de suas estrelas, talvez por interferência de sua vizinha próxima, a Via Láctea. Os níveis extremamente baixos de metal em suas estrelas, no entanto, apóiam a idéia de que Segue 1 se formou do tamanho próximo ao que tem agora porque é improvável que as interferências  tivessem ocorrido para atrair apenas os astros ricos em metais da galáxia, deixando para trás os objetos pobres em metal.
Se não há nenhum impedimento para essas pequenas galáxias se formem, mini-galáxias como Segue 1 podem ocorrer em grande número mas não são detectáveis. Só a proximidade entre a Segue 1 e a Via Láctea permitiu detectar a pequena galáxia. "Pode haver 200 galáxias Segue 1 ao nosso redor", diz Willman.

Fonte: Scientific American

Encontro ocasional dá origem a anel de diamantes celeste

Astrônomos utilizaram o Very Large Telescope (VLT) do ESO no Chile para captar esta bela imagem da nebulosa planetária PN A66 33, conhecida normalmente por Abell 33.

© ESO/VLT (nebulosa planetária Abell 33)

Formada quando uma estrela já evoluída lançou para o espaço as suas camadas externas, esta bonita bolha azul está, por mero acaso, alinhada com uma estrela que se encontra em primeiro plano, o que torna o conjunto extremamente parecido a um anel de noivado com um diamante. Esta jóia cósmica é raramente simétrica, aparecendo como um círculo quase perfeito no céu.

A maioria das estrelas com massas da ordem da do nosso Sol terminarão as suas vidas sob a forma de anãs brancas, que são corpos quentes, pequenos e muito densos que vão apagando lentamente ao longo de bilhões de anos. Antes desta fase final das suas vidas, as estrelas libertam para o espaço as suas atmosferas, criando nebulosas planetárias, que são nuvens de gás coloridas e luminosas que envolvem as pequenas relíquias estelares brilhantes.
A nebulosa planetária Abell 33 é extraordinariamente circular e está situada a cerca de 2.500 anos-luz de distância da Terra. O fato de ser perfeitamente redonda é bastante incomum neste tipo de objetos, pois geralmente existe algo que perturba a simetria e faz com que a nebulosa planetária apresente formas irregulares. Por exemplo, o modo como a estrela gira, ou se a estrela central é uma componente de um sistema estelar duplo ou múltiplo.
A estrela muito brilhante situada na periferia da nebulosa dá origem a uma bonita ilusão de ótica nesta imagem do VLT. O alinhamento verificado acontece por mero acaso, a estrela, chamada HD 83535, situa-se em primeiro plano, a meio caminho entre Abell 33 e a Terra, no local exato para tornar esta imagem ainda mais bonita. Juntas, a HD83535 e Abell 33 formam um cintilante anel de diamante.
O que resta da estrela progenitora de Abell 33, e que irá formar uma anã branca, pode ser vista, ligeiramente descentralizada no interior da nebulosa, como uma pequeníssima pérola branca. Ainda é bastante brilhante, mais luminosa que o nosso Sol, e emite radiação ultravioleta suficiente para fazer com que a bolha de material expelido brilhe. A estrela central parece ser dupla. Não se sabe se existe efetivamente alguma associação entre as duas ou se se trata apenas de um alinhamento ocasional.
A Abell 33 é apenas um dos 86 objetos catalogados pelo astrônomo George Abell em 1966 no seu Catálogo de Nebulosas Planetárias. Abell perscrutou também os céus em busca de aglomerados de galáxias, tendo compilado no Catálogo de Abell mais de 4.000 aglomerados, tanto no hemisfério norte como no sul.
Esta imagem foi obtida a partir de dados coletados pelo instrumento Focal Reducer and low dispersion Spectrograph (FORS), montado no VLT, no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO, que trata-se de uma iniciativa no de divulgação científica, que visa obter imagens de objetos interessantes, intrigantes ou visualmente atrativos, utilizando os telescópios do ESO, para efeitos de educação e divulgação científica. O programa utiliza tempo de telescópio que não pode ser usado para observações científicas. Todos os dados obtidos podem ter igualmente interesse científico e são por isso postos à disposição dos astrônomos através do arquivo científico do ESO.

Fonte: ESO

Por dentro da Nebulosa de Órion

A Grande Nebulosa de Órion, uma imensa e próxima região de nascimento de estrelas, é provavelmente a nebulosa astronômica mais famosa.

© Raul Villaverde (M42)

Aqui, o gás brilhante ao redor de estrelas jovens e quentes na borda da imensa nuvem molecular interestelar localizada a somente 1.500 anos-luz de distância da Terra. Na imagem profunda acima, composta em cores assinaladas pelo telescópio espacial Hubble, filamentos e lençóis de poeira e gás são particularmente evidentes. A Grande Nebulosa de Órion pode ser encontrada a olho nu perto do cinturão de três estrelas, as “Três Marias”, na popular constelação de Órion. Além de abrigar um brilhante aglomerado aberto de estrelas conhecido como o Trapézio, a Nebulosa de Órion contém muitos berçários estelares, que contém muito gás hidrogênio, estrelas jovens quentes e jatos estelares expelindo material em altas velocidades. Também conhecida como M42, a Nebulosa de Órion se espalha por cerca de 40 anos-luz e está localizada no mesmo braço espiral da Via Láctea onde está localizado o nosso Sistema Solar.

Fonte: NASA

O aglomerado de galáxias El Gordo

O telescópio espacial Hubble da NASA pesou o maior aglomerado de galáxias conhecido no Universo distante.

© Hubble (aglomerado de galáxias El Gordo)

O objeto catalogado como ACT-CL J0102-4915, cujo apelido: El Gordo, realmente faz jus ao seu peso.

Medindo o quanto a gravidade do aglomerado distorce as imagens das galáxias no fundo distante, uma equipe de astrônomos calculou a massa do aglomerado e chegou ao valor de 3 quatrilhões de vezes a massa do nosso Sol. Os dados do Hubble mostram que o aglomerado de galáxia, que está localizado a cerca de 9,7 bilhões de anos-luz de distância da Terra, é aproximadamente 43% mais massivo do que as estimativas anteriores.

A equipe usou o Hubble para medir quanto a massa do aglomerado distorce o espaço. A alta resolução do Hubble permitiu medidas da chamada lente fraca, onde a imensa gravidade do aglomerado subitamente distorce o espaço como um espelho de parque de dimensões, distorcendo as imagens das galáxias em segundo plano. Quanto mais as imagens aparecem distorcidas, mais massa possui o aglomerado.

Fonte: NASA

Detectado possível sinal de matéria escura

Uma equipe astrofísicos do Fermi National Accelerator Laboratory (Fermilab), Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA), do the Massachusetts Institute of Technology (MIT) e da Universidade de Chicago, utilizaram dados recolhidos pelo observatório espacial Fermi para mapear as emissões de raios gama provenientes da região do núcleo da Via Láctea.

© U. Chicago/T. Linden (execesso de raios gama no centro galáctico)

A imagem à esquerda é um mapa de raios gama com energias entre 1 e 3,16 GeV detectados no centro da galáxia pelo Large Area Telescope (LAT) do Observatório Fermi; vermelho indica o maior número. Pulsares proeminentes são rotulados. A imagem à direita mostra a remoçao de todas as fontes de raios gama conhecidas revelando o excesso de emissões que podem surgir a partir da aniquilação de matéria escura.

Os novos mapas, os mais precisos obtidos até agora, mostram que essa região da galáxia emite mais radiação gama do que é possível explicar através das contribuições individuais de fontes conhecidas como por exemplo pulsares, sistemas binários de alta energia e colisões de raios cósmicos no gás interestelar.

Este excesso de emissão não é de todo inesperado, podendo ser uma manifestação sutil da matéria escura que, de acordo com os mais recentes resultados do Observatório Planck, constitui cerca de 84,5% da matéria total do Universo, os restantes 15,5% constituem a matéria normal, a face visível do Universo, enquanto a energia escura mais matéria escura constitui 95,1% do conteúdo total do Universo. Com base no modelo padrão da cosmologia, a massa e energia total do Universo conhecido contém 4,9% de matéria comum, 26,8% de matéria escura e 68,3% de energia escura.

A existência da matéria escura foi estabelecida de forma robusta ao longo de décadas e sabe-se hoje que as galáxias estão envolvidas por um halo gigante constituído por matéria escura. Os seus efeitos gravitacionais são evidentes nos movimentos das estrelas nas galáxias e das galáxias dentro dos aglomerados.

A matéria escura interage com a matéria normal através da força nuclear fraca (de curto alcance e responsável, por exemplo, pela radioatividade) e da força da gravidade, o que dificulta a realização de experiências com o intuito de determinar a sua natureza. De fato, até o momento ainda não foi possível identificar os seus constituintes. De acordo com algumas teorias, a matéria escura é constituída por partículas designadas de WIMPs (Weakly Interacting Massive Particles), que têm a particularidade de, em caso de colisão, se aniquilarem, produzindo raios gama potencialmente detectáveis pelo telescópio LAT.

O centro da Via Láctea contém a maior concentração de massa da galáxia e por isso, devido à forte influência gravitacional, deverá conter também a maior concentração de matéria escura no halo que a envolve. Isto implica que nessa região a probabilidade de colisão entre WIMPs, caso existam, seja mais elevada. Os cientistas, baseados neste pressuposto, estudaram em pormenor a emissão proveniente dessa região e eliminaram sistematicamente as fontes de radiação gama que podiam ser identificadas. No final, o mapa que obtiveram mostra ainda um claro excesso de radiação gama com energias entre 1 e 3,16 GeV (Giga elétron-Volt) que se estende até pelo menos 5 mil anos-luz do centro da galáxia. Nas palavras de Dan Hooper, um astrofísico do Fermilab, e um dos autores do estudo: “O sinal que identificamos não pode ser explicado pelas teorias alternativas existentes e coincide de forma precisa com as previsões de modelos muito simples para a matéria escura”. Baseado na distribuição espectral da radiação gama observada, na simetria da sua distribuição e na luminosidade total, os autores deduzem que as partículas originais de matéria escura deveriam ter uma massa entre os 31 e os 40 GeV. Tais partículas seriam facilmente produzidas pelo LHC mas a sua detecção seria quase impossível.

Este estudo não demonstra que a matéria escura é constituída por partículas com as características dos WIMPs, apenas que existe um excesso de radiação gama no centro da Via Láctea que pode ser explicado de forma convincente pela existência destas partículas.

Um artigo com estes resultados foi publicado na revista Physical Review D.

Fonte: Goddard Space Flight Center

Buraco negro monstruoso revela seu colar de pérolas de estrelas

Um buraco negro massivo, teve pela primeira vez seu colar revelado, uma corrente de aglomerados de estrelas arranjados como se fosse um colar de pérolas estelar.

© NASA (ilustração de um buraco negro cercado por aglomerados de estrelas)

Nesta imagem em cor falsa, combinando vários conjuntos de observações, a luz visível está em tons de azul (a partir do telescópio espacial Hubble) mostrando redemoinhos de estrelas; as observações do radiotelescópio Very Large Array estão em verde exibindo uma emissão central com dois jatos, e os cachos recém-descobertos estão em vermelho no meio. O buraco negro está representada por um ponto para mostrar a localização, pois o próprio buraco negro não pode ser visto.

Usando os telescópios infravermelhos do Observatório Keck no topo do Monte Mauna Kea, no Havaí, os astrônomos foram capazes de atravessar a poeira que bloqueia a luz ao redor do buraco negro no centro da galáxia NGC 2110 na constelação de Órion. A NGC 2110 está localizada a 120 milhões de anos-luz de distância da Terra.

À medida que eles faziam um zoom no centro galáctico, o astrônomo Jeremy Mould e o estudante de doutorado Mark Duurré do Centre for Astrophysics and Supercomputing da Universidade de Tecnologia Swinburne (SUT) na Austrália, registraram quatro aglomerados estelares escondidos todos eles bem presos ao redor do buraco negro.

© SUT (galáxia NGC 2110)

Nesta imagem em cor falsa, combinando vários conjuntos de observações, a luz visível está em tons de azul (a partir do telescópio espacial Hubble) mostrando redemoinhos de estrelas; as observações do radiotelescópio Very Large Array estão em verde exibindo uma emissão central com dois jatos, e os cachos recém-descobertos estão em vermelho no meio. O buraco negro está representada por um ponto para mostrar a localização, pois o próprio buraco negro não pode ser visto.

A taxa de formação de estrelas no núcleo é de 0,3 M_☉ (massa solar) por ano. A dinâmica do gás fotoionizado (He I) implica numa massa de 3 a 4 × 10⁸ M_☉.

“Esses aglomerados estelares não tinham sido vistos antes pois eles estavam escondidos pelas nuvens de poeira ao redor do buraco negro e pelo fato deles serem muito pequenos, mas eles podem ser observados na radiação infravermelha que consegue penetrar as nuvens”, disse Durré.

“A nossa própria galáxia, a Via Láctea, tem um buraco negro que é quase quatro milhões de vezes mais massivo que o nosso Sol; a NGC 2110 tem um buraco negro cerca de 100 vezes maior”.

O buraco negro central da NGC 2110 é muito ativo, puxando matéria e expelindo intensa radiação e jatos de gases velozes. Embora os buracos negros tenham a péssima reputação de destruírem tudo e consumirem matéria, nesse caso, simulações computacionais revelaram que as marés do buraco negro provavelmente sejam o mecanismo fundamental para a formação inicial dos aglomerados. Os ventos estelares de centenas de estrelas contidas em cada aglomerado também provavelmente emitem poderosos ventos estelares que, por sua vez, alimentam o buraco negro.

“Depois de vários milhões de anos, esses aglomerados se separarão, novamente graças a força de maré, e gradativamente se tornarão uma coleção central mais perto ao redor do buraco negro”, adicionou Durré.

Um artigo intitulado “Young Star Clusters In The Circumnuclear Region Of NGC 2110” de Mark Durré e Jeremy Mould fpoi publicado no The Astrophysical Journal.

Fonte: Discovery e Swinburne University of Technology

Novas evidências de oceano sob a crosta de Encélado

Novas evidências confirmam que um oceano de água líquida se esconde sob a superfície congelada de uma das luas de Saturno, Encélado.

© Cassini (Encélado)

De acordo com cientistas, a presença de água eleva a posição de Encélado entre os locais do Sistema Solar para a busca de vida extraterrestre.
Encélado intriga pesquisadores desde 2005 quando a sonda Cassini, da NASA, descobriu plumas ricas em água no polo sul da lua, levantando a possibilidade de estarem escapando de um mar líquido subterrâneo. Agora essa mesma sonda acabou de apoiar a hipótese oceânica ao medir o campo gravitacional de Encélado.
Cientistas monitoraram cuidadosamente como a lua desviava a Cassini de seu curso e determinaram que Encélado deve ter mais massa em seu polo sul do que aparenta. Os pesquisadores observaram que como a água líquida é mais densa que o gelo, um oceano subterrâneo poderia contribuir com essa massa oculta. “É muito difícil encontrar uma explicação para esses dados que não envolva uma espessa camada de água líquida sob o gelo” declara David Stevenson, cientista planetário do Instituto de Tecnologia da Califórnia.
Ainda que os dados gravitacionais não tragam provas de que o líquido é água, ela é a explicação mais provável por ser farta em Encélado, mesmo sendo vista principalmente na forma de gelo, e porque rochas não produziriam o padrão gravitacional observado, explica Stevenson.
Ainda que plumas pudessem se formar com o derretimento do gelo da superfície, uma conexão com uma fonte de água subterrânea também é provável. E o fato de as plumas de Encélado se originarem em seu polo sul, a mesma localização do suposto oceano, é outro fator em favor da explicação do oceano aquático. “Esses novos resultados são como uma história de detetive. Encontrar impressões digitais confirma a hipótese de motivo e oportunidade”, compara Larry Esposito, cientista planetário da University of Colorado Boulder, que não se envolveu no estudo.
O próprio Stevenson admite seu ceticismo inicial. “Antes desses resultados não estava claro que Encélado tinha um oceano”, contou Stevenson a jornalistas durante uma teleconferência na quarta-feira. “É possível produzir água simplesmente esfregando blocos de gelo uns contra os outros, assim, não era possível concluir que existia um volume enorme de água. Agora sabemos que existe”.
Os dados da Cassini implicam um oceano com cerca de 10 quilômetros de profundidade abaixo da superfície, cobrindo uma área quase do tamanho do Lago Superior, o maior dos Grandes Lagos americanos, com mais de 82 mil km². Ele ficaria enterrado sob aproximadamente 50 quilômetros de gelo. Teoricamente, um reservatório desse tipo poderia abrigar alguma forma de vida que se acredita depender de água líquida. “Existem organismos terrestres que ficariam perfeitamente confortáveis nesse ambiente” observou Jonathan Lunine, coautor do estudo e cientista planetário da Cornell University. “Isso torna o interior de Encélado um local muito atraente para a busca de vida”.
Encélado não é o único corpo do Sistema Solar que pode abrigar um oceano subterrâneo. Acredita-se que Europa, uma das luas de Júpiter é outro alvo das buscas por vida extraterrestre, contenha um oceano global abaixo do gelo de sua superfície, e outros satélites jovianos, Calisto e Ganimedes, também apresentam evidências de mares subterrâneos. Enquanto o oceano de Ganimedes provavelmente fica abaixo de uma camada mais profunda de gelo, a água de Encélado ficaria sobre o núcleo de silicato da lua. De acordo com Lunine, como o silicato pode fornecer alguns dos compostos químicos necessários para a vida, como sais, fósforo e enxofre, o arranjo poderia oferecer a chance para que esses compostos se misturem com a água líquida e produzam vida.
Para realizar as últimas descobertas, os pesquisadores precisaram rastrear cuidadosamente os movimentos da Cassini, monitorando mudanças minúsculas na frequência do sinal enviado de volta para a Terra, chamadas de desvios Doppler. “É a mesma coisa que estão usando para o avião da Malásia, mas nós conseguimos fazer isso com mais precisão”, declara Stevenson.
Após coletar dados durante três passagens da Cassini nas proximidades de Encélado, cientistas puderam estimar o campo gravitacional da lua com precisão suficiente para determinar que existe alguma massa adicional sob sua superfície. “Se isso estiver correto, teremos novas informações importantes sobre o que pode estar acontecendo abaixo das plumas”, observa Matthew Hedman, cientista planetário da University of Idaho, que não se envolveu na pesquisa.
“Uma pergunta importante que precisa de resposta é: Como um oceano desses se conecta à superfície para produzir plumas?”. Também não se sabe porque o polo norte de Encélado até agora não apresenta sinais de atividade de plumas, ou de um oceano. Cientistas acreditam que marés gravitacionais de Saturno poderiam estar aquecendo o interior da lua, derretendo o gelo para formar o oceano. Esse aquecimento provavelmente seria maior nos polos. “Eu não sei porque isso só acontece no sul”, admite Stevenson.
As novas evidências e as questões que elas levantam só estão deixando os cientistas mais ansiosos para dedicar parte do tempo restante da Cassini em Saturno ao estudo de Encélado. A sonda chegou ao planeta dos aneis em 2004, e deve sofrer uma morte espetacular ao mergulhar na atmosfera de Saturno em 2017. Antes disso, a Cassini tem mais três sobrevoos de Encélado planejados. Com sorte, mais descobertas serão feitas.

Fonte: Science e Scientific American

O manto terrestre fornece indícios sobre a idade da Lua

Pesquisadores obtiveram a melhor estimativa para a idade da data de nascimento da nossa Lua, um evento que aconteceu cerca de 100 milhões de anos depois do surgimento do Sistema Solar.

© NASA/JPL-Caltech (ilustração do impacto da Terra com Theia)

Essa nova descoberta sobre a origem da Lua pode ajudar a resolver um mistério sobre por que a Lua e a Terra aparecem virtualmente idênticas em sua constituição.

Os cientistas têm sugerido que a Lua se formou a 4,5 bilhões de anos atrás por uma gigantesca colisão entre um objeto do tamanho de Marte, chamado de Theia, uma colisão que teria derretido boa parte da Terra. Esse modelo sugere que mais de 40% da Lua foi feita de detritos gerados por esse corpo que se chocou com a Terra. A teoria vigente até então sugeria que a Terra teria experimentado alguns impactos gigantescos durante a sua formação, com o impacto que formou a Lua sendo o último.

Contudo, os pesquisadores suspeitam que Theia era quimicamente diferente da Terra. Em contraste, os estudos recentes revelaram que a Lua e a Terra aparecem muito parecidas quando se analisa as versões dos elementos chamados de isótopos, mais do que é sugerido pelo modelo atual de impacto.

“Isso significa que no nível atômico, a Terra e a Lua são corpos idênticos”, diz o líder do estudo Seth Jacobson, um cientista planetário do Observatório de la Côte d’Azur em Nice, na França. “Essa nova informação desafia a teoria do impacto gigantesco para a formação lunar”.

Ninguém contestou seriamente um impacto como sendo o cenário mais provável para a formação da Lua, disse Jacobson. Entretanto, o fato da Terra e da Lua serem virtualmente idênticas no nível atômico colocou as exatas circunstâncias da colisão em questão.

Agora, com uma melhor definição de quando a Lua se formou, Jacobson e seus colegas podem ajudar a explicar por que a Lua e a Terra são corpos misteriosamente idênticos.

Os esforços feitos até hoje para definir uma data para a formação da Lua propuseram uma grande variedade de idades. Algumas teorias sugerem um evento que tenha ocorrido 30 milhões de anos depois da formação do Sistema Solar, enquanto outros sugerem que esse evento tenha ocorrido mais de 50 milhões de anos e possivelmente mais de 100 milhões de anos, depois da formação do Sistema Solar.

Para ajudar a resolver esse mistério, Jacobson e seus colegas simularam o crescimento dos planetas rochosos do Sistema Solar – Mercúrio, Vênus, Terra e Marte – a partir do disco protoplanetário de milhares de blocos planetários orbitando o Sol.

Analisando como esses planetas se formaram e cresceram a partir de mais de 250 simulações computacionais, os pesquisadores descobriram que se o impacto que formou a Lua ocorreu antes, a quantidade de material acrescido na Terra posteriormente seria maior. Se o impacto ocorreu depois, a quantidade seria menor.

Pesquisas anteriores calcularam a quantidade de material acrescido na Terra depois da formação da Lua. Essas estimativas são baseadas em como elementos como o irídio e a platina mostram uma forte tendência de se mover no núcleo da Terra. Após cada impacto gigantesco a Terra nascente era sustentada, esses elementos teriam lixiviado o manto da Terra e aglutinado com um material mais pesado rico em ferro destinado a afundar no núcleo da Terra.

Após o último gigantesco impacto que formou a Lua, o manto deve ter sido quase que completamente despido de irídio, platina e seus elementos primos. Esses elementos estão ainda presentas no manto, mas somente em pequenas quantidades, que sugerem que somente uma pequena quantidade de material foi acrescido na Terra depois da formação da Lua.

Os pesquisadores calcularam que o impacto que formou a Lua deve ter ocorrido cerca de 95 milhões de anos depois da formação do Sistema Solar, com uma incerteza para mais ou para menos de 32 milhões de anos.

“Um evento tardio de formação da Lua, como sugerido pelo nosso trabalho, é mais consistente com o fato da Terra e da Lua, serem corpos idênticos”, disse Jacobson.

Em adição, análises recentes propõem que o impacto que criou a Lua necessita de uma colisão mais rápida e mais energética do que se sugeria anteriormente. Isso faz sentido se o impacto ocorreu relativamente mais tarde com um disco protoplanetário mais velho, como sugerem as descobertas.

“Discos mais velhos tendem a ser dinamicamente mais ativos, já que existem poucos corpos deixados no disco para que a energia seja distribuída entre eles”, disse Jacobson.

Essas novas descobertas levantam um novo quebra-cabeça. Enquanto elas sugerem que a Lua e a Terra se formaram juntas aproximadamente 100 milhões de anos depois do Sistema Solar ter surgido, evidências de meteoritos de Marte, sugerem que ele se formou poucos milhões de anos depois do surgimento do Sistema Solar.

“Isso significa que a Terra e Marte se formaram em escalas de tempo bem diferentes, com Marte se formando muito mais rápido do que a Terra”, disse Jacobson. “Como pode ser isso? É só uma questão de tamanho? Localização? E sobre Mercúrio e Vênus? Eles cresceram em escala de tempo similar ao da Terra ou similar ao de Marte? Eu acho que essas são algumas das questões realmente importantes que nós, como uma comunidade de cientistas planetários, iremos focalizar no futuro”.

Os detalhes das descobertas estão na edição de Abril da revista Nature.

Fonte: Observatoire de la Côte d’Azur

Assassina em série galáctica

Esta nova imagem obtida pelo telescópio MPG/ESO de 2,2 metros situado no Observatório de La Silla do ESO, mostra duas galáxias muito contrastantes: NGC 1316 e a sua companheira menor NGC 1317 (à direita).

© ESO (as galáxias contrastantes NGC 1316 e NGC 1317)

Estas duas galáxias encontram-se muito próximas uma da outra, mas têm histórias muito distintas. A pequena espiral NGC 1317 tem tido uma vida calma, mas NGC 1316 já engoliu várias outras galáxias ao longo de uma história violenta e mostra bem suas cicatrizes de guerra.

Diversos indícios na estrutura da galáxia NGC 1316 revelam que o seu passado foi turbulento. Por exemplo, o objeto apresenta algumas faixas incomuns de poeira, situadas no interior de um envelope de estrelas muito maior, e uma população de aglomerados estelares globulares particularmente pequenos. Estes fatos sugerem que esta galáxia pode ter engolido uma galáxia em espiral rica em poeira há cerca de três bilhões de anos atrás.

© Hubble (faixas de poeira na galáxia NGC 1316)

Vêem-se também caudas de maré muito tênues em torno da galáxia, restos e envelopes de estrelas que foram arrancadas das suas posições originais e lançadas para o espaço intergaláctico, resultado de complexos efeitos gravitacionais nas órbitas das estrelas quando outra galáxia se aproxima demais. Todos estes sinais apontam para um passado violento durante o qual a NGC 1316 anexou outras galáxias e sugerem ainda que este comportamento perturbador continua.
A NGC 1316 situa-se  a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância na constelação da Fornalha. Tem também o nome de Fornax A, refletindo o fato de ser a mais brilhante fonte de emissão rádio na constelação, é na realidade a quarta fonte rádio mais brilhante em todo o céu. Estes valores correspondem a uma frequência rádio de 1.400 MHz, para outras frequências a ordem é diferente. Esta emissão rádio deve-se ao material que está caindo em direção ao buraco negro de massa extremamente elevada situado no centro da galáxia, ao qual tem sido fornecido, muito provavelmente, combustível adicional devido às interações com outras galáxias.
Esta nova imagem muito detalhada foi criada a partir de muitas imagens individuais do arquivo ESO. O objetivo das observações originais era revelar estes atributos mais tênues e estudar as perturbações neste interessante sistema.
A nova imagem mostra também uma janela para o Universo longínquo, para muito além das galáxias em interação que se vêem em primeiro plano. A maioria dos pontos tênues e difusos da imagem são galáxias muito mais distantes, existindo uma concentração particularmente densa à esquerda da NGC 1316.

Fonte: ESO

Ampliando o Universo distante

Os aglomerados de galáxias são grandes grupos de galáxias unidos pela gravidade, constituindo uma das estruturas mais massivas que podem ser encontradas no Universo.

© Hubble (aglomerado de galáxias MACS J0454.1-0300)

Essa imagem feita pelo telescópio espacial Hubble revela um desses aglomerados, conhecido como MACS J0454.1-0300. Cada um dos pontos brilhantes vistos na imagem é uma galáxia, e cada uma delas é o lar de milhões e até mesmo bilhões de estrelas.

Os astrônomos determinaram a massa do MACS J0454.1-0300 em torno de 180 trilhões de vezes a massa do Sol. Aglomerados como esse são tão massivos que a sua gravidade pode até mesmo alterar o comportamento do espaço ao seu redor, curvando a trajetória da luz à medida que ela passa por ele, algumas vezes amplificando e agindo como uma lente de ampliação. Graças a esse efeito, é possível ver objetos que estão muito distantes de nós e que em outra situação não seriam observados pois são muito apagados para serem detectados.

Nesse caso, alguns objetos aparecem de forma alongada e são vistos como arcos que parecem varrer a parte esquerda da imagem. Esses objetos são galáxias localizadas bem mais distante que o aglomerado, suas imagens foram amplificadas, mas também distorcidas, à medida que a luz passa através do aglomerado. Esse processo, conhecido como lente gravitacional, é uma ferramaneta muito valiosa para que os astrônomos possam observar os objetos mais distantes do Universo.

Esse efeito será usado de maneira eficiente com o início do programa Frontier Fields do Hubble no decorrer dos próximos anos, que tem como objetivo explorar objetos bem distantes localizados além das lentes dos aglomerados, similares ao MACS J0454.1-0300, para investigar como as estrelas e as galáxias se formaram e se desenvolveram no início do Universo.

Fonte: NASA

Versão 3.10 do programa Cartes du Ciel

Lançada nova versão 3.10 estável do ótimo software astronômico Cartes du Ciel. Ele é gratuito e está disponível em 32 e 64 bits para os sistemas operacionais Windows, Mac OS X e Linux.

© Cartes du Ciel (M101 com dados do Observatório Virtual)

O software astronômico Cartes du Ciel permite desenhar cartas celestes através de dados de 16 catálogos de estrelas, nebulosas e galáxias; além de mostrar a posição dos planetas, asteroides e cometas. Ele executa a simulação de eclipses e possibilita o controle de telescópios.

As novas funções são:

• Adicionada a capacidade de exibir uma imagem panorâmica do horizonte. A imagem deve ser em PNG ou BMP de qualquer tamanho representando um panorama a 360° com uma projeção equiretangular. O horizonte deve estar exatamente na altura do meio da imagem. A área do céu deve ser definida transparente (# FF00FF para BMP). O lado esquerdo da imagem é a direção leste. Se for usada outra orientação também deve-se fornecer o ângulo de deslocamento.
• Interoperabilidade VO SAMP, permite enviar e receber posição com um clique, imagens FITS, tabelas VO, as seleções de linha de tabelas VO de outro aplicativo como o Aladin ou Topcat.
• Adicionado suporte para JPL DE430 e DE431, agora é possível visualizar a localização de planetas entre 13000BC e 17000AD.
• Novo cálculo para os satélites planetários, adicionado Phoebe, Triton, Nereida, Caronte e 33 satélites fracos.
• Opção de cor para Catgen do catálogo de nebulosas.
• Opção URL de atualização para Catgen de catálogo de texto.
• Arquivos baixados de imagens DSS.
• Exibir imagens com WCS de arquivo FITS.
• Adicionada etiquetas com nome da imagem FITS.
• Painel Calendário Crepúsculo também mostram informações de noites sem Lua.
• Adicionado um botão no calendário para exibir os cometas mais brilhantes em primeiro lugar.
• Adicionado atalhos Ctrl+L e Shift+Ctrl+L para mudar a legenda do gráfico.
• Adicionado um botão para mudar o comportamento do botão esquerdo do mouse de zoom para se mover.
• Adicionado funções da lista de Observação.
• Nova opção para mascarar o gráfico do lado de fora da ocular em geral.
• Novo cabeçalho/rodapé de impressão.
• Capacidade para definir mais de 10 oculares ou campos CCD.
• Mais opções para selecionar coluna de catálogo VO.
• Documentação está agora disponível em formato PDF.

As correções foram:

• Melhor transparência imagem/mapa.
• Mais opções para mapeamento do tom da imagem.
• Processamento completo de 16 bits para fotos.
• Adicionado orientação da bússola.
• Novo ponteiro simplificado em vez de bússola.
• Símbolo Galaxy depende da luminosidade também no modo de linha.
• Tamanho da etiqueta DSO depende da magnitude.
• Ajustado varobs_lpv_bulletin para usar o novo formato de boletim csv.

Eu traduzi para o idioma português o programa, que foi desenvolvido por Patrick Chevalley, e o download pode ser efetuado pelo meu site Cometografia.

Fonte: Cosmo Novas

Discos de transição ao redor de estrelas jovens

Uma estrela normalmente nasce com um disco de gás e poeira ao seu redor, a parte remanescente em rotação de uma nuvem muito maior de material original.

© ESO (imagem da nuvem escura em Lupus formando estrelas jovens)

À medida que a estrela começa a brilhar, planetas se desenvolvem a partir dos grãos de poeira no disco à medida que eles permanecem juntos e crescem. Embora a grande maioria de estrelas muito jovens mostrem evidências diretas desses discos circunestelares, em somente poucos casos esses discos têm sido imageados diretamente, ou estudados em detalhes, devido a vários fatores, como por exemplo, seus tamanhos reduzidos no céu (muito menores do que o borrão atmosférico das estrelas), e na maioria das situações eles são mais apagados do que suas estrelas progenitoras. A descoberta de exoplanetas ao redor de outras estrelas induz a aumentar a crença das ideias sobre os discos, e adiciona a necessidade para um melhor entendimento dos detalhes da formação do disco, sua estrutura e sua evolução.

Discos jovens são conhecidos por emitir nos comprimentos de onda do infravermelho, pois eles estão sendo aquecidos pela estrela a temperaturas acima da gelada poeira do ambiente interestelar. Os astrônomos usam as cores particulares da estrela e do sistema de disco para caracterizar as propriedades dos discos jovens. Depois de aproximadamente cinco milhões de anos, contudo, quase todas as estrelas perdem a evidência da poeira quente circunstelar, sugerindo que a maior parte dos discos (ou no mínimo ao redor de estrelas do tamanho do Sol) desapareceram nesse período de tempo: o material do disco tem acrescido em uma estrela ou convertido em planetas ou corpos de tamanho sub–planetários, ou até mesmo desaparecem pela evaporação ou pelos ventos. Os assim chamados discos de transição, preenchem o vazio entre os pontos da evolução dos discos: Eles ainda não tinham sido dispersados, mas embora eles estejam presentes emitem levemente no infravermelho, em temperaturas mais frias.

Os astrônomos do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) Sean Andrews e David Wilner, juntamente com uma grande equipe de colaboradores, usaram o Submillimeter Array (SMA) para pesquisar o disco de transição ao redor da Sz91, uma estrela jovem com cerca da metade da massa do Sol, localizada a aproximadamente 600 anos-luz de distância. A cor dessa emissão infravermelha é característica do disco de transição, e os cientistas queriam tentar usar as capacidades do SMA para obter uma imagem do disco que parece estar perto do fim de sua existência.

Eles tiveram sucesso. A equipe diretamente imageou o disco, e descobriu que ele se parece mais como um anel do que como um disco, com a poeira com um raio interno de 65 UA, e um disco externo com um raio de 170 UA, e o gás girando ao redor da estrela a 420 UA. A massa do disco é relativamente grande, aproximadamente a mesma massa de Júpiter. Foi notado que a emissão infravermelha também tem um componente quente, em torno de 180 kelvin, consistente com o que está vindo de um fino anel, dentro de um vazio do disco e somente a 2,3 UA da estrela, ou talvez de um planeta quente dentro desse vazio. Os resultados confirmam modelos prévios do objeto mas os estendem, e permitem que os astrônomos possam concluir que essa estrela provavelmente está num estágio em que ela está quase que completando a formação do planeta.

Um artigo intitulado "High-Resolution Submillimeter and Near-Infrared Studies of the Transition Disk Around Sz 91," Takashi Tsukagoshi et al., foi publicado no The Astrophysical Journal.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics