Dia 29/01: 29.º dia do calendário gregoriano.
História: Em 1986 ocorreu o incidente Height 611 em que uma bola de fogo terá sido vista pela população inteira de uma povoação, tendo desaparecido de seguida. Observações: A Lua, um dia depois da sua fase Cheia, nasce ao lusco-fusco. Assim que fique razoavelmente alta no céu, procure Régulo, a 5º ou 6º para baixo e para a sua direita, e Algieba, ligeiramente mais fraca, a uma distância semelhante mas para baixo e para a esquerda do nosso satélite natural.
Dia 30/01: 30.º dia do calendário gregoriano. História: Em 1964, era lançada a sonda Ranger 6 da NASA.
A sua missão era filmar a Lua televisivamente até se despenhar sobre ela.
Em 2013, o Naro-1 torna-se o primeiro veículo de lançamento da Coreia do Sul. Observações: Assim que anoitecer, aviste o Triângulo de Inverno a sudeste. Sirius é a estrela mais brilhante e também a mais baixa. Betelgeuse fica acima de Sirius a cerca de dois punhos à distância do braço esticado. Para a esquerda do ponto intermédia entre as duas estrelas está Procyon.
Dia 31/01: 31.º dia do calendário gregoriano. História: Em 1862, Alvan Graham Clark Jr. descobre a ténue companheira de Sirius, de nome Sirius B, durante testes de um refrator de 18 polegadas que estava a ser construído para o Observatório Dearborn pelo seu pai, irmão, e por ele próprio. Friedrich Bessel propôs a existência de uma companheira invisível em 1844.
Em 1961, era lançada a Mercury-Redstone 2 - com o chimpanzé Ham a bordo.
Foi o primeiro hominídeo no espaço.
Em 1966, lançamento da soviética Luna 9. Realizou a primeira aterragem com sucesso noutro corpo planetário.
Em 1971, lançamento da Apollo 14, a terceira missão tripulada à Lua.
Em 1996, era descoberto o cometa Hyakutake pelo astrónomo amador japonês, Yuji Hiakutake. Observações: Orionte, bem alta para cima e para a direita de Sirius, é a mais brilhante das 88 constelações. Mas o seu padrão principal é surpreendentemente pequeno em comparação com algumas das vizinhas mais ténues. A maior é Erídano, o Rio, para oeste, enorme mas difícil de traçar. A Fornalha, para baixo e para a direita de Erídano, é quase tão grande quanto Orionte! Até o padrão principal de Lebre, por baixo dos pés de Orionte, não é assim muito mais pequeno que o do Caçador.
Dia 01/02: 32.º dia do calendário gregoriano. História: Em 1958, era lançado o Explorer I, o primeiro satélite artificial americano. Transmitiu dados sobre micrometeoritos e radiação cósmica durante 105 dias. A missão resultou na descoberta das cinturas de radiação Van Allen por James Van Allen.
Em 1999, voo rasante n.º 19 da sonda Galileu por Europa.
Em 2003, o vaivém espacial Columbia desintegra-se durante a sua reentrada na atmosfera terrestre, matando os sete astronautas a bordo: Rick D. Husband, William C. McCool, Michael P. Anderson, Ilan Ramon, Kalpana Chawla, David M. Brown e Laurel Clark. Observações: Marte na sua quadratura este, pelas 10:00.
Durante estas noites sem Lua, use binóculos para se inteirar das várias estrelas duplas situadas no padrão principal das Híades, nomeadamente Sigma Tauri e Theta Tauri.
Curiosidades
O Sol/Sistema Solar completa uma volta em torno do Centro Galáctico a cada 225-250 milhões de anos - uma viagem com uma distância estimada entre 157.000 e 176.000 anos-luz [tendo em conta o intervalo de distâncias estimadas ao Centro, 25.000-28.000 anos-luz].
Novo estudo mostra que a suposta fosfina em Vénus é provavelmente dióxido de enxofre
Em setembro, uma equipa liderada por astrónomos do Reino Unido anunciou que havia detetado a substância química fosfina nas espessas nuvens de Vénus. A deteção relatada pela equipa, baseada em observações de dois radiotelescópios terrestres, surpreendeu muitos especialistas em Vénus. A atmosfera da Terra contém pequenas quantidades de fosfina, que pode ser produzida por vida. A fosfina em Vénus gerou burburinho de que o planeta, muitas vezes apresentado como uma "paisagem infernal", podia de alguma forma abrigar vida dentro das suas nuvens ácidas.
Imagem de Vénus compilada usando dados da sonda Mariner 4 em 1974.
Crédito: NASA/JPL-Caltech
Desde aquela afirmação inicial, outras equipas científicas lançaram dúvidas sobre a confiabilidade da deteção de fosfina. Agora, uma equipa liderada por investigadores da Universidade de Washington usou um modelo robusto das condições dentro da atmosfera de Vénus para revisitar e reinterpretar de forma compreensiva as observações telescópicas subjacentes à alegação inicial de fosfina. Como relatado num artigo aceite para publicação na revista The Astrophysical Journal e disponibilizado online no site de pré-impressão arXiv, o grupo do Reino Unido provavelmente não estava a detetar fosfina.
"Em vez de fosfina nas nuvens de Vénus, os dados são consistentes com uma hipótese alternativa: estavam a detetar dióxido de enxofre," disse a coautora Victoria Meadows, professora de astronomia na Universidade de Washington. "O dióxido de enxofre é o terceiro composto químico mais comum na atmosfera de Vénus e não é considerado um sinal de vida."
A equipa por trás do novo estudo inclui cientistas do JPL da NASA em Caltech, do Centro de Voo Espacial Goddard da NASA, do Instituto de Tecnologia da Georgia, do Centro de Pesquisa Ames da NASA e da Universidade da Califórnia em Riverside.
A equipa liderada pela Universidade de Washington mostra que o dióxido de enxofre, em níveis plausíveis para Vénus, pode não apenas explicar as observações, mas também é mais consistente com o que os astrónomos sabem sobre a atmosfera do planeta e sobre o seu ambiente químico agressivo, que inclui nuvens de ácido sulfúrico. Além disso, os investigadores mostram que o sinal inicial não teve origem na camada de nuvens do planeta, mas muito acima dela, numa camada superior da atmosfera de Vénus onde as moléculas de fosfina seriam destruídas em segundos. Isto dá mais apoio à hipótese de que o dióxido de enxofre produziu o sinal.
Tanto o suposto sinal de fosfina quanto esta nova interpretação dos dados centram na radioastronomia. Cada substância química absorve comprimentos de onda únicos do espectro eletromagnético, que inclui ondas de rádio, raios-X e luz visível. Os astrónomos usam ondas de rádio, luz e outras emissões dos planetas para aprender mais sobre a sua composição química, entre outras propriedades.
Em 2017, usando o Telescópio James Clerk Maxwell, a equipa do Reino Unido descobriu uma característica nas emissões de rádio de Vénus a 266,94 gigahertz. Tanto a fosfina como o dióxido de enxofre absorvem as ondas de rádio perto dessa frequência. Para diferenciar entre os dois, em 2019 a mesma equipa obteve observações de acompanhamento de Vénus usando o ALMA (Atacama Large Millimeter/submillimeter Array). A sua análise das observações do ALMA em frequências onde apenas o dióxido de enxofre é absorvido levou a equipa a concluir que os níveis de dióxido de enxofre em Vénus eram demasiado baixos para contabilizar o sinal a 266,94 gigahertz, e que devia vir da fosfina.
Neste novo estudo pelo grupo liderado pela Universidade de Washington, os investigadores começaram por modelar as condições dentro da atmosfera de Vénus, usando isso como base para interpretar de forma abrangente as características que foram vistas - e não vistas - nos conjuntos de dados do Telescópio James Clerk Maxwell e do ALMA.
Esta imagem, que mostra o lado noturno de Vénus a brilhar no infravermelho, foi capturada pela sonda Akatsuki do Japão.
Crédito: JAXA/ISAS/DARTS/Damia Bouic
"Isto é conhecido como modelo de transferência radiativa e incorpora dados de várias décadas de observações de Vénus por múltiplas fontes, incluindo observatórios aqui na Terra e missões espaciais como a Venus Express," disse o autor principal Andrew Lincowski, investigador no Departamento de Astronomia da Universidade de Washington.
A equipa usou esse modelo para simular sinais da fosfina e do dióxido de enxofre para diferentes níveis da atmosfera de Vénus, e como esses sinais seriam captados pelo Telescópio James Clerk Maxwell e pelo ALMA nas suas configurações de 2017 e 2019. Com base na forma do sinal de 266,94 gigahertz captado pelo Telescópio James Clerk Maxwell, a absorção não vinha da camada de nuvens de Vénus, relata a equipa. Ao invés, a maior parte do sinal observado tinha origem a cerca de 80 km ou mais acima da superfície, na mesosfera de Vénus. A essa altitude, os elementos químicos agressivos e a radiação ultravioleta destruiriam as moléculas de fosfina em segundos.
"A fosfina na mesosfera é ainda mais frágil do que a fosfina nas nuvens de Vénus," disse Meadown. "Se o sinal do Telescópio James Clerk Maxwell fosse da fosfina na mesosfera, então para levar em conta a força do sinal e a vida sub-segundo da substância a essa altitude, a fosfina teria que ser entregue à mesosfera a cerca de 100 vezes a taxa do oxigénio bombeado para a atmosfera da Terra pela fotossíntese."
Os investigadores também descobriram que os dados do ALMA provavelmente subestimaram significativamente a quantidade de dióxido de enxofre na atmosfera de Vénus, uma observação que a equipa do Reino Unido usou para afirmar que a maior parte do sinal de 266,94 gigahertz era proveniente da fosfina.
"A configuração das antenas do ALMA durante as observações de 2019 tem um efeito colateral indesejável: os sinais dos gases que podem ser encontrados em quase todos os lugares da atmosfera de Vénus - como o dióxido de enxofre - emitem sinais mais fracos do que os gases distribuídos a uma escala menor," disse o coautor Alex Akins, investigador no JPL.
Este fenómeno, conhecido como diluição da linha espectral, não teria afetado as observações do Telescópio James Clerk Maxwell, levando a uma subestimação de quanto dióxido de enxofre estava a ser visto pelo telescópio.
"Eles inferiram uma baixa deteção de dióxido de enxofre por causa do sinal artificialmente fraco do ALMA," disse Lincowski. "Mas os nossos modelos sugerem que os dados da linha diluída do ALMA ainda seriam consistentes com quantidades típicas ou até mesmo grandes quantidades de dióxido de enxofre, o que podia explicar totalmente o sinal observado pelo Telescópio James Clerk Maxwell."
"Quando esta nova descoberta foi anunciada, a baixa abundância relatada do dióxido de enxofre estava em desacordo com o que já sabíamos sobre Vénus e sobre as suas nuvens," disse Meadows. "O nosso novo trabalho fornece uma estrutura completa que mostra como as quantidades típicas de dióxido de enxofre na mesosfera de Vénus podem explicar tanto as deteções do sinal como as não-deteções nos dados do Telescópio James Clerk Maxwell e do ALMA, sem a necessidade da fosfina."
Com equipas científicas de todo o mundo a prosseguir com novas observações deste vizinho planetário envolto em nuvens, este novo estudo fornece uma explicação alternativa para a alegação de que algo geológico, químico ou biológico devia estar a gerar fosfina nas nuvens. Mas embora este sinal pareça ter uma explicação mais simples - com uma atmosfera tóxica, uma pressão avassaladora e as temperaturas mais quentes do nosso Sistema Solar à exceção do Sol - Vénus permanece um mundo de mistérios, com muito ainda por explorar.
Medições da luz intraenxame sugerem possível ligação com a matéria escura
Uma combinação de dados observacionais e simulações sofisticadas de computador deu passos em frente num campo da astrofísica com poucos avanços no último meio século. O DES (Dark Energy Survey), com sede no Laboratório Nacional do Acelerador Fermi do Departamento de Energia dos EUA, publicou uma série de novos resultados sobre o que é chamado de ICL ("intracluster light", luz intraenxame em português), um tipo ténue de luz encontrada dentro de enxames galácticos.
A primeira vaga de novas medições precisas da ICL apareceu num artigo publicado na revista The Astrophysical Journal em abril de 2019. Outro apareceu mais recentemente na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Numa descoberta surpreendente deste último trabalho, os físicos do DES descobriram novas evidências de que a ICL pode fornecer uma nova maneira de medir uma substância misteriosa chamada matéria escura.
À esquerda temos uma imagem simulada na qual a luz intraenxame é visível como uma neblina difusa entre picos discretos de brilho - as galáxias. Em observações, como as da direita, esta componente de luz intraenxame é amplamente abafada pelo ruído.
Crédito: esquerda - Jesse Golden-Marx; simulação por The IllustrisTNG; direita - DES e Yuanyuan Zhang
A fonte da ICL parece ser estrelas errantes, aquelas que não estão gravitacionalmente ligadas a nenhuma galáxia. Há muito que se suspeita que a ICL seja um componente significativo dos enxames de galáxias, mas o seu brilho fraco torna-a difícil de medir. Ninguém sabe quanto existe ou até que ponto se espalhou pelos enxames galácticos.
"Observacionalmente, descobrimos que a luz intraenxame é um marcador radial muito bom da matéria escura. Isto significa que a luz intraenxame é relativamente brilhante, a matéria escura é relativamente densa," disse Yuanyuan Zhang, cientista do Fermilab que liderou ambos os estudos. "Apenas medir a própria ICL é excitante. A parte da matéria escura é uma descoberta fortuita. Não é o que esperávamos."
Embora invisível, a matéria escura é responsável pela maior parte da matéria no Universo. Em que consiste a matéria escura é um dos maiores mistérios da cosmologia moderna. Os cientistas sabem apenas que difere muito da matéria normal que consiste dos protões, neutrões e eletrões que dominam a vida quotidiana.
Mas a ICL, não a matéria escura, estava inicialmente na agenda da equipa de investigação. A maioria dos astrofísicos mede a luz intraenxame no centro de um enxame de galáxias, onde é mais brilhante e abundante.
"Nós fomos para muito longe dos centros dos enxames galácticos, onde a luz é muito fraca," disse Zhang. "E quanto mais nos afastávamos do centro, mais difícil se tornava a medição."
No entanto, os colaboradores do DES conseguiram obter a medição da ICL mais radialmente estendida de todos os tempos.
A equipa usou lentes gravitacionais fracas para comparar a distribuição radial da ICL - como muda com a distância ao centro de um enxame - com a distribuição radial da massa de um enxame de galáxias. A lente fraca é um método sensível à matéria escura para medir a massa de uma galáxia ou enxame. Ocorre quando a gravidade de uma estrela ou enxame em primeiro plano desvia a luz de uma galáxia mais distante, distorcendo a sua forma aparente.
Descobriu-se observacionalmente que a ICL reflete a distribuição tanto da massa visível total de um enxame galáctico quanto, possivelmente, a distribuição da matéria escura invisível.
"Não esperávamos encontrar uma ligação tão íntima entre estas distribuições radiais, mas encontrámos," disse Hillysson Sampaio-Santos, autor principal do novo artigo científico.
Comparando observações com simulações
Para obter mais informações, a equipa usou uma sofisticada simulação de computador para estudar a relação entre a ICL e a matéria escura. Descobriram que os perfis radiais entre os dois fenómenos na simulação não estavam de acordo com os dados observacionais. Na simulação, "o perfil radial da ICL não era o melhor componente para rastrear a matéria escura," disse Sampaio-Santos, do Observatório Nacional no Rio de Janeiro, Brasil.
Zhang observou que é muito cedo para dizer exatamente o que causou o conflito entre observação e simulação.
"Se a simulação não tivesse dado certo, podia significar que a luz intraenxame simulada é produzida num momento ligeiramente diferente do que nas observações. As estrelas simuladas não tiveram tempo suficiente para vaguear e começar a traçar a matéria escura," acrescentou.
Sampaio-Santos observou que mais estudos da ICL podem fornecer informações sobre a dinâmica que ocorre dentro dos enxames de galáxias, incluindo interações que libertam gravitacionalmente algumas das suas estrelas, permitindo-lhes vaguear.
"Estou a planear estudar a luz intraenxame e os efeitos do relaxamento," ou desta libertação, disse. Por exemplo, alguns enxames fundiram-se. Estes enxames fundidos devem ter luz intraenxame com propriedades diferentes da ICL comparada com enxames "relaxados".
Melhorando os sinais em conjuntos de dados ruidosos
A ICL que a equipa mediu é cerca de cem a mil vezes mais ténue do que a que os cientistas do DES normalmente tentam medir. Isto significa que a equipa teve que lidar com muito ruído e contaminação no sinal.
O aspeto técnico da proeza foi desafiador, disse Zhang, "mas como tínhamos muitos dados do DES, conseguimos cancelar muito ruído para fazer este tipo de medição. É uma média estatística."
Os astrofísicos normalmente fazem medições da ICL usando um punhado de enxames galácticos de cada vez.
"Esta é uma ótima maneira de obter informações sobre os sistemas individuais," disse Zhang.
Para obter uma imagem maior e para reduzir o ruído, a equipa do DES calculou estatisticamente uma média de 300 enxames de galáxias no primeiro estudo e mais de 500 enxames no segundo. Todos eles estão a alguns milhares de milhões de anos-luz da Terra.
Para filtrar o sinal do ruído de cada enxame são necessários muitos dados, que é exatamente o que o DES gerou. No início de 2019, o DES completou a sua missão de seis anos de observar centenas de milhões de galáxias distantes nos céus do hemisfério sul e publicou este mês o seu segundo lançamento de dados.
As medições da ICL sondam enxames que estão até 3,3 mil milhões de anos-luz da Terra. Em estudos futuros, Zhang gostaria de estudar a evolução do desvio para o vermelho da ICL - como muda com o tempo cósmico.
"O meu sonho é chegar ao desvio para o vermelho 'um' - 10 mil milhões de anos-luz," comentou Zhang. "Os estudos dizem que é quando a ICL começa a evoluir."
Indo tão longe permitiria com que os cientistas vissem a construção da ICL ao longo do tempo.
"Mas isto é incrivelmente difícil porque está três vezes mais longe do que a distância das nossas últimas medições, de modo que tudo aí será extremamente ténue," concluiu.
Explicação alternativa para a formação do Sistema Solar: teve duas etapas
Planetas terrestres vs. gigantes de gás e gelo: uma nova teoria que explica porque é que o Sistema Solar interior é tão diferente das regiões exteriores vai contra a sabedoria predominante. A teoria foi proposta por um grupo internacional de investigadores.
A formação do Sistema Solar em duas populações planetárias distintas. Os protoplanetas terrestres internos acretaram mais cedo, os planetas do Sistema Solar exterior começaram a acretar mais tarde.
Crédito: Mark A. Garlick/markgarlick.com
Mercúrio, Vénus, a Terra e Marte no Sistema Solar interior são planetas relativamente pequenos e secos, ao contrário de Júpiter, Saturno, Úrano e Neptuno nas regiões exteriores, planetas que contêm quantidades muito maiores de elementos voláteis. "Nos últimos anos, também descobrimos outra grande diferença entre as duas partes do Sistema Solar," diz Maria Schönbächler, professora no Instituto de Geoquímica e Petrologia da Universidade de Zurique, continuando: "Os meteoritos têm uma 'impressão digital' diferente dependendo se tiveram origem no Sistema Solar interior ou exterior." A sua origem determina o conteúdo isotópico dos meteoritos. Os isótopos são átomos distintos de um determinado elemento, que partilham o mesmo número de protões nos seus núcleos, mas variam no número de neutrões.
A explicação atual para as diferenças na composição química dos planetas e meteoritos é a seguinte: há 4,5 mil milhões de anos, à medida que o Sistema Solar se formava a partir de um disco de gás e poeira, o planeta Júpiter foi o primeiro a desenvolver-se. Este dividiu o disco numa região interna e noutra externa e bloqueou a troca de materiais entre as duas.
"Como um grupo de investigadores, colaborando numa série de disciplinas, desenvolvemos um novo modelo de formação planetária. Fornece uma explicação alternativa para as diferenças nos isótopos, e Júpiter não desempenha um papel," explica Schönbächler. A ideia da nova teoria surgiu por meio da colaboração entre cientistas do Instituto Federal de Tecnologia de Zurique e da Universidade de Zurique no NCCR (National Centre of Competence in Research) PlanetS, da qual Schönbächler faz parte. Agora, a equipa internacional publicou o seu trabalho na revista Science.
Duas ondas de formação em diferentes pontos no tempo
"Usámos simulações de computador para calcular o que podia ter acontecido no início do Sistema Solar," diz Tim Lichtenberg da Universidade de Oxford, autor principal do estudo e ex-membro do NCCR PlanetS, que fez o seu doutoramento no Instituto Federal de Tecnologia de Zurique.
De acordo com estas simulações, o Sistema Solar interior e o Sistema Solar exterior foram formados em duas ondas separadas e em dois momentos diferentes. Muito cedo, quando o disco original de poeira e gás, bem como o Sol, ainda estavam a formar-se, surgiram os primeiros blocos de construção dos planetas interiores - os especialistas referem-se a estas peças, que medem cerca de 100 km, como planetesimais. Aqui a chamada linha da neve desempenha um papel fundamental, que se formou a uma certa distância do Sol ainda muito jovem. Dentro desta linha da neve, a água existia como vapor, enquanto a água para lá transformava-se em cristais de gelo. Logo do lado de fora da linha da neve, parte do vapor de água condensou-se em grãos de poeira, que se agregaram para formar os primeiros planetesimais.
"Estes eram extremamente ricos em água," explica Lichtenberg, acrescentando: "Isto é uma grande surpresa, porque significa que a Terra deveria ter retido muito mais água e, portanto, hoje deveria parecer-se mais com um cometa." Aqui, também, a nova teoria fornece uma explicação: o disco de poeira continha o isótopo radioativo alumínio-26, que os blocos de construção planetária herdaram. Tem uma meia-vida de 700.000 anos e liberta uma grande quantidade de energia à medida que se decompõe - o suficiente para aquecer planetesimais por dentro e derretê-los. Isto levou à formação de núcleos de ferro e à evaporação da água e de outros elementos voláteis.
Linha da neve moveu-se para fora
"No nosso modelo, depois da formação dos primeiros planetesimais no Sistema Solar interior, nada aconteceu durante cerca de meio milhão de anos," explica Lichtenberg. Surgiu então uma segunda onda de formação planetesimal, só que desta vez no Sistema Solar exterior. Com o aquecimento do disco de gás e poeira, a linha da neve moveu-se para fora, e as partículas de poeira que se moviam em direção ao Sol ficaram retidas na nova fronteira. Os investigadores descrevem-na como um "engarrafamento", que deu origem a novos planetesimais. "A formação dos planetas no Sistema Solar exterior começou mais tarde, mas também terminou mais depressa; os planetas interiores precisaram de muito mais tempo," acrescentou Lichtenberg. Dado que o segundo processo começou mais tarde, uma grande parte do alumínio-26 radioativo já havia decaído, o que significa que uma quantidade mais pequena de elementos voláteis evaporou. Como resultado, a região externa viu a formação de gigantes de gás e gelo como Júpiter, Saturno ou Úrano.
Nova combinação de dados atuais
"O nosso modelo também lança uma nova luz sobre o crescimento dos planetesimais originais no Sistema Solar interior, que continuaram até formar os planetas terrestres como a nossa Terra," diz Schönbächler. De acordo com o modelo, a fase inicial foi dominada por colisões entre os planetesimais. Mais tarde, a gravidade destes corpos fez com que atraíssem e acumulassem partículas de poeira num processo que os especialistas chamam de "acreção de seixos". Seguiu-se outra fase de colisões até ao fim do processo de formação da Terra, quando colidiu com um último grande pedaço. Este impacto fez com que o jovem planeta ejetasse material que acabou por formar a Lua. As simulações também ilustram como os planetas migraram para mais perto do Sol à medida que se formavam, antes de se estabelecerem nas órbitas que vemos hoje.
"No nosso estudo, propomos um cenário geral que reproduz a composição e a história da formação do Sistema Solar," diz Lichtenberg. E, de facto, os cálculos de computador correspondem aos dados de análises de meteoritos e observações astronómicas. "Esta combinação de dados atuais de meteoritos e modelos de desenvolvimento é nova," diz Schönbächler, "e estou encantada com a forma como tudo se alinha."
Cientistas descobrem que buracos negros podem atingir tamanhos "estupidamente grandes" (via Universidade Queen Mary de Londres)
Um estudo recente sugere a possível existência de buracos negros estupendamente grandes, até maiores do que os buracos negros supermassivos já observados nos centros de galáxias. A existência deste tipo de buracos negros poderá fornecer aos investigadores uma ferramenta poderosa para testes cosmológicos e para melhorar a nossa compreensão do início do Universo. Ler fonte
Nova galáxia lança luz sobre a formação das estrelas (via Universidade de Bath)
Sabemos muito sobre as galáxias. Sabemos, por exemplo, que as suas estrelas são formadas por uma mistura de poeira estelar velha e moléculas suspensas em gás. No entanto, o que permanece um mistério é o processo que leva a que estes elementos simples se agreguem para formar uma nova estrela. Uma equipa de cientistas deu passos significativos em direção a compreender como o conteúdo gasoso de uma galáxia se torna organizado numa nova geração de estrelas. Ler fonte
"Auto-estrada" magnética abre caminho para fora da Galáxia do Charuto (via NASA)
O que é que está a alimentar a ejeção massiva de gás e poeira da Galáxia do Charuto, também conhecida como Messier 82? Sabemos que milhares de estrelas nascentes estão a conduzir um poderoso supervento que está a soprar matéria para o espaço intergaláctico. Uma nova investigação mostra que os campos magnéticos também contribuem para a expulsão de material de Messier 82, um exemplo bem conhecido de uma galáxia com formação estelar explosiva com uma forma distinta e alongada. Ler fonte
Álbum de fotografias - Ampliação de Messier 66
(clique na imagem para ver versão maior)
Crédito: NASA, ESA, Hubble; Processamento e Direitos de Autor: Leo Shatz
A grande e bela galáxia espiral Messier 66 fica a apenas 35 milhões de anos-luz de distância. O maravilhoso universo-ilha mede cerca de 100 mil anos-luz em diâmetro, semelhante em tamanho à Via Láctea. Esta ampliação reprocessada de uma imagem obtida pelo Telescópio Espacial Hubble abrange uma região com cerca de 30.000 anos-luz de largura em redor do núcleo galáctico. Mostra o disco da galáxia dramaticamente inclinado em relação à nossa linha de visão. Em torno do seu núcleo brilhante, o provável lar de um buraco negro supermassivo, correntes obscurantes de poeira e jovens enxames estelares azuis varrem os braços espirais pontilhados com o brilho revelador de regiões cor-de-rosa de formação estelar. Messier 66, também conhecida como NGC 3627, é a mais brilhante das três galáxias que estão a interagir gravitacionalmente conhecidas como Tripleto de Leão.
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