V745 Sco: DUAS ESTRELAS TRES DIMENSÕES E MUITA ENERGIA

Um novo modelo 3D de uma explosão do sistema V745 Sco ajuda os astrônomos a aprender mais sobre esse sistema volátil.
V745 Sco é um sistema binário onde um gigante vermelho e uma estrela anã branca estão em uma órbita muito próxima uma em torno da outra.
As intensas forças gravitacionais da anã branca puxam as camadas externas do anão vermelho para a superfície da estrela menor, provocando explosões.
Os astrônomos observaram o V745 Sco cerca de duas semanas após a explosão mais recente em 2014 com a Chandra, permitindo que eles gerassem este novo modelo 3D.
Durante décadas, os astrônomos sabem sobre explosões irregulares do sistema de estrelas duplas V745 Sco, que está localizado a cerca de 25 mil anos-luz da Terra. Os astrônomos foram surpreendidos quando as explosões anteriores deste sistema foram vistas em 1937 e 1989. Quando o sistema entrou em erupção em 6 de fevereiro de 2014, os cientistas estavam prontos para observar o evento com um conjunto de telescópios, incluindo o Observatório de raios-X Chandra da NASA .
V745 Sco é um sistema de estrela binária que consiste em uma estrela gigante vermelha e uma anã branca trancada pela gravidade. Esses dois objetos estelares orbitam tão próximos um do outro que as camadas externas do gigante vermelho são afastadas pela intensa força gravitacional da anã branca. Este material gradualmente cai na superfície da anã branca. Ao longo do tempo, material suficiente pode se acumular na anã branca para desencadear uma explosão termonuclear colossal, causando um dramático brilho do binário chamado nova . Os astrônomos viram a V745 Sco desaparecer por um fator de mil luz óptica ao longo de cerca de 9 dias.
Os astrônomos observaram o V745 Sco com Chandra um pouco mais de duas semanas após a explosão de 2014. A sua principal descoberta foi que a maioria do material ejetado pela explosão estava se movendo em nossa direção. Para explicar isso, uma equipe de cientistas do INAF-Osservatorio Astronomico de Palermo, da Universidade de Palermo e do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics construiu um modelo de computador tridimensional (3D) da explosão e ajustou o modelo até ele explicou as observações. Neste modelo, eles incluíam um grande disco de gás frio em torno do equador do binário causado pela anã branca puxando um vento de gás que circulava longe do gigante vermelho.
Os cálculos do computador mostraram que a onda de explosão da nova explosão e o material ejetado provavelmente foram concentrados ao longo dos pólos norte e sul do sistema binário. Esta forma foi causada pela onda de explosão que bateu no disco de gás fresco ao redor do binário. Essa interação fez com que a onda de explosão e o material ejetado diminuíssem ao longo da direção desse disco e produziriam um anel em expansão de gás emissor de raios-X quente. Os raios-X do material que se afastava de nós foram principalmente absorvidos e bloqueados pelo material se movendo em direção à Terra, explicando por que parecia que a maioria do material estava se movendo em nossa direção.
Na figura (foto acima) mostrando o novo modelo 3D da explosão, a onda de explosão é amarela, a massa ejetada pela explosão é roxa e o disco do material mais frio, que é principalmente intocado pelos efeitos da onda explosiva, é azul. A cavidade visível no lado esquerdo do material ejetado (veja a versão rotulada) é o resultado da destruição da superfície da anã branca sendo mais lenta quando atinge o gigante vermelho. Abaixo está uma imagem óptica do Siding Springs Observatory na Austrália.
Óptico

Uma quantidade extraordinária de energia foi liberada durante a explosão, equivalente a cerca de 10 milhões de trilhões de bombas de hidrogênio. Os autores estimam que o material que pesava cerca de um décimo da massa da Terra foi ejetado.
Enquanto esse ermo de tamanho estelar era impressionante, a quantidade de massa expulsada ainda era muito menor do que a quantidade que os cientistas calculam é necessária para desencadear a explosão. Isso significa que, apesar das explosões recorrentes, uma quantidade substancial de material está acumulando na superfície da anã branca. Se material suficiente acumulado, a anã branca pode sofrer uma explosão termonuclear e ser completamente destruída. Os astrônomos usam essas chamadas supernovas tipo Ia como marcadores de distância cósmicos para medir a expansão do Universo.
Os cientistas também conseguiram determinar a composição química do material expulso pela nova. A análise desses dados implica que a anã branca é composta principalmente por carbono e oxigênio.
Também foi criada uma impressão 3D do modelo (foto abaixo). Esta impressão em 3D foi simplificada e impressa em duas partes, a onda de explosão (mostrada aqui em cinza) e o material ejetado (mostrado aqui em amarelo).
V745

Um artigo descrevendo esses resultados foi publicado nos Avisos Mensais da Royal Astronomical Society e está disponível on-line .
Os autores são Salvatore Orlando do INAF-Osservatorio Astronomico de Palermo na Itália, Jeremy Drake do Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics em Cambridge, MA e Marco Miceli da Universidade de Palermo.
O Centro de Vôos Espaciais Marshall da Nasa em Huntsville, Alabama, administra o programa de Chandra para a Direcção da Missão de Ciências da NASA em Washington. O Smithsonian Astrophysical Observatory em Cambridge, Massachusetts, controla a ciência e operações de vôo de Chandra.

ALMA DESCOBRE RESERVATÓRIOS DE GÁS FRIO ESCONDIDOS EM GALÁXIAS DISTANTES

O ALMA detectou reservatórios turbulentos de gás frio em torno de galáxias distantes com formação estelar explosiva. Ao detectar CH+ pela primeira vez, este trabalho abre uma nova janela na exploração de uma época crítica de formação estelar no Universo. A presença deste íon lança uma nova luz sobre como é que as galáxias conseguem estender o seu período de formação estelar rápida. Os resultados foram publicados hoje na revista Nature.
Uma equipe liderada por Edith Falgarone (Ecole Normale Supérieure e Observatoire de Paris, França) utilizou o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) para detectar assinaturas do íon de hidreto de carbono CH+ em galáxias distantes com formação estelar explosiva. O grupo de pesquisadores identificou os fortes sinais de CH+ em cinco das seis galáxias estudadas, incluindo a Pestana Cósmica (eso1012). Este trabalho fornece novas informações que ajudam os astrônomos a compreender melhor o crescimento das galáxias e como é que o meio que envolve estes objetos alimenta a formação estelar.

“O CH+ é um íon especial. Precisa de muita energia para se formar e é muito reativo, o que significa que o seu tempo de vida é muito curto e não pode ser transportado para muito longe. 
Por isso, o CH+ mostra-nos como é que a energia flui nas galáxias e no meio ao seu redor” diz Martin Zwaan, astrônomo do ESO, que contribuiu para o artigo científico que descreve os resultados.
Para percebermos como é que o CH+ rastreia a energia podemos fazer uma analogia com estar num barco num oceano tropical durante uma noite escura e sem Lua. Quando as condições são apropriadas, o plâncton fluorescente pode iluminar a região em redor do barco à medida que este avança. A turbulência causada pelo barco deslizando na água excita o plâncton, que emite luz, revelando assim a presença de regiões turbulentas na água escura por baixo de nós. Uma vez que o CH+ se forma exclusivamente em pequenas áreas onde os movimentos turbulentos do gás se dissipam, a sua detecção rastreia essencialmente a energia em escala galáctica.
O CH+ observado revela densas ondas de choque, alimentadas por ventos galácticos rápidos e quentes que têm origem nas regiões de formação estelar das galáxias. Estes ventos fluem ao longo da galáxia e empurram o material para fora desta, no entanto os seus movimentos turbulentos são tais que parte deste material pode ser de novo capturado pela atração gravitacional da própria galáxia. A matéria aglomera-se em enormes reservatórios turbulentos de gás frio de baixa densidade, estendendo-se mais de 30 mil anos-luz a partir da região de formação estelar da galáxia.
“Com o CH+ aprendemos que a energia está armazenada no interior de vastos ventos do tamanho de galáxias e que termina como movimentos turbulentos em reservatórios invisíveis de gás frio que rodeiam a galáxia,” disse Falgarone, autor principal do novo artigo científico. “Os nossos resultados desafiam a teoria de evolução galáctica. Ao dar origem a turbulência nos reservatórios, estes ventos galácticos aumentam a fase de formação estelar explosiva, em vez de a extinguirem.”
A equipe determinou que os ventos galácticos não podem por si próprios alimentar os reservatórios gasosos recentemente descobertos, sugerindo que a massa vem de fusão ou acreção galácticas de correntes de gás escondidas, como previsto pela atual teoria.
“Esta descoberta representa um enorme passo em frente na nossa compreensão de como o fluxo de material é regulado em torno das galáxias com a mais intensa formação estelar explosiva do Universo primordial,” disse o Diretor de Ciência do ESO, Rob Ivison, co-autor do novo artigo. “Este trabalha demonstra bem o que pode ser alcançado quando cientistas de uma variedade de áreas se juntam para explorar as capacidades de um dos mais poderosos telescópios do mundo.”

MUNDO INFERNAL COM CÉU DE TITANIO

O VLT do ESO faz a primeira detecção de óxido de titânio num exoplaneta
Astrônomos usaram o Very Large Telescope do ESO para detectar pela primeira vez óxido de titânio na atmosfera de um exoplaneta. Esta descoberta feita em torno do planeta do tipo Júpiter quente chamado WASP-19b fez uso do poder do instrumento FORS2, tendo-nos fornecido informações únicas sobre a composição química e a estrutura de temperatura e pressão na atmosfera deste mundo quente e incomum. Os resultados foram publicados hoje na revista Nature.
Uma equipe de astrônomos liderada por Elyar Sedaghati, um bolsista do ESO recentemente graduado pela TU Berlim, examinou a atmosfera do exoplaneta WASP-19b com o maior detalhe conseguido até hoje. Este planeta notável tem aproximadamente a mesma massa de Júpiter, mas encontra-se tão perto da sua estrela hospedeira que completa uma órbita em apenas 19 horas. Estima-se que a sua atmosfera tenha uma temperatura de cerca de 2000 graus Celsius.
Quando WASP-19b passa em frente da sua estrela hospedeira, parte da luz estelar atravessa a atmosfera do planeta, deixando assinaturas sutis na luz que chega eventualmente à Terra. Ao usar o instrumento FORS2 montado no Very Large Telescope, a equipe conseguiu analisar cuidadosamente esta luz e deduzir que a atmosfera contém pequenas quantidades de óxido de titânio, água e vestígios de sódio, além de uma forte neblina global de dispersão.
“A detecção de tais moléculas não é fácil,” explica Elyar Sedaghati, que passou dois anos como estudante do ESO trabalhando neste projeto. “Além de dados de qualidade excepcional, precisamos ainda realizar uma análise muito sofisticada. Usamos um algoritmo que explora muitos milhões de espectros, que cobrem uma grande variedade de composições químicas, temperaturas e propriedades de nuvens ou neblinas, de modo a tirar as nossas conclusões.”
O óxido de titânio é raramente visto na Terra. Sabe-se que existe em atmosferas de estrelas frias. Nas atmosferas de planetas quentes como WASP-19b, esta molécula atua como um absorvedor de calor. Se estiverem presentes em grandes quantidades, estas moléculas impedem o calor de entrar ou escapar da atmosfera, levando a uma inversão térmica — a temperatura apresenta-se mais elevada na atmosfera superior e mais baixa na inferior, ou seja, o contrário do que acontece numa situação normal. O ozônio desempenha um papel semelhante na atmosfera terrestre, causando uma inversão na estratosfera.
“A presença de óxido de titânio na atmosfera de WASP-19b tem efeitos substanciais na estrutura da temperatura atmosférica e na circulação,” explica Ryan MacDonald, outro membro da equipe e astrônomo da Universidade de Cambridge, Reino Unido. ”Conseguir estudar exoplanetas com este nível de detalhe é muito promissor e excitante.”
Os astrônomos coletaram observações de WASP-19b durante um período de mais de um ano. Ao medir as variações relativas do raio do planeta em diferentes comprimentos de onda da luz que passa através da atmosfera do exoplaneta e comparando-as aos modelos atmosféricos, os pesquisadores puderam extrapolar diferentes propriedades, tais como o conteúdo químico da atmosfera do exoplaneta.
Esta nova informação sobre a presença de óxidos de metal, tais como o óxido de titânio e outras substâncias, permitirá uma modelagem muito melhor das atmosferas de exoplanetas. Olhando para o futuro, quando os astrônomos conseguirem observar atmosferas de planetas possivelmente habitáveis, estes modelos melhorados darão uma ideia muito melhor de como interpretar tais observações.
“Esta importante descoberta é o resultado de uma renovação do instrumento FORS2, feita exatamente para este efeito,” acrescenta o membro da equipe Henri Boffin do ESO, que liderou o projeto de renovação. “Desde essa altura, o FORS2 tornou-se o melhor instrumento para realizar este tipo de estudos a partir do solo.”

ESTRELA ENVELHECENDO SOPRA BOLHA DIFUSA

Astrônomos usaram o ALMA para capturar esta bela imagem de uma delicada bolha de material expelido pela exótica estrela vermelha U Antliae. 
Estas observações irão ajudar os astrônomos a compreender melhor como é que as estrelas evoluem durante as fases finais do seu ciclo de vida.
Na fraca constelação austral da Máquina Pneumática, um observador cuidadoso munido de binóculos poderá ver uma estrela muito vermelha, que varia ligeiramente em brilho de semana para semana. Esta estrela muito incomum chama-se U Antliae e novas observações obtidas com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) revelam uma concha esférica bastante fina à sua volta.
U Antliae  é uma estrela de carbono, isto é, uma estrela evoluída, luminosa e fria do ramo assintótico das gigantes. Há cerca de 2700 anos, U Antliae sofreu um período curto de perda de massa rápida. Durante este período de apenas algumas centenas de anos, o material que compõe a concha, que agora observamos nos novos dados ALMA, foi ejetado a alta velocidade. A análise detalhada desta concha mostrou também a existência de nuvens de gás finas e esparsas, as chamadas subestruturas filamentares.
Esta imagem se tornou possível devido à capacidade única do rádio telescópio ALMA em criar imagens nítidas em vários comprimentos de onda. O ALMA, situado no planalto do Chajnantor no deserto chileno do Atacama, conseguiu observar a estrutura da concha da U Antliae com muito mais detalhe do que o conseguido até então.
Os novos dados ALMA não consistem apenas numa única imagem: o ALMA produz um conjunto de dados tridimensionais (um cubo de dados) com cada “fatia” correspondente a um comprimento de onda ligeiramente diferente. Devido ao efeito Doppler, cada fatia diferente do cubo de dados mostra imagens do gás deslocando-se a velocidades diferentes, aproximando-se ou afastando-se do observador. Ao dispormos de velocidades diferentes, podemos cortar a bolha cósmica em fatias virtuais, tal como uma tomografia do corpo humano feita pelo computador. A concha observada apresenta-se simetricamente bastante redonda e muito fina, o que faz dela uma estrutura notável.
Compreender a composição química das conchas e atmosferas destas estrelas, e saber como é que estas conchas se formam por perda de massa, é importante para compreendermos como é que as estrelas, e consequentemente as galáxias, evoluíram no Universo primordial. Conchas como a que observamos em torno de U Antliae mostram uma enorme variedade de componentes químicos baseados no carbono e em outros elementos. Estas conchas ajudam igualmente a reciclar matéria, contribuindo com até 70% da poeira do meio interestelar.

UMA VISÃO DUPLA

A cerca de 95 milhões de anos-luz de distância, na constelação do Oitante, situa-se NGC 7098 uma galáxia espiral intrigante com vários grupos de estruturas duplas. 
O primeiro destes grupos é o duo de estruturas em forma de anel que se enrolam à volta do coração nebuloso da galáxia, os braços espirais de NGC 7098. Esta região central abriga uma segunda estrutura dupla: uma barra dupla.
NGC 7098 também desenvolveu estruturas chamadas ansas, visíveis sob a forma de traços pequenos e brilhantes situados em cada ponta da região central. As ansas são áreas visíveis de grande densidade e que normalmente tomam formas lineares, circulares ou em nó, podendo ser encontradas nas extremidades dos sistemas de anéis planetários, em nuvens difusas e, como é o caso de NGC 7098, em partes de galáxias que estão repletas de estrelas.
Esta imagem foi criada a partir de dados obtidos pelo instrumento FORS (FOcal Reducer and low dispersion Spectrograph), instalado no Very Large Telescope do ESO no Observatório do Paranal. Também está visível na imagem um conjunto de galáxias distantes, sendo a mais proeminente uma pequena galáxia espiral vista de perfil do lado esquerdo de NGC 7098, chamada ESO 048-G007.
Crédito: ESO

FAXINA ESTELAR NUM SISTEMA BEBÊ

Esta imagem mostra o disco empoeirado que rodeia a estrela jovem isolada HD 169142. O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) obteve esta imagem de alta resolução do disco, ao capturar os fracos sinais dos grãos de poeira milimétricos que o constituem. Os anéis são faixas espessas de poeira, separadas por acentuados espaços vazios.
Preparado para estudar a poeira e gás frios de sistemas como HD 169142, os olhos aguçados do ALMA têm revelado a estrutura de muitos sistemas estelares bebês com semelhantes cavidades e espaços vazios. Foram já propostas uma variedade de teorias para explicar estes sistemas — tais como turbulência causada por instabilidades magneto-rotacionais, ou fusão de grãos de poeira — mas a mais plausível é que estes espaços vazios pronunciados sejam causados por protoplanetas gigantes.
Quando os sistemas planetários se formam, o gás e a poeira coalescem para formar planetas. Estes planetas “limpam” depois de forma eficaz as suas órbitas dos restos de gás e poeira, levando este material a colocar-se em faixas bem definidas. Os espaços vazios pronunciados que vemos nesta imagem são consistentes com a presença de múltiplos protoplanetas  uma descoberta que está de acordo com outros estudos deste sistema feitos no óptico e no infravermelho.
A observação de discos protoplanetários empoeirados feita com o ALMA permite aos astrônomos investigar os primeiros passos da formação de planetas com o intuito de compreenderem melhor os caminhos evolutivos destes sistemas bebês.
Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/ Fedele et al.

PROTO ESTRELA BRILHA INTERNAMENTE ALTERANDO A FORMA DA SUA MATERNIDADE ESTELAR

Esta imagem, obtida pelo Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), instalado no Chile, mostra poeira resplandescente no interior do proto aglomerado NGC 6334l. 
Com o auxílio do ALMA e do Submillimeter Array (SMA) instalado no Havaí, astrônomos estudaram esta nuvem de formação estelar situada na Nebulosa da Pata do Gato (NGC 6334) e aperceberam-se de que algo dramático ocorreu, o que levou à alteração da forma desta maternidade estelar num espaço de tempo surpreendentemente curto.
Sabe-se que as estrelas se formam no interior dos proto aglomerados, quando bolsões de gás se tornam tão densos que começam a colapsar sob o efeito da sua própria gravidade. À medida que o tempo passa, formam-se discos de poeira e gás em volta destas estrelas bebês, discos estes que deslocam material para as superfícies estelares, ajudando as estrelas a crescer.
No entanto, esta nova imagem do ALMA mostra uma protoestrela massiva, aninhada profundamente nesta maternidade estelar poeirenta, que está sofrendo um intenso surto de crescimento, muito provavelmente causado por uma avalanche de gás “caindo” na sua superfície. Este novo material “alimenta-a”, fazendo com que a protoestrela brilhe cem vezes mais intensamente do que anteriormente. Esta descoberta apoia a teoria de que estrelas jovens podem sofrer intensos surtos de crescimento, modificando assim o meio que as envolve.
Crédito: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO); C. Brogan, B. Saxton (NRAO/AUI/NSF)

ESO OBSERVA UMA ESPIRAL CELESTE DIFERENTE

Embora esta imagem pareça ser o padrão de uma concha na praia, a espiral intrigante que aqui vemos é na realidade um fenômeno astronômico da natureza. 
O Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) obteve esta imagem de um sistema estelar binário, onde duas estrelas — LL Pegasi e a sua companheira — estão presas numa valsa estelar, orbitando em torno do centro de gravidade comum. A velha estrela LL Pegasi perde material gasoso de forma contínua, à medida que se transforma numa nebulosa planetária, sendo a forma em espiral bem marcada que observamos criada pelas duas estrelas que orbitam neste gás.
A espiral tem uma dimensão de vários anos-luz e enrola-se com uma regularidade extraordinária. Baseados na taxa de expansão do gás em espiral, os astrônomos estimam que uma nova “camada” aparece a cada 800 anos — aproximadamente o mesmo tempo que as estrelas demoram a completar uma órbita em torno uma da outra.
LL Pegasi foi bem observada pela primeira vez há cerca de 10 anos, quando o Telescópio Espacial Hubble da NASA/ESA obteve uma imagem da sua estrutura em espiral quase perfeita. Foi a primeira vez que se descobriu uma estrutura espiral rodeando uma estrela velha. Agora, observações do ALMA, das quais esta imagem mostra apenas um “corte”, deram-nos uma dimensão extra ao revelar a geometria 3D perfeitamente ordenada da estrutura em espiral. Uma vista completa encontra-se disponível neste vídeo 3D.
Uma imagem adicional mostra uma composição de dados ALMA e Hubble.

MEDIÇÕES DE MATÉRIA ESCURA SÃO OBSERVADAS EM ABELL 262, ABELL 383, ABELL1413,E ABELL 2390

Um estudo novo das observações de Chandra de 13 conjuntos da galáxia testou as propriedades da matéria escura.A matéria escura é uma substância misteriosa e invisível que constitui a maioria da matéria no Universo.

Os resultados mais recentes sugerem que a matéria escura pode ter propriedades ondulatórias devido à mecânica quântica.O modelo que foi testado com dados Chandra é conhecido como matéria escura "fuzzy".

Os astrônomos usaram dados do Observatório Chandra de raios-X da NASA para estudar as propriedades da matéria escura , a substância misteriosa e invisível que compõe a maioria da matéria no universo. O estudo, que envolve 13 aglomerados de galáxias , explora a possibilidade de que a matéria escura pode ser mais "fuzzy" do que "fria", talvez até aumentando a complexidade que envolve esse enigma cósmico.

Durante várias décadas, os astrónomos conhecem a matéria escura . Embora não possa ser observada diretamente, a matéria escura interage através da gravidade com a matéria normal, radiante (isto é, qualquer coisa feita de prótons, nêutrons e elétrons empacotados em átomos). Capitalizando essa interação, os astrônomos estudaram os efeitos da matéria escura usando uma variedade de técnicas, incluindo observações do movimento de estrelas em galáxias, o movimento de galáxias em galáxias e a distribuição de raios-X que emitem gás quente em aglomerados de galáxias . A matéria escura também deixou uma marca na radiação deixada do Big Bang há 13,8 bilhões de anos.

No entanto, os astrônomos têm lutado durante décadas para entender as propriedades detalhadas da matéria escura. Em outras palavras, eles gostariam de saber como a matéria escura se comporta em todos os ambientes e, em última instância, do que é feito.

O modelo mais popular assume que a matéria escura é uma partícula mais massiva do que um próton que é "frio", o que significa que ele se move a velocidades muito menores do que a velocidade da luz. Este modelo tem sido bem sucedido em explicar a estrutura do universo em escalas muito grandes, muito maiores que as galáxias, mas tem problemas em explicar como a matéria é distribuída nas escalas menores das galáxias.

Por exemplo, o modelo da matéria escura fria prevê que a densidade da matéria escura no centro das galáxias é muito maior do que nas regiões circunvizinhas próximas ao centro. Como a matéria normal é atraída pela matéria escura, ela também deve ter um forte pico de densidade no centro das galáxias. No entanto, os astrônomos observam que a densidade da matéria escura e normal no centro das galáxias é muito mais uniformemente espalhada. Outra questão com o modelo de matéria escura fria é que ele prevê um número muito maior de galáxias pequenas orbitando em torno de galáxias como a Via Láctea do que os astrônomos realmente vêem.

Para resolver esses problemas com o modelo de matéria escura fria, os astrônomos vêm modelos alternativos onde a matéria escura tem propriedades muito diferentes. Um desses modelos aproveita o princípio da mecânica quântica de que cada partícula subatômica tem uma onda associada a ela. Se a partícula da matéria escura tiver uma massa extremamente pequena, cerca de dez mil trilhões de trilhões de vezes menor do que a massa de um elétron, seu comprimento de onda correspondente será de cerca de 3.000 anos-luz . Esta distância de um pico da onda para outro é de cerca de um oitavo da distância entre a Terra e o centro da Via Láctea. Em contraste, o comprimento de onda mais longo da luz, uma onda de rádio, é apenas alguns quilômetros de comprimento.

Ondas de diferentes partículas nessas grandes escalas podem se sobrepor e interferir umas com as outras como ondas em um lago, agindo como um sistema quântico em escalas galácticas em vez de atômicas.

O grande comprimento de onda da onda das partículas significa que a densidade da matéria escura no centro das galáxias não pode ser fortemente atingida. Portanto, para um observador fora de uma galáxia, essas partículas pareceriam fuzzy se pudessem ser detectadas diretamente, de modo que este modelo foi chamado de "matéria escura fuzzy". Porque a matéria normal é atraída pela matéria escura, ela também se espalhará por grandes escalas. Isto explicaria naturalmente a falta de um pico forte na densidade da matéria no centro das galáxias.

Este modelo simples foi bem sucedido em explicar a quantidade ea posição da matéria escura em galáxias pequenas. Para galáxias maiores, um modelo mais complicado de matéria escura difusa tem sido necessário. Neste modelo, concentrações maciças de matéria escura podem levar a múltiplos estados quânticos (chamados "estados excitados"), nos quais as partículas de matéria escura podem ter diferentes quantidades de energia, semelhante a um átomo com elétrons em órbitas de energia mais alta. Esses estados excitados mudam a forma como a densidade da matéria escura varia com a distância do centro do aglomerado de galáxias.

Em um novo estudo, uma equipe de cientistas usou as observações de Chandra do gás quente em 13 galáxias para ver se o modelo de matéria escura fuzzy funciona em escalas maiores que a das galáxias. Eles usaram os dados de Chandra para estimar a quantidade de matéria escura em cada cluster e como a densidade dessa matéria varia com a distância do centro do aglomerado de galáxias.

O gráfico mostra quatro dos 13 aglomerados de galáxias utilizados no estudo. Os clusters são, começando no canto superior esquerdo e indo no sentido horário, Abell 262, Abell 383, Abell 1413 e Abell 2390. Em cada uma dessas imagens, os dados de raios-X de Chandra são rosa, enquanto os dados ópticos são vermelho, verde e azul.

Como com os estudos de galáxias, o modelo mais simples de matéria escura fuzzy - onde todas as partículas têm a menor energia possível - não concordou com os dados. No entanto, eles descobriram que o modelo em que as partículas tinham diferentes quantidades de energia - os "estados excitados" - concordavam com os dados, de fato, o modelo de matéria escura fuzzy pode igualar as observações destes 13 aglomerados de galáxias tão bem ou Ainda melhor do que um modelo baseado na matéria escura fria.

Este resultado mostra que o modelo de matéria escura fuzzy pode ser uma alternativa viável à matéria escura fria, mas é necessário mais trabalho para testar esta possibilidade. Um efeito importante dos estados excitados é dar ondulações, ou oscilações, na densidade da matéria escura em função da distância do centro do aglomerado. Isto produziria ondulações na densidade da matéria normal. A magnitude esperada dessas ondulações é menor do que as incertezas atuais nos dados. Um estudo mais detalhado é necessário para testar esta previsão do modelo.

Um documento descrevendo esses resultados foi recentemente aceito para publicação no Monthly Notices da Royal Astronomical Society e está disponível on-line . Os autores são Tula Bernal (Instituto Politécnico Nacional, Cidade do México), Victor Robles (Universidade da Califórnia, Irvine) e Tonatiuh Matos (Instituto Politécnico Nacional).

ESO OBSERVA UMA SUPER BOLHA CÓSMICA

O Very Large Telescope do ESO capturou esta imagem extraordinária da nebulosa que envolve o aglomerado estelar NGC 1929 situado na Grande Nuvem de Magalhães, uma galáxia satélite da nossa própria Via Láctea. 
Esta maternidade estelar é dominada por o que os astrônomos chamam uma superbolha. Este objeto está sendo esculpido tanto pelos ventos ejetados pelas estrelas brilhantes jovens como pelas ondas de choque originárias das explosões de supernovas.
A Grande Nuvem de Magalhães é uma pequena galáxia vizinha da Via Láctea. Possui muitas regiões onde nuvens de gás e poeira estão formando novas estrelas. Esta nova imagem do Very Large Telescope do ESO mostra em grande plano uma dessas regiões, situada em torno do aglomerado estelar NGC 1929. Esta nebulosa é oficialmente conhecida por LHA 120-N 44, ou apenas pelo diminutivo N 44.
As estrelas jovens quentes do NGC 1929 estão emitindo radiação ultravioleta extremamente intensa, o que faz com que o gás em sua volta brilhe. Este efeito põe em evidência a superbolha, uma vasta concha de matéria com um tamanho de cerca de 325 por 250 anos-luz. Em termos de comparação importa dizer que a estrela mais próxima do Sol se encontra a uma distância de pouco mais de quatro anos-luz.
A superbolha N 44 formou-se devido à combinação de dois processos. Primeiro, ventos estelares - correntes de partículas carregadas emitidas por estrelas muito quentes de grande massa situadas no centro do aglomerado - limparam a região central. Seguidamente, estrelas de grande massa do aglomerado explodiram como supernovas criando ondas de choque e empurrando o gás para fora formando-se assim uma bolha brilhante.
Embora a superbolha seja formada por forças destrutivas, estrelas novas estão se formando em torno dos limites onde o gás está sendo comprimido. Tal como reciclagem em escala cósmica, esta próxima geração de estrelas trará vida nova ao NGC 1929.
A imagem foi criada pelo ESO a partir de dados observacionais identificados por Manu Meijas, da Argentina, que participou no concurso de astrofotografia Tesouros Escondidos do ESO 2010. A competição foi organizada pelo ESO em Outubro e Novembro de 2010, e foi dirigida a qualquer pessoa com gosto em produzir imagens bonitas do céu ncturno utilizando dados astronômicos obtidos com telescópios profissionais.