Medindo o pulso de uma supernova - NGC 4490

Muito além, a cerca de 40 a 50 milhões de anos-luz de distância, na constelação de Canes Venetici, há um par de galáxias em interação, algumas vezes referidas como "O Casulo". Essas duas bolhas malformadas de material estelar já se aproximaram mais e agora estão se separando. Entre eles, estende-se um rastro de estrelas que se estende por cerca de 24.000 anos-luz enquanto se enfrentam exibindo suas numerosas regiões de formação de estrelas. Mas onde há vida ... Há morte. Vamos colocar o dedo no pulso de uma supernova.

As galáxias em interação NGC 4485 e NGC 4490 há muito tempo interessam aos astrônomos como um campo de estudo para análise do meio interestelar quente. Como um bom médico pesquisando todos os ângulos, o Chandra - que revela propriedades da emissão difusa de raios X dessas galáxias. "A alta resolução angular do Chandra nos permite remover fontes discretas e executar espectroscopia espacialmente resolvida para as regiões de explosão estelar e vazões associadas". diz Alexander Richings (et al). "Isso nos permite ver como as propriedades físicas do meio interestelar quente, como temperatura, densidade da coluna de hidrogênio e abundância de metais, variam ao longo dessas galáxias".

Mas um bom médico não para com apenas uma resposta - eles procuram mais - como imagens em hidrogênio alfa e com ferramentas como SCUBA e MERLIN. E eles encontraram mais? Você sabe. “Detectamos um filamento Ha emergindo do disco do NGC 4490 a uma distância projetada de 3 kpc, que possui contrapartes no rádio continuo e no Hi. A contraparte HI se estende a uma distância projetada de? A 30 kpc do NGC 4490 e argumentamos que isso é evidência de que o envelope HI gigante neste sistema tem suas origens na formação de estrelas. ” diz M.S. Clemens e P. Alexander. “Usamos dados de MERGULHO e de rádio contínuo para tentar restringir a distribuição de poeira em relação às regiões de formação estelar. Essa análise é limitada pela falta de uma estimativa independente da temperatura da poeira, algo que tanto a SIRTF quanto a SOFIA serão capazes de fornecer, no entanto, encontramos algumas evidências de que a maior parte da poeira obscurecida não está localizada nas próprias regiões HII. ”

Isso é novidade? Na verdade não. Já em 1997, os astrônomos combinavam imagens feitas em diferentes comprimentos de onda e tiravam conclusões. De acordo com o trabalho inicial de Debra Elmegreen (et al); “Também apresentamos observações das bandas B e I do par que interage, a fim de determinar as idades das regiões de formação de estrelas das marés, incluindo uma cauda fraca recém-descoberta ao leste da NGC 4490. Em nossa discussão, distinguimos essa“ cauda ”Da“ ponte ”que liga as duas galáxias e do“ braço da maré ”que sai das regiões brilhantes do NGC 4485 em direção à ponte.” E os astrônomos estão prestes a combinar imagens mais uma vez…

Em 4 de março de 2008, o Swift Ultraviolet / Optical Telescope (UVOT) e o Telescope X-Ray (XRT) observaram um evento na NGC 4490, mas não estavam sozinhos. O astrônomo amador Rick Johnson também capturou o evento. Mas uma visão não é suficiente e os dados foram adicionados a um astrofotógrafo tirado por Dietmar Hager antes do SN. Mas um bom médico não pára por aí e ocorreu outra "fusão de dados" quando combinada com dados RGB de apenas uma semana de Torsten Grossmann. O que acontece a seguir é nada menos que mágica. Assista a este gif animado e coloque seu dedo no pulso de uma supernova….

O Supernova 2008ax no NGC 4490 foi um grande evento. A supernova neófita foi descoberta de forma independente tanto pelo Lick Observatory Supernova Search quanto pelo astrônomo Koichi Itagaki, do Japão. No seu pulso inicial, acreditava-se que era uma variável azul - mas o espectro não mente. Logo, o fenômeno passou para uma supernova jovem do tipo II e se transformou em um tipo Ib. Embora o pulso pudesse ter sido fraco - oscilando entre magnitude 13 e 16 - ele estava lá e era inegável.

Uma galáxia como o NGC 4490 tem mais surpresas futuras para nós? Pode apostar. E não é apenas um evento de supernova que o diferencia. “A galáxia Sd NGC 4490, nas proximidades, é notável por abrigar uma das mais numerosas populações de ULX dentro de 10 Mpc, superada apenas por M51 e M82. Aqui, examinamos a variabilidade espectral e temporal dos raios X dessas fontes ao longo de quatro observações de Chandra e XMM Newton nos anos 2000-2004. Detectamos todos os 5 ULXs identificados anteriormente no NGC 4490 e o na cauda das marés do NGC 4485. Também encontramos um novo ULX transitório no sistema. A variabilidade espectral é geralmente caracterizada por um endurecimento dos espectros de fontes à medida que suas luminosidades aumentam. As fontes mostram uma variedade de curvas de luz de longo prazo; no entanto, a variabilidade temporal de curto prazo (intraobservacional) é notável por sua ausência. ” diz Jeanette Gladstone e Tim Roberts. “As fontes ultraluminosas de raios X (ULXs) são fontes pontuais de raios X não nucleares situadas fora do núcleo da galáxia hospedeira, que possuem luminosidade de raios X superior a 1039 erg s-1. Vários estudos foram realizados sobre essas fontes desde sua descoberta ~ 25 anos atrás, mas sua verdadeira natureza permanece incerta. ”

Continue. Tome seu pulso. Atreva-se…

Mais uma vez, muito obrigado a (em ordem alfabética) Torsten Grossmann, Dietmar Hager e Rick Johnson por essa espetacular reviravolta na imagem astronômica!