Explosão bizarra assinala as primeiras estrelas do Universo

Astronômos, após analisarem uma explosão de luz de longa duração e de alta energia em 2013,  relataram ter encontrado características notavelmente parecidas com aquelas esperadas na explosão das primeiras estrelas do Universo.

© NASA/Swift/A. Simmonnet (ilustração da GRB 130925A)

Nesta imagem observa-se um casulo de gás quente e que emite raios X (vermelho) rodeiando um jato de partículas (branco) que atravessa a superfície de uma estrela quase à velocidade da luz.

Se esta interpretação estiver correta, a explosão valida ideias sobre uma classe recentemente identificada de explosão de raios gama (GRB, ou "gamma-ray burst") e serve para que os observatórios do futuro poderão ver como os atos finais das primeiras estrelas.

"Um dos grandes desafios da astrofísica moderna tem sido a busca de identificar a primeira geração de estrelas formadas no Universo, que chamamos de estrelas de População III," explica o cientista Luigi Piro, diretor de pesquisa do Instituto para Astrofísica Espacial e Planetologia em Roma, uma divisão do Instituto Nacional de Astrofísica da Itália.

As GRBs são as explosões mais luminosas do Universo. Estas emitem enormes quantidades de raios gama e raios X, e produzem brilhos remanescentes que desaparecem rapidamente e que podem ser observados nos comprimentos de onda visível, infravermelho e rádio. Em média, o satélite Swift da NASA, o telescópio espacial de raios gama Fermi e outros observatórios detectam aproximadamente uma GRB por dia.

No dia 25 de Setembro de 2013, o telescópio de alerta do Swift avistou um pico de raios gama oriundos de uma fonte na constelação da Fornalha. O observatório alertou automaticamente outros espalhados pela Terra de que uma nova explosão, designada GRB 130925A, devido à data,  estava em andamento e apontou o seu telescópio de raios X em direção à fonte. Outros satélites detectaram a crescente onda de radiação altamente energética, incluindo o Fermi, o instrumento russo Konus a bordo da sonda Wind da NASA e o observatório INTEGRAL da ESA.

A explosão foi eventualmente localizada numa galáxia tão distante que a sua luz teve que viajar durante 3,9 bilhões de anos, anterior à evidência mais antiga de vida na Terra.

Os astrônomos já observaram milhares de GRBs ao longo das últimas cinco décadas. Até recentemente, estavam classificados em dois grupos, curtos e longos, com base na duração do sinal de raios gama. Pensa-se que as explosões curtas, com a duração de apenas dois segundos ou menos, representem a fusão de objetos compactos num sistema binário, em que os suspeitos mais prováveis são as estrelas de nêutrons e os buracos negros. As GRBs longas podem durar entre alguns segundos a vários minutos, com durações típicas entre 20 e 50 segundos. Pensa-se que estes eventos estejam associados com o colapso de uma estrela com muitas vezes a massa do Sol e, consequentemente, o nascimento de um novo buraco negro.

A GRB 130925A, em contraste, produziu raios gama durante 1,9 horas, uma duração mais de cem vezes superior a uma típica GRB de longa duração. As observações do telescópio de raios X do Swift revelaram um brilho remanescente intenso e altamente variável que exibiu fortes explosões durante seis horas, após as quais começou finalmente a desvanecer, como é costume com as GRBs longas.

"A GRB 130925A é um membro de uma classe rara e recentemente reconhecida que chamamos de explosões ultra-longas," afirma Eleonora Troja, pesquisadora do Goddard Space Flight Center da NASA, que fez parte da equipe de estudo. "Mas o que realmente o distingue é o seu brilho invulgar em raios X, que fornece o caso mais forte, até agora, de que as GRBs ultra-longas vêm de estrelas chamadas supergigantes azuis."

Os astrônomos pensam que as estrelas Wolf-Rayet explicam melhor a origem das GRBs longas. Com mais de 25 vezes a massa do Sol, estas estrelas são tão quentes que expulsam os seus invólucros exteriores de hidrogênio sob a forma de ventos estelares. Quando colapsam, a atmosfera exterior da estrela é essencialmente nula e o seu tamanho físico é comparável ao do Sol. Forma-se um buraco negro no núcleo da estrela e a matéria que cai na sua direção alimenta jatos que a estocam. Os jatos continuam operarando durante algumas dezenas de segundos, a escala de tempo das GRBs longas.

Tendo em conta que as GRBs ultra-longas duram centenas de vezes mais tempo, a estrela de origem deve ter um tamanho físico correspondentemente maior. O suspeito mais provável é uma supergigante azul, uma estrela quente com cerca de 20 vezes a massa do Sol, que mantém a sua profunda atmosfera de hidrogênio, atingindo 100 vezes o diâmetro da nossa estrela. As supergigantes azuis que contêm apenas uma pequena fracão de elementos mais pesados que o hélio podem ser substancialmente maiores. O conteúdo metálico de uma estrela controla a força do seu vento estelar e este, por sua vez, determina quanto da sua atmosfera de hidrogênio mantém antes do colapso. Para as maiores supergigantes azuis, o revestimento de hidrogênio demoraria horas a cair no buraco negro, proporcionando uma fonte de combustível sustentável para alimentar GRBs ultra-longas.

Os cientistas realçam que as observações rádio da GRB remanescente mostram que exibiu um brilho quase constante ao longo de um período de quatro meses. Este declínio extremamente lento sugere que a onda de choque da explosão movia-se pelo espaço essencialmente desimpedida, o que significa que o ambiente em torno da estrela estava em grande parte livre do material expelido pelos ventos estelares.

A longa duração da explosão em raios X provou ser uma característica mais intrigante de explicar, requerendo observações do Swift, do Observatório de raios X Chandra da NASA e do satélite XMM-Newton da ESA. À medida que os jatos altamente energéticos escavam a estrela em colapso, as suas frentes colidem com gás estelar mais frio e aquecem-no. Este gás flui para baixo dos lados do jato, rodeando-o numa camada quente de raios X. Dado que o jato viaja uma distância maior dentro das supergigantes azuis, este casulo torna-se mais maciço do que é possível numa estrela Wolf-Rayet. Embora o casulo cresça rapidamente à medida que sai da estrela, as evidências de raios X indicam que permaneceu intacto. A equipe científica sugere que os campos magnéticos podem ter suprimido o fluxo de gás quente em todo o casulo, mantendo-o confinado perto do jato.

"Esta é a primeira vez que detectamos este componente termal do casulo, provavelmente porque todas as outras explosões ultra-longas conhecidas ocorreram a distâncias ainda maiores," comenta Piro.

A melhor explicação para as propriedades invulgares da GRB 130925A é que anunciou a morte de uma supergigante azul pobre em componentes metálicos, um modelo que provavelmente caracteriza toda a classe ultra-longa.

As estrelas fabricam elementos pesados ao longo da sua vida e durante as suas fases finais em explosões de supernova e GRBs. Cada geração enriquece o gás interestelar com uma proporção maior de metais, mas o processo não é uniforme e as galáxias pobres em metais ainda existem nas proximidades. Ao olharmos para mais longe no Universo, significa que estamos olhando mais profundamente no passado, para as primeiras gerações estelares que se formaram a partir de gases pobres em metais. As estrelas da População III terminaram as suas vidas como supergigantes azuis, e assim a GRB 130925A pode vir a ser um análogo próximo e valioso para fenômenos que podemos um dia detectar nas estrelas mais distantes do Universo.

Um artigo sobre o assunto sai na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: NASA e ESA

Estrelas parecidas com o Sol revelam suas idades

Definir o que constitui uma estrela "tipo-Sol" é tão difícil quanto definir o que constitui um planeta "tipo-Terra".

© CfA/Star Walk HD (KIC 12157617)

A imagem acima mostra um mapa celeste de uma das estrelas mais parecidas com o Sol, examinada neste estudo. KIC 12157617 encontra-se na constelação de Cisne, a meio do caminho entre Vega e Deneb (duas estrelas do Triângulo de Verão). Para avistar esta estrela de 12ª magnitude, aconselha-se um telescópio de 8 polegadas ou maior.

Uma gêmea do Sol deve ter temperatura, massa e tipo espectral semelhantes à nossa estrela. Também seria de esperar que tivesse aproximadamente 4,5 bilhões de anos. No entanto, é notoriamente difícil medir a idade de uma estrela e por isso os astrônomos costumam ignorar a idade no momento de decidir se uma estrela conta como "tipo-Sol".

Está surgindo uma nova técnica para medir a idade de uma estrela usando a sua rotação: girocronologia. Os astrônomos apresentaram na semana passada as idades girocronológicas de 22 estrelas semelhantes ao Sol. Anteriormente, apenas se sabia a rotação e idade de duas estrelas do tipo do Sol.

"Nós descobrimos estrelas com propriedades próximas o suficiente das do Sol para as chamarmos de 'gêmeas solares'," comenta José Dias do Nascimento, do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica, e autor do estudo. "Com as gêmeas solares, podemos estudar o passado, presente e futuro de estrelas como o nosso Sol. Consequentemente podemos prever como os sistemas planetários como o nosso Sistema Solar serão afetados pela evolução das suas estrelas centrais."

Para medir a rotação de uma estrela são procuradas mudanças no seu brilho provocadas por manchas escuras, conhecidas como manchas estelares, que cruzam a superfície de uma estrela. Ao observar quanto tempo demoram para completar uma volta, conseguem determinar a velocidade de rotação da estrela.

A variação na luminosidade de uma estrela devido às manchas estelares é muito pequena, normalmente com apenas algumas unidades percentuais ou até menos. O Kepler da NASA é excelente na medição de brilhos. Com este telescópio, Nascimento e colegas descobriram que as estrelas tipo-Sol no seu estudo completam, em média, uma rotação a cada 21 dias, em comparação com o período de rotação de 25 dias do nosso Sol no seu equador.

Estrelas mais jovens giram mais rapidamente do que estrelas mais antigas porque as estrelas abrandam à medida que envelhecem, tal como os seres humanos. Como resultado, a rotação de uma estrela pode ser usada como um relógio para derivar a sua idade. Dado que a maioria das estrelas que a equipe estudou giram ligeiramente mais depressa que o nosso Sol, tendem também a ser mais jovens.

Este trabalho apoia-se em investigações prévias feitas pelo astrônomo Soren Meibom, também do Centro Harvard-Smithsonian para Astrofísica e co-autor do novo estudo. Meibom e colaboradores mediram as rotações de estrelas num aglomerado chamado NGC 6811, com bilhões de anos. Como as estrelas tinham uma idade conhecida, os astrônomos puderam usá-las para calibrar o "relógio" de girocronologia. A nova investigação, liderada por Nascimento, examina estrelas livres que não pertencem a aglomerados.

Tendo em conta que as estrelas e os planetas formam-se praticamente ao mesmo tempo, ao aprender a idade de uma estrela podemos aprender a idade dos seus planetas. E sabendo que é preciso tempo para a vida se desenvolver e evoluir, a determinação das idades de estrelas que albergam planetas pode ajudar a restringir os melhores alvos para a busca de sinais de vida alienígena. Apesar de nenhuma das 22 estrelas no novo estudo terem planetas, este trabalho representa um passo importante na busca de estrelas semelhantes ao Sol que podem hospedar planetas parecidos com a Terra.

O artigo sobre a pesquisa foi aceito para publicação na revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

O aglomerado mais antigo na Pequena Nuvem de Magalhães

A imagem abaixo mostra o aglomerado estelar globular NGC 121, localizado na constelação de Tucano.

© Hubble (NGC 121)

Aglomerados globulares são grandes esferas de estrelas velhas que orbitam o centro de suas galáxias como satélites, a Via Láctea, por exemplo, tem cerca de 150. O NGC 121 pertence a uma galáxia vizinha da Via Láctea, a Pequena Nuvem de Magalhães. Ele foi descoberto em 1835 pelo astrônomo inglês John Herschel, e recentemente ele tem sido estudado em detalhe pelos astrônomos que desejam aprender mais sobre como as estrelas se formam e se desenvolvem.

As estrelas não vivem para sempre, elas se desenvolvem diferentemente dependendo da sua massa. Em muitos aglomerados, todas as estrelas parecem ter se formado no mesmo tempo, embora em outros é possível ver distintas populações de estrelas com diferentes idades. Estudando as velhas populações estelares nos aglomerados globulares, os astrônomos podem efetivamente usá-las como marcadores para as populações estelares de suas galáxias hospedeiras. Com um objeto como o NGC 121, que se localiza perto da Via Láctea, o Hubble é capaz de analisar as estrelas individuais e ter uma ideia bem detalhada de como um aglomerado globular é por dentro.

O NGC 121 tem cerca de 10 bilhões de anos, fazendo dele o aglomerado mais velho nessa galáxia, todos os aglomerados globulares da Pequena Nuvem de Magalhães são 8 bilhões de anos mais velhos ou mais jovens. Contudo, o NGC 121 ainda é alguns bilhões de anos mais jovem do que seus parceiros na Via Láctea e  em outras galáxias próximas da Via Láctea como a Grande Nuvem de Magalhães. A razão para esse intervalo de idade não é completamente óbvio, mas ele poderia indicar que a formação do aglomerado foi iniciada tardiamente por alguma razão na Pequena Nuvem de Magalhães, ou que o NGC 121 é um sobrevivente de um grupo mais velho de aglomerados estelares.

Fonte: ESA

A nebulosa planetária NGC 2818

A NGC 2818 é uma bela nebulosa planetária, o escudo gasoso de uma estrela moribunda parecida com o Sol.

© Hubble (NGC 2818)

Ela poderia oferecer uma ideia de qual futuro podemos aguardar para o Sol depois de gastar outros 5 bilhões de anos ou mais usando o hidrogênio em seu núcleo, e então finalmente o hélio, como combustível para a fusão nuclear. Curiosamente, a NGC 2818 parece localizar-se dentro de um aglomerado aberto de estrelas, o NGC 2818A, que está a cerca de 10000 anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação de Pyxis (a Bússola). A essa distância do aglomerado estelar, a nebulosa se apresenta com cerca de 4 anos-luz de diâmetro. Mas medidas precisas de velocidade mostram que a própria velocidade da nebulosa é bem diferente da velocidade das estrelas que fazem parte do aglomerado. O resultado é uma forte evidência de que a NGC 2818 está alinhada com o aglomerado de estrelas por coincidência e por isso não deve compartilhar nem a idade e nem a distância do aglomerado. A imagem do Hubble é uma composição das exposições feitas através de filtros de banda curta, apresentando a emissão dos átomos de nitrogênio, hidrogênio e oxigênio em tonalidades de vermelho, verde e azul respectivamente.

Fonte: NASA

Uma galáxia com um coração brilhante

Essa imagem captada pelo telescópio espacial Hubble, mostra uma galáxia espiral próxima, conhecida como NGC 1433.

© Hubble (NGC 1433)

Essa imagem foi obtida usando uma mistura da luz visível, infravermelha e ultravioleta.

A NGC 1433 está localizada a cerca de 32 milhões de anos-luz de distância da Terra, e ela é um tipo de galáxia bem ativa, conhecida como galáxia Seyfert, uma classificação que plausível para 10% de todas as galáxias. Elas têm um centro luminoso muito brilhante que são comparáveis em brilho, à nossa galáxia como um todo.

Os núcleos das galáxias são de grande interesse para os astrônomos. Os núcleos da maior parte das galáxias, se não de todas, acredita-se contenham um buraco negro supermassivo, circundado por um disco de material que cai em sua direção.

A NGC 1433 está sendo estudada como parte de uma pesquisa de 50 galáxias próximas conhecida como Legacy ExtraGalactic UV Survey (LEGUS). A radiação ultravioleta é observada das galáxias, principalmente traçando as estrelas formadas mais recentemente. Nas galáxias Seyfert, a luz ultravioleta emanana dos discos de acreção ao redor dos buracos negros centrais. Estudando essas galáxias, na parte ultravioleta do espectro é algo incrivelmente útil para estudar como o gás está se comportando próximo ao buraco negro.

O projeto LEGUS estudará um conjunto completo das propriedades de uma amostra dessas galáxias, incluindo suas estruturas internas. Essa pesquisa do Hubble fornecerá uma fundação única para futuras observações que serão feitas com o telescópio espacial James Webb, e com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), no Chile. O ALMA já registrou resultados inesperados relacionados com o centro da NGC 1433, encontrando uma surpreendente estrutura em espiral no gás molecular perto do centro da galáxia. Os astrônomos também encontraram um jato de material fluindo para longe do buraco negro central, se estendendo por apenas 150 anos-luz, o menor desses fluxos moleculares já observados numa galáxia além da nossa.

Fonte: ESA

A remanescente de supernova SN 1006

Uma nova estrela, provavelmente a supernova mais brilhante na história humana, iluminou o céu do planeta Terra no ano de 1006 AD.

© Zolt Levay (remanescente de supernova SN 1006)

A nuvem de detritos em expansão da explosão estelar, encontrada na constelação do sul de Lupus (Lobo), ainda mostra a sua luz cósmica através do espectro eletromagnético. Na verdade, essa visão composta inclui dados de raios X em azul do Observatório Chandra, os dados ópticos em tons amarelados, e os dados de rádio em vermelho. Agora conhecida como a remanescente de supernova SN 1006, a nuvem de detritos apatenta ter cerca de 60 anos-luz de diâmetro e sua extensão representa os restos de uma estrela anã branca. Parte de um sistema estelar binário, a anã branca compacta gradualmente capturou o material de sua estrela companheira. O acúmulo de massa, finalmente, provocou uma explosão termonuclear que destruiu a estrela anã. Devido à distância para a remanescente de supernova ser de aproximadamente 7.000 anos-luz, essa explosão ocorreu na verdade 7.000 anos antes da sua luz alcançar a Terra, em 1006. As ondas de choque na remanescente aceleram as partículas até energias extremas e acredita-se que essa seja a origem dos misteriosos raios cósmicos.

Fonte: NASA

Revelada a formação da poeira estelar ao redor de uma supernova

Um grupo de astrônomos observou em tempo real a formação de poeira estelar após uma explosão de supernova.

© ESO/M. Kornmesser (ilustração da formação de poeira em torno de uma explosão de supernova)

Mostrou-se, pela primeira vez, que estas fábricas de poeira cósmica fabricam os seus grãos de poeira num processo de duas fases, que começa pouco depois da explosão e continua muito depois desta. A equipe utilizou o Very Large Telescope (VLT) do ESO no norte do Chile para analisar a luz emitida pela supernova SN 2010jl à medida que esta se desvanecia.

A origem da poeira cósmica nas galáxias é ainda um mistério. A poeira cósmica consiste em grãos de silicatos e carbono amorfo, minerais que são também abundantes na Terra. A fuligem do pavio de uma vela é muito semelhante à poeira cósmica de carbono, embora o tamanho dos grãos de fuligem seja dez ou mais vezes maior que o tamanho típico dos grãos cósmicos.

As supernovas são provavelmente a fonte principal de poeira, especialmente no Universo primordial, no entanto ainda não é claro como e onde é que estes grãos de poeira se condensam e crescem. Também não está claro como é que os grãos de poeira evitam ser destruídos no ambiente inóspito de uma galáxia formando estrelas. Agora, no entanto, novas observações obtidas com o VLT do ESO no Observatório do Paranal, no norte do Chile, ajudaram a desvendar este mistério.
Uma equipe internacional de astrônomos utilizou o espectrógrafo X-shooter para observar a supernova SN 2010jl, nove vezes nos meses que se seguiram à explosão e uma décima vez dois anos e meio depois da explosão, tanto nos comprimentos de onda do visível como no infravermelho. Esta supernova de brilho incomum, resultado da morte de uma estrela massiva, explodiu na pequena galáxia UGC 5189A.

© ESO (galáxia anã UGC 5189A)

A luz desta supernova foi pela primeira vez observada em 2010, como se pode constatar pelo nome SN 2010jl. Esta supernova está classificada como uma supernova do Tipo IIn. As supernovas classificadas como sendo do Tipo IIn resultam da explosão violenta de uma estrela massiva, com pelo menos oito vezes a massa do Sol. O subtipo "n" do Tipo IIn - “n” significa estreito (narrow em inglês) - denota supernovas que apresentam linhas estreitas de hidrogênio no seu espectro. Estas linhas resultam da interação entre o material ejetado pela supernova e o material que já se encontrava rodeando a estrela.
“Combinando dados dos nove conjuntos anteriores de observações pudemos fazer as primeiras medições diretas de como a poeira em torno da supernova absorve as diferentes cores da luz”, disse a autora principal da pesquisa Christa Gall, da Universidade de Aarhus, Dinamarca. “Isto permitiu-nos caracterizar a poeira com mais detalhe do que tinha sido possível até agora”.
A equipe descobriu que a formação de poeira começa pouco depois da explosão e prolonga-se durante um longo período de tempo. As novas medições revelaram igualmente quão grandes são os grãos de poeira e qual a sua composição. Estas descobertas estão um passo mais além dos recentes resultados obtidos com o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA), o qual detectou pela primeira vez os restos de uma supernova recente, a famosa supernova 1987A transbordando de poeira recém formada.
A equipe descobriu que os grãos que têm um diâmetro maior que um milésimo de milímetro se formaram rapidamente no material denso que rodeia a estrela. Embora ainda minúsculos, este tamanho é, no entanto, grande para um grão de poeira cósmica, tornando-os assim mais resistentes a processos destrutivos. Como é que os grãos de poeira sobreviviam no ambiente violento e destrutivo dos restos de supernovas era uma das grandes questões em aberto no artigo que apresentava os resultados ALMA e agora este resultado responde a esta pergunta, os grãos são maiores do que o esperado.
“A nossa detecção de grãos com um tamanho considerável pouco depois da explosão da supernova significa que deve haver uma maneira rápida e eficiente de os criar”, disse o co-autor Jens Hjorth do Instituto Niels Bohr, Universidade de Copenhagen, Dinamarca.
No entanto, os astrônomos pensam que sabem onde é que a nova poeira se formou: no material que a estrela liberta para o espaço ainda antes de explodir. À medida que a onda de choque da supernova se expande para o exterior, cria uma concha fria e densa de gás, exatamente o tipo de ambiente onde os grãos de poeira se podem formar e crescer.
Os resultados das observações indicam que numa segunda fase, depois de várias centenas de dias, ocorre um processo acelerado de formação da poeira que envolve material ejetado pela supernova. Se a produção de poeira na SN 2010jl continuar seguindo a tendência observada, 25 anos depois da supernova explodir a massa total de poeira será cerca de metade da massa do Sol; ou seja, semelhante à massa de poeira observada em outras supernovas como por exemplo a SN 1987A.
“Anteriormente tínhamos dois fatos bastante discrepantes: os astrônomos observavam bastante poeira nos restos de supernova deixados depois das explosões mas, por outro lado, encontravam apenas evidências da formação de pequenas quantidades de poeira nestas explosões. Estas novas observações explicam como é que esta aparente contradição pode ser resolvida”, conclui Christa Gall.

Os novos resultados foram publicados na revista Nature.

Fonte: ESO

Dois exoplanetas na zona habitável podem não existirem

Um novo estudo sugere que um par de exoplanetas potencialmente favoráveis à vida são ilusões fabricadas pela intensa atividade magnética de uma estrela.

© ESO (zona habitável da Gliese 581 e do Sistema Solar)

Os cientistas acrescentam que estas novas descobertas podem um dia não só ajudar os astrônomos a dissipar mais destes exoplanetas ilusórios, mas também descobrir mundos que de outra forma permaneceriam escondidos.

Ao longo das últimas duas décadas, foram confirmados a existência de mais de 1.700 planetas além do nosso Sistema Solar, e em breve poderão provar a existência de outros milhares. Os exoplanetas nas zonas habitáveis das suas estrelas, regiões quentes o suficiente para permitir água à superfície, são de especial interesse porque, aqui na Terra, onde quer que haja água, existe vida.

A Gliese 581 é uma estrela que despertou grande interesse recentemente, também conhecida como GJ 581, que os cientistas pensavam possuir até seis planetas, incluindo Gliese 581g, que os seus descobridores afirmaram ter sido o primeiro mundo potencialmente habitável. No entanto, Gliese 581g atraiu desde aí muita controvérsia sobre se existe ou não.

A existência de exoplanetas como Gliese 581e, 581b e 581c está bem estabelecida. No entanto, a existência de outros três mundos possíveis: 581d, 581f e 581g, tem sido muito debatida. Tentadoramente, tanto 581d como 581g pareciam estar na zona habitável da estrela.

Um dos métodos que foram utilizados para detectar exoplanetas é o método de velocidade radial, que procura mudanças repetidas na luz de uma estrela, sinais da atração gravitacional de um planeta. No entanto, os efeitos de velocidade radial atribuídos aos planetas são, por vezes, efeitos derivados de manchas escuras na própria estrela, como foi o caso de Gliese 581f, que os cientistas já não acreditam existir.

Para ajudar a resolver o debate sobre a existência dos mundos potencialmente habitáveis Gliese 581d e 581g, os astrônomos investigaram a atividade da sua estrela hospedeira. A estrela Gliese 581, localizada a cerca de 20 anos-luz da Terra na direção da constelação da Balança, é uma anã vermelha, uma estrela fraca e fria com aproximadamente 1/3 da massa do Sol.

"Provamos que alguns dos sinais controversos da Gliese 581 não vêm de dois planetas na zona habitável, mas da atividade da própria estrela, que se mascaravam de planetas," afirma Paul Robertson, autor principal do estudo, astrônomo da Universidade Estatal da Pennsylvania, EUA.

Os cientistas analisaram a luz da Gliese 581 usando dois espectrógrafos diferentes, o instrumento HARPS do ESO, acoplado a um telescópio no Chile, e o espectrógrafo HIRES, acoplado ao telescópio Keck no Havaí. Focaram-se em padrões de luz emitida por átomos de hidrogênio e sódio superquentes dentro da estrela, que são muito sensíveis a mudanças na atividade magnética.

A atividade magnética de uma estrela pode alterar a velocidade de rotação de cada parte da atmosfera de uma estrela, criando um sinal que pode ser confundido com um planeta. Tendo em conta estas pistas enganadoras, descobriu-se que os sinais atribuídos a Gliese 581d e 581g eram na realidade criados por regiões de intensa atividade estelar magnética, como as manchas solares no Sol. Entretanto, com os mesmos métodos, confirmaram a existência de 581e, 581b e 581c.

A natureza exata da atividade magnética que cria estes sinais falsos da Gliese 581d e 581g ainda precisa ser explicado. Estas características comportam-se como manchas estelares, mas as pesquisas anteriores sugerem que o brilho da estrela não varia tanto como seria de esperar se grandes manchas estivessem presentes. A análise da atividade magnética das estrelas pode descartar outros potenciais exoplanetas. No entanto, também poderá ajudar a encontrar exoplanetas que de outro modo escapariam à atenção dentro do ruído de uma estrela. O ruído estelar pode ser removido para descobrir novos exoplanetas.

Fonte: Science e Sky & Telescope

Mundo gelado descoberto em sistema binário

Um planeta recém-descoberto num sistema binário, localizado a 3.000 anos-luz da Terra, está alargando as noções dos astrônomos de onde planetas parecidos com a Terra, e até mesmo potencialmente habitáveis, podem formar-se, e de como podem encontrá-los.

© Cheongho Han (exoplaneta em órbita de uma estrela pertencente a um sistema binário)

O estudo, liderado pelo professor Andrew Gould da Universidade Estatal do Ohio, fornece a primeira evidência de que os planetas terrestres podem formar-se em órbitas parecidas à da Terra, mesmo num sistema binário onde as estrelas não estão muito distantes uma da outra. Embora o planeta propriamente dito seja demasiado frio para ser habitável, o mesmo planeta mas orbitando uma estrela tipo-Sol num sistema binário estaria na chamada "zona habitável", a região onde as condições podem ser favoráveis à vida. Metade das estrelas na Galáxia encontram-se em sistemas binários.

Muito raramente, a gravidade de uma estrela foca a luz de uma estrela ainda mais distante e amplia-a como uma lente. Ainda mais raramente, a assinatura de um planeta aparece dentro de um sinal de luz ampliado. A técnica que os astrônomos usam para encontrar estes planetas é chamada microlente gravitacional, e as simulações computacionais destes eventos já são complicadas quando apenas uma estrela e o seu planeta agem como lente, quanto mais duas estrelas.

Quando os astrônomos conseguiram detectar este novo planeta, foram capazes de documentar que produziu duas assinaturas separadas: a primária, que usam normalmente para detectar planetas, e uma secundária que previamente apenas se supunha existir. A procura de planetas em sistemas binários é complexa para a maioria dos métodos de detecção, porque a luz da segunda estrela complica a interpretação dos dados.

A primeira assinatura foi uma breve diminuição da luz, à medida que a gravidade do planeta interrompia uma das imagens ampliadas da fonte estelar. Mas o segundo efeito foi uma distorção geral do sinal de luz. O efeito não pode ser visto a olho nu, mas o sinal é inconfundível na modelagem computacional.

O planeta, chamado OGLE-2013-BLG-0341LBb, apareceu pela primeira vez como um "mergulho" na linha de rastreamento do brilho obtida pelo telescópio OGLE (Optical Gravitational Lensing Experiment) a 11 de Abril de 2013. O planeta perturbou brevemente uma das imagens da estrela que orbita à medida que o sistema passava em frente de uma estrela muito mais distante a 20.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Sagitário.

"Antes do mergulho, este era apenas mais um evento de microlente," afirma Gould. Foi um de aproximadamente 2.000 descobertos cada ano pelo OGLE, com a sua nova câmara de grande formato que monitoriza 100 milhões de estrelas muitas vezes por noite à procura de tais eventos.

Durante duas semanas, e a partir de telescópios no Chile, Nova Zelândia, Israel e Austrália, os astrnomos observaram que a luz ampliada continuava aumentando. As equipes incluem o OGLE, MOA, MicroFUN (Microlensing Follow Up Network) e o Observatório WISE.

Mesmo assim, ainda não sabiam que a estrela progenitora do planeta tinha outra companheira, uma segunda estrela bloqueada em órbita. Mas porque já estavam atentos ao sinalfoi possível notar quando a companheira binária provocou inesperadamente uma grande erupção de luz chamada travessia cáustica.

Quando perceberam que a lente não era apenas uma estrela, mas duas, já tinham captado uma quantidade considerável de dados e feito uma descoberta surpreendente: a distorção.

Semanas depois de todos os sinais do planeta terem-se dissipado, a luz da travessia cáustica da lente binária tornou-se distorcida, como se houvesse uma espécie de eco do sinal original do planeta.

Uma análise intensiva de computador propiciou ao professor Cheongho Han da Universidade Nacional de Chungbuk na Coreia do Sul a revelação de que a distorção continha informação acerca do planeta, a sua massa, separação da sua estrela e orientação.

Esta análise detalhada mostra que o planeta tem duas vezes a massa da Terra e orbita a sua estrela a uma distância parecida à distância Terra-Sol, quase 150 milhões de quilômetros. Mas a sua estrela é 400 vezes mais fraca que o nosso Sol, por isso o planeta é muito frio (com cerca de -213º Celsius), mais frio que a lua de Júpiter, Europa. A segunda estrela no sistema está à mesma distância que Saturno está do Sol. Os sistemas binários compostos por estrelas fracas como estas são o tipo mais comum de sistema estelar na nossa Galáxia. Portanto, esta descoberta sugere que podem haver muito mais planetas terrestres por aí, alguns mais quentes e possivelmente habitáveis.

Já foram descobertos outros três planetas em sistemas binários com separações parecidas, mas usando uma técnica diferente. Este é o primeiro parecido com a Terra que segue uma órbita idêntica à da Terra, e a sua descoberta dentro de uma estrela dupla graças a microlentes gravitacionais foi por mero acaso.

Em particular, Gould destacou o trabalho do astrônomo amador e colaborador frequente, Ian Porritt, de Palmerston North, Nova Zelândia, que aguardou aberturas nas nuvens durante a noite de 24 de Abril para obter as primeiras medições críticas do salto no sinal de luz que revelou que o planeta se encontrava num sistema binário. Outros seis amadores da Nova Zelândia e da Austrália também contribuíram para a descoberta.

Fonte: Science

Pirotecnia exibida por galáxia

Uma galáxia çocalizada a cerca de 23 milhões de anos-luz de distância é o local de deflagração de impressionantes fogos de artifício. Em vez de papel, pó, e fogo, este espetáculo luminoso galáctico envolve um buraco negro gigante, ondas de choque, e vastos reservatórios de gás.

© Chandra/Hubble/VLA/Spitzer (NGC 4258)

Esta queima de fogos galácticos está ocorrendo na NGC 4258, também conhecida como M106, uma galáxia espiral como a Via Láctea. No entanto, esta galáxia é famosa, pois possui algo que a nossa galáxia não tem, ou seja, dois braços extras em espiral que brilham em raios X, óptico e rádio. Estes braços anômalos não estão alinhadas com o plano da galáxia, mas em vez disso se cruzam com ele.

Os braços anômalos são vistos nesta nova imagem composta da NGC 4258, onde os raios X obtidos pelo observatório Chandra da NASA são azuis, os dados de rádio Karl Jansky Very Large Array da NSF são roxos, os dados ópticos do telescópio espacial Hubble da NASA são amarelos e azuis, e os dados em infravermelho do telescópio espacial Spitzer da NASA são vermelhos.

Um novo estudo destes braços anômalos feitos com o Spitzer mostra que as ondas de choque, semelhantes aos estrondos sônicos de aviões supersônicos, são o aquecimento de grandes quantidades de gás, o equivalente a cerca de 10 milhões de sóis.

O que está gerando estas ondas de choque?

Dados em comprimentos de onda do rádio mostram que o buraco negro supermassivo no centro da NGC 4258 está produzindo poderosos jatos de partículas de alta energia. Possivelmente, esses jatos golpeam o disco da galáxia e geram ondas de choque. Estas ondas de choque, por sua vez, aquecem uma parte do gás, composta principalmente por moléculas de hidrogênio, de milhares de graus.

A imagem de raios X Chandra revela enormes bolhas de gás quente acima e abaixo do plano da galáxia. Essas bolhas indicam que a maior parte do gás que estava originalmente no disco da galáxia foi aquecido a milhões de graus e ejetado para as regiões exteriores pelos jatos do buraco negro.

A ejeção de gás a partir do disco tem implicações importantes para o destino desta galáxia. Os pesquisadores estimam que todo o gás restante será ejetado dentro dos próximos 300 milhões anos, a menos que seja de alguma forma reposto. Porque a maior parte do gás no disco já foi ejetada, menos gás está disponível para novas estrelas se formarem. De fato, os pesquisadores usaram dados do Spitzer para estimar que as estrelas estão se formando nas regiões centrais de NGC 4258, a uma taxa que é cerca de dez vezes menos do que na Via Láctea.

O observatório espacial Herschel da ESA foi utilizado para confirmar a estimativa de dados do Spitzer da baixa taxa de formação de estrelas nas regiões centrais de NGC 4258. O Herschel também foi usado para fazer uma estimativa independente de quanto gás permanece no centro da galáxia. Depois de inferir que o grande impulso na emissão infravermelha é causada pelos choques, descobriu-se que a massa de gás é dez vezes menor do que havia sido estimado anteriormente.

Devido a NGC 4258 estar relativamente perto da Terra, os astrônomos podem estudar como esse buraco negro está afetando a sua galáxia em grande detalhe. O buraco negro supermassivo no centro da NGC 4258 é cerca de dez vezes maior do que a da Via Láctea, e também está consumindo o material em um ritmo mais rápido, aumentando potencialmente o seu impacto sobre a evolução da sua galáxia anfitriã.

Estes resultados foram publicados na revista Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics

História violenta de jovem sol resolve mistério de meteorito

Astrônomos que usavam o observatório espacial Herschel da ESA para estudar os primórdios turbulentos de uma estrela semelhante ao Sol encontraram evidências de ventos estelares poderosos que podem resolver um mistério intrigante de um meteorito próximo do nosso "quintal" cósmico.

© Peter Ceravolo (Nebulosa de Órion)

Apesar da sua aparência tranquila no céu noturno, as estrelas são fornos escaldantes que nascem através de processos turbulentos, e o nosso Sol, com 4,5 bilhões de anos, não é exceção. Para ter um vislumbre dos seus primeiros tempos, os astrônomos reunem pistas não só no Sistema Solar mas também através do estudo de estrelas jovens em outros lugares da nossa Galáxia.

Usando o Herschel para estudar a composição química de regiões onde as estrelas nascem hoje em dia, uma equipe de astrônomos notou que um objeto, em particular, é diferente. A fonte invulgar é um berçário estelar denominado OMC2 FIR4, um aglomerado de estrelas novas incorporadas numa nuvem de gás e poeira perto da famosa Nebulosa de Órion.

"Para nossa grande surpresa, descobrimos que a proporção de dois compostos químicos, um baseado em carbono e oxigênio e o outro no nitrogênio, é muito mais pequena neste objeto do que em qualquer outra protoestrela que conhecemos," afirma a Dra. Cecilia Ceccarelli, do Instituto de Planetologia e Astrofísica de Grenoble, na França, que liderou o estudo com o Dr. Carsten Dominik da Universidade de Amsterdã na Holanda.

Num ambiente extremamente frio, a proporção medida pode surgir por um dos dois compostos que é congelado em grãos de poeira, tornando-se indetectáveis. No entanto, na temperatura relativamente "alta" de aproximadamente -200ºC, como na região de formação estelar de OMC2 FIR4, isto não devia ocorrer.

"A causa mais provável neste ambiente é um vento violento de partículas muito energéticas, libertadas por pelo menos uma das estrelas embrionárias neste casulo protoestelar," afirma a Dra. Ceccarelli.

A molécula mais abundante nas nuvens de formação estelar, o hidrogênio, pode ser quebrada por raios cósmicos, partículas energéticas que permeiam toda a Galáxia. Os íons de hidrogênio, em seguida, combinam-se com outros elementos presentes, ainda que apenas em quantidades vestigiais nessas nuvens.

Normalmente, o nitrogênio é também rapidamente destruído, produzindo mais hidrogênio para o carbono e para o oxigênio. Como resultado, este último é bastante mais abundante em todos os berçários estelares conhecidos.

Porém, estranhamente, este não é o caso de OMC2 FIR4, sugerindo que um vento adicional de partículas energéticas está destruindo ambas as espécies químicas, mantendo as suas abundâncias mais parecidas.

É possível que um vento de partículas similarmente violento também soprava no Sistema Solar primitivo, e esta descoberta pode finalmente apontar para uma explicação da origem de um elemento químico, em particular, visto em meteoritos.

Os meteoritos são restos de detritos interplanetários que sobreviveram a viagem pela atmosfera do nosso planeta. Estes mensageiros cósmicos são das poucas ferramentas que dispomos para investigar diretamente os elementos no nosso Sistema Solar.

"Alguns elementos detectados nos meteoritos revelam que, há muito tempo atrás, estas rochas continham uma forma de berílio: isto é bastante misterioso, pois não conseguimos perceber como aí chegou," explica o Dr. Dominik.

A formação deste isótopo, o berílio-10, no Universo é por si só um quebra-cabeças complicado. Os astrónomos sabem que não é produzido no interior das estrelas, como alguns outros elementos, nem na explosão de supernova que ocorre no final da vida de uma estrela maciça.

A maioria do berílio-10 foi formada em colisões de partículas muito energéticas com elementos mais pesados como o oxigênio. Mas como este isótopo decai muito rapidamente para outros elementos, deve ter sido produzido antes de ser incorporado nas rochas que mais tarde caem para a Terra como meteoritos.

A fim de provocar estas reações e produzir uma quantidade de berílio correspondente àquela dos meteoritos, o nosso Sol deve ter soprado ventos violentos na sua juventude.

Estas novas observações de OMC2 FIR4 são um forte indício de que é possível que uma estrela jovem faça isto.

"A observação de regiões de formação estelar com o Herschel não só nos fornece uma visão do que acontece para lá da nossa vizinhança cósmica, é também uma maneira crucial para juntar as peças do passado do Sol e do Sistema Solar," afirma Göran Pilbratt, cientista do projecto Herschel da ESA.

Um artigo sobre a pesquisa foi publicado no The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: ESA

Ao longo da Parede Cygnus

A proeminente cadeia de emissão mostrada nessa vívida paisagem celeste é conhecida como Parede Cygnus.

© Martin Pugh (Parede Cygnus)

Parte de uma nebulosa maior de emissão com uma distinta forma popularmente chamada de Nebulosa da América do Norte, a cadeia se expande por cerca de 10 anos-luz ao longo da linha que sugere ser a costa oeste do México, na nebulosa que se assemelha a um continente. Construída a partir de dados de banda curta, os mapas de emissão cósmicos detalhados dos átomos de  enxofre, de hidrogênio e oxigênio, aparecem em vermelho, verde e azul. O resultado destaca a brilhante frente de ionização com finos detalhes das formas escuras e empoeiradas mostrando as suas silhuetas. Esculpidas pela radiação energética das estrelas massivas, quentes e jovens da região, as formas escuras que habitam a região são nuvens de gás frio e poeira com estrelas provavelmente formadas dentro delas. A Nebulosa da América do Norte, também conhecida como NGC 7000, localiza-se a cerca de 1.500 anos-luz de distância da Terra. Para encontrá-la, olhe a nordeste da estrela brilhante Deneb na constelação de Cygnus.

Fonte: NASA

Um útero estelar moldado e destruído por progenitora ingrata

A pouco conhecida nuvem de gás e poeira cósmica chamada Gum 15 é o local de nascimento e moradia de estrelas jovens massivas.

© ESO (região de formação estelar Gum 15)

Bonitas mas mortíferas, estas estrelas moldam a aparência da nebulosa materna e, à medida que avançam para a idade adulta, serão eventualmente a causa da sua morte.

Esta imagem foi obtida no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO com o instrumento Wide Field Imager montado no telescópio MPG/ESO de 2,2 metros, no Observatório de La Silla, no Chile. A imagem mostra a Gum 15, situada na constelação da Vela, a cerca de 3.000 anos-luz de distância da Terra. O nome deste objeto vem do astrônomo australiano Collin Gum, que publicou um catálogo de regiões HII em 1955. Esta nuvem brilhante é um bom exemplo de uma região HII.  As regiões HII são enormes nuvens de gás e poeira onde ocorrem episódios de formação estelar e onde vivem estrelas recém formadas. Estas nuvens formam alguns dos objetos astronômicos mais espetaculares que vemos; por exemplo a Nebulosa da Águia (que inclui os bem conhecidos “Pilares da Criação”), a enorme Nebulosa de Órion e este exemplo menos famoso, a Gum 15.
O hidrogênio (H) é o elemento mais abundante no Universo e pode ser encontrado em praticamente qualquer meio investigado pelos astrônomos. As regiões HII são diferentes porque contêm quantidades substanciais de hidrogênio ionizado, átomos de hidrogênio que perderam os seus elétrons devido a interações com fótons ultravioletas de alta energia, ou seja, partículas de luz. À medida que os núcleos do hidrogênio ionizado recapturam os elétrons, libertam radiação de um característico comprimento de onda vermelho, o que dá às nebulosas, tais como a Gum 15, este brilho avermelhado, um brilho a que é denominado hidrogênio alfa (Hα). Nas regiões HII os fótons ionizantes são emitidos pelas estrelas jovens  massivas muito quentes da região e a Gum 15 não é exceção. No centro da imagem podemos ver uma das culpadas: a estrela HD 74804, o membro mais brilhante de um aglomerado estelar chamado Collinder 197.
A aparência nodosa e irregular que aumenta a beleza desta nebulosa não é invulgar numa região HII e é, uma vez mais, resultado das estrelas que se encontram no seu interior. As regiões HII têm diversas formas porque a distribuição das estrelas e do gás no seu interior é muito irregular. A acrescentar à forma interessante da Gum 15, temos ainda uma zona escura bifurcada de poeira obscurante visível no centro da imagem e algumas estruturas de reflexão tênues azuis que a atravessam. Esta estrutura na poeira faz com que a nebulosa pareça uma versão maior e mais tênue da bem conhecida Nebulosa Trífida (Messier 20), embora neste caso o nome bífida fosse mais apropriado.
Uma região HII como esta pode dar origem a milhares de estrelas durante um período de vários milhões de anos. Estas estrelas esculpem a forma da nebulosa ao mesmo tempo que a fazem brilhar, e são também elas que eventualmente a destruirão. Assim que as estrelas recém formadas passam as primeiras fases da sua evolução, fortes ventos de partículas são lançados pelas estrelas, esculpindo e dispersando os gases em seu redor. Quando as mais massivas destas estrelas começarem a morrer, a Gum 15 morrerá com elas, já que estas estrelas são tão grandes que terminarão as suas vidas em explosões de supernova, dispersando os últimos restos de HII e deixando para trás apenas um aglomerado de estrelas jovens.

Fonte: ESO

A galáxia do Guarda-Chuva

A galáxia espiral NGC 4651 está localizada a 62 milhões de anos-luz de distância da Terra, na direção da constelação do hemisfério norte de Coma Berenices.

© R Jay Gabany/C. Foster (NGC 4651)

Com o tamanho aproximado da nossa Via Láctea, essa ilha do Universo parece ter uma estrutura apagada na forma de guarda-chuva que se estende para a esquerda da imagem por  cerca de 100 mil anos-luz, além do disco galáctico brilhante. O gigantesco guarda-chuva cósmico é agora conhecido como sendo composto de fluxos gravitacionais de estrelas, extensas caudas de estrelas gravitacionalmente arrancadas de uma galáxia satélite menor. A pequena galáxia foi eventualmente destroçada graças a repetidos encontros  enquanto a galáxia se aproximava e se afastava devido à sua órbita excêntrica através da NGC 4651. De fato, o quadro de destaque visto na imagem acima, é um zoom que mostra a parte remanescente do núcleo dessa galáxia menor, identificado através de uma extensa exploração do sistema usando dados dos gigantescos telescópios Subaru e Keck, em Mauna Kea, no Havaí. O trabalho começou por meio de uma impressionante colaboração entre astrônomos amadores e profissionais com o objetivo de imagear estruturas apagadas ao redor de galáxias brilhantes, sugerindo que mesmo em galáxias próximas fluxos gravitacionais de estrelas são marcadores comuns dessas fusões galácticas. O resultado é explicado por modelos de formação de galáxias que também podem ser aplicados à própria Via Láctea.

Fonte: NASA

Buracos negros em rotação nos núcleos galácticos

O núcleo da maior parte das galáxias contém um buraco negro massivo.

© SSRO (NGC 1365)

Na nossa Via Lactea, por exemplo, o buraco negro nuclear contém cerca de quatro milhoes de vezes a massa do Sol, e em outras galáxias estima-se que os buracos negros tenham centenas de milhões de vezes a massa do sol, ou até mais. Em casos dramáticos, como os quasares, esses buracos negros são suspeitos de guiarem os jatos bipolares de partículas que são observados sendo expelidos numa velocidade próxima da velocidade da luz. Como eles fazem isso ainda é desconhecido, mas acredita-se que a rotação do buraco negro tenha uma função fundamental nesse fenômeno.

Um buraco negro pode ser completamente descrito apenas por três parâmetros: sua massa, sua rotação e a sua carga elétrica. Mesmo que ele possa ter se formado por uma mistura complexa de matéria e energia, todos os outros detalhes especificos são perdidos quando o objeto se colapsa num ponto singular. Os astrônomos estão trabalhando na medição da rotação de buracos negros em galáxias ativas para poderem pesquisar as conexões entre a rotação e as propriedades dos jatos.

Um método para se medir a rotação de um buraco negro é o seu espectro de raios X, procurando por distorções na forma das linhas de emissão atômicas do gás extremamente quente no disco de crescimento de material ao redor do buraco negro. Efeitos devido a relatividade em ambientes extremos podem alargar linhas de emissão estreitas em perfis característicos que dependem do valor de rotação do buraco negro.

Os astrônomos do CfA, Guido Risaliti, Laura Brenneman e Martin Elvis, juntamente com seus colegas, usaram observações integradas do NuSTAR e do XMM-Newton para examinar a variação temporal da forma espectral dos átomos de ferro altamente excitados no núcleo da galáxia NGC 1365, uma galáxia ativa muito bem estudada, localizada a cerca de 60 milhões de anos-luz de distância da Terra e conhecida por exibir perfis de linhas que variam com o tempo. A equipe obteve quatro observações de alta qualidade da fonte, registrando um intervalo nunca antes obtido de estados de absorção, incluindo um com uma absorção na linha de visão do núcleo central. Todas as observações, apesar da variação de absorções, mostraram marcas das regiões mais internas do fluxo de crescimento. Existiam desentendimentos dentro da comunidade sobre a confiabilidade de se atribuir as formas das linhas observadas à rotação do buraco negro, ao invés de se atribuir a outros efeitos do núcleo, mas esse novo resultado não somente demonatra que isso é possível, mas também mostra que mesmo observações de um única época fornecem medidas confiáveis, propiciando a tarefa de se estudar outros sistemas semelhantes.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics