Explosão de buraco negro na radiogaláxia Pictor A

No filme Guerra nas Estrelas protagoniza a fictícia “Estrela da Morte”, que pode disparar raios poderosos de radiação no espaço. No entanto, no Universo existem fenômenos que muitas vezes ultrapassam a ficção científica.

© Chandra/ATCA (radiogaláxia Pictor A)

A galáxia Pictor A, é um destes objetos impressionantes. Esta galáxia localiza-se a cerca de 500 milhões de anos-luz da Terra e possui um buraco negro supermassivo no seu centro. Uma grande quantidade de energia gravitacional é lançada à medida que o material cai em direção ao horizonte de eventos, o ponto sem volta ao redor do buraco negro. Esta energia produz um enorme jato de partículas que viajam com velocidade próxima da velocidade da luz no espaço intergaláctico.

Para obter imagens deste jato, os cientistas usaram o observatório de raios X Chandra da NASA várias vezes durante 15 anos. Os dados do Chandra, em azul, foram combinados com os dados obtidos em ondas de rádio a partir do Australia Telescope Compact Array (ATCA), em vermelho, nesta nova imagem composta.

Ao estudar os detalhes da estrutura vista tanto em raios X como em ondas de rádio, os cientistas esperam entender melhor estas imensas explosões colimadas.

O jato emitido para a direita na Pictor A, é um dos mais próximo de nós. Este jato representa uma emissão contínua de raios X por uma distância de 300.000 anos-luz. Por comparação, a Via Láctea como um todo tem 100.000 anos-luz de diâmetro. Devido à sua relativa proximidade e à capacidade do Chandra de fazer imagens detalhadas em raios X, os cientistas estão conseguindo ver aspectos detalhados dos jatos e testar as ideias de como as emissões de raios X são produzidas.

Além do proeminente jato observado apontando para o lado direito, os pesquisadores reportaram a evidência de outro jato apontando na direção oposta, conhecido como “jato contrário”. Os dados obtidos pelo Chandra, foram os primeiros a confirmarem a presença deste jato contrário. O motivo de o jato contrário ser muito mais fraco do que o jato para a direita se deve provavelmente ao fato do seu movimento ser para longe da linha de visão da Terra.

As propriedades detalhadas do jato e do jato contrário observadas com o Chandra mostram que suas emissões de raios X provavelmente veem dos elétrons que fazem um movimento espiral ao redor das linhas do campo magnético, um processo chamado de emissão síncroton. Neste caso, os elétrons precisam ser continuamente reacelerados à medida que eles se movem ao longo do jato. Como isto ocorre ainda é algo não muito bem entendido.

Ao testarem as hipóteses, os pesquisadores descartaram um mecanismo diferente para produzir a emissão de raios X dos jatos. Neste cenário, os elétrons voando para longe do buraco negro no jato a uma velocidade próxima da velocidade da luz, se movem através de um oceano de radiação cósmica de fundo (CMB), a radiação remanescente da fase quente inicial do Universo depois do Big Bang. Quando um elétron em alta velocidade colide com um destes fótons da CMB, ele pode aumentar drasticmanete a energia do fóton na banda dos raios X.

O brilho dos raios X do jato depende da potência no feixe de elétrons e na intensidade da radiação de fundo. O brilho relativo dos raios X emanado do jato e do jato contrário na Pictor A não se ajustam com o que é esperado neste processo envolvendo a CMB e isto, efetivamente elimina esta hipótese como sendo a fonte da produção de raios X no jato.

Fonte: Marshall Space Flight Center

O disco voador frígido

Os astrônomos usaram o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array (ALMA) e os telescópios do Institut de Radio Astronomie Millimétrique (IRAM) para fazer a primeira medição direta da temperatura dos grãos de poeira grandes situados nas regiões periféricas de um disco de formação planetária que se encontra em torno de uma estrela jovem.

  © Digitized Sky Survey 2/Hubble (disco protoplanetário em torno de estrela)

Ao observar de forma inovadora um objeto cujo nome informal é Disco Voador, os astrônomos descobriram que os grãos de poeira são muito mais frios do que o esperado: -266º Celsius. Este resultado surpreendente sugere que os modelos teóricos destes discos precisam de ser revistos.

Uma equipe internacional liderada por Stephane Guilloteau do Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux, França, mediu a temperatura de enormes grãos de poeira localizados em torno da jovem estrela 2MASS J16281370-2431391 na região de formação estelar Rho Ophiuchi, a cerca de 400 anos-luz de distância da Terra.
Esta estrela encontra-se rodeada por um disco de gás e poeira, chamado disco protoplanetário, uma vez que se situa na fase inicial da formação de um sistema planetário. Este disco é visto de perfil quando observado a partir da Terra e a sua aparência em imagens no visível levou a que se lhe desse o nome informal de Disco Voador.
Foi observado através do ALMA o brilho emitido pelas moléculas de monóxido de carbono no disco da 2MASS J16281370-2431391. As imagens revelaram-se extremamente nítidas e descobriu-se algo estranho, em alguns casos o sinal recebido era negativo. Normalmente um sinal negativo é fisicamente impossível, mas neste caso existe uma explicação, que leva a uma conclusão surpreendente.
O autor principal Stephane Guilloteau explica: “Este disco não se observa sobre um céu noturno escuro e vazio mas sim em silhueta, frente ao brilho da Nebulosa Rho Ophiuchi. O brilho difuso é demasiado extenso para ser detectado pelo ALMA, no entanto é absorvido pelo disco. O sinal negativo resultante significa que partes do disco estão mais frias do que o fundo. Na realidade, a Terra encontra-se na sombra do Disco Voador!”
A equipe combinou medições do disco obtidas pelo ALMA com observações do brilho de fundo obtidas pelo telescópio IRAM de 30 metros, situado em Espanha. As medições do IRAM foram necessárias uma vez que o ALMA não é sensível ao sinal extenso do fundo. Derivou-se uma temperatura para os grãos de poeira do disco de apenas -266º Celsius (ou seja, apenas 7 Kelvin) à distância de cerca de 15 bilhões de km da estrela central. Esta é a primeira medição direta da temperatura de grãos de poeira grandes (com tamanhos de cerca de 1 milímetro) em tais objetos.
A temperatura medida é muito mais baixa dos que os -258 a -253º Celsius (15 a 20 Kelvin) que a maioria dos modelos teóricos prevê.  Para explicar esta discrepância, os grãos de poeira grandes devem ter propriedades diferentes das que se assumem atualmente, de modo a permitirem o seu arrefecimento até temperaturas tão baixas.
“Para compreendermos qual o impacto desta descoberta na estrutura do disco, temos que descobrir que propriedades da poeira, que sejam plausíveis, podem resultar de tão baixas temperaturas. Temos algumas ideias, por exemplo, a temperatura pode depender do tamanho dos grãos, com os maiores a apresentarem temperaturas mais baixas do que os mais pequenos. No entanto, ainda é muito cedo para termos certezas,” acrescenta o co-autor do trabalho Emmanuel di Folco, do Laboratoire d’Astrophysique de Bordeaux.
Se estas temperaturas baixas da poeira forem encontradas como sendo uma característica normal dos discos protoplanetários, este fato pode ter muitas consequências na compreensão de como é que estes objetos se formam e evoluem.
Por exemplo, propriedades diferentes da poeira afetarão o que se passa quando as partículas colidem e portanto afetarão também o seu papel na criação das sementes da formação de planetas. Ainda não sabemos se esta alteração das propriedades da poeira é ou não significativa relativamente a este exemplo.
Temperaturas baixas da poeira podem também ter um grande impacto nos discos de poeira mais pequenos que se sabe existirem. Se estes discos forem majoritariamente compostos por grãos maiores e mais frios do que o que se supõe atualmente, isto pode significar que estes discos compactos são arbitrariamente massivos e por isso podem ainda formar planetas gigantes relativamente próximos da estrela central.
São claramente necessárias mais observações, no entanto parece que a poeira mais fria descoberta pelo ALMA poderá ter consequências significativas na compreensão dos discos protoplanetários.

Este trabalho foi descrito num artigo científico intitulado “The shadow of the Flying Saucer: A very low temperature for large dust grains”, de S. Guilloteau et al., que foi publicado na revista da especialidade Astronomy & Astrophysics Letters.

Fonte: ESO

Abertura do concurso Apanhe uma Estrela

Os alunos de todo o mundo estão sendo convidados a participar do concurso de escrita de astronomia Apanhe uma Estrela 2016.

© ESO (Apanhe uma Estrela)

Para participar os alunos devem submeter um relatório escrito sobre um tema astronômico à sua escolha, por exemplo: um objeto astronômico, um fenômeno, uma observação, um problema científico ou uma teoria. Os relatórios devem ser escritos em inglês e não podem ter mais de 5.000 palavras. Os alunos podem concorrer em grupos, no máximo de três elementos, mais um líder de grupo que não seja estudante.

As submissões devem ser feitas por email, enviando o relatório em ficheiro pdf para astro.edu@gmail.com. O prazo de entrega de todas as contribuições é o dia 30 de novembro de 2016.

O ESO entregará imagens emolduradas de belos objetos astronômicos aos cinco primeiros lugares. E além destes quadros, os cinco vencedores poderão ainda fazer observações remotas no Observatório Nacional Astronômico Rozhen, na Bulgária, ou participar de uma video-conferência com um astrônomo profissional.

Apanhe uma Estrela é um concurso organizado por uma colaboração entre a European Association for Astronomy Education (EAAE) e European Southern Observatory (ESO). Esta iniciativa pretende estimular a criatividade e o trabalho autónomo dos estudantes de modo a fortalecer e expandir o seu conhecimento astronómico e as suas várias competências.

Encontram-se disponíveis da página internet do Apanhe uma Estrela mais informações sobre o concurso.

Fonte: ESO

Nuvem monstruosa é observada retornando à Via Láctea

Astrônomos utilizando telescópio espacial Hubble estão descobrindo que o velho ditado "o que sobe tem que descer" até se aplica a uma nuvem imensa de hidrogênio fora da Via Láctea.

  © NASA/ESA/A. Feild (ilustração da Nuvem Smith caindo na Via Láctea)

A nuvem invisível está caindo em direção à nossa Galáxia a 1,1 milhões de quilômetros por hora.

Apesar de se conhecerem centenas de nuvens gigantes e velozes de gás em torno da periferia da nossa Galáxia, esta denominada "Nuvem Smith" é única porque a sua trajetória é bem conhecida. As novas observações do Hubble sugerem que foi lançada das regiões exteriores do disco galáctico há cerca de 70 milhões de anos atrás. A nuvem foi descoberta no início da década de 1960 pela estudante de doutoramento em astronomia Gail Smith, que detectou ondas de rádio emitidas pelo seu hidrogênio.

A nuvem está retornando numa rota de colisão e espera-se que "lavre" o disco da Via Láctea daqui a 30 milhões de anos. Quando isso acontecer, os astrônomos acreditam que vai dar início a uma espetacular explosão de formação estelar, talvez fornecendo gás suficiente para fabricar 2 milhões de sóis.

"A nuvem é um exemplo de como a Galáxia muda com o tempo," explica Andrew Fox, líder da equipe e do Space Telescope Science Institute (STScI) em Baltimore, no estado americano de Maryland. "Diz-nos que a Via Láctea é um lugar muito ativo e borbulhante onde o gás pode ser expelido para fora de uma parte do disco e, depois, regressar para outra."

"A nossa Galáxia recicla o seu gás através de nuvens, sendo a Nuvem Smith um exemplo, e irá formar estrelas em lugares diferentes do que no passado. As medições da Nuvem Smith pelo Hubble ajudam-nos a visualizar quão ativos são os discos das galáxias," afirma Fox.

Os astrônomos determinaram que esta região de gás em forma de cometa mede cerca de 11.000 anos-luz de comprimento e 2.500 anos-luz de largura. Se pudesse ser observada no visível, teria um diâmetro aparente no céu 30 vezes maior que a Lua Cheia.

Os astrônomos há muito que pensavam que a Nuvem Smith podia ser uma galáxia falhada, sem estrelas, ou gás que caía para a Via Láctea oriundo do espaço intergaláctico. Se qualquer um destes cenários fosse verdadeiro, a nuvem deveria conter principalmente hidrogênio e hélio, não os elementos mais pesados fabricados pelas estrelas. Mas se viesse de dentro da Galáxia, ela conteria mais dos elementos encontrados no nosso Sol.

A equipe usou o Hubble para medir pela primeira vez a composição química da Nuvem de Smith e para determinar de onde veio. Observaram, no ultravioleta, os núcleos brilhantes de três galáxias ativas que residem a bilhões de anos-luz por trás da nuvem. Usando o instrumento COS (Cosmic Origins Spectrograph) do Hubble, mediram como esta luz é filtrada através da nuvem.

Em particular, procuraram enxofre na nuvem, que pode absorver a luz ultravioleta. "Ao medir o enxofre, podemos aprender quão enriquecida em átomos de enxofre é a nuvem, em comparação com o Sol," explica Fox. O enxofre é um bom indicador da quantidade de elementos mais pesados que residem na nuvem.

Foi descoberto que a Nuvem Smith é tão rica em enxofre como o disco exterior da Via Láctea, uma região a cerca de 40.000 anos-luz do centro da Galáxia (aproximadamente 15.000 anos-luz mais para a periferia da Via Láctea do que o Sol e o Sistema Solar). Isto significa que a Nuvem Smith foi enriquecida por material das estrelas. Isto não acontecia se fosse hidrogênio pristino de fora da Galáxia, ou se fosse o remanescente de uma galáxia falhada e desprovida de estrelas. Em vez disso, a nuvem parece ter sido expulsa de dentro da Via Láctea e está agora de volta como um bumerangue.

Embora isto resolva o mistério da origem da Nuvem de Smith, levanta novas questões: como é que a nuvem chegou onde está agora? Que evento desastroso a catapultou para fora do disco da Via Láctea, e como é que permaneceu intacta? Será que uma região de matéria escura, uma forma invisível de matéria, passou pelo disco e capturou gás da Via Láctea? As respostas poderão ser encontradas em investigações futuras.

A pesquisa foi publicada na edição de 1 janeiro de 2016 da revista The Astrophysical Journal Letters.

Fonte: Space Telescope Science Institute

Uma beleza muitas vezes ignorada

A imagem a seguir mostra a galáxia espiral NGC 986 situada na constelação da Fornalha.

© ESO (NGC 986)

A galáxia, que foi descoberta em 1826 pelo astrônomo escocês James Dunlop, não costuma ser fotografada muitas vezes devido à sua proximidade com o rico e famoso aglomerado de galáxias da Fornalha, o que não deixa de ser uma pena já que esta galáxia, além de ser um grande objeto científico, é também muito bonita.
A NGC 986 situa-se a cerca de 56 milhões de anos-luz de distância e parece quase perfeita vista de face. A sua posição no céu permite-nos observar os dois braços espirais principais e também uma estrutura central em forma de barra, composta por estrelas e poeira, que faz com que este objeto seja classificado como uma galáxia espiral barrada.
Rastreios astronômicos mostraram que cerca de dois terços de todas as galáxias espirais contêm uma barra, incluindo a Via Láctea, e por isso a NGC 986 é um objeto perfeito para estudar a estrutura das galáxias e descobrir mais sobre a nossa própria casa galáctica, a qual se torna difícil de estudar a partir do interior.
Esta imagem, captada pelo instrumento FORS montado no Very Large Telescope (VLT), no Observatório do Paranal, no norte do Chile, foi obtida no âmbito do programa Jóias Cósmicas do ESO, o qual visa obter imagens de objetos interessantes, intrigantes ou visualmente atrativos, utilizando os telescópios do ESO, para efeitos de educação e divulgação científica. O programa utiliza tempo de telescópio que não pode ser usado em observações científicas. Todos os dados obtidos podem ter igualmente interesse científico e são por isso postos à disposição dos astrônomos através do arquivo científico do ESO.

Fonte: ESO

MWC 922: A Nebulosa do Quadrado Vermelho

O que poderia fazer com que uma nebulosa parecesse quadrada?

© Peter Tuthill & James Lloyd (MCW 922)

Ninguém sabe ao certo. O sistema de estrelas quentes conhecido como MWC 922 parece fazer parte de uma nebulosa exatamente neste formato. A imagem acima combina exposições em infravermelho do telescópio Hale no Monte Palomar, na Califórnia, e do telescópio Keck-2 em Mauna Kea, no Havaí­. Uma das principais hipóteses precursoras para a nebulosa quadrada é que a estrela central ou estrelas de alguma forma expeliram cones de gás durante um estágio de desenvolvimento tardio. Na nebulosa MWC 922, esses cones coincidentemente incorporam ângulos quase retos e são visíveis de lado. As evidências que respaldam a hipótese dos cones incluem raios radiais na imagem que podem percorrer as paredes dos cones. Pesquisadores especulam que os cones, quando vistos de outro ângulo, poderiam parecer semelhantes aos gigantescos anéis da supernova SN 1987A, possivelmente indicando que uma estrela na MWC 922 poderia um dia explodir em uma supernova semelhante.

Fonte: NASA

A galáxia oculta IC 342

Semelhante em tamanho às grandes e brilhantes galáxias espirais da nossa vizinhança, IC 342 está a apenas 10 milhões de anos luz de distância na direção da constelação boreal da Girafa (Camelopardalis).

 

  © Fabiomassimo Castelluzzo (IC 342)

A galáxia IC 342 é um universo particular que seria um objeto proeminente nos nossos céus noturnos, mas está obscurecida por um véu de estrelas, gases e poeira cósmica ao longo do plano da Via Láctea.

Mesmo que a luz da galáxia IC 342 esteja reduzida pelas nuvens cósmicas intervenientes, esta imagem telescópica profunda retrata seus aglomerados estelares azuis, a poeira e o brilho em tons de rosa das regiões de formação estelar, imersas nos braços espirais que se espalham a partir do núcleo da galáxia.

A IC 342 pode ter sofrido uma explosão recente de formação estelar e está perto o suficiente para ter influenciado gravitacionalmente a evolução do grupo local de galáxias e a nossa Via Láctea.

Fonte: NASA

O alinhamento dos cinco planetas mais próximos do Sol

Um alinhamento dos cinco primeiros planetas do nosso Sistema Solar pode ser visto a olho nu no horizonte, pouco antes do nascer do Sol, por volta das 5,5 hs da manhã.

© SkySafari (o alinhamento dos cinco planetas)

Os planetas Mercúrio, Vênus, Saturno, Marte e Júpiter estarão visíveis a olho nu no céu entre as direções Leste e Norte no horizonte. O fenômeno deve ocorrer até 20 de fevereiro deste ano.

A linha formada pelos planetas no céu segue de perto a eclíptica, o caminho aparente do Sol em relação às estrelas de fundo. O alinhamento será apenas visual no céu noturno, do ponto de vista de quem está aqui na Terra, sendo que os planetas não estarão realmente alinhados de fato.

O primeiro planeta a aparecer no horizonte será Júpiter, por volta das 23 hs. Em seguida, virão Marte, às 2 hs, Saturno, às 3 hs, Vênus, às 4 hs e, por último, Mercúrio que só deve despontar no horizonte por volta das 5,5 hs.

Os Vênus e Júpiter são os planetas mais facilmente identificáveis, mas Mercúrio o último planeta a aparecer será um pouco mais difícil de ser observado, devido a sua posição aparente no horizonte e de sua proximidade com o Sol, consequentemente seu tempo de visualização é curto.

No dia 6 de fevereiro deste ano ocorrerá o ápice do fenômeno, quando Mercúrio estará em elongação máxima, ou seja, atingirá seu ponto máximo no céu. Em 1 de fevereiro, a Lua estará ao lado de Marte, em seguida, na manhã seguinte, ela estará situada logo abaixo do Planeta Vermelho. Na manhã do dia 4 de fevereiro, a Lua na fase crescente estará perto de Saturno. Em seguida, em 6 de fevereiro, a Lua estará ao lado de Vênus e em 7 de fevereiro, a Lua com uma pequena fatia iluminada estará situada abaixo de Mercúrio.

Este o alinhamento destes cinco planetas que podem ser vistos a olho nu ocorreu pelo última vez em 2005, e deverá acontecer novamente em agosto deste ano e depois em outubro de 2018.

Fonte: Cosmo Novas & National Geographic

Lançado telescópio brasileiro para observação do Sol

A NASA, agência espacial norte-americana, lançou com êxito, no dia 18 de janeiro, um balão estratosférico que transporta dois equipamentos científicos voltados a estudar o Sol. O lançamento foi feito em McMurdo, base dos Estados Unidos na Antártica.

 

© NASA/SDO (explosão solar)

Um dos equipamentos é o Solar-T: um telescópio fotométrico duplo, projetado e construído no Brasil por pesquisadores do Centro de Radioastronomia e Astrofísica Mackenzie (CRAAM), da Universidade Presbiteriana Mackenzie, em colaboração com colegas do Centro de Componentes Semicondutores da Universidade Estadual de Campinas (Unicamp).

O outro equipamento é o experimento de raios X e gama GRIPS (sigla em inglês de Gamma-ray Imager / Polarimeter for Solar Flares), da University of California em Berkeley, nos Estados Unidos, no qual o Solar-T foi acoplado.

Desenvolvido com apoio da FAPESP, por meio de um Projeto Temático e de um Auxílio à Pesquisa-Regular, o Solar-T é o primeiro instrumento científico do gênero construído no país, após 15 anos de pesquisa e desenvolvimento.

Além da FAPESP, o projeto contou com recursos do Fundo Mackenzie de Pesquisa (MackPesquisa), do Conselho Nacional de Desenvolvimento Científico e Tecnológico (CNPq), da Coordenação de Aperfeiçoamento de Pessoal de Nível Superior (Capes), da NASA, do AFOSR (sigla em inglês de Air Force Office of Scientific Research), dos Estados Unidos, e do Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (Conicet), da Argentina.

“O desenvolvimento do Solar-T representa uma oportunidade de qualificação brasileira em tecnologia espacial avançada que pode dar origem a novos projetos em satélites, por exemplo, e contribuições para a Estação Espacial Internacional”, disse Pierre Kaufmann, pesquisador do CRAAM e coordenador do projeto.

“Estamos desenvolvendo um projeto em colaboração com o Instituto Lebedev de Moscou para instalar telescópios de detecção de frequências em terahertz na Estação Espacial Internacional, e o sucesso da missão do Solar-T é uma condição necessária para qualificarmos a tecnologia que desenvolvemos”, afirmou.

O balão estratosférico transportando o Solar-T e o GRIPS – que juntos pesam mais de 3 toneladas – está voando a uma altitude de 40 mil metros e circum-navegará a Antártica por um período entre 20 e 30 dias.

Enquanto sobrevoar o continente gelado, o Solar-T deverá captar a energia que emana das explosões solares em duas frequências inéditas, de 3 e 7 terahertz (THz), que correspondem a uma fração da radiação infravermelha distante.

Situada no espectro eletromagnético entre a luz visível e as ondas de rádio, essa faixa de radiação permite observar mais facilmente a ocorrência de explosões associadas aos campos magnéticos das regiões ativas do Sol, que muitas vezes lançam em direção à Terra jatos de partículas de carga negativa (elétrons) aceleradas a grandes velocidades.

Nas proximidades do planeta, essas partículas atrapalham o funcionamento de satélites de telecomunicações e de GPS e produzem as auroras austrais e boreais.

A radiação das explosões nessa faixa do infravermelho distante também torna possível uma nova abordagem para investigar fenômenos que produzem energia em regiões ativas que ficam entre a superfície do Sol, a fotosfera, onde a temperatura não passa dos 5,7 mil graus, e as camadas superiores e mais quentes: a cromosfera, onde as temperaturas alcançam 20 mil graus, e a coroa, que está a mais de 1 milhão de graus.

“Essas frequências de 3 e 7 terahertz são impossíveis de serem medidas a partir do nível do solo porque são bloqueadas pela atmosfera. É necessário ir para o espaço para medi-las”, disse Kaufmann.

Para fazer as medições, o Solar-T conta com um aparato composto por dois fotômetros (medidores de intensidade de fótons), coletores e filtros para bloquear radiações de frequências indesejáveis (infravermelho próximo e luz visível), que poderiam mascarar o fenômeno, e selecionar as frequências de 3 e 7 terahertz.

Os dados coletados pelo telescópio fotométrico são armazenados em dois computadores a bordo do equipamento e transmitidos compactados à Terra, por meio de um sistema de telemetria, valendo-se da rede de satélites Iridium. Os dados transmitidos à Terra são gravados em dois computadores no CRAMM.

“A transmissão dos dados obtidos pelo Solar-T para a Terra garante a obtenção das informações coletadas caso não seja possível recuperar os computadores a bordo do equipamento, porque as chances são muito baixas”, afirmou Kaufmann. “A Antártica é maior do que o Brasil, tem pouquíssimos lugares de acesso e não há como controlar o lugar onde o balão deve cair.”

De acordo com o pesquisador, os dois fotômetros THz, os computadores de dados e o sistema de telemetria do Solar-T estão funcionando normalmente, alimentados por duas baterias carregadas com energia capturada por painéis solares.

Logo após o rastreador de explosões solares ter sido acionado, no dia seguinte ao do lançamento do balão estratosférico, o equipamento já começou a enviar dados para a Terra.

Os dados terão que ter precisão de apontamento e rastreio do Sol de mais ou menos meio grau. Esse nível de precisão deverá ser assegurado por um sistema automático de apontamento e rastreio do GRIPS, com o qual o Solar-T está alinhado.

“Por enquanto, ainda não houve nenhuma grande explosão solar captada pelo Solar-T. Mas, caso ocorra, o equipamento poderá detectá-la e enviar os dados para analisarmos”, disse Kaufmann.

Fonte: FAPESP (Agência)

A vizinha limpa e arrumada da Via Láctea

Muitas galáxias encontram-se cheias de poeira, enquanto outras apresentam ocasionais faixas escuras de fuligem cósmica opaca espiralando entre o gás e as estrelas.

© ESO (galáxia anã IC 1613)

No entanto, o alvo desta nova imagem, obtida pela câmera OmegaCAM montada no telescópio de rastreio do VLT no ESO, no Chile, é bastante peculiar, a pequena galáxia chamada IC 1613 é uma maníaca por limpeza!

A IC 1613 contém muito pouca poeira cósmica, o que permite aos astrônomos explorar o seu conteúdo com bastante facilidade. Não é apenas uma questão de aparência; a limpeza desta galáxia é vital para a compreendermos o Universo que nos rodeia.

A IC 1613 é uma galáxia anã situada na constelação da Baleia. Esta imagem do VST mostra a beleza pouco convencional deste objeto, deixando-nos observar suas estrelas todas espalhadas e gases rosa brilhante, em grande detalhe.
O astrônomo alemão Max Wolf descobriu o fraco brilho da IC 1613 em 1906. Em 1928, o seu compatriota Walter Baade utilizou o poderoso telescópio de 2,5 metros instalado no Observatório de Mount Wilson, na Califórnia, conseguindo observar as estrelas individuais. A partir destas observações os astrônomos concluíram que esta galáxia deveria estar muito perto de nós, uma vez que apenas era possível resolver estrelas individuais com tamanho aparente de alfinetes nas galáxias mais próximas.
Desde este momento, os astrônomos confirmaram que IC 1613 é efetivamente um membro do Grupo Local, uma coleção de mais de 50 galáxias que inclui a nossa galáxia, a Via Láctea. A IC 1613 situa-se a 2,3 milhões de anos-luz de distância de nós, sendo relativamente bem estudada devido à sua proximidade. Os astrônomos descobriram que se trata de uma anã irregular, a qual não apresenta muitas das características encontradas em outras galáxias pequenas, como por exemplo um disco estrelado.
No entanto, o que falta em forma à IC 1613 é compensado em termos de limpeza. Sabemos a distância à IC 1613 com elevado grau de precisão, parcialmente devido aos níveis anomalamente baixos de poeira que se encontram lá e ao longo da nossa linha de visada, algo que permite observações muito mais claras. A poeira cósmica é composta por vários elementos pesados, tais como o carbono e o ferro, assim como por moléculas maiores e mais granuladas. Não só bloqueia a radiação, dificultando a observação de objetos envoltos em poeira, como dispersa de forma preferencial a radiação mais azul. Como resultado, a poeira cósmica faz os objetos parecerem mais vermelhos do que na realidade são, quando observados através dos nossos telescópios. Este avermelhamento deve ser considerado quando estudam estes objetos, mas mesmo assim, quanto menor o avermelhamento, mais precisas serão as observações.
A segunda razão da distância ser conhecida com tanta precisão deve-se ao fato desta galáxia abrigar uma quantidade de estrelas de dois tipos: variáveis Cefeides e variáveis RR Lyrae. Estes tipos de estrelas pulsam de forma ritmada, crescendo em brilho e tamanho de forma característica a intervalos regulares. Além das duas Nuvens de Magalhães, IC 1613 é a única galáxia anã irregular no Grupo Local onde se identificaram estrelas variáveis do tipo RR Lyrae.
Como sabemos por experiência cotidiana na Terra, os objetos que brilham, tais como as lâmpadas ou as chamas das velas, parecem mais fracos à medida que nos afastamos deles. Os astrônomos usam esta regra simples da lógica para descobrir quão distantes é que os objetos no Universo estão realmente, desde que saibam quão brilhantes são na realidade, ou seja, desde que conheçam o seu brilho intrínseco.
As variáveis Cefeides e RR Lyrae têm a propriedade especial do seu período de aumento e diminuição de brilho estar diretamente ligado ao seu brilho intrínseco. Por isto, ao ser medido quão rápido flutuam é possível o seu brilho intrínseco. Comparando depois este valor ao brilho aparente medido, podemos saber quão distantes é que se encontram, de modo a parecerem tão tênues quando observados.
As estrelas para as quais se conhece o seu brilho intrínseco funcionam como velas padrão, um pouco como uma vela com determinado brilho atuaria para se calcular intervalos de distância baseados no brilho observado do cintilar da sua chama.
Usando velas padrão, tais como as estrelas variáveis que se encontram na IC 1613 e as menos comuns explosões de supernova do tipo Ia, que podem ser observadas ao longo de maiores distâncias cósmicas foi construída uma escada de distância cósmica, que penetra o espaço cada vez mais profundamente.
Há décadas atrás a IC 1613 ajudou os astrônomos a determinar como usar estrelas variáveis para mapear a grande extensão do Universo. Nada mau para uma pequena galáxia sem forma!

Fonte: ESO

Descoberto exoplaneta com a maior órbita conhecida

O objeto de massa planetária J2126, anteriormente pensado como sendo um planeta solitário, orbita sua estrelaprogenitora na maior órbita já descoberta até agora no Universo, de acordo com uma equipe de astrônomos liderada pelo Dr. Niall Deacon, da Universidade de Hertfordshire, no Reino Unido.

© University of Hertfordshire/Neil Cook (ilustração do exoplaneta J2126)

O exoplaneta 2MASS J21265040-8140293 (J2126), tem cerca de 13 vezes a massa de Júpiter. Sua órbita é de aproximadamente 6.900 UA (Unidades Astronômicas) de distância da sua estrela, a TYC 9486-927-1, uma estrela ativa, de rotação rápida e classificada como sendo do tipo anã-M.

Esta é uma órbita 6.900 vezes maior que a distância da Terra ao Sol, ou seja, aproximadamente 1 trilhão de quilômetros. Nesta sua órbita, o planeta leva 900.000 anos para completar uma volta ao redor da sua estrela.

O planeta foi registrado pela primeira vez em 2008 pelo astrônomo Neill Reid do Space Telescope Science Institute.

Em 2014, uma equipe de astrônomos do Canadá identificou ele como sendo o possível membro de um grupo de estrelas com 45 milhões de anos de vida e anãs marrons conhecido como Tucana Horologium Association. Isto fez com que o objeto fosse muito jovem e tivesse pouca massa para ser classificado como um planeta solitário.

Até agora, ninguém havia sugerido que o J2126 e a estrela TYC 9486-927-1 estivessem conectados de alguma forma.

O Dr. Deacon e seus colegas da Alemanha, Austrália e dos EUA, descobriram que esses dois objetos estão se movendo através do espaço, juntos, e estão a uma distância de 104 anos-luz do Sistema Solar, implicando que eles estão sim associados.

“Este é o maior sistema planetário já encontrado e ambos os membros são bem conhecidos por 8 anos, mas ninguém até então tinha feito a conexão entre eles antes”, disse o Dr. Deacon.

“O planeta não é solitário como nós pensávamos anteriormente, mas ele certamente está numa relação de grande distância com a sua estrela”.

De acordo com a equipe, o J2126, tem uma massa, uma idade, um tipo espectral e uma temperatura, semelhante a um exoplaneta muito bem estudado, o Beta Pictoris b.

“Comparado ao Beta Pictoris b, o J2126 está mais de 700 vezes mais distante de sua estrela, mas como esse imenso sistema planetário se formou e sobreviveu ainda permanece uma questão em aberto”, disse o Dr. Simon Murphy, membro da equipe, da Universidade Nacional Australiana.

Um artigo sobre o assunto foi aceito para publicação na Monthly Notices of the Royal Astronomical Society.

Fonte: New Scientist

Aglomerados de galáxias revelam novas impressões sobre a matéria escura

A matéria escura é um fenômeno cósmico misterioso que corresponde a 27% de toda a matéria e energia.

© NASA/ESA/JPL-Caltech/Yale/CNRS (Abell 1689)

Embora a matéria escura esteja sempre à nossa volta, não a podemos ver ou sentir. Mas os cientistas podem inferir a presença da matéria escura observando como a matéria normal se comporta em torno dela.

Os aglomerados de galáxias, que consistem em milhares de galáxias, são importantes para explorar a matéria escura porque residem numa região onde tal matéria é mais densa do que a média. Pensa-se que quanto mais massivo é o aglomerados de galáxias, mais matéria escura tem no seu ambiente. Mas uma nova pesquisa sugere que a ligação é mais complicada do que isso.

"Os aglomerados de galáxias são como as grandes cidades do nosso Universo. Da mesma forma que podemos olhar para as luzes de uma cidade à noite, a partir de um avião, e inferir o seu tamanho, estes aglomerados dão-nos uma ideia da distribuição da matéria escura que não podemos ver," afirma Hironao Miyatake do Jet Propulsion Laboratory (JPL) da NASA em Pasadena, no estado americano da Califórnia.

Um novo estudo, liderado por Miyatake, sugere que a estrutura interna de um aglomerado de galáxias está ligada ao ambiente de matéria escura em seu redor. Esta é a primeira vez que se mostra que uma propriedade, além da massa do aglomerado, está associada com a matéria escura.

Os pesquisadores estudaram cerca de 9.000 aglomerados de galáxias do catálogo de galáxias SDSS (Sloan Digital Sky Survey) DR8 e dividiram-nos em dois grupos consoante as suas estruturas internas: um, no qual as galáxias individuais dentro dos aglomerados estavam mais espalhadas, e o outro no qual estavam agrupadas mais intimamente. Os cientistas usaram uma técnica chamada lente gravitacional, observando como a gravidade dos aglomerados curva a luz de outros objetos, para confirmar que ambos os grupos tinham massas semelhantes.

Mas quando os cientistas compararam os dois grupos, encontraram uma diferença importante na distribuição dos aglomerados de galáxias. Normalmente, os aglomerados de galáxias estão separados dos outros, em média, por 100 milhões de anos-luz. Mas para o grupo de aglomerados com galáxias mais próximas umas das outras, havia menos aglomerados vizinhos a esta distância do que no grupo com aglomerados mais dispersos. Por outras palavras, o ambiente de matéria escura em seu redor determina quão agrupado é o aglomerados de galáxias.

"A diferença é o resultado dos diferentes ambientes de matéria escura em que os grupos de aglomerados de galáxias se formam. Os nossos resultados indicam que a ligação entre um aglomerado de galáxias e a matéria escura ao redor não se caracteriza apenas pela massa do aglomerado, mas também pela sua história de formação," comenta Miyatake.

David Spergel, professor de astronomia na Universidade de Princeton em Nova Jersey, acrescenta: "estudos observacionais anteriores haviam mostrado que a massa dos aglomerados de galáxias é o fator mais importante na determinação das suas propriedades globais. O nosso trabalho mostra que a 'idade também conta': aglomerados mais jovens vivem em ambientes diferentes de matéria escura em grande escala do que os aglomerados mais velhos."

Os resultados estão em linha com as previsões da teoria principal acerca das origens do nosso Universo. Depois de um evento chamado inflação cósmica, um período de menos de um bilionésimo de segundo após o Big Bang, existiram pequenas mudanças na energia do espaço chamadas flutuações quânticas. Estas mudanças, em seguida, desencadearam uma distribuição não uniforme da matéria. Os cientistas dizem que os aglomerados de galáxias que vemos hoje resultaram de flutuações na densidade da matéria no início do Universo.

"A ligação entre a estrutura interna dos aglomerados de galáxias e a distribuição da matéria escura em torno é uma consequência da natureza das flutuações de densidade iniciais estabelecidas antes do Universo ter sequer um segundo de idade," explica Miyatake.

Os pesquisadores vão continuar explorando estas ligações.

"Os aglomerados de galáxias são janelas notáveis sobre os mistérios do Universo. Ao estudá-los, podemos aprender mais sobre a evolução da estrutura em larga escala do Universo e sobre a sua história, bem como da matéria escura e da energia escura," conclui Miyatake.

O novo estudo foi publicado no periódico Physical Review Letters.

Fonte: Jet Propulsion Laboratory

Os deslumbrantes diamantes do aglomerado estelar Trumpler 14

As estrelas singulares são muitas vezes negligenciadas em favor de seus primos cósmicos maiores, mas quando elas se unem, elas criam cenas verdadeiramente, de tirar o fôlego, e chegam até mesmo a rivalizar com as mais brilhantes nebulosas e galáxias.

© Hubble/Jesús Maíz Apellániz (aglomerado estelar Trumpler 14)

Esta imagem realizada pelo telescópio espacial Hubble mostra o aglomerado estelar Trumpler 14. Este é um dos maiores aglomerados de estrelas brilhantes, quentes e massivas na Via Láctea. Ele possui algumas das estrelas mais luminosas da nossa galáxia.

Aproximadamente 1.100 aglomerados estelares abertos já foram descobertos na Via Láctea, embora, acredita-se que existam muito mais. O Trumpler 14 é um desses, localizado a cerca de 8.000 anos-luz de distância da Terra na direção do centro da bem conhecida Nebulosa Carina.

Com apenas 500.000 anos de existência, uma pequena fração da idade do aglomerado aberto das Plêiades, que tem 115 milhões de anos, o Trumpler 14 não é somente um dos mais populosos aglomerados dentro da Nebulosa Carina, mas também é um dos mais jovens. Contudo, ele é bem rápido em recuperar o tempo perdido, formando estrelas numa taxa incrível, criando assim um visual deslumbrante.

© ESO (aglomerado estelar Trumpler 14 na Nebulosa Carina)

Essa região do espaço abriga uma das mais altas concentrações de estrelas massivas e luminosas de toda a Via Láctea, uma espetacular família de estrelas jovens, brilhantes e azul esbranquiçadas. Estas estrelas estão rapidamente consumindo seus vastos suprimentos de hidrogênio, e têm somente alguns milhões de anos de vida antes de encontrarem sua morte e explodirem como supernovas. Entretanto, apesar de sua juventude, estas estrelas estão criando um grande impacto em seu ambiente. Elas estão literalmente criando ondas!

À medida que as estrelas arremessam partículas em alta velocidade para fora de suas superfícies, fortes ventos estelares vagam pelo espaço. Esses ventos colidem com o material ao redor, gerando ondas de choque que aquecem o gás a milhões de graus e disparam intensas explosões de raios X. Estes fortes ventos estelares criam cavidades nas nuvens de gás e poeira próximas, e iniciam o processo de formação de novas estrelas.

A forma de arco peculiar da nuvem visível na parte inferior da imagem, acredita-se seja resultado desse vento. Esta característica provavelmente é uma onda de choque criada pelo vento fluindo de uma estrela próxima, a Trumpler 14 MJ 218. Os astrônomos têm observado essa estrela se movendo através do espaço a uma velocidade impressionante de 350.000 quilômetros por hora, esculpindo os aglomerados ao redor de gás e poeira.

Os astrônomos estimam que por volta de 2.000 estrelas residam dentro do Trumpler 14, variando de tamanho de menos de um décimo até algumas dezenas de vezes a massa do Sol. A mais proeminente estrela no Trumpler 14, e a estrela mais brilhante nessa bela imagem do Hubble, é a supergigante HD 93129Aa.

As estrelas HD 93129Aa e HD 93129Ab fazem parte do sistema estelar binário HD 93129AaAb. A estrela HD 93129Aa é uma estrela do tipo O que é cerca de 2,5 milhões de vezes mais brilhante do que o Sol, e tem uma massa 80 vezes maior. Ela tem uma temperatura de superfície de mais de 50.000 graus. A HD 93129Aa é uma das estrelas mais brilhante e mais quente de toda a Via Láctea.

Fonte: ESA

Encontrada evidência de um nono planeta no Sistema Solar

O Sistema Solar parece ter um novo nono planeta no Sistema Solar.

© Caltech/R. Hurt (ilustração do Planeta Nove)

A alegação é a mais forte ainda na busca secular pelo "Planeta X" além de Netuno. A busca tem sido atormentada por reivindicações rebuscadas e até mesmo charlatanismo.

Os cientistas Mike Brown e Konstantin Batygin, do Instituto de Tecnologia da Califórnia, apresentaram o que eles dizem ser uma evidência circunstancial forte para a existência de um grande planeta ainda não descoberto; talvez, com uma massa 10 vezes a massa da Terra, orbitando os confins do nosso Sistema Solar, muito além da órbita de Plutão. Os cientistas inferiram sua presença, por meio de anomalias encontradas nas órbitas de seis objetos do chamado Cinturão de Kuiper.

Não existe ainda uma confirmação observacional da descoberta, mas as evidências são tão fortes que os especialistas Chad Trujilo do observatório Gemini no Havaí e David Nesvorny do Southwest Research Institute (SwRI) em Boulder no Colorado ficaram impressionados e bem convencidos de que deve mesmo haver um grande planeta nas fronteiras da nossa vizinhança cósmica.

Batygin e Brown não foram os primeiros cientistas a argumentarem a existência de um novo planeta no Sistema Solar. Em 2014, o próprio Trujillo publicou um artigo na revista Nature onde mostra a existência de um objeto muito menor, o 2012 VP113, juntamente com a existência de corpos anteriormente não identificados na região mais externa do nosso Sistema Solar.

Brown e Batygin utilizaram parte do trabalho feito por Trujillo e por outros cientistas e analisaram os objetos descobertos. Notaram que o eixo maior da órbita destes objetos caia no mesmo quadrante no céu, ou seja, eles apontavam na mesma direção; dois objetos podem ter a mesma órbita. Mas, quando Brown e Batygin plotaram a órbita de outros objetos e observaram que todas elas estavam alinhadas, veio a surpresa. Eles então pensaram, que algo deveria existir para poder fazer com que as órbitas de todos estes objetos ficassem alinhadas, não devia ser somente uma coincidência. Quando eles então partiram para a ideia de colocar um planeta em seus modelos, viram todas as órbitas se alinhando.

© Caltech/R. Hurt (órbita do Planeta Nove)

Nos seus modelos, o planeta que melhor ajustava aos dados tinha uma massa 10 vezes maior que a massa da Terra, denominado Super Terra, que é um dos tipos de exoplanetas mais encontrado em outras estrelas, mas até agora não tinha sido determinado nenhum, no Sistema Solar. Este planeta, o Planeta Nove, é um pouco menor que Netuno, o quarto maior planeta do Sistema Solar, que tem uma massa 17 vezes maior que a da Terra. É muito provável que a sua órbita seja extremamente alongada, sendo o ponto mais próximo a 35 bilhões de quilômetros do Sol, e o ponto mais distante, a cerca de 3 a 6 vezes esta distância.

Mesmo a esta grande distância, o Planeta Nove, poderia a princípio ser registrado por telescópios na Terra, mais facilmente com o telescópio Subaru no Havaí, que não somente tem um imenso espelho para coletar a luz, mas também tem um grande campo de visão, o que permitiria que os astrônomos pudessem vasculhar o céu de forma eficiente.

Até que se tenha uma confirmação observacional, os astrônomos não podem dizer que o Planeta Nove existe de verdade, mas desta vez, as evidências e os argumentos são muito fortes para que isto seja real.

Esta história nos faz voltar no tempo e lembrar de outras histórias na descoberta de planetas no Sistema Solar. Em 10 de Setembro de 1846, John Herschel disse para a British Association for the Advancement of Science, que irregularidades haviam sido detectadas na órbita de Urano, sugerindo que a gravidade de algo até então desconhecido, talvez um planeta massivo estivesse causando as perturbações. Herschel disse:

“Nós vimos isto, do mesmo modo que Cristóvão Colombo viu a América desde a costa da Espanha. Seus movimentos têm sido sentidos em nossas análises com uma certeza um pouco inferior à demonstração ocular”. Apenas duas semanas depois desta palestra, o planeta Netuno foi descoberto, no local exato, que os teóricos haviam calculado onde ele estaria.

Um artigo foi aceito para publicação no periódico The Astronomical Journal.

Fonte: Science & Scientific American

As propriedades dos núcleos protoestelares

Estrelas como o Sol começam suas vidas como núcleos densos e frios de gás e poeira que colapsam sob a influência da gravidade até que a fusão possa iniciar.

© NASA/Spitzer/P. Myers (estrela jovem e nuvem de poeira de formação estelar)

A imagem acima em cores falsas no infravermelho mostra uma estrela jovem, nuvem de poeira de formação estelar com vários núcleos embutidos (identificado em vermelho). Um novo estudo em infravermelho dos núcleos estelares em vários estágios de desenvolvimento permitiu a obtenção das temperaturas, densidades e características evolutivas de jovens berçários estelares.

Estes núcleos contêm de centenas a milhares de vezes a massa do Sol de material e têm uma densidade de gás mil vezes maior do que as regiões interestelares típicas (o valor típico é de uma molécula por centímetro cúbico). Como o processo de colapso ocorre nestes núcleos é algo pouco compreendido, desde o número de estrelas que se formam, até os fatores que determinam suas massas, bem como a escala de tempo detalhada para o nascimento de uma estrela. O material, por exemplo, pode simplesmente cair livremente para o centro do núcleo, mas em cenários mais realistas, a queda é inibida pela pressão do gás aquecido, pelos movimentos tubulentos e campos magnéticos, ou alguma combinação desses fatores.

Os astrônomos estão estudando ativamente essas questões, observando jovens estrelas no processo de nascimento. A poeira nesses núcleos natais faz com que o material seja opaco para a luz óptica, necessitando de observações em outros comprimentos de onda, em particular no infravermelho, submilimétrico e rádio nos estágios iniciais da formação das estrelas, uma estrela embrionária aquece a nuvem de poeira ao redor com temperaturas entre 10 e 30 Kelvin, antes que os ventos estelares e a radiação, sopre  o material para longe expondo a estrela recém-nascida. Os astrônomos do Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics (CfA) Andres Guzman e Howard Smith, junto com seus colegas, completaram uma análise de 3.246 núcleos de formação de estrelas, a maior amostragem já feita. Os núcleos frios foram descobertos com o Submillmetre-Wavelength Sky Survey APEX, e então observados em 16 linhas espectrais submilimétricas, a informação espectral permitiu a determinação da distância  de cada núcleo, bem como a análise química e os movimentos internos do gás. O novo estudo combina esses resultados com medidas do infravermelho distante feitas pelo observatório espacial Herschel da ESA. Os dados do Herschel permitiram que o cálculo da densidade da poeira, a massa e a temperatura de cada núcleo; o grande conjunto de dados permitiu comparações estatísticas úteis entre os núcleos com vários parâmetros.

As fontes nas amostras investigadas caíram genericamente em quatro categorias: aglomerados quiescentes, que têm temperaturas mais frias 16,8 Kelvin, e o mínimo de emissão infravermelha; aglomerados protoestelares, que são fontes com os objetos estelares identificáveis mais jovens; regiões de hidrogênio ionizado, que são núcleos dentro dos quais as estrelas ionizaram alguma parte do gás ao redor; e núcleos de foto dissociação, os mais quentes do conjunto, que possuem poeira com temperaturas de cerca de 28 Kelvin, são um pouco mais desenvolvidos e mais brilhantes do que os núcleos ionizados de hidrogênio. Embora os grupos se sobreponham em suas propriedades, a grande amostra permite que os cientistas possam concluir que, na média, nos aglomerados quiescentes a temperatura da poeira aumenta em direção às regiões externas, enquanto que as temperaturas nos núcleos protoestelares e de hidrogênio ionizado aumentam em direção às regiões internas, consistente com a ideia de que eles estão sendo internamente aquecidos. O último também tende a ter densidades de poeira que aumentam mais fortemente do que nos núcleos quiescentes.

Este estudo também identificou uma população de objetos particularmente frios e escuros no infravermelho que estão provavelmente ainda no estágio de contração, ou pela mesma razão, têm sua formação de estrela abortada. O novo estudo e o seu catálogo estão apenas no começo, agora que a poeira em todos esses núcleos foi bem caracterizada, os astrônomos podem associar a química com a temperatura da poeria, por exemplo, e estudar os subgrupos que podem representar diferentes massas estelares em gestação.

Fonte: Harvard–Smithsonian Center for Astrophysics