Investigação
O que São galáxias extremas?
Quando as pessoas pensam em galáxias, é provável que lhes venha à mente a imagem de uma galáxia comum, grande e majestosa. Acontece que a maioria das galáxias comuns se enquadra em duas categorias amplas — espirais ou elípticas (mostradas abaixo) — com base em sua morfologia. Outras características, como a cor e as estruturas (por exemplo, braços espirais), fornecem bases adicionais de comparação necessárias para classificar as muitas galáxias do nosso universo.
NGC 4535 (galáxia espiral) and M49 (galáxia elíptica)
(Crédito da imagem: NSF-DOE Vera C. Rubin Observatory)
No entanto, algumas galáxias não se assemelham nem um pouco às galáxias espirais ou elípticas. Elas podem ser extremamente tênues e difíceis de detectar, ou apresentar características tão irregulares que não é possível distinguir nenhuma das estruturas habitualmente associadas às galáxias. Neste projeto, chamaremos esses objetos de "galáxias extremas"; aquelas que nos interessam são conhecidas como "manchas azuis" (blue blobs) e galáxias difusas.
Manchas Azuis
As "manchas azuis" (blue blobs) são sistemas estelares singulares, pois apresentam formas altamente irregulares e aglomeradas, constituídas quase inteiramente por estrelas jovens e azuis. Conhecem-se apenas alguns poucos exemplos (a maioria identificada por voluntários do Zooniverse), todos situados no aglomerado de galáxias de Virgem — um ambiente extremamente hostil ao gás frio necessário à formação de novas estrelas. No entanto, essas manchas azuis, de alguma forma, sobreviveram a tais condições e parecem estar isoladas de quaisquer outras galáxias ou companheiras; assim, a existência desses sistemas isolados, que contêm estrelas jovens e azuis, constitui um verdadeiro enigma.
Imagens do Telescópio Espacial Hubble de três das primeiras "manchas azuis" conhecidas: SECCO1, BC1 e BC3.
(Crédito da Imagem: NASA/ESA Hubble Space Telescope)
Galáxias Difusas
Galáxias difusas contêm aproximadamente o mesmo número de estrelas que galáxias anãs (cerca de um milhão a um bilhão de estrelas), mas estão espalhadas por uma área de tamanho comparável ao da Via Láctea, que contém centenas de bilhões de estrelas. O raio efetivo de uma galáxia é o que engloba metade de sua luz total, e as galáxias difusas apresentam raios efetivos incomumente grandes para suas populações estelares relativamente pequenas. É por isso que são chamadas de galáxias difusas: suas estrelas — em sua maioria antigas — estão distribuídas em um volume muito maior do que o das galáxias típicas. Como resultado, as galáxias difusas emitem menos luz por unidade de área no céu (o que os astrônomos chamam de "brilho superficial") do que as galáxias comuns, o que as faz parecer manchas de luz tênues e difusas.
A galáxia quase transparente LSBVCC437, conforme vista no LSST DP2:
(Crédito da Imagem: NSF-DOE Vera C. Rubin Observatory)
Por que estamos interessados nesses tipos de galáxias extremas?
Há apenas dez anos, conheciam-se pouquíssimas galáxias de características extremas. Com o aprimoramento dos levantamentos de imagens astronômicas, o número de exemplos conhecidos aumentou drasticamente. Hoje, conhecemos muito mais desses objetos, mas ainda não conseguimos explicar por que existem tantos. As "manchas azuis" (blue blobs), por exemplo, foram descobertas recentemente e talvez nem sequer sejam galáxias; em vez disso, poderiam ser aglomerados estelares formados fora de suas galáxias de origem. As origens tanto das manchas azuis quanto das galáxias difusas não podem ser totalmente explicadas pelos processos que, acredita-se, dão origem às galáxias comuns. Ao estudar esses objetos incomuns, esperamos preencher lacunas importantes em nossa compreensão de como as galáxias se formam e evoluem.
Por que o LSST e por que o DP2?
Galáxias difusas e "manchas azuis" são, quase por definição, objetos que se situam logo abaixo do limite de detecção da maioria dos levantamentos astronômicos. Os telescópios e câmeras do passado não tinham sensibilidade suficiente para distinguir algo tão tênue e disperso em meio ao brilho do céu noturno. É aqui que o Observatório Vera C. Rubin (uma iniciativa conjunta da NSF e do DOE) muda o cenário. Com seu espelho de 8,4 metros, câmera de 3.200 megapixels e exposições profundas e repetidas da mesma região do céu, o levantamento LSST (Legacy Survey of Space and Time) do Rubin foi projetado para alcançar limites de brilho superficial mais tênues do que os de qualquer outro já atingido. Essa profundidade adicional é de extrema importância, especialmente para galáxias difusas: como sua luz está espalhada por uma área tão grande, a maior parte dela fica oculta abaixo do nível de ruído em imagens menos profundas, tornando-se uma "mancha" reconhecível apenas após a combinação de um número suficiente de exposições. A Data Preview 2 (DP2) do Rubin nos oferece uma amostra real e antecipada dessa melhoria em ação. A imagem abaixo ilustra a importância desse avanço: a mesma região do céu ao redor da VCC 1249 (uma galáxia anã difusa situada no halo da M49) registrada ao longo de quatro décadas de tecnologia de observação — passando de uma mancha quase imperceptível em placas fotográficas da década de 1990 para uma galáxia difusa e bem definida nos dados da DP2 do Rubin. A equipe do próprio Observatório Rubin também destacou esse mesmo tipo de visualização para o grupo de galáxias compactas RSCG 55 em um recente post nas mídias socias provando que esse "brilho repentino" não é algo exclusivo de um único objeto, mas sim uma prévia do que o Rubin revelará sobre estruturas tênues e de baixo brilho superficial ao longo dos próximos dez anos. Esse é exatamente o tipo de estrutura recém-visível que precisamos que seus olhos ajudem a encontrar.
A seguinte compilação de imagens da VCC 1249 mostra a evolução dos levantamentos do céu realizados a partir do solo ao longo de mais de três décadas!
Explore essa galáxia no Skyviewer!
Por que precisamos de sua ajuda?
O primeiro passo para entender galáxias extremas é encontrar mais delas em diversos tipos de ambientes. Para galáxias com formatos mais regulares, os astrônomos podem utilizar algoritmos de computador especializados para identificar esses objetos de forma eficiente em grandes conjuntos de dados. Embora existam algoritmos desenvolvidos para identificar galáxias difusas, é difícil avaliar sua confiabilidade sem comparar os resultados com identificações feitas por humanos, uma vez que essas galáxias se assemelham mais a manchas do que a objetos bem definidos. Por outro lado, as "manchas azuis" (blue blobs) são mais difíceis de identificar por computador, pois não há dois objetos iguais e podem ser extremamente tênues. Portanto, o método mais confiável é identificar ambos os tipos de objetos a olho nu. No entanto, levantamentos de aglomerados de galáxias próximos envolvem milhares de imagens — uma quantidade excessiva para que uma única pessoa as analise. No projeto DP2, a região de M49, no Aglomerado de Virgem, abrange cerca de 10.000 itens de análise! Contudo, com uma grande equipe de cientistas cidadãos, podemos enfrentar esse desafio juntos; ao fazer isso, você desempenhará um papel fundamental para nos ajudar a desvendar o mistério das galáxias extremas!
O mapa a seguir mostra todo o campo M49 da pré-visualização do DP2 SkyViewer.
(Crédito da Imagem: NSF-DOE Vera C. Rubin Observatory)
A imagem a seguir mostra uma imagem anotada de primeira observação do Aglomerado de Virgem.
(Crédito da Imagem: NSF-DOE Vera C. Rubin Observatory)
O Observatório Vera C. Rubin (NSF-DOE) é financiado pela Fundação Nacional de Ciência dos EUA e pelo Escritório de Ciência do Departamento de Energia dos EUA.
Como usaremos suas classificações?
Suas classificações nos ajudam a restringir as áreas de um aglomerado de galáxias onde devemos concentrar nossas buscas para estudar galáxias extremas mais de perto, de forma individual. Analisaremos todas as classificações feitas pelos cientistas cidadãos e selecionaremos os melhores candidatos para observações de acompanhamento com outros telescópios, a fim de detectar sinais de gás e estudar suas populações estelares. Com essa amostra maior e as novas informações obtidas nessas observações complementares, buscamos compreender melhor como esses objetos se formaram e como evoluirão no futuro.