Um Recanto do Sextante

O sextante foi utilizado durante séculos como instrumento de medição de ângulos na esfera celestial, muito útil, por exemplo, na determinação precisa das posições de estrelas e planetas. A sua importância foi reconhecida em 1687 pelo astrónomo polaco Johannes Hevelius, que introduziu a pequena e pouco conspícua constelação Sextans Uraniae, mesmo por debaixo das patas dianteiras do Leão e junto à cabeça da Hidra, na sua obra Firmamentum Sobiescianum também conhecida por Uranographia.

A constelação do Sextante representada num dos mapas que acompanha a obra “A familiar treatise on astronomy, explaining the general phenomena of the celestial bodies”, de Jehoshaphat Aspin (1825).
Crédito: Wikipedia.

Apesar do seu aspecto modesto, a constelação encerra paisagens de espaço profundo absolutamente espectaculares. Um desses recantos contém um pequeno grupo de galáxias conhecidas por NGC3169, NGC3166, NGC3165 e NGC3156, todas situadas a cerca de 60 milhões de anos-luz. NGC3169 e NGC3166, as maiores e mais luminosas, são espirais consideravelmente deformadas devido à atracção gravitacional mútua, muito intensa porque os centros das galáxias distam apenas 160 mil anos-luz, aproximadamente a distância entre a Via Láctea e a Grande Nuvem de Magalhães. Para o leitor ter uma noção mais clara da escala, ambas as galáxias têm cerca de 75% do tamanho da nossa. Bocados desgarrados dos seus braços espirais originais podem ser vistos debilmente na foto, como manchas de brilho subtil em seu redor (setas vermelhas na imagem editada abaixo). As nuvens escuras de poeira características dos braços espirais parecem também estar fora do sítio na NGC3166. NGC 3165, um pouco mais para a direita, é uma galáxia irregular com uma estrutura espiral incipiente que parece ter sofrido pouco com esta “escaramuça” entre NGC3169 e NGC3166.

NGC3156, mais para a direita e para baixo, junto a um trio de estrelas brilhantes, é uma galáxia de um tipo pouco usual designado por “E+A”. Parece uma elíptica normal (daí o “E”) mas o seu espectro mostra não apenas as linhas de absorção típicas de uma população estelar envelhecida (linhas de magnésio, cálcio e ferro) mas também linhas fortes de absorção de hidrogénio, típicas de estrelas mais quentes e jovens, de tipo espectral A (daí o “A”). Os astrónomos pensam que estas galáxias experimentaram episódios de formação estelar intensa há menos de mil milhões de anos (o limite do tempo de vida das estrelas de tipo A) e por isso os seus espectros têm essa mistura de “velho e novo”, pouco usual nas elípticas. Os dados sugerem que estes episódios são desencadeados por interacções gravitacionais com outras galáxias ou mesmo pela coalescência de duas galáxias. A ser verdade, e apesar de parecer isolada agora, a NGC3156 poderá ter estado envolvida em “manobras perigosas” com o trio NGC3169–66–65 num passado longínquo.

Na imagem é ainda visível a galáxia anã PGC29873 acerca da qual pouco se sabe, inclusive a sua distância, mas é possível que faça parte deste mesmo agrupamento de galáxias.

Crédito: Grupo iTelescope-Portugal (aquisição), Luís Lopes (processamento).

Mas os pontos de interesse não param por aqui. Esta região do céu é muito rica em quasares, os núcleos activos e ultra-luminosos de galáxias muito distantes. Na imagem são representados pela sigla QSO (do inglês Quasi-Stellar Object), com o desvio para o vermelho (z) entre parêntesis. Este valor é medido directamente no espectro do quasar e quantifica o alongamento provocado no comprimento de onda dos fotões que dele nos chegam devido à expansão universal (o factor de alongamento é, na realidade, 1+ z). Por exemplo, um fotão H⍺, com um comprimento de onda de 656.3 nanometros (no visível), emitido pelo quasar com z = 2.156 chega até nós com um comprimento de onda de (1 + 2.156) ✕ 656.3 = 2071.3 nanometros (no infravermelho). Esta medida da expansão universal diz-nos também qual foi o tempo de viagem dessa luz. No caso desse mesmo quasar, o valor é de uns espantosos 10.6 mil milhões de anos. O caso mais extremo da imagem é do quasar com z=3.983, correspondendo a um tempo de viagem da luz de 12.1 mil milhões de anos. O Universo, lembro, tem uma idade de 13.7 mil milhões de anos. Naquele pequeno ponto da imagem vemos luz que foi emitida pelo quasar apenas 1.6 mil milhões de anos após o Big-Bang!

Crédito: Grupo iTelescope-Portugal (aquisição), Luís Lopes (processamento e edição).

Distantes, mas não tanto como os quasares, são inúmeras galáxias e enxames de galáxias visíveis na imagem. As caixas com a etiqueta EG marcam a posição de enxames de galáxias, alguns deles extremamente ricos apesar de conseguirmos ver apenas os membros mais luminosos. A caixa de maior dimensão, por exemplo, inclui uma cadeia de vários enxames com z = 0.22, isto é, a luz que vemos dessas galáxias demorou 2.5 mil milhões de anos para chegar até nós. Por isso parecem tão pequenas e débeis.

Mas ainda há mais, os dois pontos luminosos marcados com a sigla WD são anãs brancas (do inglês White Dwarf) situadas na nossa galáxia. Trata-se de esferas ultra-densas do tamanho da Terra constituídas por átomos de carbono e oxigénio, com finíssimas atmosferas de hidrogénio e/ou hélio, tudo o que resta de estrelas semelhantes ao Sol ou um pouco mais maciças. No final das suas vidas estas estrelas expelem as camadas exteriores para o espaço e expõem o seu núcleo quente de carbono e oxigénio. Este, devido à elevada temperatura, emite radiação ultravioleta que ioniza, durante milhares de anos, o gás que o circunda, dando origem a belas nebulosas planetárias. Com o passar do tempo, o núcleo arrefece e ao fim de alguns milhões de anos, primeiro a nebulosa e depois a anã branca serão indetectáveis.

A imagem final foi obtida a partir de 8 exposições de 10 minutos, com um filtro de luminância, realizadas nas primeiras horas da noite do dia 16 de Abril de 2017 pelo Grupo iTelescope-Portugal, utilizando o telescópio remoto T32 situado no Observatório de Siding Spring, na Austrália. O processamento e a edição das imagens foi feito pelo autor. A magnitude limite da imagem é de 21.5, aproximadamente. Por outras palavras, os objectos mais débeis visíveis na imagem são 1.5 milhões de vezes menos brilhantes do que as estrelas mais débeis visíveis a olho nu num céu sem poluição luminosa.