O Primeiro Catálogo da Missão GAIA!

O observatório GAIA é uma das mais importantes e ambiciosas missões da Agência Espacial Europeia (ESA), neste início de século. GAIA é um acrónimo que tem origem na designação inicialmente adoptada para o projecto — Global Astrometric Interferometer for Astrophysics — e foi mantido mesmo depois de dificuldades várias terem posto de lado a utilização de uma solução com base na técnica de interferometria.

O céu observado pelo observatório GAIA durante o primeiro ano de aquisição de dados. Podem ver-se a Via Láctea, com nuvens escuras de poeira interestelar, e as Nuvens de Magalhães, à direita e abaixo do centro da imagem. Crédito: ESA

O céu observado pelo observatório GAIA durante o primeiro ano de aquisição de dados. Podem ver-se a Via Láctea, com nuvens escuras de poeira interestelar, e as Nuvens de Magalhães, à direita e abaixo do centro da imagem.
Crédito: ESA

O objectivo primordial da missão consiste em medir com extrema precisão a posição, distância, velocidade, luminosidade e cor (temperatura) de mil milhões de estrelas. Depois de recolhidos e devidamente tratados, estes dados permitirão avanços significativos em áreas diversas da astrofísica como a evolução estelar e o estudo da estrutura da Via Láctea.

Representação artística do observatório GAIA. Crédito: ESA / D. Ducros

Representação artística do observatório GAIA.
Crédito: ESA / D. Ducros

Lançado em Novembro de 2013, após 2 décadas de desenvolvimento, o observatório homónimo foi colocado em órbita do Sol numa localização especial, conhecida por “Ponto de Lagrange 2”, em que a gravidade do Sol e da Terra se cancelam. A sua rotação em torno de um eixo cuja direcção varia gradualmente com o tempo permite-lhe observar qualquer ponto da esfera celeste pelo menos 70 vezes durante os 5 anos previstos para a missão.

Legenda: esta é uma visão da esfera celeste em coordenadas galácticas (o centro da galáxia está no centro da elipse). O vídeo mostra a forma como o observatório fotografa a esfera celeste completa com os seus 2 telescópios, colecionando dados ao longo de 5 anos. A escala de cores indica o número de vezes que uma região do céu foi observada. Crédito: Berry Holl.

No seu interior, dois telescópios capturam imagens simultâneas de regiões do céu afastadas, combinadas depois numa enorme câmara CCD situada no foco — uma técnica proposta pelo astrofísico francês Pierre Lacroute na década de 60 do século XX que permite a obtenção de paralaxes absolutos com grande precisão. Para além das posições, a câmara regista também o brilho, as cores e a velocidade radial (a velocidade ao longo da nossa linha de visão) das estrelas. A informação é depois enviada para a Terra — cerca de 40 Gigabytes por dia, 73 Terabytes até ao final da missão!

Legenda: o funcionamento do observatório é descrito de forma particularmente clara neste vídeo da ESA.

Relativamente à sua predecessora, a missão Hipparcos, também da ESA, a evolução proporcionada pela missão GAIA é enorme. No início da década de 90 do século passado, o observatório Hipparcos mapeou cerca de 100 mil estrelas com grande precisão e mais de 1 milhão com menor precisão. As observações deram origem aos catálogos HIPPARCOS e TYCHO, ainda hoje referências incontornáveis para os astrónomos. A missão GAIA, no entanto, pulveriza por completo estes números, mapeando dez mil vezes mais estrelas (mil milhões no total) com uma precisão 100 vezes maior. Para terem uma ideia do salto qualitativo entre as missões, atentem neste exemplo: o Hipparcos mediu as distâncias de estrelas até 300 anos-luz com uma precisão de 10%; a mesma precisão será conseguida com os dados do observatório GAIA para estrelas até 15 mil anos-luz!

Infografia resumindo a actividade do observatório, os desafios do processamento dos dados e o conteúdo do catálogo agora disponibilizado. Crédito: ESA

Infografia resumindo a actividade do observatório, os desafios do processamento dos dados e o conteúdo do catálogo agora disponibilizado.
Crédito: ESA

O catálogo divulgado, o primeiro de vários progressivamente mais completos e refinados, resulta do processamento de dados recolhidos pelo observatório entre 25 de Julho de 2014 e 16 de Setembro de 2015 e contém posições e magnitudes para mais de mil milhões de estrelas. O brilho das estrelas, apresentado numa escala logarítmica de magnitudes, é medido numa banda específica da missão, designada por “G”, que inclui toda a radiação recebida entre os 330 nanómetros (no ultravioleta próximo) e os 1050 nanómetros (no infravermelho). Para um sub-conjunto destas estrelas, cerca de 2 milhões, é fornecida já informação mais pormenorizada que inclui: a posição (ascenção recta e declinação), o paralaxe (distância) e o movimento próprio (o deslocamento da estrela no plano perpendicular à nossa linha de visão que, tal como a velocidade radial, se deve ao movimento real das estrelas no espaço).

A equipa da missão, que teve acesso exclusivo aos dados por um período muito curto, publicou uma série de artigos num número especial da revista Astronomy & Astrophysics onde apresenta uma análise global dos dados recolhidos, mas ainda com poucos resultados sobre objectos específicos.

Uma das contribuições mais importantes e esperadas da missão consiste na medição precisa das distâncias de milhares de estrelas cefeidas na Via Láctea. As cefeidas são estrelas super-gigantes amarelas que variam de luminosidade aparente de forma extremamente regular, com periodicidades entre 2 e 60 dias. A variação na luminosidade deve-se a alterações na opacidade do plasma no seu interior que as fazem expandir e contrair, alternadamente, um pouco como um êmbolo. O que torna as cefeidas especiais é o facto de existir uma relação simples entre o período e a luminosidade real das estrelas. A comparação entre as luminosidades aparente e real das estrelas permite a determinação precisa das suas distâncias. Como são muito luminosas, são visíveis a grandes distâncias, nomeadamente noutras galáxias — o Hubble consegue detectá-las até distâncias de 100 milhões de anos-luz — e por este motivo são utilizadas como velas padrão para medir a escala do Universo.

A calibração da relação período-luminosidade para as cefeidas permite aos astrónomos aplicar essa relação na determinação das distâncias de galáxias até 100 milhões de anos-luz. Para lá desse horizonte os astrónomos usam outro tipo de vela padrão, as supernovas de tipo Ia. O brilho destas supernovas é conhecido porque foi medido quando apareciam em galáxias próximas cujas distâncias podiam ser determinadas de forma independente e precisa com a relação período-luminosidade das cefeidas.

A calibração da relação período-luminosidade para as cefeidas permite aos astrónomos aplicar essa relação na determinação das distâncias de galáxias até 100 milhões de anos-luz. Para lá desse horizonte os astrónomos usam outro tipo de vela padrão, as supernovas de tipo Ia. O brilho destas supernovas é conhecido porque foi medido quando apareciam em galáxias próximas cujas distâncias podiam ser determinadas de forma independente e precisa com a relação período-luminosidade das cefeidas.

O problema é que para esta relação período-luminosidade poder ser usada, ela tem primeiro de ser calibrada — um pouco como quando carregamos no botão “tara” numa balança para pesar apenas o que pretendemos — com cefeidas cujas luminosidades sejam conhecidas a priori, e para isso precisamos de conhecer as distâncias a essas estrelas — uma “pescadinha de rabo na boca”. A calibração actual baseia-se em estimativas indirectas da luminosidade das cefeidas pois as suas distâncias não são conhecidas com exactidão. As margens de erro são substanciais e afectam depois negativamente as medições de distâncias cosmológicas. A missão GAIA resolverá este problema obtendo as distâncias (paralaxes) de milhares de cefeidas na Via Láctea, permitindo o cálculo das suas luminosidades reais e uma calibração muito precisa da relação período-luminosidade. Mas para isso será preciso dar tempo ao tempo e esperar pelas próximas versões do catálogo.

(Fonte: ESA)

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