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REGIÕES DE FORMAÇÃO ESTELAR EM ANDRÓMEDA
Como é que se formam as estrelas? Esta é uma das mais importantes questões da Astronomia. Nós sabemos que a formação estelar tem lugar em nuvens de gás frio com temperaturas abaixo dos 50K (-220 C). Só apenas nestas regiões de gás denso pode a gravidade levar a um colapso e assim à formação estelar. As nuvens de gás frio nas galáxias são maioritariamente compostas por hidrogénio molecular, H2 (dois átomos de hidrogénio ligados como uma molécula). Esta molécula emite uma fraca linha espectral no infravermelho que não pode ser observada por telescópios terrestres devido à atmosfera absorver esta radiação. Por isso, os astrónomos estudam outra molécula que se encontra sempre na vizinhança de H2, nomeadamente o monóxido de carbono, CO. A intensa linha espectral do CO no comprimento de onda 2.6 mm pode ser observado com radiotelescópios colocados em locais atmosfericamente apropriadas: montanhas altas e secas, no deserto ou no Pólo Sul. No espaço cósmico, o monóxido de carbono é um indicador de condições favoráveis à formação de novas estrelas e planetas.
Na nossa Galáxia, a Via Láctea, têm sido levados a cabo estudos da distribuição do monóxido de carbono desde há muito tempo. Os astrónomos encontram gás frio suficiente para a formação estelar durante os próximos milhões de anos. Mas muitas questões permanecem sem resposta; por exemplo, como é que este material bruto de gás molecular apareceu em primeiro lugar. É fornecido por algum anterior estágio de formação da Galáxia, ou pode ser formado a partir de gás atómico mais quente? Pode uma nuvem molecular colapsar espontaneamente ou precisa de alguma acção exterior para a tornar instável e colapsar? Dado o Sol estar localizado no disco da Via Láctea, é muito difícil obter um panorama geral dos processos que decorrem na nossa Galáxia. O olhar de "fora" ajudaria, como também um olhar dos nossos vizinhos cósmicos.
A galáxia de Andrómeda, também conhecida pelo seu número de catálogo, M31, é um sistema de milhares de milhões de estrelas, muito semelhante à nossa Via Láctea. A distância de M31 é de 'apenas' 2.5 milhões de anos-luz, o que a torna a galáxia espiral mais próxima. Esta cobre uma área de 5 graus no céu e pode ser vista a olho nu como uma pequena nuvem difusa. Estudos deste vizinho cósmico podem ajudar a melhor entender os processos na nossa própria Galáxia. Infelizmente, estamos a ver o disco de gás e estrelas de M31 quase de lado.
Em 1995, uma equipa de radioastrónomos do IRAM (Institut de Radioastronomie Millimétrique) em Grenoble (Michel Guélin, Hans Ungerechts, Robert Lucas) e do Instituto Max Planck para a Rádioastronomia (MPIfR) em Bonn (Christoph Nieten, Nikolaus Neininger, Elly Berkhuijsen, Rainer Beck, Richard Wielebinski), começou o ambicioso projecto de mapear toda a galáxia de Andrómeda na linha espectral do monóxido de carbono. O instrumento usado para este projecto foi o radiotelescópio de 30 metros do IRAM, situado em Pico Veleta (a 2970 metros) perto de Granada, Espanha. Com uma resolução angular de 23 arco-segundos (observando na frequência de 115 GHz = 2.6 mm), seriam necessárias 1.5 milhões de medições posicionais individuais. Para acelerar este processo de observação, foi usado um novo método de medição. Em vez de observar cada posição, o radiotelescópio foi conduzido em faixas pela galáxia registando continuamente dados. Este método de observação, chamado "na mosca", foi especialmente desenvolvido para o projecto M31; é agora uma prática comum, não apenas no radiotelescópio de Pico Veleta, mas também noutros telescópios observando em comprimentos de onda na ordem dos milímetros.
Esquerda: distribuição do gás frio (CO) em Andrómeda. Direita: imagem de M31 no vísivel. Em ambas: Norte é para cima, Este é para a esquerda.
Crédito: Instituto Max Planck (esquerda), Observatório Tauntenberg (direita)
(clique na imagem para ver versão maior)
Para cada posição observada em M31, não foi registado apenas um valor de intensidade do CO, mas 256 valores simultâneos ao longo do espectro com uma banda de 0.2% do comprimento de onda central dos 2.6 mm. Por isso, o conjunto total de dados observacionais consiste em mais de 400 milhões de números! A posição exacta da linha do CO no espectro dá-nos informação acerca da velocidade do gás frio. Se o gás estiver a mover-se na nossa direcção, então a linha muda para comprimentos de onda mais pequenos. Quando a fonte se afasta de nós, vemos um desvio para comprimentos de onda maiores. Este é o mesmo efeito (efeito Doppler) que ouvimos quando uma sirene de uma ambulância se afasta ou aproxima de nós. Em Astronomia, o efeito Doppler permite o estudo dos movimentos das nuvens de gás; até nuvens com diferentes velocidades vistas na mesma linha de vista podem ser distinguidas. Se a linha espectral for larga, então a nuvem pode estar a expandir-se ou pode consistir de várias nuvens a diferentes velocidades.
As observações foram concluídas em 2001. Com mais de 800 horas de tempo de telescópio, este é um dos maiores projectos de observação levados a cabo com os telescópios do IRAM e do MPIfR. Depois de um longo processo de análise, a completa distribuição do gás frio em M31 foi agora publicado.
O gás frio em M31 está concentrado em estruturas muito filigranas no braços espirais. A linha do CO aparece bem colocada para traçar a estrutura dos braços espirais. Os braços espirais distintos são vistos em distâncias entre 25,000 e 40,000 anos-luz a partir do centro de Andrómeda, onde a maioria da formação estelar ocorre. Nas regiões centrais, onde a maior parte das estrelas está localizada, os braços CO são muito mais fracos. Como consequência da alta inclinação de M31 relativamente à linha de vista (cerca de 78 graus), os braços espirais parecem formar um grande e elíptico anel com um eixo maior de 2 graus. De facto, durante muito tempo pensou-se que Andrómeda era (erradamente) uma galáxia anular.
Distribuição da velocidade do gás molecular (CO) na galáxia M31.
Crédito: Nieten et al.
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O mapa das velocidades do gás assemelha-se a uma foto de uma gigante roda de fogo. Num dos lados (Sul, esquerda), o CO está a mover-se a uns 500 km/s na nossa direcção (azul), mas no outro lado (Norte, direita), a apenas 100 km/s (vermelho). Dado que a galáxia de Andrómeda está a aproximar-se da Via Láctea a uma velocidade de 300 km/s, passará bastante perto de nós daqui a mais ou menos 2 mil milhões de anos. Em adição, M31 roda a cerca de 200 km/s em torno do seu eixo central. Dado que as nuvens interiores de CO movem-se num percurso mais pequeno que as exteriores, podem-se ultrapassar. Isto leva a uma estrutura espiral.
A densidade do frio gás molecular nos braços espirais é maior do que nas regiões entre os braços, onde o gás atómico está distribuído mais uniformemente. Isto sugere que o gás molecular formou-se a partir do gás atómico nos braços espirais, especialmente no fino anel de formação estelar. A origem deste anel é ainda incerta. Ou talvez o próprio campo magnético regular em M31 despolete a formação estelar nos braços espirais. Observações com o telescópio Effelsberg mostraram que o campo magnético segue de perto os braços espirais vistos no CO.
O anel de formação estelar ('zona de nascimento') da nossa própria Via Láctea, estende-se desde 10,000 até 20,000 anos-luz a partir do centro Galáctico, e é mais pequeno que o de M31. Mesmo assim, contém quase 10 vezes mais gás molecular. Dado que todas as galáxias têm quase todas a mesma idade aproximada, a Via Láctea tem sido mais económica com o seu material. Por outro lado, as muitas velhas estrelas no centro de M31 indicam que no passado o ritmo de formação estelar era muito maior do que no presente: aqui, a maioria do gás foi quase todo processado. O novo mapa de CO mostra-nos que Andrómeda foi muito eficiente em formar estrelas no passado. Neste aspecto, daqui a uns milhares de milhões de anos, a Via Láctea poderá ser muito parecida a Andrómeda.
Links:
Notícias relacionadas:
Comunicado de imprensa (Instituto Max Planck)
PhysOrg.com
MPIfR:
Página oficial
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