Campo profundo
Campo Profundo Chandra Sul
Um pedaço de céu na Fornalha escolhido justamente por ser vazio, e que virou uma das regiões mais observadas do universo distante.
Crédito NASA, ESA, G. Illingworth and D. Magee (University of California, Santa Cruz), K. Whitaker (University of Connecticut), R. Bouwens (Leiden University), P. Oesch (University of Geneva), and the Hubble Legacy Field team. ESA/Hubble CC BY 4.0
- Tipo
- Campo profundoSIMBAD: reg
- Constelação
- FornalhaFor
- Tamanho no céu
- 16 minutos de arcoextensão catalogada no SIMBAD
- Observado por
- Hubble Space Telescope, Chandra, Very Large Telescope
- Imagem publicada
- maio de 2019
- Original do acervo
- 20.791 × 19.201 px399 megapixels
- Desvio para o vermelho
- não se aplicacada galáxia deste campo está a uma distância diferente, e é isso que o campo mede
O Campo Profundo Chandra Sul é um retângulo de céu na constelação da Fornalha, sem nada de notável dentro dele. Essa é a característica principal, e não um defeito. Para enxergar galáxias muito distantes é preciso um trecho de céu livre de estrelas brilhantes em primeiro plano, longe do plano da Via Láctea, onde a poeira da nossa própria galáxia não atrapalhe, e num pedaço do hemisfério celeste que os grandes observatórios do sul alcancem com folga.
O nome vem do telescópio de raios X Chandra, que apontou para lá e acumulou tempo de exposição até detectar fontes fraquíssimas. O SIMBAD registra o campo como NAME Chandra Deep Field-South, com tipo reg, que significa apenas região do céu, e anota um tamanho aparente de 15,84 minutos de arco, pouco mais da metade da largura da Lua cheia. Depois do Chandra vieram os outros: Hubble, telescópios do ESO, GALEX e, mais recentemente, o James Webb.
O resultado é uma das áreas mais fotografadas do universo distante. O arquivo público do MAST registra, num raio de 0,132 grau em torno da posição, 21.865 produtos de observação do Hubble, 36.056 do James Webb e 136 do GALEX. Cada produto é um arquivo processado e não uma noite de telescópio, mas a ordem de grandeza deixa claro o tipo de esforço acumulado sobre um pedaço de céu do tamanho de meia Lua.
Por que escolher um pedaço vazio do céu?
Um campo profundo funciona como uma fotografia de exposição muito longa. O telescópio fica apontado para o mesmo lugar durante dezenas ou centenas de horas, somando fótons até que objetos fracos demais para aparecer numa imagem comum emerjam do ruído. Quanto mais tempo, mais fundo se enxerga, e enxergar fundo em astronomia é enxergar longe, porque a luz de objetos distantes chega mais fraca.
Nesse tipo de trabalho, qualquer coisa brilhante em primeiro plano é um estorvo. Uma estrela intensa espalha luz na óptica, cria reflexos e satura os pixels vizinhos, estragando justamente a região que interessa. Poeira da própria Via Láctea avermelha e enfraquece tudo o que está atrás. Por isso a escolha de um campo profundo é a busca deliberada de um trecho monótono do céu, sem estrelas fortes e afastado da faixa da Via Láctea.
A posição do campo também explica a lista de instrumentos que o observaram. Com declinação em torno de menos 28 graus, ele passa alto no céu dos observatórios do Chile e do hemisfério sul em geral, o que permitiu combinar dados espaciais com campanhas longas em telescópios terrestres de grande porte. Um alvo que só metade dos observatórios do planeta consegue alcançar rende menos.
O que os raios X mostram que a luz visível não mostra?
Raios X não são produzidos por estrelas comuns em quantidade apreciável. Eles exigem matéria aquecida a milhões de graus, e o mecanismo mais eficiente conhecido para isso é a queda de gás em direção a um objeto compacto. Quando material espirala em torno de um buraco negro, o atrito no disco de acréscimo aquece o gás a temperaturas em que a radiação emitida cai na faixa dos raios X.
Por isso um mapa em raios X de um campo profundo é, na prática, um mapa de buracos negros em crescimento espalhados pela história do universo. Onde a imagem óptica mostra milhares de manchinhas, quase todas galáxias inteiras, a imagem em raios X mostra um punhado de pontos, cada um marcando o núcleo ativo de uma delas. Comparar os dois mapas responde uma pergunta específica: em quais galáxias o buraco negro central está se alimentando agora.
O acervo traz a imagem do instrumento ACIS, do Chandra, com campo de quase 24 minutos de arco de lado. Existe também uma montagem que sobrepõe a área coberta pelo mosaico óptico do Hubble ao campo de raios X, e ela vem rotulada como montagem, porque não é um registro direto do céu.
Por que as cores dos raios X estão invertidas?
O metadado da imagem do Chandra declara três faixas: vermelho em 0,2 nanômetro, verde em 0,41 nanômetro e azul em 1,65 nanômetro. Quem está acostumado com imagens ópticas estranha, e com razão. Na luz visível a convenção é atribuir o azul ao comprimento de onda mais curto e o vermelho ao mais longo, imitando o que o olho faz. Aqui é o contrário: o vermelho ficou com a faixa mais curta.
A inversão faz sentido dentro da tradição dos raios X, onde se costuma falar em energia e não em comprimento de onda. As duas grandezas são inversamente proporcionais: quanto menor o comprimento de onda, maior a energia do fóton. Convertendo os valores declarados, 0,2 nanômetro corresponde a cerca de 6 quiloelétron-volts, 0,41 nanômetro a cerca de 3 e 1,65 nanômetro a menos de 1. O canal vermelho carrega, portanto, os raios X mais duros do conjunto.
Ler o metadado antes de interpretar a cor é a única forma de não errar. Numa mesma página convivem imagens em que o azul é o comprimento de onda mais curto e imagens em que é o mais longo, e nenhuma das duas está errada: cada publicador declara o mapeamento que usou. A cor de uma imagem astronômica é uma legenda, e como toda legenda precisa ser lida.
Para que servem onze filtros na mesma área?
Uma das imagens do acervo, do programa GOODS e da segunda campanha de observações iniciais da câmera WFC3, foi construída com onze filtros. Eles vão de 225 nanômetros, no ultravioleta, até 1.600 nanômetros, no infravermelho próximo, passando por todo o visível. É um intervalo de mais de sete vezes em comprimento de onda para a mesma porção de céu.
A razão não é estética. Medir o brilho de uma galáxia em muitas faixas equivale a montar um espectro grosseiro dela sem gastar tempo de telescópio com espectroscopia, que é bem mais cara. Com esse espectro aproximado é possível estimar a que distância a galáxia está, comparando a forma medida com modelos de como galáxias emitem em cada época. O método se chama desvio para o vermelho fotométrico.
A técnica tem limites conhecidos e erra em casos específicos, sobretudo quando duas soluções muito diferentes produzem cores parecidas. Ainda assim, ela é o que torna possível estudar dezenas de milhares de galáxias de uma vez. Sem ela, cada objeto exigiria uma observação dedicada, e um levantamento como o do Campo Profundo Chandra Sul levaria séculos.
O que significa o z = 3,7 do catálogo?
O registro do SIMBAD para esse campo traz z = 3,7, e o número precisa de contexto para não enganar. Uma região do céu não tem desvio para o vermelho: o valor pertence a objetos, e dentro deste campo existem galáxias espalhadas por praticamente toda a história do universo, das próximas às mais remotas já detectadas. Um único z não descreve o conjunto.
Vale entender o que o número significa quando aplicado a uma galáxia. Desvio para o vermelho mede quanto o comprimento de onda da luz foi esticado pela expansão do universo durante a viagem. Com z = 3,7, o fator de esticamento é 1 mais z, ou seja, 4,7. A luz que saiu do objeto como radiação ultravioleta de 500 nanômetros chega aqui em torno de 2.350 nanômetros, bem dentro do infravermelho.
Essa conta explica por que campos profundos migraram do óptico para o infravermelho. Quanto mais distante a galáxia, mais deslocada para o vermelho fica a radiação que ela emitiu, até sair inteiramente da faixa que o Hubble enxerga bem. É a razão de o James Webb, projetado para o infravermelho, ter acumulado dezenas de milhares de produtos de observação sobre este mesmo retângulo de céu.
Os números deste objeto
| Constelação | Fornalha (For) |
|---|---|
| Identificação principal | NAME Chandra Deep Field-SouthSIMBAD |
| Outros nomes | CDF-S, Chandra Deep Field South |
| Classificação | reg, região do céuSIMBAD |
| Tamanho aparente | 15,84 minutos de arcoSIMBAD |
| Desvio para o vermelho | z = 3,7SIMBAD |
| Coordenadas J2000 | AR 53,1167 graus, Dec -27,8083 graus |
| Imagens no acervo | 8 |
| Produtos no arquivo MAST | Hubble 21.865, James Webb 36.056, GALEX 136busca num raio de 0,132 grau em torno da posição |
O que reparar nesta imagem
- Quase nenhum ponto é uma estrelaEm imagens de campo profundo, a esmagadora maioria das manchas é galáxia inteira, não estrela. As poucas estrelas do quadro se reconhecem por serem pontuais e por terem hastes de difração.
- A variedade de formasProcure espirais bem desenhadas, elipses lisas e manchas irregulares. As irregulares tendem a estar mais longe, e portanto mais atrás no tempo, quando galáxias ainda estavam se montando.
- As cores diferentes entre vizinhasDuas galáxias lado a lado na imagem podem estar a bilhões de anos-luz uma da outra. A cor mais avermelhada costuma indicar objeto mais distante, com a luz esticada pela expansão do universo.
- O contraste com a imagem em raios XCompare o mosaico óptico com a imagem do Chandra. Onde havia milhares de galáxias, sobram poucos pontos: cada um deles marca um buraco negro engolindo matéria.
Por que esta imagem tem essas cores
Estas cores não são as que seus olhos veriam. Parte da luz registrada está fora da faixa visível, então cada filtro recebeu uma cor para que a informação pudesse aparecer numa tela.
ultravioletainfravermelho e ondas de rádio
- Cianoluz visível · ACS · V606 nmolho enxerga
- Laranjaluz visível · ACS · z850 nminvisível ao olho
Estes dados vêm do metadado publicado pelo próprio ESA/Hubble junto com a imagem, filtro por filtro. Nada aqui é estimativa nossa.
Que tamanho é isso, de verdade
Cerca de 1,5 recortes como este caberiam lado a lado dentro da Lua cheia. O recorte fotografado mede 21 minutos de arco de largura no céu, e a Lua cheia mede cerca de 31 minutos de arco.
Dá para ver isso daqui?
Agora este objeto está acima do horizonte de São Paulo, SP, bem alto, a 65° de altura, na direção L.
Deste lugar, o ponto mais alto que ele alcança no céu é 86 graus acima do horizonte.
Este objeto não é visível a olho nu. A imagem existe porque um telescópio acumulou luz por muito tempo, com instrumentos que enxergam faixas que o olho humano não alcança.
Quanto já se olhou para aqui
- 21.865registros do Hubble
- 36.056registros do James Webb
- 136registros do GALEX
Contagem de observações arquivadas no Mikulski Archive for Space Telescopes, o repositório público operado pelo Space Telescope Science Institute, para uma busca num raio de 7,9 minutos de arco em torno da coordenada deste objeto. Um registro é um produto de observação, e não uma noite de telescópio nem uma fotografia: uma única campanha científica costuma render dezenas deles. O número serve para comparar a atenção que cada objeto recebeu, não para contar fotos.
O que ainda não se sabe
Continua sem resposta que fração dos buracos negros supermassivos em crescimento escapa até dos levantamentos mais profundos em raios X, porque objetos envoltos em gás muito denso bloqueiam boa parte da própria radiação que produzem. A contagem de galáxias massivas nas primeiras centenas de milhões de anos após o Big Bang também está em discussão desde que o James Webb passou a observar campos como este, com resultados que alguns trabalhos consideram difíceis de acomodar nos modelos de formação de estruturas. E como boa parte das distâncias do campo vem de desvio para o vermelho fotométrico, e não de espectros, existe uma incerteza de fundo que só será resolvida com espectroscopia sistemática dos objetos mais fracos.
Divulgação que só conta o que já está resolvido dá a impressão errada de que a astronomia acabou. Ela não acabou, e este bloco existe para separar o que está estabelecido do que continua em disputa entre pesquisadores.
Uma coisa que quase ninguém sabe
As imagens desta página cobrem desde 0,2 nanômetro, nos raios X do Chandra, até 1.600 nanômetros, no infravermelho do Hubble. É um intervalo de cerca de oito mil vezes em comprimento de onda apontado para o mesmo retângulo de céu, do tamanho de meia Lua cheia.
Outras imagens deste objeto
Crédito NASA, ESA, the Chandra Deep Field-South Team ESA/Hubble CC BY 4.0
Crédito ESO/ Mario Nonino, Piero Rosati and the ESO GOODS Team ESO CC BY 4.0
Crédito NASA, ESA, the GOODS Team and M. Giavalisco (STScI) ESA/Hubble CC BY 4.0
Crédito NASA, ESA, R. Windhorst, S. Cohen, M. Mechtley, and M. Rutkowski (Arizona State University, Tempe), R. O'Connell (University of Virginia), P. McCarthy (Carnegie Observatories), N. Hathi (University of California, Riverside), R. Ryan (University of California, Davis), H. Yan (Ohio State University) and A. Koekemoer (Space Telescope Science Institute) ESA/Hubble CC BY 4.0
Crédito NASA, ESA, the GOODS Team and M. Giavalisco (STScI) ESA/Hubble CC BY 4.0
Crédito NASA, ESA, the Chandra Deep Field-South Team and Zolt Levay (STScI) ESA/Hubble CC BY 4.0
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Outros objetos em Fornalha
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Créditos das imagens desta página
Todas as imagens deste acervo são publicadas sob licença Creative Commons Attribution 4.0 pelos observatórios que as produziram, e o crédito exigido por cada uma vem abaixo, na íntegra.
- Campo Ultraprofundo do Hubble
Crédito NASA, ESA, and S. Beckwith (STScI) and the HUDF Team ESA/Hubble CC BY 4.0
- Campo GOODS Sul
Crédito NASA, ESA/Hubble CC BY 4.0
- Galáxia NGC 1365
Crédito Dark Energy Survey/DOE/FNAL/DECam/CTIO/NOIRLab/NSF/AURAImage processing: Travis Rector (University of Alaska Anchorage/NSF NOIRLab), Jen Miller (Gemini Observatory/NSF NOIRLab), Mahdi Zamani & Davide de Martin (NSF NOIRLab) NOIRLab CC BY 4.0
- Galáxia NGC 1097
- Galáxia NGC 1316
- Campo COSMOS
Crédito NASA, ESA, CSA, STScI, R. Naidu (MIT), Image Processing: J. DePasquale (STScI) ESA/Webb CC BY 4.0
- Protoaglomerado Teia de Aranha
Crédito ESA/Webb, NASA & CSA, H. Dannerbauer ESA/Webb CC BY 4.0
Perguntas frequentes
- O que é o Campo Profundo Chandra Sul?
- O Campo Profundo Chandra Sul é uma pequena área do céu na constelação da Fornalha, escolhida por ser desinteressante: sem estrelas brilhantes em primeiro plano e longe da faixa da Via Láctea. O telescópio de raios X Chandra acumulou ali longas exposições, e depois vieram o Hubble, telescópios do ESO, o GALEX e o James Webb. O SIMBAD registra o campo como região do céu, com tamanho aparente de 15,84 minutos de arco, pouco mais da metade da largura da Lua cheia.
- Por que os astrônomos escolhem um trecho vazio do céu?
- Porque qualquer objeto brilhante em primeiro plano atrapalha. Uma estrela intensa espalha luz na óptica do telescópio, cria reflexos e satura os pixels em volta, justamente onde estariam as galáxias fracas que interessam. A poeira da Via Láctea enfraquece e avermelha tudo o que está atrás dela. Um campo profundo é, portanto, a busca deliberada de um pedaço monótono de céu, onde nada bloqueie a vista para o universo distante.
- O que significa dizer que o campo tem z = 3,7?
- O valor consta do registro do catálogo, mas uma região do céu não tem um desvio para o vermelho único: quem tem z são os objetos, e neste campo há galáxias espalhadas por quase toda a história do universo. Aplicado a uma galáxia, z = 3,7 significa que o comprimento de onda da luz foi esticado por um fator de 4,7 durante a viagem. Radiação emitida em 500 nanômetros chega aqui perto de 2.350 nanômetros, já no infravermelho.
- Por que a imagem em raios X tem tão poucos pontos?
- Porque raios X exigem matéria aquecida a milhões de graus, condição que estrelas comuns não produzem em quantidade relevante. A fonte mais eficiente é gás caindo em direção a um objeto compacto, aquecido pelo atrito no disco de acréscimo. Um mapa de raios X de um campo profundo é, por isso, um mapa de buracos negros em crescimento: onde a imagem óptica mostra milhares de galáxias, a de raios X marca as poucas cujo núcleo está se alimentando.
- Por que o vermelho da imagem do Chandra é o comprimento de onda mais curto?
- Porque a convenção usada em raios X não é a mesma da luz visível. O metadado declara vermelho em 0,2 nanômetro, verde em 0,41 e azul em 1,65, ou seja, o vermelho recebeu a faixa mais curta e mais energética. Em raios X costuma-se raciocinar em energia, que cresce quando o comprimento de onda diminui: os valores citados correspondem a cerca de 6, 3 e menos de 1 quiloelétron-volt. Nenhuma cor de imagem astronômica é literal, e o metadado é quem diz qual mapeamento foi usado.
- Para que serve fotografar a mesma área com onze filtros?
- Para estimar distâncias sem espectroscopia. Medir o brilho de uma galáxia em muitas faixas, de 225 a 1.600 nanômetros como na imagem do programa GOODS presente no acervo, produz um espectro grosseiro do objeto. Comparando essa forma com modelos de emissão de galáxias em diferentes épocas, calcula-se o desvio para o vermelho fotométrico. O método erra em casos específicos, mas permite tratar dezenas de milhares de galáxias de uma vez, o que a espectroscopia individual jamais permitiria.
- Dá para observar esse campo com telescópio amador?
- Não há nada visível ali para um instrumento pequeno. O campo fica na constelação da Fornalha, bem posicionada para o hemisfério sul, mas foi escolhido justamente por não conter objetos brilhantes. As galáxias que aparecem nas imagens do acervo exigem dezenas ou centenas de horas de exposição em telescópios espaciais e em instrumentos terrestres de 8 metros. O que um telescópio amador apontado para lá registra é um pedaço de céu praticamente escuro.
Fontes oficiais
- ESA/Hubble: Condições de uso das imagens do Hubble: licença Creative Commons Attribution 4.0, que permite uso comercial desde que o crédito completo apareça visível e com link ativo.
- ESA/Webb: Mesmas condições para as imagens do James Webb, com o crédito exigido informado imagem por imagem no metadado.
- ESO, Observatório Europeu do Sul: Condições de uso das imagens dos telescópios do ESO no Chile, também sob Creative Commons Attribution 4.0.
- SIMBAD, Centro de Dados Astronômicos de Estrasburgo: Identificação canônica de cada objeto, tipo, coordenadas equatoriais e tamanho aparente. Base operada pelo Observatório Astronômico de Estrasburgo, França.
- Fronteiras das constelações da IAU (Roman 1987): Tabela oficial de fronteiras que define em que constelação cai cada coordenada, usada aqui após precessão para o equinócio B1875,0.
- Astronomy Visualization Metadata (AVM): Padrão que define os campos de comprimento de onda, cor atribuída, escala e coordenada que este acervo lê de cada imagem.
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Como citar esta página
ValorFinal. Campo Profundo Chandra Sul. Disponível em: https://valorfinal.com.br/astronomia/universo/campo-profundo-chandra-sul. Consultado em: 23/08/2026.