O que é a região N79?

N79 é uma região H II na Grande Nuvem de Magalhães, registrada no SIMBAD como LHA 120-N 79 e situada na direção da constelação do Dourado. Região H II significa nuvem de hidrogênio mantida ionizada pela radiação de estrelas jovens e massivas nascidas dentro dela. Ocupa 16 minutos de arco no céu, cerca de metade do diâmetro aparente da Lua cheia, e é um dos complexos de formação estelar mais ativos daquela galáxia.

Onde fica a Grande Nuvem de Magalhães?

A Grande Nuvem de Magalhães é uma galáxia irregular vizinha da Via Láctea, visível a olho nu no céu do hemisfério sul como uma mancha difusa e esbranquiçada. Do Brasil ela é observável em boa parte do ano, mais alta no céu durante o verão. Por estar fora do disco da Via Láctea, a linha de visada até ela atravessa relativamente pouca poeira da nossa própria galáxia, o que facilita bastante a observação.

Por que o James Webb observou N79 em infravermelho médio?

Porque nessa faixa se enxerga a poeira aquecida reemitindo a energia que absorveu em ultravioleta, e é justamente a poeira que esconde os berçários estelares na luz visível. O instrumento MIRI registrou N79 em quatro canais: 7.700 nanômetros marcado como PAH, 10.000 nanômetros marcado como silicato, 15.000 e 21.000 nanômetros. Nenhuma dessas faixas é perceptível ao olho humano nem facilmente acessível a telescópios instalados em solo.

Por que as estrelas nas imagens do Webb têm pontas?

Por difração, um efeito óptico do próprio telescópio, e não por característica das estrelas. O espelho principal do Webb é formado por segmentos hexagonais, e as bordas desses segmentos, somadas à estrutura que sustenta o espelho secundário, espalham parte da luz em direções fixas. Toda fonte pontual brilhante ganha o mesmo padrão, com a mesma orientação. Objetos que aparecem sem esse padrão são extensos, ou seja, resolvidos pelo telescópio.

Por que estudar formação estelar em outra galáxia?

Porque a Grande Nuvem de Magalhães oferece duas vantagens que a Via Láctea não dá. Primeiro, todos os objetos dentro dela estão essencialmente à mesma distância, o que torna comparações entre regiões realmente válidas; dentro da nossa galáxia, medir distâncias de nuvens é difícil e compromete cálculos de massa e tamanho. Segundo, a abundância de elementos pesados é menor lá, o que aproxima o ambiente das condições do universo jovem.

Nebulosa de emissão

Região de formação estelar N79

Berçário de estrelas na Grande Nuvem de Magalhães, fotografado pelo James Webb em infravermelho médio, onde um aglomerado massivo está nascendo.

Tipo: Nebulosa de emissãoSIMBAD: HII
Constelação: DouradoDor
Tamanho no céu: 16 minutos de arcoextensão catalogada no SIMBAD
Observado por: James Webb Space Telescope
Imagem publicada: janeiro de 2024
Original do acervo: 2.070 × 691 px1 megapixels

N79 é uma região H II na Grande Nuvem de Magalhães, registrada no SIMBAD como LHA 120-N 79 e situada na direção da constelação do Dourado. Ocupa 16 minutos de arco no céu, cerca de metade do diâmetro aparente da Lua cheia, e é um dos complexos de formação estelar mais ativos daquela galáxia satélite da Via Láctea.

O contexto importa mais aqui do que na maioria dos objetos. A Grande Nuvem de Magalhães é uma galáxia irregular vizinha, visível a olho nu do hemisfério sul, e tem uma diferença química relevante em relação à nossa: a proporção de elementos mais pesados que hidrogênio e hélio é menor. Como esses elementos são produzidos por gerações sucessivas de estrelas, um ambiente pobre neles se parece mais com o universo jovem do que qualquer região da Via Láctea.

As duas imagens do acervo foram feitas no mesmo dia, em janeiro de 2024, com o instrumento MIRI do James Webb, que trabalha no infravermelho médio. Os canais listados são 7.700 nanômetros identificado como PAH, 10.000 nanômetros identificado como silicato, 15.000 e 21.000 nanômetros. Nenhuma dessas faixas é acessível a telescópios em solo com facilidade, e nenhuma delas corresponde a algo que o olho humano possa perceber.

Por que observar uma galáxia vizinha?

Estudar formação estelar dentro da Via Láctea tem uma limitação incômoda: estamos dentro do disco, e a poeira ao longo da linha de visada bloqueia boa parte do que gostaríamos de ver. Além disso, é difícil medir distâncias de nuvens dentro da nossa própria galáxia, o que compromete qualquer cálculo de tamanho, massa e luminosidade.

A Grande Nuvem de Magalhães resolve os dois problemas de uma vez. Está fora do disco da Via Láctea, numa direção do céu relativamente livre de poeira, e todos os objetos dentro dela estão essencialmente à mesma distância. Comparar duas regiões de formação estelar na Grande Nuvem é comparar coisas realmente comparáveis, o que quase nunca é possível dentro de casa.

Há ainda a questão química. A Grande Nuvem de Magalhães tem menos elementos pesados que a Via Láctea, e elementos pesados afetam formação estelar de várias maneiras: mudam como o gás esfria, mudam a quantidade de poeira disponível e mudam a intensidade dos ventos das estrelas massivas. Um ambiente assim é o análogo mais próximo que temos das condições em que se formaram as primeiras gerações de estrelas.

O que o infravermelho médio revela aqui?

O instrumento MIRI opera em comprimentos de onda muito mais longos que a luz visível, e nessa faixa a lógica da imagem se inverte. Não se enxerga luz de estrela refletida nem emitida diretamente: enxerga-se poeira aquecida reemitindo em infravermelho a energia que absorveu em ultravioleta. Regiões escuras no visível viram as mais brilhantes.

O canal em 7.700 nanômetros está marcado como PAH, hidrocarbonetos aromáticos policíclicos, moléculas grandes de carbono e hidrogênio. Elas absorvem ultravioleta e devolvem energia em bandas estreitas no infravermelho médio, o que as torna traçadoras das fronteiras entre gás ionizado e gás neutro, exatamente onde a radiação das estrelas jovens está atacando a nuvem.

O canal em 10.000 nanômetros está marcado como silicato. Grãos de silicato são um dos dois grandes tipos de poeira interestelar, ao lado dos grãos ricos em carbono, e têm uma banda de absorção característica perto desse comprimento de onda. Observar nessa faixa é observar diretamente a composição mineral do pó que preenche a região, e não apenas sua distribuição.

O que são os raios em torno das estrelas?

Nas imagens do James Webb, estrelas brilhantes aparecem com um padrão de pontas saindo delas, geralmente seis maiores e duas menores. Muita gente interpreta isso como brilho real ou como efeito artístico. Não é nem uma coisa nem outra: é difração, um efeito óptico do próprio telescópio.

Luz que passa pela borda de um obstáculo se espalha em vez de seguir reta. O espelho principal do Webb é formado por segmentos hexagonais, e as bordas desses segmentos, somadas à estrutura que sustenta o espelho secundário, produzem um padrão fixo de espalhamento. Toda fonte pontual suficientemente brilhante ganha o mesmo padrão, sempre com a mesma orientação relativa ao telescópio.

Reconhecer isso é útil na prática. Um objeto que aparece com o padrão característico é uma fonte pontual do ponto de vista do telescópio, geralmente uma estrela. Um objeto que aparece sem o padrão é extenso, ou seja, resolvido. A assinatura de difração vira, assim, uma pista rápida sobre a natureza do que está na imagem.

Como N79 se compara à Nebulosa da Tarântula?

A mesma Grande Nuvem de Magalhães abriga a Nebulosa da Tarântula, o complexo de formação estelar mais conhecido de toda a vizinhança galáctica e o alvo padrão para estudos de estrelas massivas. N79 é frequentemente apresentada na literatura de divulgação dos observatórios como uma candidata a suceder a Tarântula em intensidade de formação estelar.

A comparação é atraente e precisa ser tratada com cuidado. Medir taxa de formação estelar exige converter brilho em massa de estrelas formadas por unidade de tempo, e essa conversão depende de hipóteses sobre a distribuição de massas das estrelas, sobre a idade da população e sobre quanto da radiação foi absorvida pela poeira. Números assim carregam incerteza que raramente aparece no título da notícia.

O que é seguro afirmar é mais modesto e mais interessante. N79 abriga formação estelar ativa e recente, num ambiente quimicamente pobre em elementos pesados, e por isso serve de laboratório para testar se os modelos calibrados na Via Láctea continuam valendo em condições diferentes. É essa transposição, e não o ranking de intensidade, que justifica o tempo de telescópio gasto ali.

Os números deste objeto

Constelação	Dourado (Dor)
Identificação principal	LHA 120-N 79SIMBAD
Outros nomes	LMC N79
Classificação	região H IISIMBAD
Tamanho aparente	16 minutos de arcoSIMBAD
Desvio para o vermelho	z = 0
Coordenadas J2000	AR 73 graus, Dec -69,375 graus
Distância declarada	não informada pelo publicador
Imagens no acervo	2

O que reparar nesta imagem

Os raios em torno das estrelasO padrão de pontas que sai das fontes mais brilhantes é difração causada pelos segmentos hexagonais do espelho do Webb, não brilho real do objeto.
Os filamentos que se cruzamAs estruturas alongadas que se estendem a partir do centro marcam poeira aquecida ao longo de bordas onde a radiação das estrelas jovens está atacando o gás neutro.
O contraste invertidoNo infravermelho médio, as regiões mais brilhantes são justamente as mais densas em poeira. Numa imagem em luz visível, essas mesmas regiões apareceriam escuras.
O recorte contra o objeto inteiroAs imagens cobrem no máximo 3,8 minutos de arco de largura e N79 tem 16. O que se vê é um pedaço central, não o complexo completo.

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

Azulinfravermelho · MIRI · PAH7,7 µminvisível ao olho
Cianoinfravermelho · MIRI · Silicate10 µminvisível ao olho
Amareloinfravermelho · MIRI15 µminvisível ao olho
Vermelhoinfravermelho · MIRI21 µminvisível ao olho

Estes dados vêm do metadado publicado pelo próprio ESA/Webb junto com a imagem, filtro por filtro. Nada aqui é estimativa nossa.

Que tamanho é isso, de verdade

Cerca de 8,1 recortes como este caberiam lado a lado dentro da Lua cheia. O recorte fotografado mede 3,8 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, em boa altura, a 42° de altura, na direção S.

Deste lugar, o ponto mais alto que ele alcança no céu é 44 graus acima do horizonte, e ele nunca chega a se pôr.

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

59registros do James Webb
7registros 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 8,0 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

A comparação entre N79 e a Nebulosa da Tarântula em taxa de formação estelar circula bastante em material de divulgação, mas medir essa taxa depende de hipóteses sobre a distribuição de massas das estrelas, sobre a idade da população e sobre quanto da radiação foi absorvida pela poeira, e cada uma dessas escolhas move o resultado. Também segue em aberto quanto a baixa abundância de elementos pesados na Grande Nuvem de Magalhães altera o processo de formação estelar em relação ao que se observa na Via Láctea, e se modelos calibrados aqui continuam válidos lá. O acervo não traz distância declarada para N79.

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 duas imagens de N79 no acervo foram registradas no mesmo dia, com o mesmo instrumento e exatamente os mesmos quatro filtros. A diferença entre elas é apenas o enquadramento: uma cobre 2,1 por 2,4 minutos de arco e a outra é um recorte mais alongado, de 3,8 por 1,3 minuto. Comparar as duas mostra o quanto o enquadramento sozinho muda a impressão que uma imagem astronômica passa.

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A licença CC BY 4.0 permite usar a imagem, inclusive comercialmente, desde que o crédito apareça inteiro e visível junto dela. Copie o crédito acima junto com o arquivo.

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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.

Nebulosa da Tarântula
Crédito ESO CC BY 4.0
Supernova 1987A
Crédito NASA, ESA and Pete Challis (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) ESA/Hubble CC BY 4.0
Nebulosa NGC 2014
Crédito NASA, ESA, and STScI ESA/Hubble CC BY 4.0
Aglomerado R136
Crédito NASA, ESA, CSA, and STScI ESA/Webb CC BY 4.0
Grande Nuvem de Magalhães
Crédito CTIO/NOIRLab/NSF/AURA/SMASH/D. Nidever (Montana State University) Acknowledgment: Image processing: Travis Rector (University of Alaska Anchorage), Mahdi Zamani & Davide de Martin NOIRLab CC BY 4.0
Galáxia NGC 1672
Crédito Dark Energy Survey/DOE/FNAL/DECam/CTIO/NOIRLab/NSF/AURAImage processing: T.A. Rector (University of Alaska Anchorage/NSF NOIRLab), J. Miller (Gemini Observatory/NSF NOIRLab), M. Zamani & D. de Martin (NSF NOIRLab) NOIRLab CC BY 4.0
Nebulosa de Órion
Crédito ESO/G. Beccari ESO CC BY 4.0
Pilares da Criação, na Nebulosa da Águia
Crédito ESO/Digitized Sky Survey 2. Acknowledgment: Davide De Martin. ESA/Hubble CC BY 4.0
Nebulosa da Lagoa
Crédito NSF–DOE Vera C. Rubin Observatory/NOIRLab/SLAC/AURA NOIRLab CC BY 4.0
Nebulosa Ômega
Crédito NASA, H. Ford (JHU), G. Illingworth (UCSC/LO), M.Clampin (STScI), G. Hartig (STScI), the ACS Science Team, and ESAThe ACS Science Team: H. Ford, G. Illingworth, M. Clampin, G. Hartig, T. Allen, K. Anderson, F. Bartko, N. Benitez, J. Blakeslee, R. Bouwens, T. Broadhurst, R. Brown, C. Burrows, D. Campbell, E. Cheng, N. Cross, P. Feldman, M. Franx, D. Golimowski, C. Gronwall, R. Kimble, J. Krist, M. Lesser, D. Magee, A. Martel, W. J. McCann, G. Meurer, G. Miley, M. Postman, P. Rosati, M. Sirianni, W. Sparks, P. Sullivan, H. Tran, Z. Tsvetanov, R. White, and R. Woodruff. ESA/Hubble CC BY 4.0
Glóbulos de Thackeray
Crédito ESO/VPHAS+ team. Acknowledgement: CASU ESO CC BY 4.0
Nebulosa NGC 3603
Crédito ESO CC BY 4.0

Perguntas frequentes

O que é a região N79?: N79 é uma região H II na Grande Nuvem de Magalhães, registrada no SIMBAD como LHA 120-N 79 e situada na direção da constelação do Dourado. Região H II significa nuvem de hidrogênio mantida ionizada pela radiação de estrelas jovens e massivas nascidas dentro dela. Ocupa 16 minutos de arco no céu, cerca de metade do diâmetro aparente da Lua cheia, e é um dos complexos de formação estelar mais ativos daquela galáxia.
Onde fica a Grande Nuvem de Magalhães?: A Grande Nuvem de Magalhães é uma galáxia irregular vizinha da Via Láctea, visível a olho nu no céu do hemisfério sul como uma mancha difusa e esbranquiçada. Do Brasil ela é observável em boa parte do ano, mais alta no céu durante o verão. Por estar fora do disco da Via Láctea, a linha de visada até ela atravessa relativamente pouca poeira da nossa própria galáxia, o que facilita bastante a observação.
Por que o James Webb observou N79 em infravermelho médio?: Porque nessa faixa se enxerga a poeira aquecida reemitindo a energia que absorveu em ultravioleta, e é justamente a poeira que esconde os berçários estelares na luz visível. O instrumento MIRI registrou N79 em quatro canais: 7.700 nanômetros marcado como PAH, 10.000 nanômetros marcado como silicato, 15.000 e 21.000 nanômetros. Nenhuma dessas faixas é perceptível ao olho humano nem facilmente acessível a telescópios instalados em solo.
Por que as estrelas nas imagens do Webb têm pontas?: Por difração, um efeito óptico do próprio telescópio, e não por característica das estrelas. O espelho principal do Webb é formado por segmentos hexagonais, e as bordas desses segmentos, somadas à estrutura que sustenta o espelho secundário, espalham parte da luz em direções fixas. Toda fonte pontual brilhante ganha o mesmo padrão, com a mesma orientação. Objetos que aparecem sem esse padrão são extensos, ou seja, resolvidos pelo telescópio.
Por que estudar formação estelar em outra galáxia?: Porque a Grande Nuvem de Magalhães oferece duas vantagens que a Via Láctea não dá. Primeiro, todos os objetos dentro dela estão essencialmente à mesma distância, o que torna comparações entre regiões realmente válidas; dentro da nossa galáxia, medir distâncias de nuvens é difícil e compromete cálculos de massa e tamanho. Segundo, a abundância de elementos pesados é menor lá, o que aproxima o ambiente das condições do universo jovem.
N79 é maior que a Nebulosa da Tarântula?: Comparações desse tipo circulam bastante em material de divulgação e merecem cautela. Medir taxa ou intensidade de formação estelar exige converter brilho observado em massa de estrelas formadas por unidade de tempo, e essa conversão depende de hipóteses sobre distribuição de massas, idade da população e absorção pela poeira. O que se pode afirmar com segurança é que N79 abriga formação estelar ativa e recente num ambiente quimicamente pobre em elementos pesados.

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. Região de formação estelar N79. Disponível em: https://valorfinal.com.br/astronomia/universo/regiao-n79. Consultado em: 23/08/2026.