Por que a DECam?

19 de outubro de 2017 | LIneA
Figura 1 – Desenho esquemático mostrando o conjunto de 64 CCDs da DECam com a imagem da Lua sobreposta para dar uma ideia do campo de visão do instrumento. Crédito da imagem: Andrea Kunder, CTIO.

Recentemente foi anunciada a detecção de ondas gravitacionais resultante da fusão de duas estrelas de nêutrons, fenômeno chamado de kilonova, e que recebeu o nome de GW170817. Este evento desencadeou uma nova era na astronomia batizada de “astronomia de multi-mensageiros”. A explosão foi identificada inicialmente com detectores de ondas gravitacionais, e mais tarde por observações ópticas, em rádio, em raio-x e raios-gama. Neste processo, a câmera do levantamento Dark Energy Survey – a DECam, foi um dos instrumentos que saíram em busca da identificação do astro emissor destas ondas gravitacionais.

O sinal medido pelos detectores de ondas gravitacionais não permite a localização exata de sua proveniência. Daí a ajuda necessária de telescópios para identificar a origem das mesmas. Mas a coisa não é simples. No caso da kilonovas, o evento produz um surto de luz que se extingue em poucos dias.

Instrumentos que tenham grande área coletora e grande campo de visão são os ideais para fazer a busca por uma contrapartida óptica. É aí que entra a DECam, especialmente projetada para ter um grande campo de visão (~3 graus quadrados, ver Figura 1) propiciado por um sofisticado sistema de lentes corretoras. Instalada no telescópio Blanco, possuidor de um espelho de 4 metros, a DECam torna-se uma poderosa aliada nestas empreitadas, pois permite varrer grandes áreas do céu e ao mesmo tempo capturar imagens fracas.

Voltando ao evento de ondas gravitacionais, após dado o alerta, observatórios começaram a busca na região indicada pela colaboração LIGO/VIRGO. A região para busca indicada só estava visível nas primeiras 1,5 horas da noite. Após 10,5 horas da fusão das estrelas começava a busca com a DECam (ver Figura 2).

Figura 2 – Localização no céu da contrapartida óptica do GW170817. Os hexágonos vermelhos indicam os locais de observação da DECam. As elipses brancas representam as regiões onde era esperado se encontrar a fonte das ondas gravitacionais. Crédito da imagem: Dark Energy Survey.

Depois de 18 apontamentos, aproximadamente 70 graus quadrados foram observados com o telescópio Blanco na área indicada, o que representava ~90% da área sugerida pelos mapas. Nova rodada de observações foi feita para cobrir os espaços entre um CCD e outro. Após inspeção nesta quantidade enorme de imagens, foi encontrada uma nova fonte próxima à galáxia NGC4993 (ver Figura 3). A luz e as ondas gravitacionais desta explosiva fusão de estrelas de nêutrons, partiram de NGC 4993 há mais de 130 milhões de anos, quando os dinossauros ainda mandavam no pedaço e o homem ainda não havia surgido na Terra.

Figura 3 – Imagem de NGC4993 combinando-se os filtros grz. À esquerda: Imagem da detecção óptica de GW170817, indicada pela flecha. À direita, a mesma área duas semana depois, quando GW170817 deixou de brilhar. Crédito da imagem: Dark Energy Survey.

A partir da identificação da fonte, fizeram-se observações de acompanhamento pela DECam por mais 14 noites, permitindo monitorar a taxa de decréscimo de sua luminosidade, o que irá aprimorar o estudo das chamadas kilonovas. Mais detalhes destas observações podem ser vistos no artigo.

O Laboratório Interinstitucional de e-Astronomia ( LIneA) e o INCT do e-Universo apoiam participantes de grandes levantamentos como o consórcio DES-Brazil. Neste trabalho participaram os seguintes afiliados ao LIneA: Aurelio C. Rosell (ON), Flavia Sobreira (UNICAMP), Luiz A. Nicolaci da Costa (ON), Julia Gschwend (ON), Marcio A.G. Maia (ON), Marcos Lima (USP) e, Ricardo L.C. Ogando (ON).

Outro levantamento apoiado pelo LIneA – o Large Synoptic Survey Telescope – deve iniciar suas observações em 2 anos, e fará a cada 3 noites uma mapa do céu, ainda mais profundo e cobrindo uma área maior que as observações do DES. O campo de visão do LSST é de quase 10 graus quadrados (aproximadamente a área de 40 Luas juntas). Simulações feitas por membros da colaboração DES (ver artigo), levando em conta as condições dos diversos levantamentos, estimam que o DES deve detectar menos de uma kilonova, enquanto o LSST deve detectar algo como 70 kilonovas (ver Figura 4) . Mais surpresas nos aguardam…

Figura 4 – Imagem da tabela do artigo com a previsão do número de kilonovas a serem descobertas em diversos levantamentos. Salientamos em amarelo as estimativas para o DES e LSST. Crédito: Scolnic et al. 2017.

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