Investigadores descobriram que o buraco negro supermassivo da galáxia NGC 4486B - uma elíptica compacta no Enxame da Virgem - não está exactamente no centro: encontra-se deslocado de forma mensurável.
Esse descentramento encaixa no que os astrónomos esperam observar depois da fusão de dois buracos negros supermassivos.
Com isso, esta galáxia aparentemente tranquila passa a ser interpretada como evidência directa do que acontece imediatamente após uma colisão entre buracos negros.
Um centro desalinhado
Mapas do Webb do núcleo de NGC 4486B revelaram dois máximos luminosos e um buraco negro gigante situado a cerca de 20 anos-luz do ponto médio da galáxia.
Ao comparar esses movimentos com imagens mais antigas do Hubble, Behzad Tahmasebzadeh, da Universidade do Michigan (U-M), associou a discrepância a uma fusão recente.
A equipa observou que o pico mais pequeno e mais ténue coincide com a região onde as estrelas atingem as maiores velocidades - um sinal da atracção exercida pelo buraco negro.
Com a luz a indicar um “centro” e a gravidade a apontar para outro, os dados deixaram de ser compatíveis com uma galáxia já estabilizada.
Buraco negro supermassivo em NGC 4486B
Trabalhos anteriores com o Webb mostraram que o buraco negro supermassivo (SMBH) desta galáxia tem uma massa de 360 milhões de sóis, um valor enorme para um sistema com cerca de nove mil milhões de sóis no total.
Uma massa tão elevada intensifica o campo gravitacional nas proximidades, acelerando as estrelas - e a aceleração mais marcada surgia deslocada para um dos lados.
Nessa zona, as estrelas moviam-se também cerca de 16 km/s (10 milhas por segundo) mais depressa do que as estrelas do lado oposto, agravando a assimetria.
Em conjunto, estas diferenças de movimento ajustam-se muito melhor a um distúrbio recente do que a um cenário de equilíbrio numa galáxia do Enxame da Virgem, relativamente próxima.
Porque aparecem dois picos
Uma hipótese é a existência de um disco nuclear excêntrico: um anel assimétrico de estrelas em órbitas alongadas em torno do buraco negro.
As estrelas tendem a acumular-se onde desaceleram e a dispersar-se onde atravessam a órbita a maior velocidade, fazendo com que um dos picos se destaque em brilho face ao outro.
Isto explicaria porque é que o ponto mais luminoso não coincide com o próprio buraco negro, enquanto o pico mais fraco fica mais próximo do verdadeiro centro dinâmico.
As imagens do Hubble já tinham mostrado estes dois picos nos anos 1990 e, na altura, esses registos descartaram poeira ou a passagem de um enxame estelar.
A hipótese do “impulso”
A explicação preferida foi a do impulso por ondas gravitacionais: um empurrão provocado por ondulações do espaço-tempo emitidas de forma desigual.
Se uma direcção transportar mais momento, o buraco negro resultante recua e pode arrastar consigo parte do seu disco estelar.
Com base no tamanho do disco, a equipa estimou uma velocidade lateral de cerca de 338 km/s (210 milhas por segundo) após a fusão.
A esse ritmo, o impulso teria sido significativo, mas não extremo - suficiente para deslocar o objecto durante algum tempo sem o expulsar da galáxia.
Um disco parcialmente arrastado
Os modelos também exigiam muitas estrelas retrógradas, a moverem-se contra o fluxo principal, perto da periferia do núcleo perturbado.
Um impulso forte pode colocar estrelas exteriores em trajectórias invertidas, porque, no referencial do buraco negro, este ultrapassa-as por instantes.
Quando os investigadores retiraram essas órbitas retrógradas dos cálculos, o ajuste ao padrão de velocidades do Webb piorou cerca de 23%.
Assim, o comportamento estelar invulgar pareceu menos um artefacto de modelação e mais a assinatura de uma colisão real.
A datação do impacto
Depois, simulações computacionais avaliaram durante quanto tempo um buraco negro “impulsionado” permaneceria fora do centro antes de a gravidade da galáxia o trazer de volta.
Para várias intensidades de impulso, o regresso ocorreu em cerca de 10 a 80 milhões de anos, muitas vezes bem mais depressa.
No cenário de impulso favorecido, o retorno demorou aproximadamente 30 milhões de anos, um intervalo suficientemente curto para que o desvio observado hoje tenha de ser recente.
Por isso, o factor temporal tornou-se a pista mais contundente: seja o que for que deslocou este buraco negro, terá acontecido há pouco tempo em termos cósmicos.
Outras explicações postas à prova
A equipa testou ainda a flutuabilidade dinâmica - uma força para fora exercida pelas estrelas da galáxia - para verificar se poderia imitar o deslocamento.
Nas simulações, esse efeito até movia o buraco negro, mas nem o bastante nem durante tempo suficiente.
Também foi considerada a hipótese de um par de buracos negros ainda não fundido, mas esse cenário continuou sem reproduzir a estrutura de dois picos.
Nenhuma alternativa conciliou tão bem o mapa de velocidades e o padrão de luz como um impulso associado a uma fusão.
Cronologia da fusão galáctica
Persistia um problema adicional: NGC 4486B tem um aspecto envelhecido e sereno, sem vestígios claros de uma fusão galáctica recente.
Nas simulações, um par de SMBH a deslocar-se no sentido da rotação da galáxia podia ficar preso numa ressonância orbital de longa duração.
Essa “pausa” poderia ter adiado a coalescência final durante centenas de milhões de anos depois de as próprias galáxias se terem fundido.
“NGC 4486B parece ser o primeiro sistema a exibir múltiplas assinaturas observáveis de uma fusão recente de SMBH”, escreveu Tahmasebzadeh.
Lições da galáxia NGC 4486B sobre fusões de buracos negros supermassivos
Existe mais uma indicação no núcleo pouco pronunciado da galáxia, onde as estrelas estão menos concentradas do que se esperaria numa história sem perturbações.
Antes de dois SMBH se unirem, um par ligado pode projectar estrelas vizinhas para fora e esculpir um núcleo amplo e achatado.
Em NGC 4486B vê-se precisamente esse tipo de centro “esvaziado”, reforçando a ideia de que ali coexistiram dois buracos negros gigantes.
Quando se coloca esse dano mais antigo lado a lado com o desvio mais recente, a galáxia parece guardar marcas de duas fases da mesma sequência de fusão.
Assim, NGC 4486B poderá registar tanto uma colisão galáctica antiga como a evidência mais fresca de uma fusão final de buracos negros.
Modelos mais precisos e a descoberta de mais casos invulgares como este poderão revelar com que frequência estes gigantes se fundem e durante quanto tempo os sinais permanecem visíveis.
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