Investigadores concluíram que o buraco negro supermassivo da galáxia NGC 4486B, um sistema elíptico compacto no Enxame da Virgem, está deslocado de forma mensurável em relação ao centro.
Esse resultado coincide com o que os astrónomos esperam observar depois da fusão de dois buracos negros supermassivos.
Com esse desvio, esta galáxia - até aqui considerada discreta - passa a ser encarada como uma prova directa do que acontece logo após uma colisão de buracos negros.
Um centro desalinhado em NGC 4486B
Mapas do Webb ao núcleo da NGC 4486B revelaram dois picos brilhantes e um buraco negro gigante situado a cerca de 20 anos-luz do meio 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 notou que o pico mais pequeno e mais ténue coincidia com a região onde as estrelas se moviam mais depressa - um sinal da atracção do buraco negro.
Com a luz e a gravidade a apontarem para centros diferentes, os indícios deixaram de ser compatíveis com uma galáxia já estabilizada.
Buraco negro supermassivo na NGC 4486B
Trabalhos anteriores com o Webb indicavam que o buraco negro supermassivo (SMBH) desta galáxia tem uma massa de 360 milhões de Sóis - um valor enorme para uma galáxia com nove mil milhões de estrelas.
Como uma massa assim intensifica a gravidade nas proximidades, as estrelas aceleram, e a aceleração mais marcada surgia deslocada para um dos lados.
Nessa zona, as estrelas também se deslocavam cerca de 16 km/s (10 milhas por segundo) mais rapidamente do que as estrelas do lado oposto, acentuando a assimetria.
Em conjunto, estes movimentos desalinhados encaixavam muito melhor num cenário de perturbação recente do que numa galáxia “arrumada” do Enxame da Virgem.
Porque existem dois picos
Uma hipótese é a presença de um disco nuclear excêntrico: um anel de estrelas assimétrico, em órbitas alongadas à volta do buraco negro.
As estrelas acumulam-se onde abrandam e dispersam-se onde passam mais depressa, o que faz com que um dos picos pareça mais luminoso do que o outro.
Isto explicaria porque é que o ponto mais brilhante não coincide com o próprio buraco negro, enquanto o ponto mais fraco fica mais perto da região onde a gravidade “manda”.
As imagens do Hubble já tinham mostrado estes picos duplos na década de 1990, e esses dados excluíram poeira ou um enxame estelar em passagem como causa.
A hipótese do pontapé
A explicação preferida foi a do pontapé de ondas gravitacionais: um impulso provocado por ondulações do espaço-tempo emitidas de forma desigual.
Se uma dessas “descargas” transportar mais momento, o buraco negro resultante da fusão recua e arrasta consigo parte do disco estelar.
Com base no tamanho do disco, a equipa estimou uma velocidade lateral perto de 338 km/s (210 milhas por segundo) após a fusão.
A esse ritmo, o impulso seria forte, mas não extremo - suficiente para deslocar o objecto por algum tempo, sem o expulsar da galáxia.
Um disco parcialmente para trás
Os modelos também exigiam muitas estrelas retrógradas, isto é, a moverem-se no sentido oposto ao fluxo estelar principal, perto da borda do núcleo perturbado.
Um pontapé intenso pode colocar estrelas exteriores em trajectórias “ao contrário”, porque o buraco negro, por instantes, supera a sua velocidade no referencial local.
Quando os investigadores retiraram essas órbitas retrógradas dos cálculos, a correspondência com o padrão de velocidades do Webb piorou cerca de 23 percent.
Assim, o comportamento estelar invulgar parecia menos um artefacto do modelo e mais uma consequência de uma colisão real.
Datando o impacto
Simulações computacionais testaram então quanto tempo um buraco negro “pontapeado” permaneceria deslocado antes de a gravidade da galáxia o puxar de volta.
Para uma gama de intensidades do pontapé, o regresso ocorria em cerca de 10 a 80 milhões de anos, geralmente bem mais cedo.
No caso do impulso preferido, o retorno demorava aproximadamente 30 milhões de anos - pouco o suficiente para que o desvio observado hoje tenha de ser recente.
Deste modo, o factor temporal tornou-se o indício mais forte: seja o que for que deslocou este buraco negro, aconteceu há pouco tempo em termos cósmicos.
Outras explicações avaliadas
A equipa analisou também a flutuabilidade dinâmica - um empurrão para fora exercido pelas estrelas da galáxia - para perceber se poderia imitar o desvio.
Nas simulações, o efeito até deslocava ligeiramente o buraco negro, mas nem o suficiente, nem durante tempo bastante.
Testaram ainda se um par de buracos negros ainda não fundidos poderia justificar um centro deslocado, mas essa hipótese continuava a não explicar os dois picos.
No fim, nenhuma alternativa reproduziu tão bem, em simultâneo, o mapa de movimentos e o padrão de luz como um pontapé associado a uma fusão.
Cronologia da fusão galáctica
Persistia, porém, um problema: a NGC 4486B tem um aspecto antigo e estável, sem sinais claros de uma fusão recente entre galáxias.
Nas simulações, um par de SMBH a deslocar-se em conjunto com a 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 appears to be the first system exhibiting multiple observable signatures of a recent SMBH merger,” escreveu Tahmasebzadeh.
Lições da galáxia NGC 4486B
Outro sinal surge no centro pouco profundo da galáxia, onde a densidade estelar é inferior ao que seria de esperar numa história sem perturbações.
Antes de dois SMBH se fundirem, um par ligado pode arremessar estrelas próximas para fora e escavar um núcleo amplo e achatado.
A NGC 4486B exibe precisamente esse tipo de centro “esvaziado”, o que reforça a ideia de que dois buracos negros gigantes já partilharam essa região.
Colocada lado a lado com o desvio mais recente, essa cicatriz mais antiga sugere que a galáxia preserva marcas de duas fases do mesmo enredo de fusão.
A NGC 4486B parece, assim, conter evidências de uma colisão galáctica antiga e, ao mesmo tempo, sinais mais frescos de uma fusão final de buracos negros.
Modelos mais rigorosos e a descoberta de mais casos peculiares como este poderão esclarecer com que frequência os buracos negros gigantes se fundem e durante quanto tempo os seus vestígios permanecem visíveis.
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