O streamer G1–2–3: G2, G2t e a alimentação de Sgr A* por IRS 16SW

Em 2012, astrónomos identificaram uma mancha incomum de gás luminoso a espiralar em direcção ao buraco negro no centro da nossa galáxia. Ela foi baptizada de G2. Durante anos, o objecto foi acompanhado de perto, enquanto se discutia a sua origem - uma estrela perturbada, um disco a evaporar, uma nova em passagem.

Quase ninguém considerou, com seriedade, outra hipótese: a de que o G2 fosse apenas uma “conta” de um colar muito mais comprido. Um novo estudo encontrou esse colar.

Surge um terceiro aglomerado

Há mais de uma década, astrónomos observam o G2 contornar Sagittarius A* (Sgr A*). Trata-se de um aglomerado compacto e poeirento de gás brilhante, com massa equivalente a apenas algumas massas da Terra.

Em 2014, o G2 fez uma aproximação notoriamente apertada ao buraco negro e, depois, voltou a afastar-se, seguindo a sua longa órbita elíptica. Um segundo aglomerado, chamado G1, percorreu praticamente a mesma trajectória 13 anos antes.

Agora, um terceiro corpo entrou na história. O Dr. Stefan Gillessen, astrónomo do Instituto Max Planck de Física Extraterrestre (MPE), liderou a equipa que detectou um aglomerado mais ténue, a seguir o G2 na mesma órbita.

Ele recebeu o nome de G2t. Juntamente com G1 e G2, compõe aquilo que a equipa chama de streamer G1–2–3 - um rasto fino de gás a avançar, lentamente, em direcção a Sgr A*.

Três órbitas quase iguais

Três objectos a partilhar praticamente o mesmo caminho não é um acaso trivial. A partir de mais de uma década de medições, a equipa reconstruiu a órbita do G2t.

O plano orbital, a forma e a inclinação batem com os de G1 e G2 dentro de apenas alguns graus. Uma coincidência aleatória exigiria algo próximo de um milagre.

O grupo de Gillessen estimou a probabilidade de três objectos sem relação entre si coincidirem nesses parâmetros por puro acaso em apenas dois em um milhão, o que torna uma origem comum uma explicação muito mais plausível.

Acompanhando o rasto

Para seguir as nuvens, a equipa recorreu a instrumentos de alta precisão do Telescópio Muito Grande, do Observatório Europeu do Sul - primeiro o SINFONI e, depois, o seu sucessor mais nítido, o ERIS.

Ambos dividem a luz recebida para isolar um comprimento de onda específico emitido pelo hidrogénio quente - e cada nuvem brilhou de forma clara nessa faixa.

Com isso, foi possível fixar a posição e a velocidade de cada aglomerado - e as três órbitas apontam de volta para o mesmo local: o disco, em rotação no sentido horário, de estrelas jovens e massivas que circundam Sgr A*.

Um par de estrelas

Dentro desse disco, uma estrela destacou-se: IRS 16SW. Ela é uma binária de contato - duas estrelas massivas tão próximas que as suas camadas externas se sobrepõem.

Ambas geram ventos estelares intensos, com escoamentos a centenas de milhas por segundo (centenas de quilómetros por segundo). Esse volume de material a ser expelido fornece o “combustível” bruto para o que vem a seguir.

O ponto decisivo para ligar as peças foi uma pequena discrepância entre as três órbitas das nuvens. A elipse de cada uma tem uma inclinação ligeiramente diferente - uma variação de cerca de três quartos de grau por ano de uma nuvem para a seguinte.

Essa taxa coincide com a velocidade com que a IRS 16SW se movia em torno de Sgr A* há aproximadamente 150 anos - época em que, ao que tudo indica, os aglomerados estavam a formar-se e a desprender-se.

Onde os aglomerados se formam

De que maneira um vento estelar, que seria suave à partida, se transforma em aglomerados individuais com massa comparável à da Terra? Simulações computacionais recentes, do mesmo grupo, atribuem o processo a uma colisão caótica na periferia do sistema binário.

À medida que a IRS 16SW atravessa o gás denso nas proximidades de Sgr A*, os modelos mostram uma onda de gás comprimido a acumular-se à sua frente. Essa onda revela-se instável - nas simulações, ela arrefece e se fragmenta em nós densos que derivam para dentro.

Velocidades de vento em torno de 300 a 400 milhas por segundo (cerca de 500 a 650 quilómetros por segundo) produzem esse efeito. Ventos mais rápidos, não: a onda mantém-se estável e os aglomerados não se formam.

Trabalhos anteriores tinham descartado a IRS 16SW como fonte, em parte por assumirem ventos mais velozes. A geometria de binária de contato reduz a velocidade do escoamento o suficiente para tornar a formação de aglomerados viável.

Alimentando o gigante

Sgr A* “come” devagar - para bater com a taxa de acreção observada, basta engolir cerca de um aglomerado com massa da Terra a cada década. O streamer G1–2–3 entrega material a um ritmo próximo disso.

Depois que cada aglomerado passa pelo seu ponto de maior aproximação ao buraco negro, ele parece perder energia para o redemoinho fino de gás em queda. Ele desacelera. Vai derivando para dentro.

Os investigadores defendem que o streamer é a principal fonte actual de material a alimentar Sgr A*.

A produção não é constante - os aglomerados formam-se com mais facilidade quando a IRS 16SW passa mais perto de Sgr A*, onde o gás ao redor é mais denso. Esse compasso irregular pode explicar os ecos de raios X observados nas redondezas - sinais de actividade mais intensa em épocas passadas.

O que isto muda

Antes deste estudo, ninguém tinha eliminado a possibilidade de uma origem estelar para o G2. Uma estrela a evaporar lentamente, uma explosão de nova, ou mesmo uma perturbação de maré parcial provocada por Sgr A* continuavam entre as hipóteses.

Com três órbitas quase idênticas a apontar para uma única fonte, essas alternativas ficam muito mais difíceis de sustentar. Uma estrela específica passa, agora, a ser a principal suspeita.

O próximo teste já tem data. O G2t fará a sua maior aproximação a Sgr A* em meados de 2031. Astrónomos estarão prontos para vê-lo alongar-se, abrandar e ceder parte de si ao buraco negro.

Um possível quarto aglomerado pode já estar a formar-se no gás que fica para trás do G2t. Se ele surgir no momento esperado, o argumento de que a IRS 16SW é uma fornecedora regular ficará consideravelmente mais forte.