À medida que uma estrela em Omega Centauri completa uma única volta em torno de sua parceira, uma pessoa nascida no início dessa órbita avançará cem. A estrela leva 94 anos para orbitar uma vez, e o objeto que ela orbita não emite luz. Depois de avaliar o movimento lento da estrela ao longo de duas décadas de imagens, os astrónomos concluíram que a companheira escura é um buraco negro com cerca de quatro vezes e meia a massa do Sol. É o primeiro buraco negro de massa estelar a ser fixado em Omega Centauri, e o par tem o período orbital mais longo de qualquer buraco negro binário encontrado até agora.
Descobertas, relatórios Um novo artigo No The Astrophysical Journal Letters, James Webb combina mais de vinte anos de imagens do Telescópio Espacial Hubble com observações recentes do Telescópio Espacial. O buraco negro é denominado oMEGACat BH-2. O seu verdadeiro significado é o primeiro avistamento da população que os modelos insistem que deveria estar lá, mas que teimosamente se recusaram a mostrar-se.
Um aglomerado de buracos negros deveria estar escondido
Omega Centauri é o maior e mais massivo aglomerado globular que orbita a Via Láctea, um aglomerado compacto de cerca de dez milhões de estrelas a cerca de 18.000 anos-luz de distância. Aglomerados como este são antigos e as estrelas mais massivas neles já se extinguiram há muito tempo. Muitos deveriam ter colapsado em buracos negros de massa estelar, do tipo que morre quando uma estrela massiva pesa algumas a algumas dezenas de vezes o peso do Sol.
Modelos do Omega Centauri sugerem que ele conterá algo em torno de dez mil desses buracos negros. Quase ninguém veio durante décadas. As sondas procuraram raios-X e ondas de rádio quando um buraco negro extrai gás de um vizinho, e examinaram a oscilação imaginária de estrelas puxadas por pesos invisíveis. O buraco negro estava escuro e silencioso. Os astrónomos já tinham encontrado evidências de um único buraco negro muito grande de massa intermédia perto do centro do aglomerado, mas faltavam vários buracos mais pequenos.
Algumas fotos de como você é invisível
A nova detecção baseia-se numa técnica diferente, chamada astrometria, que significa medir pequenas mudanças na posição de uma estrela ao longo do tempo, sem medir a sua luz ou brilho de rádio. Uma estrela ligada a uma matéria escura pesada não fica parada. Ele oscila em torno do centro de massa compartilhado pelo par e, se você conseguir acompanhar esse movimento com precisão, o peso do parceiro invisível vai além da matemática.
Todo o jogo foi uma questão de precisão. A equipe seguiu uma estrela em 351 exposições do Hubble desde 2002 e adicionou novos web frames de 2024 e 2025, um recorde que abrange quase 23 anos. Os movimentos envolvidos são menores que um único pixel nos detectores do telescópio. “A precisão destas medições é incrível, até uma fração de pixel”, disse o principal autor do estudo, Matthew Whittaker, da Universidade de Utah. Anunciando as descobertas da NASAO buraco negro não teria sido encontrado sem dois telescópios.
A estrela luminosa é uma estrela típica, próxima ao ponto onde as estrelas do aglomerado começam a envelhecer na sequência principal, e tem uma massa de cerca de 0,78 vezes a do Sol. Uma vez fixada a sua massa, a órbita deixa a companheira escura a cerca de 4,46 massas solares. É demasiado pesado para ser uma estrela de neutrões, sendo a única opção real um corpo estelar denso, com duas massas solares. Uma equipe anterior que analisou o movimento desta estrela especulou que sua parceira oculta era uma estrela de nêutrons, e a longa linha de base mais os dados da web descartaram essa possibilidade.
Uma órbita de 94 anos e por que isso é importante
A própria órbita é um recordista. O caminho da estrela visível em torno do centro de massa do par é cerca de 31 vezes o tamanho da órbita da Terra em torno do Sol e leva 94 anos para ser concluído, muito mais tempo do que qualquer buraco negro binário já registrou antes. Para efeito de comparação, dois buracos negros de massa estelar ficam em órbitas medidas em dias a meses em outro aglomerado previamente confirmado.
Esta órbita ampla, lenta e unidirecional é uma pista de como o par se formou. Os pesquisadores acham que os dois objetos se formaram separadamente e só se encontraram mais tarde, empurrados para a parceria pelo tráfego lotado do núcleo do cluster, um processo denominado formação dinâmica. Um par tão frouxo é frágil. A equipa calcula que provavelmente se desintegrará depois de cruzar a estrela em menos de mil milhões de anos, um piscar de olhos em comparação com a idade do aglomerado de cerca de 12 mil milhões de anos.
A massa finita dos buracos negros é o seu próprio quebra-cabeça. Omega Centauri é pobre em metais, o que significa que suas estrelas são compostas de muito pouco material pesado, e a teoria prevê que buracos negros massivos deveriam se reproduzir em tal ambiente. Um buraco negro com massa solar de 4,46 aqui sugere que pelo menos alguns buracos negros de baixa massa poderiam se formar neste estado vazio. O coautor Anil Seth chamou o resultado de “surpreendente e emocionante” e acrescentou que “agora sabemos que uma estrela pobre em metais é capaz de produzir um buraco negro desta forma, e precisamos descobrir como isso acontece”. As manchas atravessam um aglomerado: acredita-se que esses aglomerados densos sejam onde os buracos negros se emparelham e eventualmente se fundem, enviando ondas gravitacionais que agora são detectadas na Terra.
Uma órbita é capturada antes de terminar
O aviso mais forte fica dentro do número do título. 23 anos de observação cobrem bem menos de metade de uma órbita de 94 anos, portanto o período é a melhor estimativa obtida a partir de um arco parcial. O intervalo do próprio artigo vai de cerca de 52 anos a 157 anos num desvio padrão, e a deteção só funcionou porque as observações capturaram a estrela durante a sua oscilação rápida e de perto, ao passar pelo buraco negro por volta de 2012. A partir desse momento, a estrela quase não se moveu.
A massa apresenta sebes semelhantes. O valor de 4,46 massas solares depende da massa assumida de 0,78 massas solares da estrela visível, se essa estrela for enriquecida em hélio, como acontece com uma grande fração das estrelas do aglomerado. A equipe avalia que a probabilidade de enriquecimento desta estrela em particular é baixa, mas esta é uma fonte viva de erro. Uma pequena amostra de dados poderia, em princípio, ainda permitir a existência de uma estrela de neutrões invulgarmente pesada, em vez de um buraco negro, embora os autores esperem que mais alguns anos de medições da rede também colmatem essa lacuna.
Dez mil cifras merecem o mesmo cuidado. Isto provém de modelos de dinâmica de clusters, e não de número de funcionários, e os próprios autores alertam que esta é provavelmente uma sobrestimação, em parte porque os modelos anteriores não tinham em conta totalmente os grandes buracos negros centrais. O que o novo trabalho fornece não é a população, mas os primeiros membros confirmados, medidos uma estrela de cada vez.
O que vem a seguir?
A equipe enquadra o OMEGACat BH-2 como um ponto de partida e não como uma conclusão. Os seus modelos dizem que mais binários deste tipo deveriam estar à espreita no mesmo enxame, e mais observações na Web irão aguçar esta órbita e resolver a última questão da estrela de neutrões. Mais adiante, eles contam com o Telescópio Espacial Nancy Grace Roman da NASA, que examinará os campos estelares lotados em cadências regulares com um olhar aguçado do Hubble.
Foram necessários dois telescópios treinados no mesmo ponto luminoso durante 23 anos para encontrar este buraco negro, e foi um período de sorte quando a estrela se aproximou e mais rapidamente. Este último pedirá a mesma paciência, e as ferramentas para gastá-la já estão online
