UMA COLISÃO DE ESTRELAS DE NÊUTRONS PREPARADA DURANTE 12 BILHÕES DE ANOS

Em 2017, os detectores LIGO e Virgo captaram as ondas gravitacionais de duas estrelas de nêutrons espiralando uma em direção à outra: GW170817. Telescópios viram em seguida a própria explosão, um surto de raios gama e uma quilonova luminosa, na galáxia NGC 4993. Uma segunda fusão de estrelas de nêutrons, GW190425, foi detectada desde então, mas foi mal localizada e nenhuma luz foi encontrada. GW170817 continua sendo, portanto, o único evento de ondas gravitacionais já associado a uma galáxia.

Essa galáxia é uma pista. Ryan Foley, da Universidade da Califórnia em Santa Cruz, usou-a para perguntar quanto tempo esses pares esperam antes de se fundir — e encontrou uma resposta que não se encaixa no quadro habitual.

O tempo de espera

Os astrônomos o chamam de tempo de atraso (delay time): o tempo entre o nascimento das estrelas e a fusão. Uma vez formadas as duas estrelas de nêutrons, elas perdem lentamente energia orbital em ondas gravitacionais. O tempo que isso leva cresce com a quarta potência da separação entre elas, de modo que pares nascidos próximos se fundem depressa e pares nascidos afastados se fundem tarde.

Para uma ampla faixa de separações iniciais plausíveis, isso dá uma regra simples: o número de fusões por unidade de tempo de atraso cai como 1 dividido pelo atraso. Acrescente um atraso mínimo de cerca de 10 milhões de anos, e se obtém a distribuição canônica. Sua mensagem: a maioria dos pares se funde pouco depois do nascimento de suas estrelas, e poucos esperam bilhões de anos.

Datar NGC 4993

NGC 4993 é uma galáxia “de tipo primitivo” (early-type), da classe que os astrônomos chamam de S0. Nenhum aglomerado de estrelas e nenhuma região de formação estelar fica perto do ponto onde a quilonova brilhou, então o par muito provavelmente se formou muito antes da fusão, em outro lugar da galáxia. Foley modelou por isso as estrelas da galáxia inteira, combinando medidas em 14 cores, do ultravioleta ao infravermelho, com um espectro do instrumento MUSE no Very Large Telescope.

O ajuste divide a história da galáxia em 20 intervalos de tempo e deixa cada um formar estrelas livremente. O resultado é contundente. A idade média de suas estrelas é de 12,4 bilhões de anos (entre 11,7 e 12,9, com 90% de confiança). A formação de estrelas atingiu o pico entre 12,5 e 13 bilhões de anos atrás, com 54 massas solares de novas estrelas por ano, e ficou abaixo de uma massa solar por ano nos últimos 9 bilhões de anos. Cerca de 96% da massa da galáxia já estava no lugar há 10,2 bilhões de anos. Conchas em torno da galáxia indicam uma pequena fusão há cerca de um bilhão de anos, mas o espectro não mostra sinal das estrelas jovens que ela poderia ter produzido.

Assim, GW170817 teve muito provavelmente um atraso de aproximadamente 12 bilhões de anos.

Uma chance de 1,8%

Foley combinou em seguida essa idade com a história cósmica da formação de estrelas, a taxa de fusões medida pela colaboração LIGO-Virgo-KAGRA e as duas fusões detectadas.

Na distribuição canônica, para cada fusão vista hoje com um atraso de 10 bilhões de anos, deveria haver cerca de 2 com um atraso de 1 bilhão de anos e 16 com um atraso de 100 milhões de anos (para o mesmo intervalo de tempos de atraso). A chance de que uma fusão detectada seja tão velha quanto GW170817 é de apenas 1,8%. A razão é simples: NGC 4993 formou metade de suas estrelas há mais de 12,6 bilhões de anos, enquanto o Universo como um todo tinha formado apenas 1,1% de suas estrelas até então.

Em média, os astrônomos precisariam de mais 55 detecções antes de esperar uma como ela. No entanto, a primeiríssima fusão já localizada se revelou esse caso raro.

O que os dados preferem

Quando o atraso mínimo é deixado livre, os dados favorecem um atraso muito longo. Uma distribuição em que nenhum par se funde antes de 12,6 bilhões de anos é preferida à canônica por um fator de 40 a 140, dependendo de como a taxa de fusões é incorporada, e às distribuições inferidas a partir dos surtos curtos de raios gama e das estrelas de nêutrons duplas da Via Láctea por um fator de 80 a 280. Num dos tratamentos, o atraso mínimo passa de 7,5 bilhões de anos com 90% de confiança.

Três saídas

Para que o quadro canônico sobreviva, fusões de atraso curto têm de estar “faltando”. Foley enumera três explicações.

• Os pares poderiam nascer muito mais afastados do que se supõe. Um atraso mínimo de 10 bilhões de anos significa que nenhum par de estrelas de nêutrons de 1,5 massa solar começa a menos de 0,021 unidade astronômica. Foley considera isso improvável: entraria em choque com as estrelas de nêutrons duplas conhecidas e com as estrelas binárias massivas.
• Os detectores poderiam ter deixado escapar muitas fusões. Foley considera isso extremamente improvável.
• Outra forma de criar pares, com atrasos longos, poderia rivalizar com a habitual ou dominá-la.

Foley favorece a terceira. O candidato mais promissor são os aglomerados estelares densos, onde pares podem se formar por encontros gravitacionais entre estrelas, com atrasos próximos da idade do Universo. Das cerca de 24 estrelas de nêutrons duplas conhecidas na Via Láctea, uma confirmada e três não confirmadas ficam em aglomerados globulares, um tipo de aglomerado estelar denso. Mas nenhum aglomerado foi visto no local de GW170817, e a teoria recente prevê poucas fusões em aglomerados: a taxa teria de ser mais alta do que o esperado.

Repercussões além de um evento

Se as fusões esperam tanto tempo, chegam tarde demais para enriquecer a jovem Galáxia com os elementos do “processo r” que elas forjam, como o európio. E as buscas que procuram a luz de novas fusões privilegiando as galáxias com formação estelar podem não estar mirando as mais promissoras. Com um atraso mínimo de 10 bilhões de anos, nenhuma dessas fusões poderia ocorrer antes de o Universo ter 10 bilhões de anos, e assim os futuros detectores veriam muito menos delas a grandes distâncias.

Tudo isso repousa sobre dois eventos, dos quais só um foi localizado. Foley espera que mais detecções tornem o quadro mais nítido, e suspeita que a verdadeira distribuição seja menos simples que uma única lei de potência com um atraso mínimo.