UMA COLISÃO DE ESTRELAS DE NÊUTRONS EM NOSSA PRÓPRIA GALÁXIA?

Quando duas estrelas de nêutrons se fundem, a colisão ejeta matéria rica em nêutrons que forma elementos mais pesados que o ferro por captura rápida de nêutrons, o processo r. O clarão que se segue é chamado de quilonova. Em nossa Galáxia, essas fusões são raras: os autores citam uma taxa de 10⁻⁵ a 10⁻⁴ por ano, de modo que só deveriam existir alguns poucos remanescentes de quilonova, contra centenas de remanescentes de supernova. Nenhum foi identificado até agora.

Uma órfã no céu de raios gama

Os telescópios H.E.S.S., na Namíbia, encontraram 78 fontes de raios gama de altíssima energia em seu levantamento do plano galáctico de 2004–2013; 30 continuam sem explicação. Uma delas, HESS J1507−622, se destaca. Ela fica cerca de 3,5 graus abaixo do plano galáctico, muito mais longe do que a maioria dessas fontes. É compacta (cerca de 0,3 grau de diâmetro), estável e brilhante desde a faixa de GeV observada pelo satélite Fermi até a faixa de TeV observada pelo H.E.S.S.

No entanto, em energias mais baixas quase não há nada: nenhum brilho correspondente em raios X, nenhuma casca em rádio, nenhum pulsar. Os dois suspeitos de sempre têm dificuldades. Uma nebulosa de vento de pulsar precisa de um pulsar que ninguém encontrou, e seu balanço de energia se torna impossível além de cerca de 10 quiloparsecs. Um remanescente de supernova deveria mostrar uma casca e geralmente permanece perto do plano onde sua estrela nasceu.

Mapa de fontes de raios gama não identificadas e de remanescentes de supernova ao longo do plano galáctico.

As 30 fontes não identificadas do H.E.S.S. (círculos pretos) e 310 remanescentes de supernova conhecidos (pontos cinza); HESS J1507−622 é a estrela vermelha, bem abaixo do plano. — Figura 1, Sarmah et al. (2026), arXiv:2609.38341.

Elétrons, não prótons

Prantik Sarmah, Xilu Wang e colegas do Instituto de Física de Altas Energias, em Pequim, com o grupo de Rebecca Surman na Universidade de Notre Dame, retomam uma ideia que a equipe do H.E.S.S. havia levantado em 2011 e abandonado. A objeção na época era a energia: produzir os raios gama com prótons exigiria uma explosão absurdamente poderosa.

O novo modelo usa elétrons em vez disso. Acelerados pela onda de choque dos destroços em expansão, eles impulsionam fótons da radiação cósmica de fundo em micro-ondas até energias de raios gama. De qualquer forma, os prótons não servem aqui: o gás ao redor da fonte é tão rarefeito, cerca de uma partícula por mil centímetros cúbicos, que um próton percorreria aproximadamente 11 gigaparsecs antes de atingir alguma coisa.

A posição fora do plano também se encaixa. Um par de estrelas de nêutrons recebe um impulso ao nascer; deixando o bojo galáctico a 10–100 km/s, levaria de 0,1 a 1 bilhão de anos para chegar a esse ponto, em linha com os atrasos típicos antes que esses pares se fundam.

Jovem, e perto o bastante para ter sido vista

Ajustando o tamanho e o brilho da fonte, o modelo a situa a 3,8 a 14,3 quiloparsecs e lhe atribui uma idade de 200 a 3.000 anos, com preferência por menos de 1.000 anos. O brilho previsto em rádio e em raios X fica abaixo de todos os limites superiores atuais.

Quatro painéis de espectros modelados do rádio ao TeV, com pontos de dados de raios gama.

Emissão modelada para idades de 0,2, 0,5, 1 e 3 mil anos: elétrons espalhando fótons de micro-ondas (azul) se ajustam aos dados do Fermi e do H.E.S.S.; a protuberância laranja é o sinal em MeV de núcleos do processo r em decaimento. — Figura 3, Sarmah et al. (2026), arXiv:2609.38341.

Extrapolando a partir da fusão GW170817, tal quilonova teria atingido um pico de magnitude aparente entre −0,8 e −3,2, comparável aos planetas mais brilhantes. Por que não há registro histórico? Os autores dão três razões: as quilonovas se apagam cerca de 1,1 magnitude por dia, então o espetáculo durou menos de nove dias; a fonte fica numa declinação de −62°, fora do alcance dos observadores do céu bem documentados da China, do Japão, do Egito e da Europa; e a poeira pode tê-la atenuado.

Três maneiras de flagrá-la

Raios gama de MeV do decaimento radioativo de núcleos pesados recém-formados: tênues demais para o NuSTAR ou para o futuro COSI, mas ao alcance de um instrumento de próxima geração como o MeVGRO, se o remanescente tiver menos de cerca de 1.000 anos.
Um eco de luz: o clarão original refletido pela poeira interestelar, a 27–33 magnitudes por segundo de arco quadrado, ao alcance de grandes telescópios e do Observatório Rubin. Ele poderia até revelar o espectro da própria explosão.
Brilho no infravermelho médio da poeira aquecida e, possivelmente, neutrinos, se uma nuvem densa estiver na linha de visada.

O artigo continua sendo uma hipótese construída sobre dados existentes, e os autores ressaltam que os espectros de raios gama, sozinhos, não conseguem distinguir um remanescente de quilonova de seus rivais. Se uma dessas assinaturas aparecer, a Galáxia ofereceria um remanescente de quilonova para estudar na nossa própria porta, uma oportunidade que os autores chamam de inédita.