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Núcleos ativos de galáxias e quasares

Buracos negros supermassivos que engolem matéria, fluxos e impacto na formação estelar

Um dos fenómenos mais luminosos e dinâmicos do Universo surge quando buracos negros supermassivos (SMJS) nos centros das galáxias engolem gás. Nestes chamados núcleos galácticos ativos (AGN), grandes quantidades de energia gravitacional transformam-se em radiação eletromagnética, frequentemente ofuscando toda a galáxia. Na maior parte da escala de luminosidade encontram-se os quasares, AGN brilhantes visíveis a distâncias cósmicas. Estes períodos intensos de "alimentação" do buraco negro podem gerar poderosos fluxos – devido à pressão da radiação, ventos ou jatos relativísticos, que reorganizam o gás dentro da galáxia e podem até suprimir a formação estelar. Neste artigo discutiremos como os SMJS impulsionam a atividade dos AGN, quais são as características observacionais e a classificação dos quasares, e a importância do "feedback" que liga o crescimento do buraco negro ao futuro da galáxia.

1. O que são núcleos ativos de galáxias

1.1 Motores centrais: buracos negros supermassivos

No centro do núcleo ativo da galáxia encontra-se um buraco negro supermassivo, cuja massa pode variar de alguns milhões a vários milhares de milhões de massas solares. Estes buracos negros residem em aglomerados ou núcleos galácticos. Em condições normais de baixa alimentação, permanecem relativamente calmos. A fase AGN começa quando gás ou poeira suficiente começa a fluir para dentro – acretando no buraco negro – formando um disco de acreção rotativo que liberta radiação intensa no espectro eletromagnético [1, 2].

1.2 Classes de AGN e características observacionais

AGN exibem diferentes manifestações externas:

  • Galáxias Seyfert: Atividade nuclear de luminosidade média em galáxias espirais, com linhas de emissão brilhantes de nuvens de gás ionizado.
  • Quasares (QSO): Os AGN mais brilhantes, frequentemente dominando a luminosidade total da galáxia, facilmente observáveis a distâncias cósmicas.
  • Galáxias de rádio / blazares: AGN com jatos de rádio poderosos ou radiação fortemente direcionada na nossa direção.

Apesar das diferenças evidentes, estas classes refletem mais as propriedades da luminosidade, do ângulo de visão e do ambiente do que motores fundamentalmente diferentes [3].

1.3 Modelo unificado

O amplo «modelo unificado» pressupõe um SMBH central e um disco de acreção rodeado por uma região de linhas largas (RLL) com nuvens de alta velocidade e um toro empoeirado. A radiação observada (tipo 1 ou tipo 2) depende da orientação e da geometria do toro. Diferenças na luminosidade ou na massa do buraco negro podem deslocar AGN de Seyferts de baixa luminosidade para quasares brilhantes [4].

2. O processo de acreção

2.1 Discos de acreção e luminosidade

Ao caírem para um poço gravitacional profundo de um SMBH, formase um fino disco de acreção, onde a energia potencial gravitacional se transforma em calor e luz. No modelo clássico de disco Shakura-Sunyaev, a radiação pode ser intensa, por vezes atingindo o limite de Eddington:

LEdd ≈ 1.3×1038 (MBH / M⊙) erg s-1

se o buraco negro engolir próximo ao limite de Eddington, a sua massa pode duplicar em ~108 anos. Os quasares geralmente atingem ou ultrapassam uma fração do brilho de Eddington, explicando o seu brilho excepcional [5, 6].

2.2 Alimentação do SMBH

Os processos galácticos devem transportar o gás da escala de quiloparsecs para as regiões subparsecais em redor do buraco negro:

  • Fluxos controlados por barras – barras internas ou estruturas em espiral podem lentamente (secularmente) transferir momento angular do gás e conduzi-lo para o interior.
  • Interações e fusões – fusões violentas, grandes ou pequenas, fornecem rapidamente grandes quantidades de gás ao núcleo, desencadeando fases de quasar.
  • Fluxos de resfriamento – nos centros ricos de aglomerados, o gás do aglomerado que arrefece pode fluir para o centro da galáxia, alimentando o buraco negro.

Ao aproximar-se do buraco negro, instabilidades locais, choques e viscosidade continuam a conduzir a matéria para o disco de acreção final [7].

3. Quasares: os AGB mais brilhantes

3.1 Descoberta histórica

Quasares (do inglês “quasi-stellar objects”) foram identificados nos anos 1960 como fontes pontuais, mas com desvio para o vermelho muito elevado, indicando um brilho enorme. Rapidamente se percebeu que eram núcleos galácticos onde o buraco negro engole gás tão intensamente que são visíveis mesmo a bilhões de anos-luz, tornando-se sinais importantes para o estudo do Universo primordial.

3.2 Radiação multibanda

O enorme brilho dos quasares abrange rádio (se houver jatos), infravermelho (pó nos toros), óptico/UV (espectro do disco de acreção) e raios X (coroa do disco, fluxos relativísticos). Os espectros geralmente apresentam linhas de emissão largas brilhantes de nuvens de alta velocidade próximas ao buraco negro e possivelmente linhas estreitas de gases mais distantes [8].

3.3 Significado cosmológico

A abundância de quasares frequentemente atinge o máximo em z ∼ 2–3, altura em que as galáxias se formavam ativamente. Eles marcam o crescimento inicial dos maiores buracos negros na história cósmica. Estudos das linhas de absorção dos quasares também revelam gases intermédios e a estrutura do meio intergaláctico.

4. Jatos e feedback

4.1 Ventos e jatos induzidos pelo AGN

Discos de acreção geram forte pressão de radiação ou campos magnéticos, dos quais emergem jatos bipolares que podem atingir milhares de km/s. Em AGN radio-brilhantes ocorrem jatos relativísticos, próximos à velocidade da luz e estendendo-se muito além dos limites da galáxia. Estes jatos podem:

  • Expulsar ou aquecer o gás, suprimindo a formação estelar no aglomerado.
  • Transportar metais e energia para o halo ou meio intergaláctico.
  • Suprimir ou estimular a formação estelar localmente, dependendo da compressão por ondas de choque ou remoção de gás [9].

4.2 Impacto na formação estelar

Feedback do AGN, ou seja, a ideia de que buracos negros ativos podem alterar significativamente o estado da galáxia inteira, tornou-se uma parte essencial dos modelos modernos de formação de galáxias:

  1. Modo quasar: Episódios de alta luminosidade com fortes jatos capazes de expulsar grandes quantidades de gás frio, suprimindo assim a formação estelar.
  2. Modo rádio: AGN de menor luminosidade com jatos que aquecem o gás circundante (por exemplo, em centros de aglomerados) impedindo que este arrefeça e se aglomere.

Este efeito ajuda a explicar o "vermelhidão" das elípticas massivas e as correlações observadas (por exemplo, entre a massa do buraco negro e a massa do aglomerado) que ligam o crescimento do SMBH à evolução da galáxia [10].

5. Unidade entre galáxias hospedeiras e AGN

5.1 Fonte de ativação: fusão vs. secular

Dados observacionais indicam que a ativação do AGN pode ser causada por diferentes cenários:

  • Grandes fusões: Colisões ricas em gás transportam grandes quantidades de gás para o núcleo em curto espaço de tempo, elevando o buraco negro ao estado de quasar. Isto pode coincidir com um surto de formação estelar, seguido por supressão da formação estelar.
  • Causas seculares: A alimentação estável do buraco negro controlada por barras ou pequenos fluxos pode manter a luminosidade média de um núcleo Seyfert.

Os quasares mais brilhantes frequentemente exibem distorções de maré ou sinais morfológicos de fusões recentes, enquanto AGN menos brilhantes podem ser encontrados em galáxias discais quase não perturbadas com barras ou pseudo-aglomerados.

5.2 Relação entre o aglomerado e o buraco negro

Observações mostram uma forte correlação entre a massa do buraco negro (MBH) e a dispersão das velocidades das estrelas do aglomerado (σ) ou massa – a chamada relação MBH–σ. Isto sugere que a "alimentação" do buraco negro e a formação do aglomerado estão intimamente ligadas, apoiando a hipótese de que o núcleo ativo pode regular a formação estelar no aglomerado e vice-versa.

5.3 Ciclos de atividade de AGB

Ao longo do tempo cósmico, cada galáxia pode passar por múltiplas fases de AGB. Frequentemente, o buraco negro apenas acreta próximo ao limite de Eddington por parte do tempo, formando AGN ou surtos de quasares brilhantes. Quando os reservatórios de gás se esgotam ou são expulsos, o AGB apaga-se e a galáxia volta a ser "normal", com um buraco negro central adormecido.

6. Observação de AGB em escala cósmica

6.1 Estudos de quasares distantes

Quasares são visíveis até deslocamentos para o vermelho muito elevados, mesmo acima de z > 7, portanto já brilhavam no primeiro milhar de milhões de anos do Universo. Ainda é uma questão como os SMBH cresceram tão rapidamente: talvez as "sementes" já fossem grandes (ex., por colapso direto) ou ocorreram episódios que ultrapassaram as taxas de acreção de Eddington. Observando estes quasares distantes, podemos estudar a época da reionização e a formação inicial das galáxias.

6.2 Campanhas multibanda

Levantamentos como SDSS, 2MASS, GALEX, Chandra e novas missões como JWST, bem como futuros telescópios terrestres potentes, abrangem AGB desde rádio até raios X, cobrindo detalhadamente todo o espectro desde Seyfert de baixa luminosidade até quasares extremamente brilhantes. Simultaneamente, a espectroscopia integral de campo (ex., MUSE, MaNGA) revela a cinemática das galáxias hospedeiras e a distribuição da formação estelar em torno do núcleo.

6.3 Lente gravitacional

Por vezes, quasares localizados atrás de aglomerados massivos são afetados por lente gravitacional, que cria imagens ampliadas revelando estruturas mais finas do AGN ou distâncias luminosas muito precisas. Estes fenómenos permitem refinar estimativas da massa do buraco negro e investigar parâmetros cosmológicos.

7. Perspectiva teórica e de simulações

7.1 Física da acreção em disco

Modelos clássicos de disco alfa Shakura-Sunyaev, aprimorados por simulações magnetohidrodinâmicas (MHD) de acreção, explicam como o momento angular é transportado e como a viscosidade no disco determina a taxa de acreção. Campos magnéticos e turbulência são cruciais para gerar fluxos ou jatos (ex., o mecanismo Blandford–Znajek, associado a buracos negros em rotação).

7.2 Modelos de evolução galáctica em grande escala

Simulações cosmológicas (ex., IllustrisTNG, EAGLE, SIMBA) incorporam cada vez mais receitas detalhadas de feedback de AGB para reconciliar a bimodalidade observada nas cores das galáxias, a relação massa buraco negro–aglomerado e a supressão da formação estelar em halos massivos. Estes modelos mostram que mesmo episódios curtos de quasares podem alterar significativamente o destino do gás da galáxia hospedeira.

7.3 Necessidade de refinar a física do feedback

Embora o progresso seja grande, ainda existem incertezas sobre como a energia interage especificamente com os gases interestelares multifásicos. Para "ligar" a física de acreção em escala de parsec com a regulação da formação estelar em escala de quiloparsec, é necessário compreender detalhes sobre a interação dos jatos com o meio interestelar, incorporação do vento ou a geometria dos toroides empoeirados.

8. Conclusões

Núcleos galácticos ativos e quasares refletem as fases mais energéticas dos núcleos galácticos, dominadas pela acresção de buracos negros supermassivos. Emitindo energia e impulsionando fluxos, fazem mais do que apenas brilhar – transformam as galáxias hospedeiras, influenciam histórias de formação estelar, o crescimento do aglomerado e até o ambiente em grande escala através do feedback. Quer sejam desencadeados por grandes fusões ou por fluxos lentos e rasos de gás, os AGN destacam a ligação estreita entre o buraco negro e a evolução da galáxia – mostrando que mesmo um disco de acresção pequeno pode ter consequências para a galáxia ou até para a escala cósmica.

Com observações variando em diferentes comprimentos de onda e melhorias nas simulações, compreendemos cada vez melhor os modos de “alimentação” dos AGN, os ciclos de vida dos quasares e os mecanismos de feedback. Por fim, desvendar a interação entre buracos negros e as suas galáxias hospedeiras é um momento crucial para entender a estrutura do Universo – desde os primeiros quasares até aos buracos negros mais calmos, atualmente alojados em aglomerados de galáxias elípticas ou espirais.

Links e leitura adicional

  1. Lynden-Bell, D. (1969). “Núcleos Galácticos como Quasares Antigos Colapsados.” Nature, 223, 690–694.
  2. Rees, M. J. (1984). “Modelos de Buracos Negros para Núcleos Galácticos Ativos.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 22, 471–506.
  3. Antonucci, R. (1993). “Modelos unificados para núcleos galácticos ativos e quasares.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 31, 473–521.
  4. Urry, C. M., & Padovani, P. (1995). “Esquemas Unificados para Núcleos Galácticos Ativos Radiointensos.” Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 107, 803–845.
  5. Shakura, N. I., & Sunyaev, R. A. (1973). “Buracos Negros em Sistemas Binários. Aparência Observacional.” Astronomy & Astrophysics, 24, 337–355.
  6. Soltan, A. (1982). “Massas de remanescentes de quasares.” Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 200, 115–122.
  7. Hopkins, P. F., et al. (2008). “Um modelo unificado, impulsionado por fusões, da origem de explosões estelares, quasares e esferoides.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 175, 356–389.
  8. Richards, G. T., et al. (2006). “Distribuições de Energia Espectral e Seleção Multi-comprimento de Onda de Quasares Tipo 1.” The Astrophysical Journal Supplement Series, 166, 470–497.
  9. Fabian, A. C. (2012). “Evidência Observacional do Feedback de Núcleos Galácticos Ativos.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 50, 455–489.
  10. Kormendy, J., & Ho, L. C. (2013). “Coevolução (Ou Não) de Buracos Negros Supermassivos e Galáxias Hospedeiras.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 51, 511–653.
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