Galáxia infravermelha luminosa

Galáxia infravermelha luminosa (em inglês: Luminous Infrared Galaxy, LIRG) é uma galáxia com luminosidade superior a 10¹¹ L☉ (luminosidades solares) na faixa do infravermelho entre 8 e 1.000 μm.^[1] Estas galáxias representam alguns dos objetos mais luminosos do universo local e desempenham papel fundamental na compreensão da evolução galáctica e da formação estelar em ambientes extremos.

As galáxias infravermelhas luminosas foram descobertas em grande número pelo satélite IRAS (Infrared Astronomical Satellite) em 1983, durante o primeiro levantamento completo do céu em infravermelho distante.^[2] Antes do IRAS, estas galáxias eram praticamente desconhecidas devido à sua emissão relativamente fraca em luz visível, mas revelaram-se extraordinariamente brilhantes quando observadas no infravermelho. O satélite detectou aproximadamente 350.000 fontes infravermelhas, entre as quais dezenas de milhares de galáxias luminosas no infravermelho.^[2]

A importância científica das LIRGs reside no fato de que elas representam uma fase crítica na evolução de galáxias massivas. A maioria destas galáxias está passando por intensos processos de formação estelar, produzindo estrelas a taxas aproximadamente 100 vezes superiores à da Via Láctea.^[3] Estas taxas extremas de formação estelar são geralmente desencadeadas por fusões galácticas, onde as interações gravitacionais entre duas ou mais galáxias comprimem grandes quantidades de gás interestelar, resultando em explosões massivas de formação estelar conhecidas como starbursts.

As galáxias infravermelhas luminosas conectam diversos fenômenos astronômicos importantes: fusões galácticas, formação estelar intensa, núcleos galácticos ativos (AGN) e a formação de galáxias elípticas massivas. Estudos modernos utilizando observatórios espaciais como Spitzer, Herschel, WISE e JWST continuam a revelar detalhes sobre a física e evolução destes objetos extraordinários.

As galáxias infravermelhas luminosas são classificadas de acordo com sua luminosidade total integrada na faixa do infravermelho entre 8 e 1.000 μm. Esta faixa espectral corresponde ao infravermelho médio e distante, onde a emissão de poeira aquecida é dominante. A classificação padrão divide estas galáxias em quatro categorias principais, baseadas em seus intervalos de luminosidade:^[1]

Para contextualizar estas luminosidades, a Via Láctea possui uma luminosidade bolométrica total de aproximadamente 5×10⁹ L☉, o que significa que uma LIRG típica é cerca de 20 a 200 vezes mais luminosa que nossa galáxia.^[3] As ULIRGs, por sua vez, podem ser comparáveis em luminosidade aos quasares mais brilhantes, embora suas fontes de energia sejam frequentemente diferentes.

A luminosidade infravermelha é calculada integrando o espectro eletromagnético da galáxia na faixa de 8 a 1.000 μm, frequentemente utilizando medições em bandas específicas do infravermelho e modelos de distribuição espectral de energia (SED, do inglês Spectral Energy Distribution) para estimar a emissão total. O satélite IRAS originalmente observava em quatro bandas (12, 25, 60 e 100 μm), permitindo estimativas robustas da luminosidade infravermelha total.

A distribuição de LIRGs no universo local mostra que estas galáxias são relativamente raras em comparação com galáxias normais, mas sua abundância aumenta significativamente em redshifts mais altos, sugerindo que elas eram mais comuns no universo jovem quando as fusões galácticas eram mais frequentes.

A característica mais marcante das galáxias infravermelhas luminosas é que mais de 90% de sua energia total é emitida na faixa do infravermelho, em contraste com galáxias normais como a Via Láctea, onde a emissão visível e infravermelha são comparáveis.^[3] Esta emissão infravermelha dominante resulta de um processo físico fundamental: poeira interestelar aquecida absorvendo radiação ultravioleta e luz visível de estrelas jovens e massivas, reemitindo esta energia como radiação térmica no infravermelho.

O mecanismo funciona da seguinte forma: em regiões de intensa formação estelar, estrelas jovens e massivas (tipos espectrais O e B) emitem grandes quantidades de radiação ultravioleta. Esta radiação é absorvida por grãos de poeira compostos principalmente de silicatos e carbono, aquecendo-os a temperaturas tipicamente entre 30 e 60 K. A poeira aquecida então reemite esta energia na forma de radiação térmica de corpo negro no infravermelho médio e distante, seguindo a lei de Planck.

A quantidade massiva de poeira presente nestas galáxias (tipicamente 10⁷ a 10⁸ M☉) torna grande parte da região central opticamente espessa, ou seja, praticamente opaca à luz visível.^[4] Por este motivo, observações em luz visível muitas vezes revelam apenas as regiões externas destas galáxias, enquanto as regiões centrais, onde ocorre a formação estelar mais intensa, só podem ser estudadas através de observações no infravermelho ou em comprimentos de onda ainda maiores (submilimétrico e rádio) que penetram através da poeira.

A morfologia das galáxias infravermelhas luminosas é frequentemente perturbada e irregular, refletindo suas origens em fusões galácticas. Observações de alta resolução com o Telescópio Espacial Hubble revelam estruturas complexas incluindo caudas de maré, pontes de matéria conectando núcleos galácticos múltiplos, e regiões brilhantes de formação estelar distribuídas por toda a galáxia. Nas ULIRGs mais avançadas, onde a fusão está em estágios finais, os núcleos das galáxias progenitoras podem estar separados por apenas alguns quiloparsecs (kpc), eventualmente coalescendo em um único núcleo galáctico massivo.

A luminosidade extraordinária das galáxias infravermelhas luminosas pode originar-se de dois processos físicos principais: formação estelar intensa (starburst) ou atividade de um núcleo galáctico ativo (AGN). Na maioria das LIRGs, a formação estelar é a fonte dominante de energia, enquanto em algumas ULIRGs e nas galáxias mais luminosas (HyLIRGs e ELIRGs), os AGNs podem contribuir significativamente ou até dominar a luminosidade total.^[3]

Nas LIRGs dominadas por formação estelar, a energia provém da radiação emitida por milhões de estrelas jovens e massivas nascidas em explosões de formação estelar (starbursts). Estas estrelas, com massas superiores a 8 M☉, possuem temperaturas superficiais extremamente altas (30.000-50.000 K) e emitem a maior parte de sua radiação no ultravioleta. Embora estas estrelas massivas tenham vidas curtas (apenas alguns milhões de anos), durante sua existência liberam quantidades prodigiosas de energia que, ao serem absorvidas e reprocessadas pela poeira, geram a luminosidade infravermelha observada.

Em contraste, nas galáxias onde um AGN está presente, a energia origina-se do processo de acreção de matéria em um buraco negro supermassivo central. À medida que o gás cai em direção ao buraco negro, ele forma um disco de acreção que se aquece a temperaturas extremamente altas devido à fricção e compressão gravitacional, emitindo radiação intensa em todo o espectro eletromagnético. Esta radiação aquece a poeira circundante, que então reemite no infravermelho.

Distinguir entre estas duas fontes de energia é um desafio observacional importante. Técnicas comuns incluem análise espectroscópica (procurando por linhas de emissão características de regiões de formação estelar versus AGN), estudos em raios X (AGNs são tipicamente fontes poderosas de raios X), e análise detalhada da distribuição espectral de energia. Muitas galáxias infravermelhas luminosas exibem evidências de ambos os processos operando simultaneamente, com suas contribuições relativas variando ao longo da evolução da galáxia.

Estudos estatísticos mostram que a fração de AGNs aumenta com a luminosidade infravermelha: enquanto LIRGs típicas são dominadas por formação estelar, aproximadamente 50% das ULIRGs mostram evidências de AGN significativo, e esta fração aumenta ainda mais para HyLIRGs e ELIRGs.^[4] Esta tendência sugere uma conexão evolutiva entre fusões galácticas, formação estelar intensa e crescimento de buracos negros supermassivos.

As taxas de formação estelar em galáxias infravermelhas luminosas estão entre as mais altas observadas no universo local. Enquanto a Via Láctea forma aproximadamente 1 a 2 M☉ de novas estrelas por ano, uma LIRG típica pode formar 50 a 100 M☉ por ano, e ULIRGs podem exceder 500 M☉ por ano.^[3] Estas taxas extraordinárias implicam que bilhões de massas solares de gás estão sendo convertidas em estrelas ao longo de períodos relativamente curtos, tipicamente da ordem de 100 milhões de anos.

A formação estelar intensa nestas galáxias ocorre em regiões H II gigantes e aglomerados estelares super massivos, com massas individuais podendo atingir 10⁷ M☉. Estas regiões de formação estelar são alimentadas por vastos reservatórios de hidrogênio molecular (H₂), o combustível primário para a formação de estrelas. As fusões galácticas que originam a maioria das LIRGs são extremamente eficientes em canalizar gás molecular das regiões externas das galáxias progenitoras para as regiões centrais, onde ele é comprimido e resfriado, atingindo as condições necessárias para colapsar e formar estrelas.

A função inicial de massa (IMF, do inglês Initial Mass Function) nestas regiões de formação estelar extrema ainda é objeto de intenso debate científico. Algumas evidências sugerem que starbursts podem favorecer a formação de estrelas mais massivas em comparação com regiões de formação estelar normal, o que teria implicações importantes para a evolução química e energética destas galáxias. Estrelas massivas não apenas produzem mais radiação ultravioleta para aquecer a poeira, mas também terminam suas vidas como supernovas, enriquecendo o meio interestelar com elementos pesados e injetando energia mecânica que pode tanto estimular quanto suprimir formação estelar adicional.

Os ventos estelares de estrelas massivas e as explosões de supernovas criam cavidades e estruturas filamentares no gás, observáveis em comprimentos de onda de rádio através da emissão de hidrogênio atômico (H I) e molecular (CO). A energia depositada por estes processos também pode gerar ventos galácticos massivos que ejetam gás da galáxia a velocidades de centenas a milhares de quilômetros por segundo, um processo conhecido como feedback que eventualmente pode interromper a formação estelar ao esgotar o suprimento de gás disponível.

A duração típica de um starburst em uma LIRG é estimada em aproximadamente 100 a 300 milhões de anos, baseada na quantidade de gás molecular disponível e nas taxas de formação estelar observadas. Este período é curto em escalas de tempo galácticas, sugerindo que as LIRGs representam uma fase transitória na evolução galáctica. Após o starburst, espera-se que a galáxia evolua para uma configuração mais passiva, possivelmente se tornando uma galáxia elíptica vermelha e morta, onde a formação estelar cessou quase completamente.

As fusões galácticas são o mecanismo dominante responsável pela criação de galáxias infravermelhas luminosas. Observações morfológicas de alta resolução revelam que a grande maioria das LIRGs (>70%) e virtualmente todas as ULIRGs (>95%) exibem sinais claros de interações ou fusões galácticas em andamento.^[3] Estes sinais incluem morfologias perturbadas, caudas de maré, pontes de matéria conectando galáxias, e múltiplos núcleos galácticos em proximidade.

O processo de fusão galáctica ocorre quando duas ou mais galáxias se aproximam sob influência mútua de suas forças gravitacionais. Durante o encontro inicial, forças de maré gravitacionais deformam as estruturas das galáxias, arrancando estrelas e gás e criando as características caudas e pontes observadas. À medida que as galáxias continuam a interagir, perdendo energia através de atrito dinâmico, elas gradualmente espiralam uma em direção à outra ao longo de centenas de milhões a bilhões de anos.

O aspecto mais importante das fusões para a criação de LIRGs é o fato de que as interações gravitacionais são extremamente eficientes em remover momento angular do gás nas galáxias envolvidas. Gás que antes orbitava pacificamente nas regiões externas de discos galácticos é perturbado e começa a fluir em direção aos centros das galáxias, onde se acumula em grandes concentrações. Esta acumulação central de gás cria as condições ideais para explosões de formação estelar: alta densidade, resfriamento eficiente, e compressão adicional devido a choques de gás.

A fração de galáxias em fusão entre as LIRGs aumenta sistematicamente com a luminosidade infravermelha. LIRGs de luminosidade inferior (próximas a 10¹¹ L☉) incluem algumas galáxias isoladas passando por starbursts, embora a maioria ainda mostre sinais de interações. Em contraste, ULIRGs (>10¹² L☉) são quase universalmente sistemas em fusão, frequentemente em estágios avançados onde os núcleos das galáxias progenitoras estão separados por apenas 1 a 10 kpc.

Simulações computacionais de fusões galácticas reproduzem com sucesso muitas das propriedades observadas de LIRGs e ULIRGs. Estas simulações mostram que o pico de luminosidade infravermelha ocorre durante as fases finais da fusão, quando os núcleos galácticos se aproximam e eventualmente coalescem. Neste momento, o gás é maximamente concentrado e comprimido, resultando nas mais altas taxas de formação estelar e, potencialmente, na ativação de AGNs através da acreção eficiente de gás nos buracos negros supermassivos centrais.

A sequência evolutiva proposta para as fusões galácticas mais massivas é: duas galáxias espirais → interação inicial → LIRG → ULIRG (fusão avançada) → possível fase de quasar → galáxia elíptica passiva. Esta sequência conecta diferentes populações galácticas observadas e sugere que as galáxias elípticas massivas que vemos no universo local são produtos finais de fusões que passaram por fases de LIRG/ULIRG em seu passado.

A descoberta das galáxias infravermelhas luminosas como uma classe importante de objetos astronômicos ocorreu com o lançamento do satélite IRAS (Infrared Astronomical Satellite) em 25 de janeiro de 1983.^[2] O IRAS foi uma missão conjunta da NASA, ESA e NIVR (Holanda), projetada especificamente para realizar o primeiro levantamento completo do céu em comprimentos de onda do infravermelho distante.

Durante seus dez meses de operação, o IRAS observou o céu em quatro bandas infravermelhas (12, 25, 60 e 100 μm) e detectou aproximadamente 350.000 fontes infravermelhas.^[2] Entre estas, dezenas de milhares revelaram-se galáxias com luminosidades infravermelhas extraordinariamente altas, muitas das quais eram objetos relativamente inconspícuos em luz visível mas extremamente brilhantes no infravermelho. Esta descoberta foi revolucionária, revelando uma população inteira de galáxias que havia permanecido largamente oculta das observações ópticas convencionais devido à obscuração por poeira.

Após o IRAS, sucessivas gerações de telescópios infravermelhos expandiram e aprofundaram nosso conhecimento sobre LIRGs. O Telescópio Espacial Spitzer (2003-2020) da NASA, com seus detectores mais sensíveis e capacidade de imageamento de alta resolução, permitiu estudos detalhados da distribuição espacial da formação estelar e da poeira em centenas de LIRGs.^[5] O Observatório Espacial Herschel (2009-2013) da ESA observou no infravermelho distante e submilimétrico, fornecendo informações cruciais sobre a massa e temperatura da poeira fria.

O satélite WISE (Wide-field Infrared Survey Explorer), lançado pela NASA em 2009, realizou um levantamento all-sky ainda mais sensível que o IRAS em comprimentos de onda do infravermelho médio, descobrindo milhares de novas LIRGs, ULIRGs e as raras HyLIRGs e ELIRGs, incluindo a galáxia mais luminosa conhecida no infravermelho. Mais recentemente, o JWST (James Webb Space Telescope), lançado em 2021, está revolucionando o estudo de LIRGs com sua capacidade sem precedentes de observar através da poeira e resolver estruturas em escalas extremamente pequenas.

Observações em múltiplos comprimentos de onda além do infravermelho também são essenciais para compreender completamente as LIRGs. Observações em raios X com o Chandra e XMM-Newton revelam a presença de AGNs e sistemas binários de raios X. Observações em rádio mapeiam a distribuição de hidrogênio atômico e a emissão síncrotron de remanescentes de supernovas. Observações ópticas e ultravioleta com o Telescópio Espacial Hubble e GALEX fornecem informações complementares sobre as populações estelares e regiões de formação estelar não obscurecidas.

O GOALS (Great Observatories All-sky LIRG Survey, ou Grande Levantamento All-Sky de LIRGs dos Grandes Observatórios) é o levantamento mais completo e multi-comprimento de onda de galáxias infravermelhas luminosas já realizado.^[5] Iniciado em 2004, o projeto combina observações de múltiplos observatórios espaciais da NASA - Spitzer, Hubble, Chandra e GALEX - para estudar sistematicamente uma amostra completa de LIRGs no universo local.

A amostra GOALS consiste em 180 LIRGs e 22 ULIRGs, todas com redshift z < 0,088 (distâncias menores que aproximadamente 400 Mpc ou 1,3 bilhão de anos-luz), tornando-a representativa do universo local.^[3] Esta amostra foi selecionada a partir do catálogo IRAS de fontes infravermelhas brilhantes, garantindo que representa uma amostra não enviesada e completa em fluxo de todas as LIRGs mais brilhantes visíveis do hemisfério norte.

As observações multi-comprimento de onda do GOALS fornecem informações complementares sobre diferentes aspectos físicos destas galáxias. O Spitzer observa a emissão infravermelha da poeira aquecida e características espectrais de moléculas como hidrocarbonetos aromáticos policíclicos (PAHs) e linhas de emissão atômica. O Hubble fornece imagens ópticas e no infravermelho próximo de alta resolução, revelando a morfologia detalhada e localizando precisamente regiões de formação estelar. O Chandra detecta fontes de raios X, identificando AGNs e sistemas binários de raios X de alta massa. O GALEX mapeia a emissão ultravioleta de estrelas jovens e quentes não obscurecidas por poeira.

O legado científico do GOALS é extenso, com centenas de artigos publicados utilizando seus dados. O projeto estabeleceu firmemente a conexão entre fusões galácticas e luminosidade infravermelha, quantificou as contribuições relativas de formação estelar e AGNs em diferentes regimes de luminosidade, e forneceu insights sobre os processos físicos que regulam a formação estelar em ambientes extremos. Os dados GOALS continuam sendo um recurso valioso para a comunidade astronômica, servindo como banco de dados de referência para comparação com novas observações e previsões de modelos teóricos.

Diversas galáxias infravermelhas luminosas tornaram-se objetos de estudo intensivo devido a suas propriedades excepcionais ou por serem protótipos de suas classes:

Arp 220 é frequentemente considerada o protótipo de ULIRG e uma das galáxias infravermelhas mais estudadas.^[1] Localizada a aproximadamente 250 milhões de anos-luz na constelação de Serpens, Arp 220 é o resultado de uma fusão entre duas galáxias espirais ricas em gás. Com uma luminosidade infravermelha superior a 10¹² L☉, a galáxia forma estrelas a uma taxa de aproximadamente 200 M☉ por ano. Observações de alta resolução revelam dois núcleos galácticos separados por apenas 370 parsecs (cerca de 1.200 anos-luz), cada um contendo um denso aglomerado de aglomerados estelares jovens super massivos. A galáxia contém aproximadamente 5×10⁹ M☉ de hidrogênio molecular concentrado em uma região extremamente compacta.

NGC 2342 é uma LIRG localizada a aproximadamente 262 milhões de anos-luz na constelação de Gemini. Formando um par gravitacionalmente ligado com NGC 2341 (catalogado como HOLM 86), NGC 2342 exemplifica como interações galácticas podem desencadear formação estelar intensa. A galáxia foi observada extensivamente em raios X pelo XMM-Newton, revelando-se uma das fontes de raios X mais luminosas entre galáxias interativas, com luminosidade de aproximadamente 1,8×10⁴¹ ergs s⁻¹ na faixa de 0,3-10 keV.

M82 (NGC 3034), embora tecnicamente não classificada como uma LIRG completa devido à sua luminosidade infravermelha ligeiramente abaixo de 10¹¹ L☉, é um dos exemplos mais próximos e mais estudados de uma galáxia starburst. Localizada a apenas 12 milhões de anos-luz na constelação de Ursa Major, M82 está passando por uma explosão de formação estelar desencadeada por uma interação próxima com a galáxia vizinha M81. A galáxia forma estrelas a uma taxa aproximadamente 10 vezes superior à da Via Láctea e apresenta um vento galáctico massivo perpendicular ao disco, claramente visível em imagens do Hubble.

WISE J224607.57-052635.0 (também conhecida como WISE 2246-05) é atualmente a galáxia mais luminosa conhecida no universo, com uma luminosidade infravermelha de aproximadamente 3×10¹⁴ L☉, classificando-a como uma ELIRG (galáxia infravermelha extremamente luminosa). Descoberta pelo satélite WISE e localizada a um redshift de z = 4,6 (correspondendo a uma época quando o universo tinha apenas 1,3 bilhão de anos), esta galáxia é tão luminosa quanto 300 trilhões de sóis. Sua luminosidade extraordinária é provavelmente alimentada por um buraco negro supermassivo extremamente ativo acretando gás a taxas prodigiosas.

As galáxias infravermelhas luminosas desempenham papel crucial em múltiplos aspectos da evolução cósmica e são chaves para compreender diversos processos astrofísicos fundamentais. Sua importância científica estende-se muito além de seu interesse como objetos individuais, conectando-se a questões fundamentais sobre a formação e evolução de galáxias, a história da formação estelar cósmica, e o crescimento de buracos negros supermassivos.

No contexto da evolução de galáxias massivas, as LIRGs e especialmente as ULIRGs são amplamente consideradas como representando uma fase transitória mas crítica na transformação de galáxias espirais ricas em gás em galáxias elípticas massivas e passivas.^[3] A sequência evolutiva proposta - fusão de espirais → LIRG → ULIRG → possível quasar → elíptica passiva - fornece um caminho natural para explicar como as fusões galácticas produzem as galáxias elípticas massivas que dominam os aglomerados de galáxias e o universo local. Esta conexão é sustentada por múltiplas linhas de evidência, incluindo a similaridade nas propriedades fundamentais (massas estelares, abundâncias químicas, distribuições espaciais) entre ULIRGs e galáxias elípticas.

A contribuição das LIRGs para a história da formação estelar cósmica é substancial, particularmente em redshifts intermediários (z ~ 1-2), correspondendo a uma época de 8 a 10 bilhões de anos atrás quando o universo estava passando pelo pico da formação estelar cósmica. Levantamentos profundos no infravermelho revelam que LIRGs e ULIRGs contribuíram com aproximadamente 50% de toda a formação estelar nesta época, apesar de representarem uma fração minoritária do número total de galáxias. Esta contribuição desproporcional resulta de suas taxas extremamente altas de formação estelar, destacando a importância de compreender os processos físicos que operam nestas galáxias.

As LIRGs também fornecem insights importantes sobre a co-evolução de galáxias e seus buracos negros supermassivos centrais. A conexão observada entre a massa do bojo galáctico e a massa do buraco negro supermassivo sugere que estes dois componentes crescem de forma acoplada. As fases de ULIRG, onde tanto a formação estelar quanto o crescimento do buraco negro (através de acreção manifestada como AGN) ocorrem simultaneamente a taxas máximas, podem representar o período em que esta relação é estabelecida. O feedback energético tanto do starburst quanto do AGN pode eventualmente interromper a formação estelar e a acreção, regulando as massas finais de ambos os componentes.

Do ponto de vista da evolução química galáctica, as LIRGs são fábricas extremamente eficientes de elementos pesados. As altas taxas de formação estelar e a consequente frequência elevada de supernovas enriquecem rapidamente o meio interestelar com elementos mais pesados que o hélio (metais, em terminologia astronômica). Este enriquecimento químico rápido é consistente com as altas metalicidades observadas em galáxias elípticas massivas, reforçando a conexão evolutiva entre ULIRGs e elípticas.

Finalmente, as observações de LIRGs e ULIRGs em alto redshift, possibilitadas por telescópios infravermelhos espaciais e terrestres de última geração, fornecem janelas únicas para o universo jovem. Nestas épocas antigas, fusões galácticas eram mais comuns devido às densidades mais altas do universo, e consequentemente LIRGs eram muito mais abundantes que no universo local. Estudar estas galáxias antigas permite aos astrônomos testemunhar diretamente os processos de formação galáctica em ação e testar modelos de evolução cósmica.

• Formação estelar
• Núcleo galáctico ativo
• IRAS
• NGC 2342
• Astronomia infravermelha

Referências

• «The Great Observatories All-sky LIRG Survey (GOALS)» (em inglês) 
• «NASA - Infrared Astronomical Satellite (IRAS)» (em inglês) 
• «Encyclopædia Britannica - Infrared Astronomy» (em inglês) 
• «IOPscience - The Great Observatories All-sky LIRG Survey» (em inglês) 
• «arXiv - The GOALS Herschel Atlas» (em inglês)