Eram 5h16min27s da madrugada em Brasília, 8h16min27s no Tempo Universal Coordenado, quando um sinal muito mais velho que a própria Terra atravessou o Sistema Solar no dia 4 de julho de 2025. A luz que chegava naquele instante havia partido de sua origem cerca de 6,3 bilhões de anos antes, numa época em que o Sol ainda não tinha se formado e a nuvem de gás que daria origem aos planetas sequer começara a colapsar. Em raios gama, o evento durou menos de meio segundo, um lampejo parecido com centenas de outros que os satélites registram a cada ano. Em raios X de baixa energia, o comportamento foi muito diferente. O brilho se estendeu por cerca de 560 segundos, pouco mais de nove minutos, e mostrou que o objeto nascido da colisão entre dois astros compactos continuou em plena atividade muito depois de o clarão principal ter, ao que tudo indicava, se apagado.

O fenômeno ganhou dois nomes, como costuma acontecer quando instrumentos diferentes flagram a mesma explosão. Para os detectores de raios gama, ele é o GRB 250704B, sigla derivada de gamma-ray burst, expressão inglesa que designa os surtos de raios gama, as explosões mais luminosas conhecidas no Universo. Para o telescópio que o descobriu em raios X, ele é o EP250704a, prefixo do Einstein Probe, observatório espacial liderado pela Academia Chinesa de Ciências. O estudo que descreve o caso reúne 78 autores de 46 instituições espalhadas por quatro continentes, tem entre seus autores correspondentes Bin-Bin Zhang, da Universidade de Nanjing, Eleonora Troja, da Universidade de Roma Tor Vergata, e Yi-Han Iris Yin, da Universidade de Hong Kong, e foi aceito para publicação na revista Science Bulletin. A conclusão central é direta: o brilho prolongado em raios X não é um eco tardio da explosão, e sim parte da própria emissão principal, uma fase prevista pela teoria há mais de uma década e nunca antes observada diretamente em um surto curto comum.

A história desses surtos começa em plena Guerra Fria. No fim da década de 1960, os satélites militares americanos da série Vela, lançados para vigiar testes nucleares proibidos por tratado, começaram a registrar clarões de raios gama que não vinham da Terra nem do Sol. Os resultados só foram divulgados em 1973 e abriram um mistério que atravessaria décadas. Nos anos 1990, o instrumento BATSE, a bordo do Observatório de Raios Gama Compton, da NASA, catalogou milhares desses eventos e revelou que eles se distribuem em duas famílias: os surtos longos, que duram mais de dois segundos, e os curtos, que se encerram antes disso. A divisão, formalizada em 1993 por Chryssa Kouveliotou e colaboradores, sugeria que dois mecanismos físicos distintos estavam em jogo, e a busca por esses mecanismos ocupou boa parte da astrofísica de altas energias nas três décadas seguintes.

Os surtos longos acabaram associados à morte de estrelas de grande massa. Quando o núcleo de uma estrela dezenas de vezes mais pesada que o Sol colapsa e forma um buraco negro, a matéria que despenca sobre ele pode lançar jatos que perfuram a estrela e escapam para o espaço quase à velocidade da luz, cenário conhecido como colapsar. A prova veio em 1998, quando o surto GRB 980425 apareceu acompanhado da supernova SN 1998bw. Os surtos curtos resistiram por mais tempo. A suspeita recaía sobre fusões de estrelas de nêutrons, mas a confirmação só chegou em 17 de agosto de 2017, quando os detectores LIGO e Virgo captaram as ondas gravitacionais da fusão GW170817, a cerca de 130 milhões de anos-luz, e o satélite Fermi registrou o surto GRB 170817A cerca de 1,7 segundo depois. Nos dias seguintes, telescópios do mundo inteiro acompanharam a quilonova associada, o brilho produzido pelo decaimento radioativo de elementos pesados recém-forjados na colisão.

Com o tempo, a duração deixou de ser um critério suficiente. O surto GRB 060614, observado em 2006, durou mais de cem segundos e não exibiu supernova alguma, e os casos recentes de GRB 211211A e GRB 230307A, ambos longos, carregaram sinais de quilonova, a assinatura típica de uma fusão. Por isso os astrofísicos passaram a falar em surtos do Tipo I, originados de fusões de objetos compactos, e do Tipo II, provenientes de colapsos estelares, independentemente de quanto tempo cada um dure em raios gama. Em qualquer das duas famílias, a explosão depende de um motor central, que pode ser um buraco negro recém-nascido devorando um disco de matéria ou uma estrela de nêutrons de rotação rápida e campo magnético colossal, o chamado magnetar. Esse motor alimenta um jato relativístico, e é dentro dele que surge a emissão imediata, em inglês prompt emission, o clarão inicial que dá nome ao fenômeno.

Depois da emissão imediata vem o afterglow, termo inglês para o brilho residual que se segue à explosão. Ele nasce quando o jato colide com o gás que cerca a fonte e produz uma onda de choque externa, capaz de brilhar em raios X, luz visível e ondas de rádio por dias ou semanas. A diferença entre as duas fases pode ser imaginada com uma lancha em alta velocidade num lago calmo. O ronco do motor muda de tom a cada aceleração, enquanto a esteira de ondas que se espalha atrás do casco evolui de maneira lenta e suave, sem repetir as oscilações do motor. A emissão imediata é o ronco, e o afterglow é a esteira. Distinguir uma da outra é a chave de todo o estudo, porque cada fase conta uma história diferente sobre o que acontece no coração da explosão.

Um enigma antigo cercava os surtos curtos. Depois do lançamento do Observatório Neil Gehrels Swift, em novembro de 2004, os astrônomos notaram que uma parcela considerável desses eventos, cerca de 30%, exibe em raios X um brilho que permanece quase constante por algum tempo e depois despenca de forma abrupta. Um declínio tão rápido não combina com uma onda de choque externa, que se apaga devagar. A explicação mais aceita, desenvolvida em trabalhos como os de Antonia Rowlinson e colaboradores, em 2013, e de Hou-Jun Lü e colaboradores, em 2015, atribui esses platôs a um magnetar que perde energia de rotação e alimenta uma emissão interna, interrompida de súbito quando a estrela colapsa num buraco negro. Em 2013, Bing Zhang, um dos autores do novo estudo, chegou a propor que uma emissão de raios X sustentada pelo motor, com duração da ordem de cem segundos, deveria acompanhar muitas dessas fusões.

O obstáculo era observacional. O Swift detecta o surto com seu telescópio de raios gama, o BAT, e só então gira para apontar o telescópio de raios X para a fonte, manobra que consome minutos preciosos. Quando o instrumento chegava ao alvo, restava apenas a cauda final dos platôs, e o início, a forma e a variabilidade de curto prazo dessa emissão nunca tinham sido vistos. Houve candidatos. O surto curto GRB 050709, registrado em 2005 pelo satélite HETE-2, mostrou uma componente longa de raios X moles, mas ela era suave demais e não exibia evolução espectral, o que levou à sua interpretação como o início de um afterglow comum. Os transientes CDF-S XT1 e XT2, encontrados em dados do telescópio Chandra, chegaram a ser apontados como restos de fusões alimentados por magnetares, mas medições de distância feitas em 2025 com o Telescópio Espacial James Webb não permitiram confirmar essa leitura.

É nesse ponto que entra o Einstein Probe. Lançado em 9 de janeiro de 2024 do Centro de Lançamento de Xichang, no sudoeste da China, o observatório tem também um nome chinês, Tianguan, a estrela que os astrônomos chineses usaram como referência, no ano de 1054, para registrar a posição de uma “estrela convidada”, a supernova que deu origem à Nebulosa do Caranguejo. A missão pertence à Academia Chinesa de Ciências e conta com a colaboração da Agência Espacial Europeia, do Instituto Max Planck de Física Extraterrestre, da Alemanha, e do Centro Nacional de Estudos Espaciais, da França. Ela foi desenhada para a astrofísica do domínio do tempo, ramo dedicado a fenômenos que mudam em escalas de segundos, horas ou dias, e leva dois instrumentos principais, o Telescópio de Raios X de Campo Amplo, conhecido pela sigla WXT, e o Telescópio de Raios X de Acompanhamento, o FXT, capaz de localizar as fontes com precisão bem maior.

O segredo do WXT está numa ideia copiada da natureza. Os olhos das lagostas não usam lentes, e sim milhares de pequenos tubos quadrados de paredes refletoras que direcionam a luz para a retina. A óptica de lobster-eye, ou olho de lagosta, reproduz esse arranjo em placas de microporos, atravessadas por uma infinidade de canais quadrados mais finos que um fio de cabelo, cujas paredes refletem os raios X em ângulos rasantes e os concentram sobre os detectores. O resultado é um campo de visão instantâneo de 3.600 graus quadrados, quase um onze avos de todo o céu, área equivalente à de mais de 18 mil luas cheias lado a lado. A sensibilidade chega a cerca de 2,6 × 10⁻¹¹ erg por centímetro quadrado por segundo na faixa de 0,5 a 4 quiloelétron-volts, com mil segundos de exposição. É essa combinação de campo amplo e capacidade de enxergar fontes fracas que permite ao instrumento flagrar clarões que ninguém sabe quando nem onde vão acontecer.

A unidade de energia usada pelos astrofísicos ajuda a entender o que está em jogo. Um fóton de luz visível carrega cerca de dois elétron-volts. Os raios X que o WXT enxerga, entre 0,5 e 4 quiloelétron-volts, chamados de raios X moles, têm de 250 a 2 mil vezes mais energia. Os raios gama de um surto típico ficam na casa das centenas de quiloelétron-volts e podem ultrapassar um milhão de elétron-volts. Durante décadas, os surtos foram estudados principalmente nessa faixa mais energética, o que deixou no escuro o comportamento das energias mais baixas durante a fase imediata. O Einstein Probe já havia mostrado, em surtos longos, que essa região do espectro guarda precursores e caudas prolongadas de raios X moles. Faltava encontrar algo equivalente em um surto curto, ligado a uma fusão de objetos compactos.

Naquele 4 de julho, o WXT realizava uma observação programada de monitoramento da fonte 2RXS J210955.2+480922, iniciada às 7h49min30s e encerrada às 8h16min52s no Tempo Universal. O surto apareceu dentro do campo de visão. Os primeiros fótons associados ao EP250704a foram registrados cerca de 0,2 segundo depois do instante de referência, chamado T0, que marca o disparo do GRB 250704B. O processador de bordo identificou a fonte 25 segundos após o T0 e ordenou uma manobra automática para apontar o FXT, que passou a observar o alvo menos de quatro minutos depois do surto e localizou um brilho residual de raios X em declínio. A equipe recuperou ainda os dados que o WXT continuou gravando durante a própria manobra. Ao todo, o instrumento acompanhou a região por cerca de 800 segundos após o disparo, e a emissão anterior a 334 segundos foi detectada com significância estatística acima de três desvios-padrão.

Em raios gama, o primeiro a soar o alarme foi o Monitor de Raios Gama, o GRM, do satélite franco-chinês SVOM, lançado em 22 de junho de 2024 e dedicado justamente ao estudo desses surtos. Às 8h16min27,100s, os três detectores de cintilação do GRM, sensíveis de 15 quiloelétron-volts a 5 megaelétron-volts, dispararam juntos, com uma relação sinal-ruído de 29,6 numa janela de um décimo de segundo. O alerta desceu à Terra em tempo quase real por um sistema de rádio de frequência muito alta, e o evento foi classificado como um surto curto. O Insight-HXMT, primeiro satélite chinês de astronomia de raios X, registrou o mesmo clarão com os detectores de iodeto de césio de seu telescópio de alta energia, e o instrumento russo Konus, a bordo da sonda Wind, da NASA, também o captou. A triangulação feita pela Rede Interplanetária, que compara os horários de chegada do sinal em diferentes naves, confirmou que a posição era compatível com a do EP250704a.

A duração oficial do surto em raios gama foi de 0,37 segundo, com incerteza de 0,06 segundo. Essa medida, chamada T90, corresponde ao intervalo em que o detector acumula 90% dos fótons do evento, descartando os 5% iniciais e os 5% finais, e é a régua usada para separar surtos curtos de longos. Pelo critério clássico, portanto, o GRB 250704B era um surto curto sem nada de especial. A curva de luz do WXT contava uma história muito mais longa, dividida em três episódios separados por intervalos de aparente silêncio. O primeiro é um pico estreito que começa em T0 + 0,25 segundo e dura 0,35 segundo. O segundo é uma cauda de alguns segundos. O terceiro, iniciado por volta de T0 + 20 segundos, é uma elevação prolongada de cerca de 540 segundos, uma espécie de colina suave desenhada pelos raios X moles na curva de luz.

O pico inicial coincide no tempo e na posição com o pulso mais brilhante do surto de raios gama, o que amarra os dois fenômenos a uma origem comum. A partir daí, os caminhos se separam. Enquanto o WXT continuava a registrar os episódios II e III, nenhum raio gama foi detectado, até um limite de 2,13 × 10⁻⁹ erg por centímetro quadrado por segundo na faixa de 15 a 150 quiloelétron-volts. Somados, os três episódios dão ao EP250704a uma duração total de cerca de 560 segundos em raios X, mais de 1.500 vezes a duração do surto em raios gama. A emissão estendida teve fluxo médio de 2,16 × 10⁻¹⁰ erg por centímetro quadrado por segundo, fluência total de 1,61 × 10⁻⁷ erg por centímetro quadrado e índice espectral de −2,30, sinal de um espectro mole, dominado por fótons de menor energia.

O primeiro episódio é o detalhe que torna o EP250704a único entre os transientes rápidos de raios X extragalácticos, conhecidos pela sigla EFXT, do inglês extragalactic fast X-ray transients. Vários desses objetos exibem mais de um episódio de emissão, mas nenhum dos detectados pelo Einstein Probe tinha mostrado um pico inicial curto e bem definido. A análise por blocos bayesianos, técnica estatística que divide uma curva de luz em segmentos de brilho constante para encontrar as variações mais rápidas que se destacam do ruído, indicou uma escala mínima de variabilidade de cerca de 38 milissegundos. Os demais transientes do catálogo do observatório têm escalas mínimas que vão de alguns segundos a mais de um minuto. No diagrama que cruza essa escala com a duração T90, tanto o pico de raios X quanto a emissão gama do GRB 250704B caem na região ocupada pelos surtos do Tipo I.

Saber o que aconteceu exigia saber onde. Observações no óptico, com a câmera FORS2 do Very Large Telescope, o VLT, do Observatório Europeu do Sul, no Chile, e no rádio, com o Karl G. Jansky Very Large Array, o VLA, nos Estados Unidos, identificaram as contrapartidas do surto. A 13 segundos de arco da posição havia uma galáxia brilhante, catalogada como SDSS J200329.53+120109.9, com magnitude próxima de 18 e desvio para o vermelho de 0,1062. A probabilidade de um alinhamento casual era de apenas 2%, e ela chegou a ser considerada a provável galáxia hospedeira. A dúvida foi resolvida pelo espectrógrafo X-shooter, instalado no telescópio UT3 Melipal do VLT, em quatro exposições de 1.200 segundos cada. O instrumento registrou linhas de absorção de ferro ionizado, magnésio neutro e magnésio ionizado impressas na luz do afterglow, todas no mesmo desvio para o vermelho de 0,66102, com incerteza de 0,00011. A galáxia vizinha estava, na verdade, muito mais perto de nós, em primeiro plano.

O desvio para o vermelho mede o quanto a expansão do Universo esticou a luz durante a viagem. Um valor de 0,661 significa que cada onda chegou à Terra 66% mais longa do que saiu da fonte. Pelos parâmetros cosmológicos usuais, isso corresponde a uma luz emitida há cerca de 6,3 bilhões de anos, quando o cosmo tinha aproximadamente 7,5 bilhões de anos de idade, pouco mais da metade da atual. O Sol e a Terra têm cerca de 4,6 bilhões de anos. Quando aqueles dois astros compactos se fundiram, faltava ainda mais de 1,5 bilhão de anos para o Sistema Solar começar a existir. A distância também ajuda a dimensionar o feito técnico: a fusão GW170817 ocorreu a cerca de 40 megaparsecs, e o EP250704a está aproximadamente cem vezes mais longe, considerada a distância de luminosidade, a grandeza que os astrônomos usam para calcular quanto brilho chega até nós.

A essa distância, os números de energia ganham proporções difíceis de imaginar. O espectro de raios gama do surto atinge o pico em 978 quiloelétron-volts no referencial da fonte, e a energia isotrópica equivalente liberada na faixa de 10 a 1.000 quiloelétron-volts chega a 3,79 × 10⁵¹ erg. Isotrópica equivalente quer dizer que o cálculo supõe uma emissão igual em todas as direções. Como a radiação está concentrada num jato estreito, a energia real é menor, mas o valor serve de padrão de comparação entre surtos. Ele corresponde a cerca de três vezes toda a energia que o Sol vai irradiar ao longo de seus aproximadamente dez bilhões de anos de vida, despejada em menos de meio segundo. No auge, a luminosidade chegou a 1,8 × 10⁵² erg por segundo, algo como 4,7 quintilhões de sóis brilhando ao mesmo tempo.

A emissão de raios X moles que se seguiu opera em outra escala, mas está longe de ser modesta. Sua luminosidade média foi de 2,61 × 10⁴⁷ erg por segundo, o equivalente a cerca de 68 trilhões de sóis mantidos acesos por vários minutos, e a energia isotrópica total do episódio estendido chegou a 1,93 × 10⁵⁰ erg, perto de 5% da energia do surto de raios gama. Em termos solares, é como concentrar em nove minutos um sexto de tudo o que o Sol emitirá em toda a sua existência. Mesmo assim, esse brilho é fraco demais, nas energias em que operam os detectores de raios gama, para ser notado por eles a uma distância cosmológica, e essa constatação acabaria se revelando um dos resultados mais importantes do trabalho.

Os pesquisadores submeteram o surto a uma bateria de testes de classificação. Na relação de Amati, que liga a energia de pico do espectro à energia total emitida, o GRB 250704B ficou bem longe da população de colapsares e dentro da faixa dos surtos de fusão. O atraso espectral, que mede quanto os fótons menos energéticos chegam depois dos mais energéticos, foi de apenas 2,5 milissegundos no referencial da fonte, entre as faixas de 100 a 150 e de 200 a 250 quiloelétron-volts, valor que o separa nitidamente dos surtos do Tipo II. A escala mínima de variabilidade em raios gama, de cerca de 5 milissegundos, fica mais próxima da mediana de 10 milissegundos dos surtos do Tipo I do que dos 45 milissegundos típicos do Tipo II, ambas medidas no referencial da fonte. O parâmetro ε, que combina energia e pico espectral, ficou em cerca de 0,008, abaixo da linha divisória de 0,03 e dentro do território das fusões.

Restava descartar uma armadilha clássica, o chamado efeito ponta do iceberg. Um surto longo e distante pode parecer curto porque apenas seu trecho mais brilhante se destaca acima do ruído de fundo, enquanto o resto da emissão fica submerso. Para testar essa hipótese, os autores calcularam o parâmetro de amplitude efetiva, que compara o pico do sinal com o nível do fundo depois de simular como um surto longo seria visto se estivesse mais fraco. O valor obtido, 1,48 com incerteza de 0,03, situa o GRB 250704B na região dos surtos genuinamente curtos. O clarão de raios gama era breve por natureza, e não por uma limitação dos instrumentos ou pela distância que o separa de nós.

Um colapsar deixaria uma marca inconfundível: uma supernova, cujo brilho cresce ao longo de uma ou duas semanas após o surto. A equipe procurou essa assinatura com o Gran Telescopio Canarias, de 10,4 metros, nas Ilhas Canárias, entre 3 e 10 dias depois do evento, e com o VLT, 12 e 20 dias depois, na banda i, no limite entre o vermelho e o infravermelho. Os limites obtidos foram comparados com as curvas de luz de três supernovas associadas a explosões de alta energia, a SN 1998bw, a SN 2006aj e a SN 2025kg, esta última ligada a um transiente de raios X detectado pelo próprio Einstein Probe, já com as correções devidas à expansão cósmica. Nenhum sinal apareceu. O brilho tardio seguiu caindo como uma lei de potência simples, com índice próximo de 2, sem qualquer reavivamento que denunciasse a presença de uma estrela em explosão.

Seria ideal confirmar a fusão pelas vias diretas, mas elas estavam fora de alcance. Nenhum detector de ondas gravitacionais em operação conseguiria ouvir, a mais de 6 bilhões de anos-luz, o chirp da colisão, termo inglês para o gorjeio crescente em frequência e amplitude que as ondas produzem quando os dois astros espiralam um em direção ao outro. A quilonova, que no caso de 2017 pôde ser acompanhada até por telescópios de porte modesto, ficaria fraca demais para os instrumentos atuais a essa distância. A associação com uma fusão se apoia, portanto, na soma de evidências: a curta duração genuína, as propriedades espectrais e temporais típicas do Tipo I e a ausência de supernova, que torna improvável a origem num colapso estelar.

A galáxia hospedeira também não se deixou ver. A partir das cores do afterglow, os pesquisadores estimaram um avermelhamento pequeno no local do surto, de 0,12 magnitude, com incerteza de 0,04, o que equivale a uma extinção de cerca de 0,5 magnitude na banda V e descarta um ambiente envolto em poeira espessa. Imagens profundas não revelaram nenhuma galáxia até a magnitude 25,37 na banda r, o que, no desvio para o vermelho do surto, corresponde a uma magnitude absoluta mais fraca que −18 no ultravioleta próximo do referencial da fonte. A taxa de formação estelar estimada fica abaixo de 0,16 massa solar por ano, menos de um décimo da registrada na Via Láctea. Duas leituras são possíveis: ou a hospedeira é uma galáxia de formação estelar modesta, ou o surto ocorreu longe das regiões em que as estrelas nascem, como se espera de binárias que podem levar centenas de milhões de anos para se fundir e, nesse intervalo, afastar-se de seu berço.

De volta ao clarão inicial, a análise detalhada revelou uma estrutura que o olho não percebe. O GRB 250704B é formado por dois pulsos de raios gama, o primeiro centrado no próprio T0 e o segundo começando cerca de 0,15 segundo depois. O pico de raios X do WXT corresponde apenas ao segundo. Os pesquisadores ajustaram perfis gaussianos ao segundo pulso em várias faixas de energia, de 15 a 2.000 quiloelétron-volts, e observaram que a largura do pulso diminui à medida que a energia aumenta, comportamento conhecido em surtos de raios gama. A largura medida em raios X caiu sobre a extrapolação dessa tendência para energias mais baixas. O instante de pico em raios X, um pouco atrasado em relação aos raios gama, também ficou compatível, dentro das incertezas, com a relação entre energia e tempo de pico observada no pulso.

O teste espectral reforçou a ligação. Combinando dados do WXT, do GRM e do Insight-HXMT no intervalo entre T0 + 0,1 e T0 + 0,7 segundo, a equipe comparou dois modelos: uma lei de potência com corte exponencial e uma lei de potência com quebra suave, próxima do formato esperado para a radiação síncrotron, emitida por elétrons que espiralam quase à velocidade da luz em campos magnéticos intensos. Pelo critério de informação bayesiano, os dois modelos se ajustam de maneira comparável. O primeiro, porém, deixa resíduos acima de dois desvios-padrão na faixa de raios X, enquanto o segundo mantém todos os desvios abaixo desse limite. A conclusão é que um único componente de emissão se estende dos raios X moles aos raios gama, e o pico de raios X é a extensão de baixa energia do segundo pulso. No intervalo de −0,1 a 0,4 segundo, o modelo preferido aponta uma energia de quebra de 55,85 quiloelétron-volts e um pico espectral observado de 588,84 quiloelétron-volts.

O primeiro pulso, sem contrapartida em raios X, guarda outra lição. Ajustado com o mesmo modelo, ele apresenta índice espectral de baixa energia próximo de −0,97, quebra em torno de 54 quiloelétron-volts e pico em cerca de 318 quiloelétron-volts, valores compatíveis com radiação síncrotron. Se o espectro continuasse do mesmo jeito até os raios X, o WXT deveria ter visto algo. Os limites superiores obtidos ficam abaixo dessa extrapolação, o que exige uma quebra adicional entre o óptico e os raios X. A explicação natural é a autoabsorção síncrotron, processo em que os fótons de baixa energia são reabsorvidos pelos mesmos elétrons relativísticos que os emitiram. O efeito lembra uma multidão compacta num salão fechado: os gritos agudos atravessam o ambiente, mas os murmúrios graves se perdem entre os corpos de quem os produz. Os cálculos indicam que, no primeiro pulso, essa barreira se situava em pelo menos 6 quiloelétron-volts, o bastante para apagar o sinal na faixa do WXT.

A ausência de raios X no primeiro pulso e sua presença no segundo ajudam a montar a cena física. Logo após a fusão, a região emissora é compacta e carregada de bárions, as partículas pesadas como prótons e nêutrons, e a autoabsorção suprime o espectro de baixa energia. À medida que o jato abre caminho através da matéria ejetada na colisão, ele escava um funil de baixa densidade, e os episódios seguintes de emissão passam a ocorrer a distâncias maiores do centro, onde o meio já é transparente aos raios X moles. É como um jato de água de alta pressão perfurando um monte de areia molhada: os primeiros instantes ficam soterrados, mas depois que o túnel está aberto o fluxo escapa livremente. O atraso de cerca de um quarto de segundo entre o início do surto gama e o surgimento dos raios X decorre naturalmente desse processo.

O segundo episódio, a cauda que vai de cerca de T0 + 1,5 a T0 + 3,5 segundos, mantém um índice espectral duro, mas não tem contrapartida em raios gama. A ausência tem explicação simples. Supondo o mesmo formato espectral do segundo pulso, o fluxo esperado entre 15 e 5.000 quiloelétron-volts seria de cerca de 1,44 × 10⁻⁶ erg por centímetro quadrado por segundo, um pouco abaixo da sensibilidade do GRM, estimada em 2,37 × 10⁻⁶ na mesma unidade. A cauda é, ao que parece, apenas o declínio gradual do segundo pulso, que continuou visível em raios X depois de cair abaixo do limiar dos detectores de raios gama, como a última nota de um sino que só um ouvido mais sensível ainda consegue distinguir.

O terceiro episódio é o centro do estudo. Seria ele o início do afterglow, como se concluiu no caso do GRB 050709, ou uma fase adicional da emissão imediata, alimentada pelo motor central? Três fatos observacionais apontam para a segunda alternativa até cerca de T0 + 400 segundos. O primeiro é a variabilidade. Pelos blocos bayesianos, o episódio exibe variações com escala de tempo relativa de 0,095, ou seja, flutuações que duram menos de um décimo do tempo decorrido desde o surto, e com amplitude relativa de fluxo de 3,8. Uma onda de choque externa não consegue piscar tão depressa, porque sua superfície emissora é gigantesca e a luz que vem de suas diferentes partes chega à Terra em momentos distintos, o que borra qualquer oscilação rápida. Um painel luminoso do tamanho de um continente, mesmo que todas as suas lâmpadas se apagassem no mesmo instante, pareceria escurecer aos poucos para um observador distante, porque a luz das bordas levaria mais tempo para chegar.

Os autores compararam os valores medidos com os limites teóricos de três mecanismos capazes de produzir alguma variabilidade num afterglow. O primeiro são flutuações de densidade no meio em torno da explosão, que alteram o brilho quando a onda de choque atravessa regiões mais ou menos densas. O segundo é o modelo de patchy shell, ou casca irregular, no qual a frente de choque tem manchas de brilho que entram aos poucos no campo de visão do observador, o que exige variações com duração pelo menos igual ao tempo decorrido. O terceiro são os refreshed shocks, ou choques renovados, em que material mais lento lançado pelo motor alcança a frente de choque e lhe injeta energia, produzindo variações de pelo menos um quarto do tempo decorrido. O EP250704a viola os três limites. Um motor central ainda ativo comandava a emissão durante os minutos de raios X moles.

O segundo fato é a evolução espectral. Até cerca de T0 + 200 segundos, o índice espectral acompanha a intensidade, com valores duros, próximos de −1, no pico inicial e mais moles, perto de −2, na elevação prolongada. Com os dados do FXT, de estatística muito melhor a partir de T0 + 222 segundos, surge um padrão em três tempos, mole, duro e estável, que marca a transição entre a emissão imediata que se apaga e o afterglow que emerge, por volta de T0 + 350 segundos. É como perceber, pela mudança de timbre, o momento exato em que um instrumento sai de cena e outro assume a melodia.

Parte dos mesmos pesquisadores já havia usado esse endurecimento para identificar o surgimento do afterglow em outro transiente do Einstein Probe, o EP250404a. O resultado se mantém quer a absorção por gás seja fixada, quer seja deixada livre no ajuste. A coluna de absorção intrínseca, de 6,52 × 10²¹ átomos de hidrogênio por centímetro quadrado entre T0 + 222 e T0 + 375,5 segundos, cai depois a valores desprezíveis, e o brilho residual passa a dominar de vez a partir de T0 + 3.460 segundos, com o declínio típico dessa fase.

O terceiro fato está no modo como a emissão se apaga. O declínio acentuado do episódio III tem índice temporal de cerca de −2,9, com incerteza de 0,2, muito mais íngreme que o valor de −5/3 previsto quando a matéria que caiu de volta alimenta um buraco negro recém-formado, processo chamado em inglês de fallback accretion, ou acreção por recaída. Mesmo deslocando o instante zero para T0 + 50 segundos, escolha conservadora, a inclinação mínima fica em 2,6. Isso não exclui por completo um buraco negro como motor, mas torna improvável que a acreção por recaída explique sozinha o episódio. Os autores testaram também o efeito de curvatura, que descreve como a luz se apaga quando a fonte desliga de repente e o observador continua recebendo fótons emitidos em latitudes cada vez mais altas da casca relativística. Esse efeito prevê uma relação fixa entre o índice temporal e o espectral, e o declínio observado é mais lento que o previsto. O motor ainda não havia desligado.

Havia ainda a possibilidade de que o declínio fosse a chamada quebra do jato, em inglês jet break, a queda de brilho que ocorre quando o jato desacelera o bastante para que o observador perceba suas bordas. Reproduzir a quebra observada por volta de 318 segundos exigiria, nesse cenário, um ângulo de abertura de apenas 0,003 radiano, cerca de 0,17 grau, mais estreito que o de qualquer surto curto já registrado. A hipótese foi descartada. Juntos, os três indícios levam os autores a atribuir o episódio III a uma emissão prolongada alimentada pelo motor, sinal de que o remanescente da fusão permaneceu ativo muito além da fase de raios gama e continuou a injetar energia no jato enquanto os detectores de altas energias já não registravam coisa alguma.

Para colocar o EP250704a em perspectiva, a equipe comparou sua curva de luminosidade em raios X com a de surtos de fusão com emissão estendida, como GRB 050724, GRB 060614, GRB 061006, GRB 070714B, GRB 071227, GRB 211211A e GRB 230307A. O ajuste com duas leis de potência quebradas separa três componentes: um platô quase plano, com índice de 0,14, seguido de um declínio íngreme de índice 2,88 a partir de cerca de 318 segundos, e uma erupção sobreposta, cujo máximo ocorre por volta de 157 segundos. No diagrama que cruza o índice de fótons com os índices de declínio, o GRB 250704B fica junto dos surtos com platô interno, e não dos que exibem o declínio raso comum. Numa amostra de 270 surtos curtos do Swift, dos quais 244 têm brilho residual de raios X e 169 contam com dados suficientes para modelagem, os autores identificaram 18 declínios rasos e apenas 8 platôs internos.

O candidato mais provável a motor é um magnetar. Estrelas de nêutrons são o que sobra do núcleo de estrelas massivas, ou o que resulta da fusão de duas delas: mais de uma massa solar comprimida numa esfera de cerca de 20 quilômetros de diâmetro, tão densa que uma colher de chá de sua matéria pesaria bilhões de toneladas. Os magnetares da Via Láctea, estrelas de nêutrons com os campos magnéticos mais intensos já medidos, chegam a 10¹⁴ ou 10¹⁵ gauss, de centenas de trilhões a milhares de trilhões de vezes o campo da Terra, que mal passa de meio gauss na superfície do planeta.

Uma fusão pode produzir um objeto ainda mais extremo, girando dezenas ou centenas de vezes por segundo e sustentado contra o colapso, ao menos por algum tempo, pela própria rotação. Ao frear, ele converte energia de rotação em radiação por meio de seu campo magnético, como um dínamo cósmico. A partir do platô, os autores estimaram uma luminosidade em raios X de 2,1 × 10⁴⁷ erg por segundo e um tempo característico de desaceleração rotacional de 318,5 segundos, que, convertidos para a faixa de 1 a 10.000 quiloelétron-volts, levam a uma luminosidade de cerca de 3,1 × 10⁴⁷ erg por segundo.

Com a massa canônica de 1,4 massa solar e raio de 10 quilômetros, o gráfico do estudo situa o magnetar do EP250704a com um período inicial de rotação em torno de 20 milissegundos e um campo magnético superficial próximo de 7 × 10¹⁶ gauss, valores alinhados aos de outros magnetares inferidos em surtos curtos. O passo seguinte foi usar esses números para testar a equação de estado das estrelas de nêutrons, a receita que descreve como a matéria resiste à compressão em densidades superiores à de um núcleo atômico, um dos grandes problemas em aberto da física.

Para cada equação de estado, o tempo que o magnetar leva para colapsar num buraco negro depende de sua massa. Supondo um colapso por volta de 2.000 segundos, pouco mais de meia hora, a equação conhecida como GM1 coloca a massa do protomagnetar dentro do intervalo de 68% de confiança da distribuição de massas das binárias de estrelas de nêutrons da Galáxia, o que a torna, entre os modelos testados, chamados SLy, APR, GM1, AB-N e AB-L, a mais compatível com os dados.

Com os valores associados à equação GM1, massa de 2,37 massas solares e raio de 12,05 quilômetros, o período inicial sobe para cerca de 30 milissegundos e o campo para algo próximo de 10¹⁷ gauss, ainda segundo a leitura do gráfico, e os parâmetros continuam em linha com os de motores centrais estudados anteriormente. É uma restrição indireta, apoiada em várias hipóteses sobre massa, raio e tempo de colapso, mas mostra como um único transiente de raios X pode servir de laboratório para a física nuclear em condições que nenhum acelerador de partículas na Terra é capaz de reproduzir, com pressões e densidades que só existem no interior desses cadáveres estelares.

A evolução do afterglow nos dias seguintes ofereceu a confirmação independente. Em raios X, a curva de luz descreve cinco trechos: um declínio íngreme, com índice 3,3, entre 250 e 690 segundos; um trecho raso, com índice 0,3, até 2.100 segundos; uma queda de índice 1,0 até 15.000 segundos; outro trecho quase plano, com índice 0,2, até 72.000 segundos; e, daí em diante, o declínio normal, com índice 1,6. No óptico e no infravermelho próximo, o brilho subiu devagar durante as primeiras horas, coincidindo com o declínio raso em raios X, e despencou com índice 2,7 depois de cerca de 75.000 segundos, perto de 21 horas após o surto. No rádio, o VLA mediu 109 microjanskys a 6 gigahertz e 92 microjanskys a 10 gigahertz quase quatro dias depois, valores que caíram para 15 microjanskys a 10 gigahertz no 27º dia.

Esse desencontro entre as bandas é revelador. Um brilho residual padrão, gerado só por uma onda de choque externa, não consegue explicar o platô em raios X entre 690 e 72.000 segundos ao mesmo tempo que o brilho óptico sobe lentamente entre 2.000 e 65.000 segundos. As duas coisas exigem injeção contínua de energia, e a fonte natural dessa energia é um motor central de vida longa. É a mesma conclusão a que levam os minutos iniciais de raios X, agora sustentada por dados colhidos horas e dias depois, em comprimentos de onda completamente diferentes e por instrumentos que nada têm em comum com os satélites que flagraram o surto.

O acompanhamento envolveu uma rede global: o VLT, com as câmeras FORS2 e HAWK-I, o Gran Telescopio Canarias, com os instrumentos OSIRIS e EMIR, o telescópio de 1,5 metro do Observatório de Sierra Nevada, na Espanha, o ALT100C, em Altay, na China, o Telescópio Javier Gorosabel, no México, a rede robótica tailandesa TRT, o telescópio visível do próprio SVOM e a rede GRANDMA, com telescópios no Uzbequistão, no Egito, no Marrocos e na Geórgia. O Swift fez quatro observações em raios X, somando 11.000 segundos, e o FXT, seis, de 221 segundos a cerca de 5,4 dias após o surto, num total superior a 50.000 segundos.

Os pesquisadores testaram os dois cenários possíveis para o brilho tardio, posterior a 10.000 segundos. No primeiro, de origem externa, toda a luz viria da onda de choque. Simulações com o código numérico PyFRS e amostragem estatística por cadeias de Markov, com 70 caminhantes evoluindo por 30.000 passos, renderam uma energia cinética de cerca de 2,5 × 10⁵² erg e uma densidade do meio de apenas 0,002 partícula por centímetro cúbico, valores razoáveis. O fator de Lorentz inicial do jato, porém, ficou em cerca de 29 e o ângulo de abertura em 3,6 graus, ambos pequenos demais para serem conciliados com os dados. O fator de Lorentz mede o quanto a velocidade de um corpo se aproxima da velocidade da luz, e os jatos de surtos de raios gama costumam exibir valores na casa das centenas. No segundo cenário, de origem interna, o motor continua dominando a emissão até tarde, e a onda de choque externa fica em boa parte escondida sob essa luz.

Esse segundo cenário encontra apoio nas curvas de luz. O declínio óptico é mais íngreme que o de raios X, enquanto os raios X tardios, sozinhos, seguem o comportamento normal de um brilho residual antes da quebra do jato: o índice espectral de cerca de 1,3 e o temporal de cerca de 1,6 satisfazem as chamadas relações de fechamento, que conectam as duas grandezas na teoria padrão. Como o pico de início do afterglow óptico não foi observado e nenhuma quebra do jato apareceu, os autores só conseguem estabelecer limites mínimos, com um fator de Lorentz inicial acima de 80 e um ângulo de abertura superior a 4,3 graus, levando em conta que a quebra não pode ter ocorrido antes de 1,2 dia.

A origem física dos raios X moles, segundo o estudo, pode estar na dissipação interna de um vento relativístico e altamente magnetizado soprado pelo magnetar, ideia proposta por Bing Zhang em 2013. Nesse quadro, o astro recém-nascido lança um fluxo de partículas e campos magnéticos que se move quase à velocidade da luz, e parte da energia magnética desse fluxo se converte em radiação antes mesmo de ele colidir com o meio externo. É essa conversão interna que produziria os minutos de raios X moles. Como o surto de raios gama foi visto, a linha de visada estava próxima do eixo do jato, o que coloca o observador numa posição privilegiada para receber os dois sinais.

Por que essa emissão nunca havia sido vista? A resposta está na sensibilidade dos instrumentos de raios gama. Extrapolado para a faixa de 15 a 150 quiloelétron-volts, o fluxo médio do episódio III fica abaixo do limiar de detecção do BAT, o telescópio de raios gama do Swift, que é da ordem de 10⁻⁸ erg por centímetro quadrado por segundo. Se o EP250704a tivesse sido monitorado apenas em raios gama, só o pico de 0,4 segundo teria aparecido. Não se trata de um mero efeito de distância: o BAT só conseguiria enxergar a elevação de raios X se o surto estivesse a um desvio para o vermelho inferior a 0,08, e mesmo assim de forma marginal, e os surtos curtos localizados pelo Swift costumam estar além de 0,1. A emissão de raios X moles e prolongada pode, portanto, estar presente em boa parte dos surtos curtos cosmológicos e ter passado despercebida em quase todos eles.

A comparação com a população confirma o quadro. Até 2018, o Swift havia detectado cerca de mil surtos, 40% deles com distância medida, e entre os surtos curtos com distância conhecida os autores identificaram nove com emissão estendida confirmada. O desvio para o vermelho do EP250704a fica perto da mediana da distribuição de surtos curtos, superando 53% da amostra, mas supera 70% dos surtos com emissão estendida. Sua componente prolongada, extrapolada para a faixa de 15 a 150 quiloelétron-volts, tem luminosidade relativamente baixa e índice de fótons mole, o que o torna um ponto fora da curva. São justamente essas propriedades que dificultam a detecção por instrumentos que operam em energias mais altas. Os autores ressaltam que a frequência real desse fenômeno entre os surtos curtos ainda precisa ser estabelecida com uma amostra maior de eventos.

Historicamente, a emissão imediata prolongada em surtos de fusão foi identificada numa minoria de casos, algo entre 10% e 15%, divididos entre surtos curtos com emissão estendida em raios gama e raros surtos longos de propriedades híbridas, como o GRB 060614, o GRB 211211A e o GRB 230307A. Este último ganhou notoriedade porque o Telescópio Espacial James Webb identificou telúrio, um elemento pesado, em sua quilonova. O EP250704a desloca esse paradigma ao mostrar que um surto de fusão pode parecer, em raios gama, um surto curto absolutamente comum e, ainda assim, emitir por minutos em raios X moles. Os platôs que o Swift inferia de forma indireta, pegando apenas seus trechos finais, ganham agora início, perfil temporal e variabilidade observados diretamente.

O fenômeno não parece raro. Desde o lançamento do Einstein Probe, dois eventos desse tipo foram descobertos, o EP250704a e o EP260527a, registrado em maio de 2026, o que dá uma taxa observada de cerca de um por ano. Considerando que o observatório passa cerca de metade do tempo em condições efetivas de observação e que o WXT cobre a cada instante cerca de um onze avos do céu, os autores estimam uma taxa de aproximadamente 22 eventos por ano em todo o céu para surtos curtos com emissão prolongada de raios X moles detectável pelo instrumento. É uma estimativa simples, baseada em apenas dois casos, mas indica que o Einstein Probe deve reunir uma pequena coleção desses objetos nos próximos anos.

A consequência mais promissora diz respeito às ondas gravitacionais. A rede formada pelos detectores LIGO, nos Estados Unidos, Virgo, na Itália, e KAGRA, no Japão, capta fusões de estrelas de nêutrons a distâncias de centenas de milhões de anos-luz, mas localiza cada evento numa área do céu que costuma ocupar dezenas ou centenas de graus quadrados. Encontrar a contrapartida luminosa nessa região é como procurar uma lanterna acesa por poucos instantes num estádio às escuras. Um telescópio com 3.600 graus quadrados de campo, capaz de flagrar raios X que duram minutos em vez de frações de segundo, amplia muito as chances. O estudo conclui que a emissão prolongada de raios X é provavelmente uma característica comum dos surtos de fusão e uma contrapartida eletromagnética promissora para fontes de ondas gravitacionais. Trabalhos teóricos anteriores, como o de Bing Zhang em 2013, sugerem que o vento do magnetar poderia ser visto mesmo fora do eixo estreito do jato, hipótese que ainda depende de confirmação observacional.

As perguntas em aberto são numerosas. O magnetar é a explicação mais provável, mas os autores reconhecem que um buraco negro como motor não pode ser descartado por completo. A diferença de tempo entre os picos de raios X e de raios gama no segundo pulso, que poderia esconder alguma física nova caso se afastasse da tendência esperada, não pode ser avaliada com segurança com os fótons disponíveis. A equação de estado inferida depende de hipóteses sobre massa, raio e tempo de colapso, e a fração de surtos curtos que carregam essa emissão continua desconhecida. Cada novo evento captado ao mesmo tempo em raios gama e em raios X moles, de preferência mais próximo e mais brilhante, ajudará a fechar essas lacunas.

O caso também ilustra como funciona hoje a astronomia do domínio do tempo. Em poucos minutos, alertas circularam pela Rede de Coordenadas, a GCN, criada originalmente para os surtos de raios gama, e telescópios em quatro continentes se mobilizaram. Instituições da China, Itália, Espanha, França, Reino Unido, Países Baixos, Dinamarca, Estados Unidos, México, Índia, Tailândia, Egito, Geórgia, Uzbequistão, Finlândia e Rússia participaram da campanha e da análise. Os satélites chineses e franco-chineses captaram o surto, o VLT europeu mediu sua distância e o VLA americano seguiu seu brilho em rádio por quase um mês. Nenhum instrumento sozinho teria contado essa história, e foi a soma de olhares em faixas diferentes do espectro que permitiu separar o grito do murmúrio.

Os próximos anos prometem mais. O Einstein Probe e o SVOM seguem em operação, cobrindo juntos a faixa que vai dos raios X moles aos raios gama, e a próxima campanha dos detectores de ondas gravitacionais deve ampliar o volume de Universo vigiado. Uma fusão próxima, captada simultaneamente em ondas gravitacionais, raios gama e raios X moles, permitiria pesar os astros que colidiram, acompanhar minuto a minuto o comportamento do remanescente e medir quanto tempo ele resistiu antes de colapsar, informações que se traduzem diretamente em limites para a equação de estado da matéria nuclear. O EP250704a abre esse capítulo da observação em múltiplas frentes no domínio dos raios X moles imediatos.

Durante mais de meio século, os surtos curtos foram descritos como clarões que se apagam antes que alguém tenha tempo de piscar. O EP250704a mostra que essa descrição dizia mais sobre nossos instrumentos do que sobre o Universo. Por trás do meio segundo de raios gama havia nove minutos de raios X moles, um murmúrio persistente vindo de um astro recém-nascido que girava, freava e despejava energia no espaço enquanto o jato abria caminho pelos destroços da colisão. A luz desse murmúrio viajou 6,3 bilhões de anos pelo cosmo em expansão e chegou a um planeta que, quando ela partiu, ainda não existia. Foi preciso construir um telescópio inspirado no olho de uma lagosta para ouvi-lo. Agora que sabemos que ele está lá, será difícil voltar a escutar o céu da mesma maneira.