Em algum momento por volta da década de 1960, enquanto a humanidade ainda ensaiava os primeiros voos tripulados para fora da atmosfera, duas estrelas recém-nascidas, cada uma com cerca de doze vezes a massa do Sol, passaram uma pela outra a uma distância de pouco mais de cem vezes a que separa a Terra do nosso astro. Não houve colisão. Houve uma passagem rasante em escala cósmica, um quase-encontro entre dois corpos que haviam nascido em berços diferentes e que, até então, jamais tinham se aproximado. Hoje elas se afastam a cerca de 14 quilômetros por segundo, algo como 50 mil quilômetros por hora, e uma equipe internacional de astrônomos acaba de reconstruir em três dimensões, pela primeira vez para um par de estrelas massivas ainda em gestação, a trajetória desse encontro. O que os dados revelam é uma história de origem bem mais caótica do que os manuais de astrofísica costumam descrever.

O sistema se chama IRAS 07299−1651 e fica a cerca de 1.680 parsecs de distância, pouco menos de 5.500 anos-luz, na direção da constelação de Puppis, a Popa. É um dos raríssimos exemplos conhecidos de protobinária massiva, isto é, um par de estrelas de grande massa que ainda está se formando, envolto no casulo de gás e poeira que o gerou. O estudo que descreve o encontro, assinado por Yao Wang e Yichen Zhang, da Universidade Jiao Tong de Xangai, com colaboradores da Espanha, do Japão, dos Estados Unidos, da Alemanha, da Itália, do Chile, da Noruega e da Suécia, foi publicado na Nature Astronomy em 7 de setembro de 2026 e disponibilizado no mesmo dia como pré-impressão no repositório arXiv. Em pouco mais de cinquenta páginas de observações, modelos e ajustes orbitais, os autores concluem que as órbitas preferidas pelos dados são quase parabólicas e que os discos de gás que cercam cada estrela estão fortemente desalinhados com o plano orbital.

Entender como nascem as binárias massivas não é um detalhe de nicho. Pelo menos 90% das estrelas de alta massa, aquelas com mais de oito vezes a massa solar, vivem em sistemas binários ou múltiplos, e essa fração é ainda maior entre as que acabaram de se formar. A companheira determina quase tudo o que acontece depois: se haverá troca de matéria entre as duas, se uma delas será despida das camadas externas, se o par terminará em uma fusão, em uma supernova de tipo incomum ou em um sistema de estrelas de nêutrons e buracos negros capaz de gerar as ondas gravitacionais que os detectores na Terra registram. A arquitetura orbital que a dupla adquire no nascimento é, portanto, a condição inicial de uma cadeia de eventos que atravessa milhões de anos e termina em alguns dos fenômenos mais violentos do universo.

Os teóricos propõem três caminhos principais para a formação de uma binária. No primeiro, chamado fragmentação de disco, uma única estrela se forma e o disco de acreção ao seu redor fica tão massivo que se torna gravitacionalmente instável e se parte, gerando uma companheira a partir do próprio material que alimentava o astro central. Esse processo tende a produzir pares próximos, separados por menos de 500 unidades astronômicas (UA), com discos e órbita girando aproximadamente no mesmo plano, como se tudo tivesse sido moldado na mesma roda de oleiro.

No segundo caminho, a fragmentação de núcleo ou de filamento, uma nuvem em colapso se rompe em dois ou mais pedaços, e cada pedaço gera a própria estrela; o resultado costuma ser um sistema mais largo, com os eixos de rotação apontando para direções sem relação entre si. O terceiro caminho é a captura: estrelas que nasceram sem qualquer vínculo gravitacional acabam presas uma à outra por meio de interações com outros astros ou com o gás ao redor. Cada rota deixa uma assinatura diferente na órbita e nos discos, e é essa assinatura que os astrônomos tentam ler quando flagram um par ainda em formação.

Distinguir entre esses cenários exige medir diretamente como as duas estrelas se movem uma em relação à outra, e é aqui que a tarefa se torna brutal. A maior parte dos estudos observacionais de binárias massivas se concentra em sistemas já evoluídos, nos quais o núcleo natal se dispersou e os astros aparecem expostos; a essa altura, a memória do nascimento já foi parcialmente apagada pela dinâmica posterior. Pares massivos ainda embutidos no gás, com separações de poucas centenas de UA, são raros e difíceis de observar, porque a poeira bloqueia a luz visível e o infravermelho próximo, e porque, a milhares de anos-luz de distância, algumas centenas de UA correspondem a frações de segundo de arco no céu. Apenas um punhado de protobinárias massivas com separações menores que mil UA foi identificado até hoje, em objetos como G35.20−0.74N, NGC 7538 IRS1, IRAS 16547−4247 e G11.92−0.61 MM2, e os movimentos orbitais propriamente ditos só haviam sido medidos em sistemas de baixa massa.

IRAS 07299−1651 entrou nessa lista restrita em 2019, quando Yichen Zhang e colaboradores publicaram, também na Nature Astronomy, a primeira detecção do par, feita com o ALMA, o Atacama Large Millimeter/submillimeter Array, em observações do contínuo a 1,3 milímetro. O sistema aparecia como dois pontos de emissão separados por cerca de 180 UA no plano do céu, alimentados por várias estruturas de gás em forma de correntes que convergem para o centro. Um detalhe chamou a atenção desde o início: na linha de recombinação do hidrogênio H30α, as duas componentes apresentavam velocidades ao longo da linha de visada que diferiam em cerca de 10 quilômetros por segundo. Era um indício raro de movimento orbital em uma binária massiva ainda em gestação, mas um único valor de velocidade, medido em uma única época, não bastava para dizer que tipo de órbita as estrelas descreviam. Aquelas primeiras observações pareciam favorecer a fragmentação de disco, embora os discos já parecessem desalinhados, e essa ponta solta foi o que motivou a campanha seguinte.

A resposta exigiu oito anos de paciência. Entre novembro de 2016 e julho de 2024, a equipe acumulou observações de alta resolução em sete comprimentos de onda diferentes, do submilimétrico ao centimétrico. O ALMA observou o sistema a 3 milímetros em julho de 2019, a 1,3 milímetro em setembro de 2017, a 0,9 milímetro em outubro de 2023, a 0,6 milímetro em novembro de 2023 e a 0,3 milímetro em julho de 2024, sempre em configurações estendidas, com antenas separadas por até 16 quilômetros.

O Karl G. Jansky Very Large Array, no Novo México, cobriu os comprimentos de 7 milímetros em novembro de 2016 e de 1,3 centímetro em julho de 2022, com antenas espalhadas por até 36 quilômetros. A resolução angular típica ficou em torno de 0,05 segundo de arco, o que, à distância do sistema, corresponde a 84 UA. A isso se somaram imagens infravermelhas do Telescópio Espacial James Webb, obtidas em março de 2024 com a câmera NIRCam, e dados do espectrógrafo de campo integral KMOS, instalado no Very Large Telescope do Observatório Europeu do Sul, no Chile, coletados entre dezembro de 2021 e janeiro de 2022.

Nas imagens, o par se resolve em duas fontes compactas: a mais brilhante, a noroeste, recebeu o nome de Fonte A; a outra, a sudeste, é a Fonte B. O que brilha nessas frequências não é a superfície das estrelas, invisível sob toneladas de poeira, mas o gás ionizado que as envolve a poucas dezenas de UA. Esse gás emite radiação do tipo livre-livre, do inglês free-free, nome dado à luz produzida quando elétrons livres são desviados pela atração de prótons sem serem capturados, um processo também conhecido como radiação de frenagem. A inclinação do espectro revela as condições físicas: a Fonte A mostra índices espectrais de 1,55 ± 0,17 nas frequências mais baixas e de 0,57 ± 0,08 nas mais altas, enquanto a Fonte B apresenta 1,18 ± 0,04, valores típicos de um plasma parcialmente opaco à própria radiação, o que se espera de regiões ionizadas muito próximas de estrelas jovens e quentes.

Sobre esse contínuo, os espectros exibem cinco linhas de recombinação do hidrogênio: H42α, H40α, H30α, H26α e H19α. Elas surgem quando um elétron que acaba de se recombinar com um próton desce em cascata pelos níveis de energia do átomo; cada salto entre níveis vizinhos de número elevado, como do nível 31 para o 30 no caso da H30α, emite um fóton de comprimento de onda milimétrico ou submilimétrico. Como a frequência exata de cada linha é conhecida com precisão de laboratório, qualquer desvio medido no espectro se converte diretamente em velocidade pelo efeito Doppler. Essas linhas funcionam como um velocímetro do gás ionizado e, por estarem coladas às estrelas, rastreiam não apenas a rotação das estruturas circunstelares, mas o movimento das próprias protoestrelas pelo espaço.

O coração do trabalho é uma medida de astrometria. Ajustando duas gaussianas bidimensionais às imagens do contínuo em cada época, os pesquisadores determinaram a posição de cada fonte com precisão típica de 0,1 milissegundo de arco. Para dar uma ideia da escala, um milissegundo de arco é o tamanho aparente de uma moeda de um real vista de mais de 5 mil quilômetros de distância; a precisão alcançada é dez vezes melhor que isso. Com sete épocas distribuídas ao longo de quase oito anos, o deslocamento ficou evidente: a Fonte B está se afastando da Fonte A no plano do céu. O ajuste linear das posições relativas no tempo resulta em uma velocidade de movimento próprio relativo de 10,4 ± 1,6 quilômetros por segundo, equivalente a 1,3 ± 0,2 milissegundo de arco por ano. O deslocamento acumulado em todo o período é da ordem de 10 milissegundos de arco, ou cerca de 17 UA, algo como um décimo da separação entre as duas estrelas.

Medir um deslocamento tão pequeno exige desconfiar de si mesmo. A equipe incluiu no ajuste um termo de dispersão intrínseca, que absorve erros sistemáticos não capturados pela estatística das imagens, como a mistura parcial entre as duas fontes nos comprimentos de onda mais longos e os deslocamentos de centroide causados por diferenças de opacidade entre frequências. Esse termo resultou em 1,3 milissegundo de arco, com qui-quadrado reduzido de 1,1, sinal de que o modelo de movimento retilíneo descreve bem os dados. Um ajuste independente, feito diretamente nas visibilidades interferométricas, antes de qualquer reconstrução de imagem, reproduziu as mesmas posições dentro dessa margem. Dois testes afastaram explicações alternativas: os deslocamentos seguem a ordem cronológica das observações, não a ordem dos comprimentos de onda, como seria se fossem artefatos de opacidade; e a velocidade medida, de uma dezena de quilômetros por segundo, é muito menor que os 100 a 1.000 quilômetros por segundo típicos de jatos, cuja variabilidade poderia em tese imitar um movimento.

A segunda dimensão do movimento vem do velocímetro espectral. As novas medidas da linha H26α confirmam os valores obtidos em 2019 com a H30α: a Fonte A tem velocidade sistêmica de 14,8 quilômetros por segundo e a Fonte B, de 24,6 quilômetros por segundo, uma diferença de cerca de 10 quilômetros por segundo ao longo da linha de visada. O resultado traz uma coincidência que importa: a rapidez com que as estrelas se separam no plano do céu é praticamente igual àquela com que se separam na direção do observador. Combinadas, as duas componentes resultam em uma velocidade relativa tridimensional de aproximadamente 14 quilômetros por segundo, e é esse vetor completo, somado à separação, que permite reconstruir a órbita em três dimensões, algo que uma única medida espectral jamais conseguiria.

Antes de calcular órbitas, porém, os autores precisavam saber o que exatamente estava emitindo. As gaussianas ajustadas às imagens fornecem, depois de descontado o efeito do feixe do telescópio, a forma intrínseca de cada fonte, e essa forma se mostrou consistente de 3 a 0,6 milímetro, apesar de o feixe sintetizado variar bastante entre as bandas. Tal estabilidade indica que as elipses deconvolvidas refletem a geometria real dos objetos, e não um artefato instrumental. Interpretadas como discos inclinados, as elipses revelam que o disco da Fonte A tem eixo maior orientado a 18 ± 4 graus e inclinação de 29 ± 5 graus em relação ao plano do céu, enquanto o da Fonte B tem eixo maior a 68 ± 8 graus e inclinação de 61 ± 2 graus. Ambos têm raio externo ionizado de cerca de 20 UA, aproximadamente o tamanho da órbita de Urano. Os dados a 0,3 milímetro, dominados pela poeira, indicam discos neutros maiores, com cerca de 40 UA de raio, próximos da órbita de Plutão.

A cinemática das linhas de recombinação confirma a leitura. Em cada canal de velocidade, os pesquisadores localizaram o centroide da emissão, e esses centroides se distribuem de forma ordenada e simétrica em torno do pico do contínuo, alinhados ao eixo maior das elipses, com o gás que se aproxima de um lado e o que se afasta do outro, assinatura clara de rotação em escalas de 10 UA. Ajustando modelos de rotação kepleriana, na qual, como no Sistema Solar, o material interno gira mais rápido que o externo, a equipe obteve massas centrais dinâmicas de 12,1 massas solares para a Fonte A, com incerteza de +4,9 e −2,9, e 12,1 massas solares para a Fonte B, com incerteza de +5,5 e −5,0. Se os discos girarem um pouco abaixo da velocidade kepleriana, as massas reais podem ser um tanto maiores. Em qualquer caso, trata-se de um par de gêmeas: duas estrelas de massa muito parecida, cada uma já com uma dúzia de sóis.

Discos de acreção costumam vir acompanhados de jatos, e IRAS 07299−1651 não é exceção. Nas imagens de rádio a 1,3 e 6 centímetros, de resolução mais baixa, aparece um jato alinhado a um ângulo de posição de cerca de −72 graus, quase perpendicular ao eixo maior do disco da Fonte A, o que a aponta como a estrela que o impulsiona. Em escalas maiores, o James Webb capturou a emissão do hidrogênio molecular em 2,12 e 4,69 micrômetros, revelando uma cadeia de nós de gás chocado que se estende para oeste e culmina em uma estrutura em forma de arco, um choque de proa, do inglês bow shock, orientado a −66 graus, coerente com o jato de rádio e com o disco de A.

O KMOS, no VLT, recuperou os nós internos que a nebulosidade intensa havia escondido nas imagens do Webb e revelou um nó a sudeste, em um ângulo em torno de 160 graus, quase perpendicular ao disco da Fonte B, possivelmente um segundo jato, lançado pela outra estrela. Dois discos, dois jatos, duas fábricas de estrelas funcionando lado a lado. Ter dois jatos é, por si só, informativo: cada um marca o eixo de rotação do disco que o lança e, por consequência, a direção do momento angular de cada estrela, informação que se tornará decisiva mais adiante, quando as orientações dos discos forem comparadas com a da órbita.

Os jatos têm uma utilidade adicional: ajudam a resolver uma ambiguidade geométrica. A inclinação de um disco medida a partir de sua forma elíptica diz quanto ele está inclinado, mas não para qual lado, isto é, qual metade está mais próxima de nós. Assumindo que o lobo mais brilhante de um jato bipolar é o que aponta para o observador, menos obscurecido pela poeira, os autores inferem que o lado noroeste do jato da Fonte A e o lado sudeste do jato da Fonte B estão voltados para a Terra. No caso da Fonte A, a distribuição em forma de C dos centroides das linhas de recombinação, concentrada na metade sudeste do disco, aponta na mesma direção, provavelmente porque a emissão da metade mais próxima sofre menos absorção. Os próprios pesquisadores alertam que o brilho relativo dos lobos pode ser afetado pela distribuição do gás ambiente, e por isso tratam o sinal das inclinações como fracamente restringido, mas a conclusão central do estudo se sustenta em qualquer das configurações possíveis.

Para caracterizar as estrelas escondidas no centro de cada disco, a equipe construiu um modelo físico de disco ionizado inclinado, com densidade de gás decrescendo com o raio segundo uma lei de potência, acrescido de uma componente de emissão de poeira, e ajustou simultaneamente a distribuição espectral de energia do contínuo e os fluxos das linhas de recombinação de frequência mais baixa, menos sujeitas a efeitos fora do equilíbrio termodinâmico. A temperatura do gás foi fixada em 8.000 kelvin e o raio interno em 0,05 UA, aproximadamente o raio das estrelas, restando seis parâmetros livres explorados por um método de Monte Carlo via cadeias de Markov. Os raios externos ionizados resultantes, de 33 UA para a Fonte A e de 22 UA para a Fonte B, concordam com as imagens. Mais revelador é o número de fótons ionizantes que cada estrela precisa emitir para manter o gás nesse estado: 3,6 × 10⁴⁶ por segundo na Fonte A e 1,6 × 10⁴⁶ por segundo na Fonte B.

Esses fluxos de fótons ultravioleta são a impressão digital da temperatura superficial e, portanto, da massa. Interpretados com modelos de estrelas da sequência principal de idade zero, correspondem a 13,4 ± 0,5 massas solares para a Fonte A e 12,5 massas solares para a Fonte B, astros de tipo espectral entre B1 e B0, azuis e quentes, com temperaturas superficiais acima de 25 mil kelvin. A luminosidade bolométrica total observada do sistema, de 65 mil luminosidades solares, confrontada com modelos evolutivos de protoestrelas que admitem diferentes históricos de acreção, limita a massa total a algo entre 17,7 e 28,1 massas solares, com a Fonte A entre 8,5 e 16,3 e a Fonte B entre 7,7 e 16,5. São faixas que se sobrepõem com folga às massas dinâmicas obtidas da rotação dos discos, e essa convergência de métodos independentes é o que dá solidez ao passo seguinte.

Quatro relógios independentes marcam a mesma hora. A cinemática das linhas de recombinação dá uma massa total de 24,9 massas solares, com incerteza de +7,5 e −6,3; o ajuste conjunto do espectro e das linhas, interpretado via sequência principal, dá 25,9 ± 0,7; os modelos evolutivos limitam o valor ao intervalo de 17,7 a 28,1; e a cinemática de queda do gás em grande escala, analisada no estudo de 2019, fornece 27 ± 6 massas solares. A massa importa porque é ela que decide o destino do par. Para uma dada separação e uma dada velocidade relativa, existe um valor crítico abaixo do qual a gravidade não consegue segurar as estrelas, que se afastam para sempre em uma órbita hiperbólica, e acima do qual elas permanecem ligadas em uma elipse. No limiar, a órbita é uma parábola, a curva da fronteira entre ficar e partir.

Uma estimativa simples, feita com os números do estudo, mostra o quão perto do fio da navalha o sistema está. Para duas estrelas que somam 25 massas solares separadas por 220 UA, a velocidade de escape, aquela que uma precisaria ter em relação à outra para nunca mais voltar, é de cerca de 14 quilômetros por segundo. A velocidade relativa medida, combinando o movimento no céu com o movimento na linha de visada, é de aproximadamente 14 quilômetros por segundo. Os dois números coincidem dentro das incertezas. É como observar uma pedra lançada para cima na velocidade exata que a faria escapar da Terra, sem saber ainda se ela vai cair de volta ou se perder no espaço.

O ajuste orbital formal confirma o que a estimativa sugere. Os autores modelaram o par como um problema de dois corpos com nove parâmetros livres: a distância de periastro, a excentricidade, três ângulos que orientam a órbita no espaço, a época da passagem pelo periastro, a massa total, a dispersão intrínseca da astrometria e a distância ao sistema. Uma escolha técnica foi decisiva: em vez do semieixo maior, que diverge para o infinito quando a órbita se torna parabólica, eles usaram a distância de periastro como parâmetro, o que permite tratar elipses, parábolas e hipérboles dentro de um único espaço contínuo. A amostragem foi feita com um algoritmo de Monte Carlo com temperaturas paralelas, 100 caminhantes em cada uma de 30 temperaturas, com 50 mil passos de aquecimento e 50 mil de produção, para garantir que nenhuma família de soluções ficasse escondida em um canto do espaço de parâmetros.

Na exploração ampla, com a massa livre entre zero e 100 massas solares, surgiu uma dependência nítida: massas totais baixas levam a soluções hiperbólicas, massas altas favorecem órbitas ligadas, e em torno de 25 massas solares, justamente o valor apontado pelos quatro métodos independentes, a distribuição de excentricidades se concentra perto de 1, o valor da parábola. Um segundo ajuste, com a massa restringida por uma distribuição gaussiana centrada em 25,9 massas solares, com desvio de 4,0 e limites rígidos entre 17,7 e 28,1, produziu excentricidade mediana de 1,16, com incerteza de +0,49 e −0,44, novamente abrigando a parábola no centro da distribuição. Órbitas ligadas só passam a dominar se a massa total ultrapassar cerca de 30 massas solares, e os autores argumentam que, embora as massas possam estar subestimadas, a dependência íngreme do fluxo ionizante e da luminosidade com a massa torna improvável um erro tão grande.

Os pesquisadores são cuidadosos ao reconhecer que a excentricidade permanece pouco restringida pela cobertura orbital limitada: em oito anos, o par percorreu uma fração minúscula de uma órbita que, se ligada, teria período de milhares a centenas de milhares de anos, e soluções elípticas de excentricidade mais baixa continuam viáveis. Monitoramento astrométrico contínuo será necessário para fechar essa questão. Mas um teste de controle deixa claro o quanto se avançou: repetindo o ajuste apenas com a velocidade radial e a posição de uma única época, como no estudo de 2019, a excentricidade fica praticamente indeterminada, e as únicas soluções capazes de reproduzir o movimento próprio depois medido são as de excentricidade alta. O deslocamento das estrelas no céu, visível apenas com anos de acompanhamento, é a peça que faltava.

Adotando a parábola como modelo de referência, o ajuste fornece uma distância de periastro, o ponto de máxima aproximação, de 139 UA, com incerteza de +88 e −62, e uma passagem pelo periastro ocorrida 58 anos antes das observações, com incerteza de +18 e −61 anos. A solução de máxima verossimilhança coloca o periastro a 122 UA, há aproximadamente 60 anos. A separação real das estrelas na época das observações, descontada a projeção, é de cerca de 220 UA, pouco mais de cinco vezes a distância média de Plutão ao Sol e além do ponto onde hoje se encontra a sonda Voyager 1. O plano orbital está inclinado em cerca de 53 graus em relação ao plano do céu. Em termos humanos, os astrônomos chegaram ao local poucas décadas depois do momento de máxima aproximação e flagraram as estrelas se afastando, como quem chega a uma esquina logo depois de dois carros terem passado raspando um pelo outro.

Com a órbita no espaço e os discos no espaço, restava compará-los. O ângulo entre o eixo de rotação do disco da Fonte A e o eixo da órbita é de 59 graus, com incerteza de +17 e −8. Para a Fonte B, o ângulo é de 133 graus, com incerteza de +23 e −18; como ultrapassa 90 graus, significa que o disco de B gira em sentido retrógrado em relação ao movimento orbital, ao contrário da órbita. E os dois discos, entre si, estão separados por 99 ± 5 graus, praticamente perpendiculares. Para quem está acostumado ao Sistema Solar, onde planetas, Sol e o disco original giram quase no mesmo plano, a imagem é estranha: dois piões orbitando um ao outro com os eixos apontando para direções sem qualquer relação entre si e com a trajetória que os une. Os valores assumem os sinais de inclinação sugeridos pelos jatos, mas, nas três configurações alternativas examinadas no estudo, o desalinhamento continua forte em todos os casos.

Esse conjunto de propriedades conta uma história. A separação atual, de cerca de 200 UA, é pequena o bastante para que, à primeira vista, a fragmentação de disco parecesse a explicação natural. Mas esse mecanismo produz pares com discos alinhados ao plano orbital, por terem nascido todos do mesmo reservatório de momento angular, e com frequência deixa para trás um disco circumbinário envolvendo as duas estrelas. Em IRAS 07299−1651 não há disco circumbinário detectado, as órbitas preferidas são quase parabólicas ou extremamente excêntricas, e os discos apontam para onde bem entendem. Mesmo quando o ajuste é restrito a soluções elípticas, as órbitas resultantes continuam muito excêntricas e desalinhadas. Simulações recentes com fluxos de acreção turbulentos conseguem, ocasionalmente, gerar binárias compactas e desalinhadas por fragmentação de disco, mas não órbitas no limiar da parábola.

A alternativa que os autores defendem é a de um encontro entre estranhos. Nesse cenário, batizado de core merger, ou fusão de núcleos, as duas estrelas se formaram de modo independente, a separações muito maiores, seja por fragmentação em regiões marginalmente ligadas de uma mesma nuvem, seja em núcleos que nunca estiveram ligados entre si, e só recentemente passaram por uma aproximação. A fragmentação coordenada de uma única nuvem exigiria que dois eventos de formação de estrelas massivas ocorressem quase ao mesmo tempo, o que a priori parece improvável.

Já a fusão de núcleos independentes dentro de um mesmo aglomerado denso de gás, um clump no jargão da área, é esperada como ocorrência relativamente comum. No modelo de Acreção de Núcleo Turbulento, proposto em 2003 por Christopher McKee e Jonathan Tan, este último coautor do novo estudo, um núcleo protoestelar massivo interage, durante o tempo de seu colapso, com uma quantidade de gás do entorno comparável à própria massa, e boa parte dessas interações deve ocorrer na forma de fusões entre núcleos. Nesse quadro, dois núcleos vizinhos que colapsam quase ao mesmo tempo podem se encontrar antes mesmo de suas estrelas terminarem de nascer, e o par resultante carrega para sempre as marcas de uma origem dupla.

As trajetórias reconstruídas dão sustentação quantitativa à ideia. Retrocedendo as soluções parabólicas no tempo por 100 mil anos, prazo comparável ao que uma estrela massiva leva para se formar, a separação entre as duas protoestrelas era de 35 mil UA, ou 0,17 parsec, cerca de meio ano-luz: a escala de um núcleo molecular individual, o que é coerente com dois nascimentos em berços distintos seguidos de uma aproximação. Nas soluções hiperbólicas, a velocidade relativa mais provável que as estrelas teriam a grande distância é de no máximo 8 quilômetros por segundo, compatível com as velocidades relativas esperadas entre núcleos em aglomerados turbulentos, cujas dispersões de velocidade de 1 a 2 quilômetros por segundo em uma dimensão se traduzem em velocidades relativas tridimensionais de 2,5 a 5 quilômetros por segundo. Nas soluções elípticas, prevalecem órbitas de períodos entre alguns milhares e 100 mil anos, que podem ter perdido energia para o gás ao redor durante a fusão.

Há ainda uma pista nas vizinhanças. As imagens do ALMA a 1,3 milímetro mostram pelo menos duas grandes estruturas de gás em forma de corrente convergindo para o centro do sistema, uma ao norte e outra que se curva vindo do sul pelo leste. A corrente do norte carrega momento angular na mesma direção de rotação do disco da Fonte A, o que a torna uma candidata natural a resto da estrutura maior da qual essa estrela se formou. Quando as trajetórias passadas das duas protoestrelas, projetadas 4 mil e 10 mil anos para trás, são sobrepostas ao mapa dessas correntes, o desenho sugere dois objetos vindos de regiões diferentes da nuvem, cada um arrastando consigo o próprio suprimento de gás, até o ponto em que suas rotas se cruzaram.

Se as estrelas realmente passaram a 140 UA uma da outra, cabe perguntar se os discos sobreviveriam ao encontro, e em que estado. Estudos teóricos de passagens parabólicas, os chamados flybys, ou sobrevoos, mostram que uma passagem rasante pode alterar a inclinação e o tamanho dos discos e induzir espirais e outras subestruturas, com efeitos que dependem da distância de periastro, da razão de massas e da orientação relativa entre discos e órbita. Para encontros entre estrelas de massas quase iguais, como aqui, o impacto sobre o alinhamento entre disco e órbita deve ser modesto. Por isso os autores interpretam os desalinhamentos observados como primordiais, herdados do nascimento, e não como cicatrizes do encontro. O alinhamento estreito entre o jato e o disco da Fonte A reforça a leitura: as trajetórias reconstruídas implicam mudanças pequenas de posição nos últimos 4 mil anos, intervalo comparável à idade dinâmica do jato, o que sugere que a orientação do disco não mudou de forma apreciável nesse período.

Os tamanhos dos discos fornecem um teste adicional. Para uma passagem a 139 UA, os cálculos teóricos preveem que as marés do encontro truncariam os discos em raios de cerca de 54 UA, com incerteza de +24 e −19, valor compatível com as 20 UA das porções ionizadas e as 40 UA das porções empoeiradas que as observações indicam. Em contraste, se as estrelas fossem uma binária ligada de longa data, interagindo periodicamente a cada passagem pelo periastro, o truncamento de maré repetido deixaria discos menores, com raios característicos de 32 UA. Os números favorecem, portanto, um encontro único sobre uma configuração ligada prolongada. Mesmo no caso mais destrutivo, o de uma passagem prógrada, coplanar e de massas iguais, a teoria prevê que o padrão de rotação permaneceria intacto dentro de um quarto da distância de periastro, cerca de 35 UA, e o padrão de rotação suave observado em escalas de 20 UA se encaixa nessa expectativa.

E o que vem depois? O futuro do sistema permanece em aberto. Um decaimento orbital rápido impulsionado pela interação entre os discos é improvável, porque eles estão bem separados em relação aos próprios tamanhos. Captura por interações com outras estrelas também é pouco provável, dado o isolamento do sistema. As fontes se afastam neste momento, mas o movimento relativo as coloca tão perto da fronteira entre ligadas e desligadas que a interação contínua com as correntes de gás que alimentam o par, ainda em curso, pode modificar as propriedades orbitais e empurrar as duas estrelas para um estado mais fortemente ligado. Em outras palavras, o sistema está no ponto em que uma pequena perda de energia para o gás ambiente transforma um encontro fortuito em um casamento de milhões de anos, e uma pequena dose extra de velocidade transforma o mesmo encontro em uma despedida definitiva.

Poucos objetos permitem esse tipo de reconstrução. Movimentos orbitais em protobinárias haviam sido medidos quase exclusivamente em sistemas de baixa massa, como L1551 IRS 5 e IRAS 16293−2422 A, e em binárias massivas em formação só havia evidências tentativas. Discos desalinhados são bem documentados entre protobinárias de baixa massa, mas quase inexplorados observacionalmente no regime de alta massa. IRAS 07299−1651 é, assim, um dos raros sistemas em que a arquitetura orbital tridimensional e as orientações dos dois discos circunstelares puderam ser restringidas ao mesmo tempo, por diagnósticos independentes que se confirmam mutuamente. O sistema é profundamente embutido e fortemente obscurecido no infravermelho próximo e médio, o que atesta sua juventude, e isso o transforma em um laboratório para investigar como se formam binárias massivas com separações de centenas de UA e qual o papel das fusões de núcleos nesse processo.

Os próprios autores descrevem o resultado com uma mistura de assombro e cautela. Em declarações divulgadas junto com o artigo e reproduzidas pelo portal Universe Today, Yichen Zhang, autor correspondente do estudo, afirmou que foi a primeira vez que se conseguiu ver duas estrelas massivas se movendo uma ao redor da outra enquanto ainda nasciam. Rubén Fedriani, do Instituto de Astrofísica da Andaluzia, em Granada, responsável pelos dados do Webb e do VLT, resumiu a lógica do trabalho ao dizer que cada telescópio revelou uma peça diferente do quebra-cabeça. Yao Wang, primeiro autor, comparou o processo a montar um quebra-cabeça tridimensional, no qual a órbita, os discos e os jatos acabaram se encaixando em uma única imagem coerente.

Guido Garay, da Universidade do Chile, lembrou em comunicado de sua instituição que foram necessários oito anos de observações para estabelecer a base temporal que permitiu medir o movimento relativo entre as duas protoestrelas, uma reconstrução orbital tridimensional completa que ele descreveu como “algo nunca antes feito”. E Jonathan Tan, da Universidade da Virgínia e da Universidade Tecnológica Chalmers, deu o veredito: os primeiros capítulos da vida das estrelas podem ser bastante caóticos, com “um encontro casual levando a essa dança gravitacional”.

Para além do objeto em si, a descoberta coloca na mesa um mecanismo que talvez explique uma população inteira. Binárias massivas excêntricas são conhecidas entre estrelas já formadas, e sua origem sempre foi difícil de encaixar nos modelos ordenados de fragmentação de disco. Os autores sugerem que o processo de fusão de núcleos pode representar um caminho importante para a formação dessas binárias. Se isso se confirmar, e se tais fusões forem de fato comuns nos aglomerados densos onde as estrelas massivas nascem, como prevê a teoria da acreção turbulenta, então uma fração das binárias que mais tarde trocarão massa, fundirão seus envelopes ou gerarão pares de buracos negros teria começado da mesma forma: como duas estranhas que se cruzaram no caminho. A excentricidade inicial e a orientação relativa dos discos são condições de contorno que os modelos de evolução binária precisarão incorporar, e IRAS 07299−1651 oferece, pela primeira vez, um ponto de calibração medido, e não apenas suposto.

Daqui a alguns milhares de anos, se as estrelas de IRAS 07299−1651 estiverem ligadas, elas voltarão a se aproximar e repetirão a passagem; se não estiverem, cada uma seguirá sozinha pela nuvem, levando consigo um disco inclinado e um jato apontado para um canto diferente do céu. Os astrônomos não precisarão esperar tanto para saber qual dos dois roteiros está em curso: mais alguns anos de astrometria com o ALMA e o VLA devem bastar para apertar a excentricidade e decidir a questão. Até lá, resta a imagem que os dados já entregam, a de duas estrelas que nasceram sem se conhecer, que se cruzaram uma única vez em um ponto da Via Láctea a 5.500 anos-luz daqui, e que, por um instante na escala do cosmos, hesitaram entre ficar juntas para sempre e nunca mais se ver.