Durante mais de trinta anos, uma estrela na galáxia de Andrômeda brilhou com a regularidade de um farol. Catálogos fotográficos dos anos 1980 e 1990 a registraram na magnitude 17,5; levantamentos posteriores, a cada nova passagem, encontraram o mesmo ponto de luz no mesmo lugar, com o mesmo brilho. Era uma supergigante amarela com doze ou treze vezes a massa do Sol, uma das estrelas mais luminosas daquele trecho do disco de Andrômeda. Entre 2014 e 2018, ela deixou de existir no visível. Não houve clarão, não houve supernova, não houve nada que um telescópio de busca de transientes pudesse registrar. A estrela simplesmente se apagou, como uma brasa que esfria no escuro.

Em novembro de 2024, o Telescópio Espacial James Webb apontou para o lugar vazio que ela deixou e encontrou o que restou: um casulo de poeira quente envolvendo um objeto que continua a perder brilho, com gás molecular escapando dele a cem quilômetros por segundo. Tudo indica que ali nasceu um buraco negro, e que ele nasceu em silêncio.

O relato dessa autópsia estelar está em um artigo publicado em março de 2026 no The Astrophysical Journal Letters por uma equipe de treze pesquisadores liderada por Kishalay De, da Universidade Columbia e do Flatiron Institute, em Nova York, com colaboradores de Harvard, Caltech, MIT, Princeton e da Universidade de Michigan. O grupo combinou espectroscopia e imagens do Webb no infravermelho médio com uma campanha de 50 mil segundos do Observatório de Raios X Chandra para dissecar o remanescente da estrela, catalogada como M31-2014-DS1. O nome carrega parte da história: M31 é a designação de Andrômeda no catálogo de Messier, e 2014 marca o ano em que o apagamento começou. O objeto fica a 770 mil parsecs de distância, cerca de 2,5 milhões de anos-luz, perto o bastante para que o Webb enxergue detalhes que seriam inacessíveis em qualquer outra galáxia.

A morte de uma estrela de grande massa costuma ser um dos espetáculos mais violentos do cosmos. Quando o núcleo de ferro esgota seu combustível e desaba sobre si mesmo em uma fração de segundo, forma-se uma estrela de nêutrons; a onda de choque que ricocheteia desse colapso, reanimada pelo fluxo colossal de neutrinos, arranca o restante da estrela e o lança ao espaço com uma energia da ordem de 10⁵¹ erg, um 1 seguido de 51 zeros. É a supernova de colapso de núcleo, que por semanas brilha como bilhões de sóis. Levantamentos robóticos do céu registram hoje milhares desses eventos por ano.

Mas a teoria prevê há décadas um final alternativo, e muito mais discreto, para parte dessas estrelas: o choque não consegue vencer a gravidade, a matéria em queda engole a estrela de nêutrons recém-formada e o núcleo inteiro afunda em um buraco negro. Nesse cenário, quase não há ejeção de massa. A estrela não explode. Ela implode e some.

Os astrônomos chamam esse desfecho de failed supernova, a supernova fracassada ou abortada, e ele não é tão silencioso quanto parece à primeira vista. Em 1980, o físico soviético Dmitry Nadezhin percebeu que o colapso do núcleo tem um efeito colateral sutil sobre as camadas externas da estrela. Nos poucos segundos em que a proto-estrela de nêutrons se forma, ela irradia em neutrinos o equivalente a algumas décimas da massa do Sol. Essa energia escapa quase sem interagir com a matéria, mas a massa que ela carrega consigo desaparece do centro da estrela, e com ela parte da gravidade que sustentava o envelope.

As camadas externas, de repente menos presas, reagem com um impulso para fora: uma onda de choque fraca, com energia entre 10⁴⁵ e 10⁴⁹ erg, que pode ejetar as porções mais frouxamente ligadas da estrela. Em 2013, Elizabeth Lovegrove e Stan Woosley simularam esse mecanismo em detalhe e mostraram que uma supergigante vermelha poderia perder seu envelope de hidrogênio em um transiente avermelhado e pouco luminoso, que duraria cerca de um ano, antes de desaparecer de vez.

Encontrar um evento desses é um problema de outra natureza. A energia envolvida é cem mil vezes menor do que a de uma supernova comum, de modo que o brilho do transiente, quando existe, se perde no fundo de qualquer galáxia distante. A estratégia proposta por Christopher Kochanek e colegas, da Universidade Estadual de Ohio, em 2008, inverteu o raciocínio: em vez de procurar algo que aparece, procurar algo que desaparece. O grupo passou a monitorar, com o Large Binocular Telescope, as estrelas mais luminosas de cerca de duas dúzias de galáxias próximas, à espera de que uma supergigante sumisse sem supernova.

O primeiro candidato apareceu em 2017, com o relato de Scott Adams e colaboradores sobre NGC 6946-BH1, uma estrela na galáxia dos Fogos de Artifício que teve um surto breve e fraco, de menos de 300 dias e cerca de um milhão de luminosidades solares, e então afundou na escuridão no visível. Análises posteriores a identificaram com a explosão fracassada de uma supergigante de mais de vinte massas solares, com o remanescente enterrado na poeira formada a partir da pouca matéria ejetada.

O caso, porém, nunca se fechou por completo. Em 2024, duas equipes independentes apontaram o Webb para o remanescente de NGC 6946-BH1 e encontraram uma fonte infravermelha persistente, com cerca de 20% da luminosidade da estrela original. Emma Beasor e colaboradores notaram que a aparência do objeto lembrava os restos empoeirados de fusões estelares, quando duas estrelas de um sistema binário se unem em um evento conhecido como nova vermelha luminosa, e sugeriram que talvez não houvesse buraco negro algum. Kochanek e seu grupo responderam que a luminosidade, claramente abaixo da do progenitor, só se explica se a estrela de fato deixou de existir. A dificuldade de arbitrar essa disputa vem da distância: NGC 6946 está a mais de vinte milhões de anos-luz, a amostragem temporal era esparsa e os dados se resumiam a fotometria em bandas largas, sem um espectro que revelasse a composição do que ali restava.

Andrômeda mudou o jogo. No início de 2026, o mesmo grupo de Kishalay De publicou na revista Science a identificação de M31-2014-DS1, uma supergigante amarela de doze a treze massas solares que desapareceu no visível entre 2014 e 2018, com o declínio no infravermelho médio acompanhado passo a passo pela missão NEOWISE, o telescópio espacial de busca de asteroides que varreu o céu inteiro a cada seis meses durante uma década.

Ao reunir um arquivo pancromático que vai de catálogos fotográficos dos anos 1980 a dados infravermelhos de 25 micrômetros, a equipe mostrou que a amplitude e o ritmo do apagamento se explicam por um envelope de hidrogênio já empobrecido, que foi parcialmente expelido e depois, em parte, caiu de volta durante o colapso. O mesmo modelo de ejeção e retorno parcial, aplicado a NGC 6946-BH1, reproduz o surto óptico e a escala de tempo daquele caso com uma supergigante amarela de 17,5 massas solares e um envelope de 0,6 massa solar. Buscas direcionadas por neutrinos vindos de M31-2014-DS1 não encontraram sinal, como se espera para uma fonte tão distante.

A classificação como supergigante amarela não é um detalhe. Estrelas de grande massa passam a maior parte da vida como astros azuis e quentes e, ao esgotar o hidrogênio do núcleo, incham e esfriam até se tornarem supergigantes vermelhas, com envelopes de hidrogênio de dez ou mais massas solares. A fase amarela é uma travessia rápida entre os dois estados, e uma estrela que morre nessa condição costuma ter perdido quase todo o envelope, seja por ventos, seja pela interação com uma companheira.

No caso de M31-2014-DS1, a camada externa rica em hidrogênio tinha apenas cerca de 0,3 massa solar, sustentada por uma energia de ligação gravitacional da ordem de 10⁴⁶ erg. Esse envelope magro, como veremos, é a peça que torna todo o quebra-cabeça coerente: ele explica por que a estrela não produziu um surto visível, por que o remanescente esmaece tão depressa e por que o buraco negro recém-nascido ainda não consegue ser visto em raios X.

As novas observações foram obtidas em tempo discricionário do diretor do Space Telescope Science Institute, um recurso reservado a alvos urgentes ou excepcionais, sob o programa 6809. Em 28 de novembro de 2024, ao longo de quase oito horas, o Webb empregou dois de seus quatro instrumentos. O MIRI, o instrumento de infravermelho médio, produziu um espectro de baixa resolução entre 5 e 12 micrômetros e imagens em cinco filtros centrados em 12,8, 15, 18, 21 e 25,5 micrômetros.

O NIRSpec, o espectrógrafo de infravermelho próximo, obteve espectros de resolução média, capazes de distinguir variações de velocidade de cerca de cem quilômetros por segundo, em três redes de difração que cobrem de 1 a 5 micrômetros. Como a fonte era esperada ser fraquíssima abaixo de 5 micrômetros e o campo em Andrômeda é apinhado de estrelas, a equipe precisou apontar o telescópio por meio de uma estrela de referência próxima e só então deslocá-lo para o alvo, um procedimento de aquisição deslocada que garante que a fenda caia no lugar certo.

Poucas semanas antes, entre 6 e 9 de novembro de 2024, o Chandra havia acumulado 50 mil segundos de exposição, cerca de catorze horas, sobre a mesma posição com sua câmera ACIS-S. Um buraco negro que engole matéria costuma anunciar sua presença em raios X, a radiação emitida pelo gás aquecido a milhões de graus nas vizinhanças do horizonte de eventos. Se M31-2014-DS1 fosse de fato um buraco negro se alimentando dos restos da estrela, o Chandra teria uma chance de flagrá-lo.

O resultado foi um campo vazio na posição medida pelo satélite Gaia. O limite superior de fluxo, de 2,1 × 10⁻¹⁵ erg por segundo por centímetro quadrado na faixa de 0,5 a 7 quiloelétron-volts, corresponde a uma luminosidade em raios X abaixo de 1,5 × 10³⁵ erg por segundo, algo como quarenta vezes a potência total do Sol, mas cem vezes menos do que o remanescente emite no infravermelho. Esse silêncio, como se verá, acabou sendo tão informativo quanto uma detecção.

O Webb, em contrapartida, viu o objeto com clareza em todas as imagens do MIRI, um ponto brilhante no meio do campo. O espectro combinado é um dos mais vermelhos já registrados para um remanescente estelar: a energia emitida cresce mais de três mil vezes entre 2 e 8 micrômetros, o que equivale a uma fonte praticamente invisível no infravermelho próximo e muito brilhante no infravermelho médio. Na rede de menor comprimento de onda do NIRSpec não há detecção alguma; na rede intermediária o sinal mal aparece; só acima de 3 micrômetros o objeto se impõe.

Três assinaturas saltam do espectro. Entre 4 e 5 micrômetros há uma floresta de linhas de absorção estreitas e profundas. Entre 8 e 13 micrômetros abre-se uma depressão larga, característica de grãos de silicato, o mesmo material que compõe a areia e a maior parte das rochas terrestres. E a fotometria nos filtros mais longos mostra que a emissão continua a cair com o tempo. Cada uma dessas marcas conta uma parte da história.

Para entender o que esse espectro significa, a equipe o colocou lado a lado com três outros objetos envoltos em poeira observados pelo Webb: M31-LRN-2015, uma nova vermelha luminosa na própria Andrômeda, produzida pela fusão de duas estrelas; OGLE-2002-BLG-360, a fusão estelar mais empoeirada conhecida na Via Láctea; e o remanescente de NGC 6946-BH1. Todos são vermelhos, todos exibem a absorção profunda do silicato perto de 10 micrômetros, todos parecem, à primeira vista, a mesma coisa: uma fonte quente enterrada em poeira rica em oxigênio. A comparação resolve, de passagem, um impasse sobre NGC 6946-BH1, cujo excesso fotométrico em 8 micrômetros Beasor havia atribuído a moléculas aromáticas de carbono e Kochanek, à absorção do silicato. O espectro de M31-2014-DS1, com a depressão do silicato resolvida em detalhe, favorece a segunda leitura e sugere que ambos os remanescentes têm a aparência genérica de estrelas obscurecidas em ambientes ricos em oxigênio.

A aparência, porém, não distingue uma fusão de um colapso. O que distingue é a contabilidade de energia. Quando duas estrelas se fundem, o objeto resultante permanece mais luminoso do que as estrelas originais por décadas, inflado pelo calor do choque entre elas. É o que se observa em todas as novas vermelhas luminosas conhecidas, com os remanescentes de M31-LRN-2015 e de OGLE-2002-BLG-360 ainda brilhando várias vezes, em alguns casos dezenas de vezes, acima dos progenitores após uma ou duas décadas. Os candidatos a supernova fracassada fazem o oposto: seus restos brilham menos do que a estrela que os gerou.

Houve quem argumentasse que um disco de poeira visto de lado poderia esconder parte da luz e simular esse apagamento, mas Kochanek demonstrou em 2024 que esse efeito suprime a luminosidade aparente por um fator de no máximo dois. M31-2014-DS1 caiu para 7% ou 8% do brilho original, um fator superior a doze. Não há disco que explique isso.

A curva de luz bolométrica, que soma a energia emitida em todos os comprimentos de onda, deixa a diferença evidente. Os pontos da NEOWISE, densamente amostrados ao longo de uma década, mostram o remanescente cruzando a linha da luminosidade do progenitor e continuando a cair; a medida do Webb, em 2024, prolonga a tendência. Beasor havia proposto outra analogia para NGC 6946-BH1, a de Eta Carinae, a estrela da Via Láctea que sobreviveu à sua Grande Erupção do século XIX e hoje brilha, no total, quase tanto quanto antes do surto. O arquivo de Andrômeda descarta essa hipótese para M31-2014-DS1 por duas razões. A estrela esteve estável no visível e no infravermelho por mais de trinta anos antes de sumir, sem qualquer indício de um estado de brilho elevado provocado por uma companheira. E, ao contrário do remanescente de Eta Carinae, que mantém a luminosidade bolométrica no nível do progenitor há décadas, o objeto de Andrômeda segue esmaecendo.

Há ainda um argumento estatístico. Nos últimos quarenta anos, foram registradas cerca de três fusões de estrelas de pequena massa em Andrômeda. Fusões envolvendo estrelas de treze ou mais massas solares, o que se exigiria para imitar o progenitor de M31-2014-DS1, são de dez a cem vezes mais raras. A probabilidade de flagrar uma supernova fracassada na galáxia vizinha ao longo dos quinze anos de vigilância da NEOWISE, estimada entre 1% e 20%, não é menor do que a de flagrar uma fusão de alta massa, entre 1% e 10%. Isso faz sentido: estima-se que cerca de um quarto das estrelas de grande massa acabe se fundindo com uma companheira, e a fração que se prevê terminar em colapso silencioso é da mesma ordem. As duas interpretações partem, portanto, em pé de igualdade, e o que decide entre elas é a física do remanescente.

Para extrair essa física do espectro, a equipe recorreu ao DUSTY, um código de transferência radiativa desenvolvido nos anos 1990 que calcula como a luz de uma fonte central atravessa uma casca de poeira e emerge do outro lado. O modelo assume uma casca esférica de grãos de silicato astronômico com densidade caindo com o inverso do quadrado da distância, iluminada por um corpo negro central. Os parâmetros livres são a luminosidade e a temperatura da fonte, a profundidade óptica da casca no visível, a temperatura dos grãos na borda interna, a espessura relativa da casca e o tamanho dos grãos. O ajuste foi feito com um amostrador de Monte Carlo via cadeias de Markov, uma técnica estatística que varre milhões de combinações de parâmetros e devolve não apenas o melhor ajuste, mas a distribuição completa de incertezas de cada quantidade.

Os números que saíram desse ajuste desenham o retrato do remanescente. A luminosidade total ficou em 7,6 mil vezes a do Sol, cerca de 7% a 8% da luminosidade do progenitor, que era da ordem de cem mil sóis. A fonte central tem temperatura efetiva de 5.300 kelvin, próxima à da superfície do Sol, e raio de cerca de cem raios solares, pouco maior do que a órbita de Mercúrio. A profundidade óptica da casca no visível é de 58: a luz óptica é atenuada por um fator de e elevado a 58 antes de escapar, um número tão grande que explica sozinho por que nada é visto abaixo de 2 micrômetros.

Os grãos estão a 820 kelvin na borda interna da casca, que começa a 42 unidades astronômicas do centro, a distância aproximada da órbita de Plutão, e se estende até 198 unidades astronômicas, mais longe do que a sonda Voyager 1 está hoje do Sol. O tamanho dos grãos, de 0,05 micrômetro, é mil vezes menor do que a espessura de um fio de cabelo.

A comparação com o ajuste feito pelo mesmo grupo aos dados de 2022 revela a direção em que o sistema evolui. Naquele ano, a profundidade óptica era de 21; em 2024, chegou a 58. A casca ficou quase três vezes mais opaca, enquanto a luminosidade da fonte central diminuiu. O efeito combinado é um deslocamento da energia para comprimentos de onda cada vez maiores: a fração da luz que escapa acima de 25 micrômetros era de 1% na estrela original, passou a 2,5% em 2022 e atingiu 13% nos dados do Webb.

Esse detalhe é essencial para a credibilidade do resultado, porque uma crítica óbvia seria a de que a luz da estrela poderia estar escondida em poeira fria, invisível para o MIRI. A equipe testou a hipótese. Uma componente de poeira a 100 kelvin poderia esconder no máximo 40% da luminosidade medida. Uma componente a 50 kelvin poderia, em princípio, esconder tudo, mas exigiria uma casca de 8 mil unidades astronômicas de raio e, para chegar lá em dez anos, matéria se movendo a mais de 4 mil quilômetros por segundo, velocidades de supernova que contradizem todo o resto. A poeira fria está descartada. O apagamento é real.

Com o raio da casca, a profundidade óptica e a opacidade típica dos grãos de silicato em mãos, a massa de poeira sai de uma relação simples: cerca de 1,4 dez-milésimos da massa do Sol, o equivalente a umas 47 vezes a massa da Terra. É pouco para os padrões de uma supernova, que após mil dias costuma exibir mais poeira do que isso, mas é quase exatamente o que se mede nos restos de fusões estelares em fases semelhantes. A coincidência não é acidental: nos dois casos, a matéria ejetada tem composição parecida com a do Sol, e simulações recentes mostram que, nessas condições, os metais presentes no gás condensam em grãos de forma eficiente mesmo em transientes de baixa energia.

A floresta de linhas entre 4 e 5 micrômetros é a parte do espectro que o Webb tornou possível e que nenhuma observação anterior de um candidato a supernova fracassada havia alcançado. Comparando o padrão de absorção com o de estrelas evoluídas do ramo assintótico das gigantes, cujas atmosferas são laboratórios bem estudados de química molecular, a equipe identificou quatro moléculas. O dióxido de carbono produz a depressão profunda entre 4,2 e 4,4 micrômetros. O monóxido de carbono, em suas duas variantes isotópicas, com carbono-12 e carbono-13, responde pela maior parte do pente de linhas entre 4,5 e 5 micrômetros.

A água contribui com linhas estreitas na mesma região e com feições não resolvidas entre 5 e 7 micrômetros, no espectro do MIRI. E o dióxido de enxofre, molécula típica de ambientes ricos em oxigênio em torno de estrelas evoluídas, completa o inventário. O fato de todas aparecerem em absorção, sem emissão, indica que o gás está confinado bem perto da fonte quente que ilumina a casca por trás.

A modelagem tratou esse gás como uma lâmina de moléculas interposta entre o observador e a fotosfera de poeira. Para cada espécie, o código calcula a opacidade em função do comprimento de onda a partir da base de dados espectroscópica HITRAN, assumindo equilíbrio termodinâmico local, e ajusta a densidade de coluna, a temperatura e o alargamento de velocidade. O monóxido de carbono, a água e o dióxido de enxofre aparecem a temperaturas entre 270 e 300 kelvin, próximas da temperatura ambiente de uma sala, enquanto o dióxido de carbono está bem mais quente, a cerca de 900 kelvin. As densidades de coluna dominantes são as do monóxido de carbono e da água, como se vê em envelopes de estrelas gigantes ricas em oxigênio e em remanescentes de fusões. O modelo reproduz o grosso das feições observadas.

A geometria do gás vem de um argumento elegante. Se a lâmina molecular fosse muito extensa em relação à fonte de fundo, sua própria emissão começaria a dominar e as linhas apareceriam em emissão, não em absorção. Cálculos numéricos mostram que um espectro puramente absorvente exige que o raio externo do gás não ultrapasse o dobro do raio interno da casca de poeira. Isso confina as moléculas entre cerca de 40 e 80 unidades astronômicas do centro.

Convertendo a densidade de coluna do monóxido de carbono em massa total, com uma abundância de uma molécula de CO para cada 3 mil moléculas de hidrogênio, valor típico das vizinhanças de estrelas evoluídas ricas em oxigênio, a equipe chega a uma massa de gás de 0,07 massa solar, com incerteza que vai de 0,03 a 0,2, em números redondos um décimo da massa do Sol, cerca de cem vezes a massa de Júpiter. Essa é a massa do envelope de hidrogênio que a estrela tinha antes de morrer.

E então vem a medida que muda a natureza da evidência. As linhas moleculares estão deslocadas para o azul em 343 quilômetros por segundo em relação ao Sistema Solar. Parte desse valor é o movimento de Andrômeda inteira, que se aproxima da Via Láctea, e parte é a rotação do disco da galáxia na posição da estrela, a 7 mil parsecs do centro. Para separar os dois efeitos, os autores recorreram à curva de rotação de Andrômeda medida por Vera Rubin e Kent Ford em 1970, o trabalho que décadas depois se tornaria um dos pilares da evidência da matéria escura, e aos levantamentos modernos de velocidades de supergigantes em M31. A velocidade esperada para uma estrela naquele lugar é de 200 quilômetros por segundo de aproximação, com uma margem de 50. Sobram cerca de cem quilômetros por segundo que não pertencem à galáxia: é o gás se movendo na nossa direção, afastando-se do remanescente.

A consistência interna do resultado é tranquilizadora. Gás ejetado por volta do início do desaparecimento, há aproximadamente 3 mil dias, que hoje se encontra a até 80 unidades astronômicas do centro, precisaria ter viajado a cerca de 50 quilômetros por segundo, dentro de um fator de dois do valor medido, e os autores lembram que efeitos de profundidade óptica dentro da lâmina em expansão distorcem a velocidade aparente.

Os perfis de várias linhas mostram, do lado vermelho, uma pequena emissão acima do contínuo, a assinatura clássica de uma atmosfera em expansão conhecida como perfil P Cygni, que os espectros das estrelas com ventos fortes exibem desde o século XIX. Cem quilômetros por segundo equivalem a 360 mil quilômetros por hora; a esse ritmo, a distância entre São Paulo e o Rio de Janeiro se cobre em quatro segundos. É lento para padrões de supernova, cujas ejeções correm a 10 mil quilômetros por segundo, e é exatamente a lentidão que o cenário de colapso silencioso prevê. Pela primeira vez, a matéria ejetada em uma supernova fracassada foi vista diretamente, e não apenas inferida de uma curva de luz.

Com o inventário observacional fechado, a segunda metade do artigo tenta explicar, em um só modelo físico, cinco fatos: o apagamento para 7% ou 8% da luminosidade original, a casca de poeira de um décimo de milésimo de massa solar entre 40 e 200 unidades astronômicas, a fonte central de 5 mil kelvin e cem raios solares, a lâmina de gás de um décimo de massa solar em expansão a cem quilômetros por segundo e a ausência de raios X.

O ponto de partida é a estrela original, que a análise de 2026 na Science descreveu como uma supergigante amarela quente com raio fotosférico de 500 raios solares e uma casca de poeira antiga, formada por seus ventos, com borda interna a 110 unidades astronômicas. A casca atual começa muito mais perto, a 42 unidades astronômicas. A conclusão é inescapável: a poeira que hoje envolve o remanescente é nova, condensada a partir de material expelido durante o desaparecimento.

A razão entre a massa de poeira e a massa de gás acrescenta uma nuance. No meio interestelar, essa proporção é de cerca de um para cem. No remanescente de M31-2014-DS1, é de um para mil. A matéria ejetada ainda não terminou de condensar em grãos, e esse processo em curso explica duas observações que de outro modo pareceriam desconexas: o aumento da profundidade óptica entre 2022 e 2024, com a poeira continuando a se formar, e a diferença de temperatura entre o gás e os grãos, que ainda não atingiram equilíbrio. Os autores advertem que a proporção depende da abundância assumida para o monóxido de carbono e das propriedades exatas dos grãos, mas a tendência é clara. Estamos assistindo a uma casca de poeira em construção.

Quanta energia foi preciso para lançar um décimo de massa solar a cem quilômetros por segundo? A conta de ordem de grandeza dá 10⁴⁶ erg, e a equipe a refinou com um modelo mais cuidadoso. Partindo da estrutura da supergigante amarela derivada no trabalho anterior, os pesquisadores injetaram um choque de baixa energia no envelope e acompanharam o destino de cada camada com um modelo lagrangiano de mil cascas concêntricas, cada uma recebendo uma velocidade inicial de um perfil que cresce com o raio segundo uma lei de potência.

As cascas evoluem balisticamente sob a gravidade da massa interior, sem pressão nem colisões entre elas, o que é apropriado para a fase em que o material já se move livremente. O resultado é um perfil de massa acumulada em função do raio, para um instante de 3 mil dias após o colapso, que pode ser confrontado diretamente com a posição e a massa do gás medidas pelo Webb.

O confronto fixa a energia com precisão de um fator de três. Com um choque de 10⁴⁶ erg, cerca de 0,2 massa solar do envelope se desprende e, após 3 mil dias, se encontra justamente na faixa de dezenas de unidades astronômicas em que o gás molecular foi detectado, expandindo a cerca de cem quilômetros por segundo. Com três vezes menos energia, quase tudo cai de volta e sobra pouco material além de 40 unidades astronômicas. Com três vezes mais, o gás escapa rápido demais e já estaria além de 200 unidades astronômicas.

A energia de 10⁴⁶ erg é cem mil vezes menor do que a de uma supernova típica e corresponde a tudo o que o Sol irradia em cerca de 80 mil anos. É também compatível com o fato de que ninguém viu um surto óptico antes do apagamento: um choque tão fraco em uma estrela com envelope tão fino não produz clarão algum. Os autores são cuidadosos ao dizer que a observação não identifica a causa da injeção de energia, mas no cenário de supernova fracassada ela deve ser uma combinação do choque de Nadezhin, impulsionado pela perda de massa em neutrinos, com a energia liberada quando o material em queda encontra a barreira do momento angular perto do buraco negro.

O restante do envelope, menos de 0,05 massa solar, permanece ligado e cai de volta, formando uma longa cauda de matéria em queda que se estende até cerca de cem raios solares. É aqui que entra a fonte central de 5 mil kelvin e cem raios solares detectada no ajuste de poeira. Para que uma casca de gás nesse raio seja opaca à sua própria radiação, com a opacidade dominada pelo espalhamento de elétrons, basta uma massa de dez milionésimos de massa solar. A massa de retorno acumulada dentro de 300 raios solares após 3 mil dias, segundo as simulações, é de cerca de um centésimo de massa solar, mil vezes mais do que o necessário. Se esse gás estiver ionizado pela fonte de energia central, ele forma naturalmente a fotosfera quente que o Webb enxerga através da poeira. A pergunta que resta é de onde vem a energia que a ioniza.

A resposta está no termo técnico que os astrônomos chamam de fallback, o retorno da matéria que não teve energia para escapar e que, ao cair, encontra o buraco negro recém-formado. A evidência mais forte de que há um buraco negro ali está no apagamento contínuo abaixo da luminosidade da estrela original, e não na poeira ou no gás, que uma fusão também produziria. Já em 2022 a queda por um fator de dez indicava um colapso terminal do núcleo; o Webb excluiu o refúgio da poeira fria e prolongou a curva para baixo.

No cenário de supernova fracassada, a luminosidade tardia é alimentada pela acreção da matéria marginalmente ligada que cai sobre o buraco negro. Esse processo é ineficiente por natureza. Trabalhos de Eliot Quataert, Andrea Antoni e colaboradores mostram que o gás em queda chega com momento angular aleatório, herdado da convecção turbulenta do envelope, e que a maior parte dele, mais de 99%, acaba sendo expelida outra vez pela barreira que esse momento angular impõe perto do horizonte. Só uma fração ínfima atravessa o horizonte e libera energia.

É nesse ponto que o envelope magro da supergigante amarela se torna decisivo. Se a estrela fosse uma supergigante vermelha com dez ou mais massas solares de hidrogênio, a acreção se manteria por centenas de anos em um regime chamado super-Eddington, em que a matéria chega mais depressa do que a radiação consegue empurrá-la de volta, e a luminosidade ficaria estacionada perto do limite de Eddington, cerca de 10³⁹ erg por segundo para um buraco negro de cinco a dez massas solares, por séculos.

Só então começaria a declinar, seguindo a lei de potência característica do retorno de matéria, em que a luminosidade cai com o tempo elevado a menos cinco terços, a mesma lei que governa o brilho dos eventos de disrupção de maré em que estrelas são despedaçadas por buracos negros supermassivos. O apagamento de M31-2014-DS1 em menos de dez anos só é possível porque havia menos de uma massa solar de hidrogênio para cair. A classificação segura como supergigante amarela, e os dados independentes de NGC 6946-BH1, confirmam esse requisito.

Mesmo com o envelope certo, o modelo de retorno publicado na Science produzia luminosidade demais e um declínio lento demais para a fase atual, cerca de dez anos após o colapso, quando a energia do choque é fixada em 10⁴⁶ erg pela cinemática do gás. Aquele modelo adotava uma eficiência radiativa nominal de 5%, isto é, 5% da massa acretada convertida em luz, e uma fração acretada de 1% da matéria em queda, estimada por uma prescrição analítica baseada no momento angular. A curva de luz observada exige dez vezes menos.

Ou apenas 0,1% da massa do envelope é de fato engolida pelo buraco negro no longo prazo, ou a eficiência com que a acreção vira radiação é de meros 0,5%, muito abaixo dos valores da ordem de 10% típicos dos sistemas binários de raios X em que buracos negros se alimentam de companheiras. Simulações recentes apontam que o feedback mecânico e radiativo da própria acreção pode reduzir ainda mais a fração que chega ao horizonte, o que torna a primeira alternativa plausível. Em qualquer dos casos, o buraco negro de Andrômeda é um comedor notavelmente frugal.

Frugal, mas não inativo. O remanescente ainda emite cerca de 3 × 10³⁷ erg por segundo, quase 8 mil luminosidades solares, e toda essa energia sai no infravermelho. A ausência de raios X, que se esperaria da região mais interna do fluxo de acreção, encontra explicação na quantidade brutal de matéria que o cerca. A densidade de coluna de hidrogênio do gás ejetado, medida diretamente no espectro, é de cerca de 5 × 10²⁴ átomos por centímetro quadrado, o que os astrônomos chamam de regime Compton-espesso: uma barreira capaz de absorver e reprocessar praticamente qualquer raio X, reemitindo a energia em comprimentos de onda maiores. Por cima disso há ainda a matéria de retorno a algumas centenas de raios solares, cuja densidade de coluna, no modelo nominal, é ainda maior. O silêncio do Chandra, longe de contradizer a presença de um buraco negro, é o que se espera de um buraco negro enterrado.

Essa barreira não é eterna. A densidade de coluna do material ejetado cai com o quadrado do tempo à medida que o gás se expande, e a da matéria de retorno diminui segundo a lei dos cinco terços. Os autores calculam que, sob a evolução nominal, o remanescente deve se tornar transparente aos raios X quando a coluna cair abaixo de 3 × 10²⁴ átomos por centímetro quadrado, algo que deve acontecer cerca de 10 mil dias após o desaparecimento, por volta do início da década de 2040. A partir daí, o Chandra, se ainda estiver operando, ou o observatório AXIS, proposto à NASA como seu sucessor de alta resolução, poderão enxergar diretamente o buraco negro em acreção. No infravermelho, o acompanhamento continuado com o Webb e, mais adiante, com a missão de infravermelho distante PRIMA, também em estudo, permitirá seguir a formação de poeira e o esmaecimento até o fim.

O quadro que emerge pode ser desenhado em círculos concêntricos. No centro, um buraco negro de cerca de cinco massas solares, com luminosidade equivalente a 7% da estrela original. Ao redor, até cem raios solares, uma fotosfera quente sustentada por um fio de matéria em queda. Entre 40 e 80 unidades astronômicas, a lâmina de gás molecular de um décimo de massa solar que se afasta a cem quilômetros por segundo, com monóxido e dióxido de carbono, água e dióxido de enxofre absorvendo a luz que vem de dentro. E de 40 a 200 unidades astronômicas, a casca de poeira recém-condensada, com 47 massas terrestres de grãos de silicato, que esconde tudo isso dos telescópios ópticos e transforma o remanescente em uma brasa infravermelha. Setas apontam para fora no gás e na poeira, para dentro na matéria de retorno. É o retrato de uma estrela que morreu sem explodir.

As consequências vão além de um objeto. M31-2014-DS1 e NGC 6946-BH1, com suas semelhanças marcantes, parecem representar um canal de morte estelar que a teoria mais recente de supernovas, com simulações tridimensionais conduzidas por grupos como os de Adam Burrows e Hans-Thomas Janka, prevê com insistência: a formação tranquila de buracos negros de massa estelar, sem o fogo de artifício da explosão. A energia cinética da ejeção, da ordem de 10⁴⁶ erg, cai na faixa inferior das previsões para o choque causado pela perda de massa em neutrinos e fica um pouco abaixo do que se esperaria se a energia viesse sobretudo da acreção ineficiente. Esses números, obtidos pela primeira vez a partir de medidas diretas do gás, são restrições concretas para modelos que até agora só podiam ser testados contra estatísticas.

A existência de um canal silencioso tem implicações que extrapolam o estudo e merecem ser lidas como perspectiva, não como resultado. A fração de estrelas de grande massa que termina assim, estimada em levantamentos anteriores entre alguns por cento e algumas dezenas de por cento, altera a contagem de supernovas esperada por galáxia, a quantidade de elementos pesados devolvidos ao meio interestelar e, sobretudo, a distribuição de massas dos buracos negros que povoam a galáxia e que, em sistemas binários, acabam detectados pelas ondas gravitacionais do LIGO e do Virgo. Se boa parte das estrelas de doze a vinte massas solares vira buraco negro quase sem perder massa, os buracos negros resultantes serão mais pesados do que os produzidos por explosões parciais. Cada candidato bem estudado ajuda a calibrar essa aritmética cósmica.

Há também uma lição sobre método. M31-2014-DS1 não foi encontrada por um telescópio gigante apontado para um alvo específico, mas pela paciência de um levantamento de todo o céu feito por uma missão modesta, a NEOWISE, projetada para caçar asteroides e aposentada em agosto de 2024, depois de mais de dez anos de varreduras semestrais no infravermelho. Foi a repetição monótona dessas varreduras que revelou uma estrela esmaecendo devagar, e foi a proximidade de Andrômeda que permitiu ao Webb e ao Chandra fazer o resto. A equipe aponta esse arranjo, levantamentos de grande área combinados com a capacidade de acompanhamento dos grandes observatórios, como o caminho para iluminar as fases mais obscuras da evolução das estrelas de grande massa, justamente aquelas que acontecem enterradas em poeira. Sucessores da NEOWISE e levantamentos ópticos como o do Observatório Vera Rubin vão multiplicar os candidatos nos próximos anos.

Restam incertezas, e o artigo as expõe com franqueza. A massa de gás depende da abundância assumida de monóxido de carbono, que varia por um fator de quatro na literatura e não foi medida diretamente. O modelo de lâmina única subestima a complexidade de um gás com gradientes de temperatura e densidade, e o espectro de baixa resolução do MIRI não é bem reproduzido na região da água e do dióxido de enxofre. A causa física da injeção de energia não é observada, apenas inferida do cenário. E a alternativa da fusão estelar, embora fortemente desfavorecida pela luminosidade decrescente, não foi testada contra um espectro de resolução comparável de um remanescente de fusão de alta massa, porque esse objeto ainda não existe no arquivo. O que o estudo oferece não é uma prova definitiva, mas o conjunto de evidências mais coeso já reunido sobre o nascimento de um buraco negro de massa estelar.

Pela proximidade, M31-2014-DS1 está destinada a virar o sistema de referência desse campo. Nos próximos anos, o gás vai continuar a se expandir e a condensar poeira, a casca ficará mais opaca e mais fria, e a fotosfera interna, sustentada por uma matéria de retorno cada vez mais rarefeita, deve seguir esmaecendo pela lei dos cinco terços. Em algum momento da década de 2040, o véu de hidrogênio ficará fino o suficiente para que os raios X do fluxo de acreção atravessem. Se um dia um telescópio registrar esse brilho duro vindo de um ponto onde, durante trinta anos, houve apenas uma estrela amarela e constante, o ciclo estará fechado: a morte terá sido observada do primeiro ao último ato.

Há algo de perturbador na ideia de que o fim mais comum das estrelas de grande massa talvez não seja o estrondo, mas o apagar. A supernova é o evento que a humanidade aprendeu a reconhecer no céu há dois mil anos, a estrela convidada dos astrônomos chineses, o fenômeno que Tycho Brahe e Kepler viram a olho nu. O colapso silencioso não deixa esse tipo de rastro. Deixa uma ausência, e em torno dela um casulo morno de poeira, gás que foge devagar e um buraco negro de cinco sóis que se alimenta de migalhas. A 2,5 milhões de anos-luz, em uma galáxia que, nas noites escuras de novembro e dezembro, qualquer brasileiro pode encontrar a olho nu baixa no horizonte norte, uma estrela desapareceu sem fazer barulho, e nós, pela primeira vez, estávamos olhando.