Galáxia infravermelha luminosa (em inglês: Luminous Infrared Galaxy, LIRG) é uma galáxia com luminosidade superior a 10¹¹ L☉ (luminosidades solares) na faixa do infravermelho entre 8 e 1.000 μm. Estas galáxias representam alguns dos objetos mais luminosos do universo local e desempenham papel fundamental na compreensão da evolução galáctica e da formação estelar em ambientes extremos.
As galáxias infravermelhas luminosas foram descobertas em grande número pelo satélite IRAS (Infrared Astronomical Satellite) em 1983, durante o primeiro levantamento completo do céu em infravermelho distante. Antes do IRAS, estas galáxias eram praticamente desconhecidas devido à sua emissão relativamente fraca em luz visível, mas revelaram-se extraordinariamente brilhantes quando observadas no infravermelho. O satélite detectou aproximadamente 350.000 fontes infravermelhas, entre as quais dezenas de milhares de galáxias luminosas no infravermelho.
A importância científica das LIRGs reside no fato de que elas representam uma fase crítica na evolução de galáxias massivas. A maioria destas galáxias está passando por intensos processos de formação estelar, produzindo estrelas a taxas aproximadamente 100 vezes superiores à da Via Láctea. Estas taxas extremas de formação estelar são geralmente desencadeadas por fusões galácticas, onde as interações gravitacionais entre duas ou mais galáxias comprimem grandes quantidades de gás interestelar, resultando em explosões massivas de formação estelar conhecidas como starbursts.
As galáxias infravermelhas luminosas conectam diversos fenômenos astronômicos importantes: fusões galácticas, formação estelar intensa, núcleos galácticos ativos (AGN) e a formação de galáxias elípticas massivas. Estudos modernos utilizando observatórios espaciais como Spitzer, Herschel, WISE e JWST continuam a revelar detalhes sobre a física e evolução destes objetos extraordinários.
Definição e classificação As galáxias infravermelhas luminosas são classificadas de acordo com sua luminosidade total integrada na faixa do infravermelho entre 8 e 1.000 μm. Esta faixa espectral corresponde ao infravermelho médio e distante, onde a emissão de poeira aquecida é dominante. A classificação padrão divide estas galáxias em quatro categorias principais, baseadas em seus intervalos de luminosidade:
Classificação Sigla Luminosidade (L☉) Característica Galáxia Infravermelha Luminosa LIRG 10¹¹ - 10¹² Luminosa Galáxia Infravermelha Ultra Luminosa ULIRG 10¹² - 10¹³ Ultra luminosa Galáxia Infravermelha Hiper Luminosa HyLIRG 10¹³ - 10¹⁴ Hiper luminosa Galáxia Infravermelha Extremamente Luminosa ELIRG > 10¹⁴ Extremamente luminosa
Para contextualizar estas luminosidades, a Via Láctea possui uma luminosidade bolométrica total de aproximadamente 5×10⁹ L☉, o que significa que uma LIRG típica é cerca de 20 a 200 vezes mais luminosa que nossa galáxia. As ULIRGs, por sua vez, podem ser comparáveis em luminosidade aos quasares mais brilhantes, embora suas fontes de energia sejam frequentemente diferentes.
A luminosidade infravermelha é calculada integrando o espectro eletromagnético da galáxia na faixa de 8 a 1.000 μm, frequentemente utilizando medições em bandas específicas do infravermelho e modelos de distribuição espectral de energia (SED, do inglês Spectral Energy Distribution) para estimar a emissão total. O satélite IRAS originalmente observava em quatro bandas (12, 25, 60 e 100 μm), permitindo estimativas robustas da luminosidade infravermelha total.
A distribuição de LIRGs no universo local mostra que estas galáxias são relativamente raras em comparação com galáxias normais, mas sua abundância aumenta significativamente em redshifts mais altos, sugerindo que elas eram mais comuns no universo jovem quando as fusões galácticas eram mais frequentes.
Características físicas A característica mais marcante das galáxias infravermelhas luminosas é que mais de 90% de sua energia total é emitida na faixa do infravermelho, em contraste com galáxias normais como a Via Láctea, onde a emissão visível e infravermelha são comparáveis. Esta emissão infravermelha dominante resulta de um processo físico fundamental: poeira interestelar aquecida absorvendo radiação ultravioleta e luz visível de estrelas jovens e massivas, reemitindo esta energia como radiação térmica no infravermelho.
O mecanismo funciona da seguinte forma: em regiões de intensa formação estelar, estrelas jovens e massivas (tipos espectrais O e B) emitem grandes quantidades de radiação ultravioleta. Esta radiação é absorvida por grãos de poeira compostos principalmente de silicatos e carbono, aquecendo-os a temperaturas tipicamente entre 30 e 60 K. A poeira aquecida então reemite esta energia na forma de radiação térmica de corpo negro no infravermelho médio e distante, seguindo a lei de Planck.
A quantidade massiva de poeira presente nestas galáxias (tipicamente 10⁷ a 10⁸ M☉) torna grande parte da região central opticamente espessa, ou seja, praticamente opaca à luz visível. Por este motivo, observações em luz visível muitas vezes revelam apenas as regiões externas destas galáxias, enquanto as regiões centrais, onde ocorre a formação estelar mais intensa, só podem ser estudadas através de observações no infravermelho ou em comprimentos de onda ainda maiores (submilimétrico e rádio) que penetram através da poeira.
A morfologia das galáxias infravermelhas luminosas é frequentemente perturbada e irregular, refletindo suas origens em fusões galácticas. Observações de alta resolução com o Telescópio Espacial Hubble revelam estruturas complexas incluindo caudas de maré, pontes de matéria conectando núcleos galácticos múltiplos, e regiões brilhantes de formação estelar distribuídas por toda a galáxia. Nas ULIRGs mais avançadas, onde a fusão está em estágios finais, os núcleos das galáxias progenitoras podem estar separados por apenas alguns quiloparsecs (kpc), eventualmente coalescendo em um único núcleo galáctico massivo. Fontes de energia
A luminosidade extraordinária das galáxias infravermelhas luminosas pode originar-se de dois processos físicos principais: formação estelar intensa (starburst) ou atividade de um núcleo galáctico ativo (AGN). Na maioria das LIRGs, a formação estelar é a fonte dominante de energia, enquanto em algumas ULIRGs e nas galáxias mais luminosas (HyLIRGs e ELIRGs), os AGNs podem contribuir significativamente ou até dominar a luminosidade total.
Nas LIRGs dominadas por formação estelar, a energia provém da radiação emitida por milhões de estrelas jovens e massivas nascidas em explosões de formação estelar (starbursts). Estas estrelas, com massas superiores a 8 M☉, possuem temperaturas superficiais extremamente altas (30.000-50.000 K) e emitem a maior parte de sua radiação no ultravioleta. Embora estas estrelas massivas tenham vidas curtas (apenas alguns milhões de anos), durante sua existência liberam quantidades prodigiosas de energia que, ao serem absorvidas e reprocessadas pela poeira, geram a luminosidade infravermelha observada.
Em contraste, nas galáxias onde um AGN está presente, a energia origina-se do processo de acreção de matéria em um buraco negro supermassivo central. À medida que o gás cai em direção ao buraco negro, ele forma um disco de acreção que se aquece a temperaturas extremamente altas devido à fricção e compressão gravitacional, emitindo radiação intensa em todo o espectro eletromagnético. Esta radiação aquece a poeira circundante, que então reemite no infravermelho.
Distinguir entre estas duas fontes de energia é um desafio observacional importante. Técnicas comuns incluem análise espectroscópica (procurando por linhas de emissão características de regiões de formação estelar versus AGN), estudos em raios X (AGNs são tipicamente fontes poderosas de raios X), e análise detalhada da distribuição espectral de energia. Muitas galáxias infravermelhas luminosas exibem evidências de ambos os processos operando simultaneamente, com suas contribuições relativas variando ao longo da evolução da galáxia.
Estudos estatísticos mostram que a fração de AGNs aumenta com a luminosidade infravermelha: enquanto LIRGs típicas são dominadas por formação estelar, aproximadamente 50% das ULIRGs mostram evidências de AGN significativo, e esta fração aumenta ainda mais para HyLIRGs e ELIRGs. Esta tendência sugere uma conexão evolutiva entre fusões galácticas, formação estelar intensa e crescimento de buracos negros supermassivos.
Formação estelar As taxas de formação estelar em galáxias infravermelhas luminosas estão entre as mais altas observadas no universo local. Enquanto a Via Láctea forma aproximadamente 1 a 2 M☉ de novas estrelas por ano, uma LIRG típica pode formar 50 a 100 M☉ por ano, e ULIRGs podem exceder 500 M☉ por ano. Estas taxas extraordinárias implicam que bilhões de massas solares de gás estão sendo convertidas em estrelas ao longo de períodos relativamente curtos, tipicamente da ordem de 100 milhões de anos.
A formação estelar intensa nestas galáxias ocorre em regiões H II gigantes e aglomerados estelares super massivos, com massas individuais podendo atingir 10⁷ M☉. Estas regiões de formação estelar são alimentadas por vastos reservatórios de hidrogênio molecular (H₂), o combustível primário para a formação de estrelas. As fusões galácticas que originam a maioria das LIRGs são extremamente eficientes em canalizar gás molecular das regiões externas das galáxias progenitoras para as regiões centrais, onde ele é comprimido e resfriado, atingindo as condições necessárias para colapsar e formar estrelas.
A função inicial de massa (IMF, do inglês Initial Mass Function) nestas regiões de formação estelar extrema ainda é objeto de intenso debate científico. Algumas evidências sugerem que starbursts podem favorecer a formação de estrelas mais massivas em comparação com regiões de formação estelar normal, o que teria implicações importantes para a evolução química e energética destas galáxias. Estrelas massivas não apenas produzem mais radiação ultravioleta para aquecer a poeira, mas também terminam suas vidas como supernovas, enriquecendo o meio interestelar com elementos pesados e injetando energia mecânica que pode tanto estimular quanto suprimir formação estelar adicional.
Os ventos estelares de estrelas massivas e as explosões de supernovas criam cavidades e estruturas filamentares no gás, observáveis em comprimentos de onda de rádio através da emissão de hidrogênio atômico (H I) e molecular (CO). A energia depositada por estes processos também pode gerar ventos galácticos massivos que ejetam gás da galáxia a velocidades de centenas a milhares de quilômetros por segundo, um processo conhecido como feedback que eventualmente pode interromper a formação estelar ao esgotar o suprimento de gás disponível.
A duração típica de um starburst em uma LIRG é estimada em aproximadamente 100 a 300 milhões de anos, baseada na quantidade de gás molecular disponível e nas taxas de formação estelar observadas. Este período é curto em escalas de tempo galácticas, sugerindo que as LIRGs representam uma fase transitória na evolução galáctica. Após o starburst, espera-se que a galáxia evolua para uma configuração mais passiva, possivelmente se tornando uma galáxia elíptica vermelha e morta, onde a formação estelar cessou quase completamente.
Fusões galácticas As fusões galácticas são o mecanismo dominante responsável pela criação de galáxias infravermelhas luminosas. Observações morfológicas de alta resolução revelam que a grande maioria das LIRGs (>70%) e virtualmente todas as ULIRGs (>95%) exibem sinais claros de interações ou fusões galácticas em andamento. Estes sinais incluem morfologias perturbadas, caudas de maré, pontes de matéria conectando galáxias, e múltiplos núcleos galácticos em proximidade.