Existem muitas estrelas binárias – duas estrelas girando em torno de um centro de massa comum – povoando o céu estrelado. Na verdade, a grande maioria de todas as estrelas que vemos (cerca de 85%) fazem parte de um sistema estelar múltiplo de duas ou mais estrelas! Isso é uma sorte para os astrônomos porque duas estrelas juntas fornecem uma maneira fácil de medir suas respectivas massas.
Para encontrar as massas das estrelas em sistemas duplos, você precisa saber apenas duas coisas: o semieixo maior ou distância média entre as duas estrelas (muitas vezes expressa em unidades astronômicas, que é a distância média entre a Terra e o sol), e o tempo que leva para as duas estrelas girarem em torno uma da outra (também conhecido como período orbital, geralmente expresso em anos terrestres). Com essas duas observações sozinhas, os astrônomos são capazes de calcular as massas das estrelas, o que normalmente fazem em unidades de massas solares (ou seja, uma medida de quantos de nossos sóis a estrela ?pesa?. Uma massa solar é 1,989 x 1030 quilogramas ou cerca de 333.000 vezes a massa do nosso planeta Terra.).
Usaremos Sirius, a estrela mais brilhante do céu noturno, como exemplo. Parece uma única estrela a olho nu, mas também é uma estrela binária (e você mesmo pode vê-la, se tiver um pequeno telescópio). As duas estrelas orbitam uma a outra com um período de cerca de 50 anos terrestres, a uma distância média de cerca de 20 unidades astronômicas (UA). O mais brilhante dos dois é chamado de Sirius A, enquanto seu companheiro mais fraco é conhecido como Sirius B (The Pup).
Então, como os astrônomos encontrarão as massas de Sirius A e B? Eles simplesmente conectariam a distância média entre as duas estrelas e seu período orbital na fórmula fácil de usar abaixo, derivada pela primeira vez por Johannes Kepler em 1618 e conhecida como Terceira lei de Kepler:
Massa total = distância3 / período2
Aqui, a distância é a distância média entre as estrelas (ou, mais precisamente, o semieixo maior) em unidades astronômicas, então 20, e o período orbital é de 50 anos.
A massa total resultante é de cerca de três massas solares. Observe que esta não é a massa de uma estrela, mas de ambas as estrelas somadas. Então, sabemos que todo o sistema binário é igual a três massas solares.
Para descobrir a massa de cada estrela individual, os astrônomos precisam saber a distância média de cada estrela do baricentro: seu centro de massa comum. Para aprender isso, mais uma vez eles contam com suas observações.
Acontece que Sirius B, a estrela menos massiva, está cerca de duas vezes mais distante do baricentro do que Sirius A. Isso significa que Sirius B tem cerca de metade da massa de Sirius A.
Assim, se você sabe que todo o sistema tem cerca de três massas solares, pode deduzir que a massa de Sirius A é cerca de duas massas solares, enquanto Sirius B é praticamente igual ao nosso sol em massa.
Mas e quanto às estrelas que estão sozinhas em seus sistemas estelares, como o sol? Os sistemas estelares binários são mais uma vez a chave: depois de calcularmos as massas de um monte de estrelas em sistemas binários, e também sabermos quão luminosas elas são, notamos que há uma relação entre sua luminosidade e sua massa. Em outras palavras, para estrelas únicas, precisamos apenas medir sua luminosidade e então usar a relação massa-luminosidade para descobrir sua massa. Obrigado, binários!
Resumindo: para os astrônomos, os sistemas estelares binários são uma ferramenta bastante útil para descobrir a massa das estrelas.
Publicado em 09/05/2021 18h11
Artigo original: