Em 1930, Dorrit Hoffleit relatou que o brilho da estrela # 4749 da lista de variáveis de Harvard havia decaído quatro vezes entre 1897 e 1929 e o identificou como uma variável R Coronae Borealis (RCB). As estrelas RCB são estrelas luminosas de baixa massa (gigantes vermelhos) com superfícies em torno de 5.000 a 7.000 K – não muito mais quentes que o sol. Eles são notáveis por terem pouco ou nenhum hidrogênio em suas superfícies; isso é substituído por hélio e carbono. Eles diminuem por fatores de 100 ou mais de vez em quando ejetando nuvens de carbono, ou “fuligem”. Quando lançadas em direção à Terra, as nuvens de fuligem bloqueiam a luz das estrelas, até que se expandam o suficiente para deixar a luz passar mais uma vez. Estando na constelação de Centaurus, H.V. 4749 recebeu o nome variável DY Centauri, ou DY Cen, abreviado.
Depois de 1935 ou mais ou menos, a DY Cen parou de mostrar desbotamento das nuvens de fuligem, mas seu brilho aparente começou a desaparecer. Em 1980, Kilkenny e Whittet relataram que o DY Cen era mais azul do que outras estrelas da RCB, com uma superfície de 10.000 K – então eles a chamavam de estrela quente da RCB. O astrônomo do Armagh, Simon Jeffery, obteve o primeiro espectro de alta resolução em 1987, quando a superfície tinha quase 20.000 K. O desbotamento geral é outro sinal de que a superfície está ficando mais quente e mais azulada, porque a luz é emitida no ultravioleta em vez de comprimentos de onda visíveis. Espectros adicionais foram obtidos em 2002 e 2010 – o DY Cen ainda estava ficando mais quente.
Os dados de 2010 também sugeriram que o DY Cen pode ser uma estrela binária, com um período de cerca de 40 dias. Como isso pode ajudar a explicar como o DY Cen foi formado, por que possui uma química superficial tão incomum e por que está esquentando tão rapidamente, Simon retornou ao DY Cen em 2015. Usando o Espectrógrafo de Alta Resolução (HRS) na África Austral O Telescope (SALT), Simon e seus colaboradores Kameswara Rao e David Lambert, fizeram uma série de medições em uma órbita completa. Eles não encontraram o que procuravam – afinal, DY Cen é uma única estrela!
A DY Cen continua a aquecer – já chegou a 25.000 K. Está aquecendo porque está encolhendo, de cerca de 200 vezes o sol em 1890 a apenas cinco vezes o sol hoje. À medida que diminui, está girando mais rápido. Simon e colegas observaram a velocidade de rotação passando de 20 km / s em 1987 para 40 km / s em 2015. Eles previram que o DY Cen pode começar a girar tão rápido que sua superfície pode começar a se romper dentro de algumas décadas. O espectro está começando a mostrar linhas de emissão cada vez mais fortes, possivelmente um sinal de que a radiação está vencendo a batalha da superfície com a gravidade. A equipe também fez outra descoberta surpreendente. Olhando para as observações de 1987 e 2002, eles encontraram evidências de um enorme excesso de estrôncio na superfície da estrela. O estrôncio é formado dentro das estrelas quando o ferro é bombardeado por nêutrons, geralmente em um estágio muito tardio da evolução.
Parece que DY Cen é o remanescente de uma estrela que quase terminou sua vida como uma anã branca. Algum tempo antes de 1890, em uma última explosão de queima de hélio, a anã branca teria inchado para se tornar uma supergigante vermelha, as cinzas do bombardeio de nêutrons foram arrastadas para a superfície e DY Cen se tornou uma estrela do RCB. No entanto, a estrela renascida já estava condenada. Sem combustível nuclear para apoiá-los, as camadas da superfície estão desmoronando mais uma vez e girando – enquanto observamos.
Publicado em 21/05/2020 07h35
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