Não precisamos nos preocupar muito com o nosso Sol. Ele pode queimar nossa pele e pode emitir doses potentes de material carregado – chamadas tempestades solares – que podem danificar sistemas elétricos. Mas o Sol está sozinho lá em cima, tornando as coisas mais simples e previsíveis.
Outras estrelas estão travadas em relacionamentos umas com as outras como pares binários. Um novo estudo descobriu um par binário de estrelas que estão tão próximas umas das outras que orbitam a cada 51 minutos, a órbita mais curta já vista em um sistema binário. Sua proximidade um com o outro significa problemas.
Estrelas tão próximas umas das outras são chamadas de variáveis cataclísmicas. Em variáveis cataclísmicas, a estrela primária é uma anã branca; neste par, a outra estrela é uma estrela parecida com o Sol, mas mais velha.
As anãs brancas são pequenas para as estrelas, aproximadamente do tamanho da Terra, mas são incrivelmente densas. A poderosa gravidade da anã branca afasta o material de sua companheira, a estrela doadora. O material forma um anel de acreção ao redor da anã branca. Este processo cria flashes brilhantes em tempos irregulares ou variáveis à medida que o disco aquece e o material cai na anã branca.
As estrelas em uma variável cataclísmica (CV) devem estar próximas umas das outras para que a anã branca “estrela vampira” extraia material da estrela doadora.
Os astrônomos conhecem mais de 1.000 CVs, e apenas uma dúzia deles têm órbitas menores que 75 minutos. Mas os autores deste estudo encontraram a órbita mais próxima ainda. Este par de estrelas precisa de apenas 51 minutos para completar uma órbita. Isso é raro, e o par binário é evidência de um elo perdido na astrofísica.
O estudo é “Uma estrela densa de 0,1 massa solar em um binário eclipsante de período orbital de 51 minutos”, e foi publicado na revista Nature. O autor principal é Kevin Burdge, do Departamento de Física do MIT. As estrelas neste estudo estão a cerca de 3.000 anos-luz de distância na direção da constelação de Hércules.
Essas estrelas estão no final de uma longa história. Eles são companheiros há cerca de 8 bilhões de anos, embora tenham envelhecido de forma diferente. Uma é uma anã branca, o remanescente estelar de uma estrela da sequência principal que passou por sua fase de gigante vermelha e agora é apenas um núcleo de matéria hiperdenso e sem fusão. Sua companheira é uma estrela parecida com o Sol a caminho de se tornar uma gigante vermelha e, eventualmente, uma anã branca. Mas a anã branca existente está interrompendo esse caminho consumindo-o lentamente.
A estrela doadora maior tem aproximadamente a mesma temperatura do nosso Sol. Mas perdeu tanto de sua massa que ficou minúsculo; apenas um décimo do diâmetro do Sol, ou aproximadamente do tamanho de Júpiter.
“Esta estrela parecia com o Sol, mas o Sol não pode caber em uma órbita menor que oito horas – o que há aqui?” Burdge disse em um comunicado de imprensa.
A anã branca é ainda menor; seu diâmetro é cerca de 1,5 vezes o da Terra, enquanto sua matéria densamente compactada significa que é cerca de 56% da massa do Sol. Um objeto bizarro.
Os astrônomos descobriram outros binários eclipsantes, mas nenhum tão próximo. Não apenas o par está extremamente próximo um do outro, mas eles se eclipsam da nossa linha de visão. Isso deu aos pesquisadores várias oportunidades para observar os eclipses e fazer medições precisas para ambas as estrelas.
Este par binário é denominado ZTF J1813+4251. ZTF significa Zwicky Transient Facility, uma notável parceria público-privada envolvida em um estudo óptico do céu do norte em busca de fenômenos transitórios como variáveis. Mas o nome não é tão importante. Em vez disso, é o estágio específico em que o par está que faz os cientistas se sentarem e tomarem nota.
Os pesquisadores descobriram que a estrela vampira está retirando o hidrogênio da estrela doadora e agora está começando a canibalizar o hélio.
“Este é um caso raro em que pegamos um desses sistemas no ato de mudar de acreção de hidrogênio para hélio”, disse o principal autor Burdge.
Observar uma estrela binária mudando de acreção de hidrogênio para hélio é essencial porque a mudança é um elo perdido na astrofísica. Os astrônomos conhecem uma população de CVs chamada CVs de hélio, mas não havia evidências claras de como as estrelas nesses CVs mudaram de hidrogênio para hélio.
Antes deste estudo, a evolução da acreção de hidrogênio para acreção de hélio em CVs de hélio não era clara. Os astrônomos nunca haviam observado uma estrela fazendo a transição.
Mas as observações do ZTF J1813+4251 mudaram isso. As observações mostraram que a estrela doadora tem aproximadamente a mesma temperatura do Sol, mas 100 vezes mais densa. Essa densidade significa que a estrela tem uma composição rica em hélio e a anã branca companheira está acumulando hélio em vez de hidrogênio.
Os cientistas previram décadas atrás que as estrelas binárias poderiam encolher até que suas órbitas fossem ultracurtas e se tornassem variáveis cataclísmicas. À medida que a anã branca consome o hidrogênio da estrela semelhante ao Sol, o hélio mais denso é deixado para trás. A estrela parecida com o Sol queima e um núcleo de hélio é deixado para trás. O núcleo pesado de hélio é suficiente para manter a estrela morta em uma órbita apertada.
As repetidas observações das estrelas eclipsando umas às outras foram apenas o começo. Com os dados mais precisos que os pesquisadores reuniram, eles realizaram simulações mais precisas para ver o que poderia acontecer com o par. Esses resultados de simulação responderam a perguntas de longa data sobre variáveis cataclísmicas e suas órbitas cada vez menores.
As simulações mostram que em cerca de 70 milhões de anos, o par se aproximará ainda mais até que seu período orbital seja de apenas 18 minutos. Nesse ponto, será um binário CV de hélio. Essa transição é “- um elo anteriormente perdido entre os binários CV de hélio e os CVs ricos em hidrogênio”, escrevem os autores.
Nas imagens abaixo, a linha pontilhada laranja, a linha pontilhada vermelha e a linha pontilhada azul representam diferentes trajetórias evolutivas dependendo de quando a estrela doadora começou a perder massa para a companheira WD em sua vida. Laranja é quando começou em 97% do tempo de vida da sequência principal, vermelho está em 95% e azul está em 94%. A estrela preta na linha vermelha é onde está ZTF J1813+4251. (A linha roxa representa a trilha evolutiva para outro provável CV de transição chamado El Psc e é mostrada para comparação.)
A simulação da equipe estabeleceu um caminho evolutivo para a estrela binária em (a). À medida que as estrelas se aproximam, a perda de massa acelera e a temperatura da estrela doadora aumenta à medida que ela tenta responder à perda de massa. Então a temperatura diminui quando o último hidrogênio é fundido.
À medida que o período orbital diminui e a estrela doadora perde massa, ela se expande e sua temperatura cai adiabaticamente devido à expansão. Nesse ponto, a estrela binária é um Hélio CV:
(b) mostra como a estrela binária atingirá um período mínimo de cerca de 18 minutos em cerca de 75 milhões de anos. Depois disso, o par passará os próximos 300 milhões de anos se separando até que seu período seja de cerca de 30 minutos. (O eixo Y mostra incrementos de 100 milhões de anos, não rotulados.):
c) mostra a evolução da massa da estrela doadora em relação ao período orbital, atingindo apenas alguns centésimos de massa solar à medida que as faixas evoluem para períodos orbitais mais longos como CVs de hélio:
d) mostra como o doador perde seu hidrogênio no caminho para se tornar um hélio CV. A estrela perde todo o seu hidrogênio aproximadamente no período orbital mínimo.
As ondas gravitacionais também desempenham um papel neste estudo. A especialidade de Burdge são as fontes astrofísicas de radiação gravitacional e eletromagnética. As ondas gravitacionais foram medidas pela primeira vez em 2015, embora tenham sido previstas muito antes disso, e são uma importante área de estudo em astronomia. “As ondas gravitacionais estão nos permitindo estudar o universo de uma maneira totalmente nova”, disse Burdge.
Este par binário deve emitir ondas gravitacionais tão próximas uma da outra. Eles precisam estar muito próximos para emitir as ondas, mas não muito próximos; a cerca de 10.000 km de separação, eles se fundirão e explodirão, acabando com as emissões de ondas gravitacionais.
“As pessoas previram que esses objetos deveriam fazer a transição para órbitas ultracurtas, e foi debatido por muito tempo se eles poderiam ficar curtos o suficiente para emitir ondas gravitacionais detectáveis. Esta descoberta põe isso de lado”, disse Burdge em um comunicado à imprensa.
Burdge e seus colegas trabalharam duro para encontrar esse par binário. Eles vasculharam dados do ZTF, procurando por variáveis que piscavam repetidamente em menos de uma hora. Isso sinaliza que as estrelas cruzam as órbitas umas das outras e que o período orbital é curto. Primeiro, eles usaram um algoritmo para pesquisar dados ZTF em mais de um bilhão de estrelas. Esse algoritmo produziu cerca de um milhão de estrelas que piscavam a cada hora. Burdge então examinou aquela seleção, buscando sinais interessantes.
Eventualmente, ele se concentrou no ZTF J1813+4251.
“Esta coisa apareceu, onde eu vi um eclipse acontecendo a cada 51 minutos, e eu disse, OK, isso é definitivamente um binário”, disse Burdge.
“Este é um sistema especial”, disse Burdge. “Tivemos dupla sorte de encontrar um sistema que responde a uma grande questão em aberto e é uma das variáveis cataclísmicas mais bem comportadas conhecidas”.
Publicado em 12/10/2022 13h36
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