Ao descobrir o primeiro sistema estelar duplo, uma equipe internacional de astrônomos conseguiu determinar a massa da estrela pulsante, um dado que era alvo de disputas teóricas há décadas.
© ESO/L. Calçada (ilustração da estrela dupla, a menor é a cefeida)
Este sistema, conhecido como OGLE-LMC-CEP0227, contém uma estrela cefeida variável que pulsa a cada 3,8 dias, e uma outra estrela ligeiramente maior e mais fria. As duas estrelas orbitam em torno uma da outra em 310 dias.
Até agora, os astrônomos dispunham de duas previsões teóricas incompatíveis para a massa das cefeidas. O novo resultado mostra que a predição vinda da teoria da pulsação estelar está correta, enquanto que a predição feita a partir da teoria de evolução estelar não está de acordo com as novas observações.
As primeiras Cefeides variáveis foram descobertas no século XVIII e as mais brilhantes podem ser vistas facilmente a olho nu. O seu nome vem da estrela Delta Cephei na constelação de Cefeu, a qual foi vista pela primeira vez por John Goodricke na Inglaterra, em 1784. Curiosamente, Godricke foi também o primeiro a explicar as variações de brilho em outro tipo de estrela variável, os binários de eclipse. Neste último caso, temos duas estrelas em órbita uma da outra passando, em frente uma da outra durante parte das suas órbitas, o que leva a que o brilho total do par diminua. O objeto raro estudado pela atual equipe é ao mesmo tempo uma cefeida e um binário de eclipse. As cefeidas clássicas são estrelas de grande massa, diferentes de estrelas pulsantes similares de menor massa que não partilham a mesma história de evolução. Elas são astros instáveis muito maiores e muito mais brilhantes do que o Sol. Expandem-se e contraem-se de forma regular, levando entre alguns dias até alguns meses para completar o ciclo.
O tempo que levam para ganhar e perder luminosidade é maior para as estrelas mais luminosas e menor para as menos luminosas. Esta relação, extremamente precisa, faz das cefeidas uma das "réguas" mais eficazes na medição de distâncias até as galáxias próximas e, a partir daí, no mapeamento da escala do Universo.
Mas as cefeidas ainda não são completamente compreendidas. As predições das massas que derivam da teoria das estrelas pulsantes são 20% a 30% menores que as predições feitas utilizando a teoria de evolução estelar. Esta discrepância é conhecida desde os anos 60.
Para resolver a questão, os astrônomos precisavam encontrar uma estrela dupla que contivesse uma cefeida e cuja órbita estivesse diretamente voltada para a Terra.
Nestes casos, conhecidos como binários de eclipse, o brilho das duas estrelas diminui quando uma das componentes passa em frente ou atrás da outra. Nesses pares, é possível determinar as massas das estrelas com grande precisão. Infelizmente, nem as estrelas cefeidas nem os binários de eclipse são fenômenos comuns, por isso a hipótese de encontrar um tal par de objetos parecia muito pequena. Na realidade, não se conhecem nenhuns na Via Láctea. Este sistema foi encontrado na Grande Nuvem de Magalhães.
© ESO (Grande Nuvem de Magalhães e a estrela binária no centro)
A partir deste conjunto de dados muito completo e detalhado foi possível determinar o movimento orbital, os tamanhos e as massas das duas estrelas com enorme precisão. A estimativa muito melhor da massa é apenas um resultado deste trabalho, e a equipe espera encontrar outros exemplos destes pares de estrelas bastante úteis de modo a explorar melhor este método.
Fonte: Nature
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