Em Dezembro de 2010, um par de estrelas não ajustadas localizadas na constelação Crux do Sul, passaram uma pela outra a uma distância menor do que a distância entre o Sol e o planeta Vênus.
© NASA (ilustração do sistema binário estrela azul e pulsar)
O sistema possui uma mistura única de uma estrela quente e massiva com um pulsar compacto e que possui uma rotação muito rápida. O encontro mais próximo entre o par ocorre a cada 3,4 anos e cada um desses encontros é marcado por um considerável aumento nos raios gama, a forma mais extrema da luz.
A combinação única de estrelas, a grande espera entre os encontros próximos e os períodos de intensa emissão de raios gama faz desse sistema um alvo irresistível para os astrofísicos. Agora uma equipe usando o Telescópio Espacial de Raios-Gama Fermi da NASA observou que o sistema durante esse encontro mostrou uma atividade fascinante e não prevista.
Poucos pares na astronomia são tão peculiares quando as binárias de grande massa, onde uma estrela quente azul, muitas vezes com a massa e a temperatura do Sol possui uma companheira compacta não maior que a Terra, na verdade muito menor que a Terra. Dependendo do sistema essa companheira pode ser uma estrela conhecida como anã branca, uma remanescente chamada de estrela de nêutrons, ou um pulsar, ou na forma mais exótica um buraco negro.
Apenas quatro desses acoplamentos estranhos são conhecidos por produzir raios gama, mas em somente um deles os astrônomos conhecem a natureza do objeto compacto. Esse sistema binário consiste de um pulsar designado como PSR B1259-63 e uma estrela de magnitude 10 do tipo Be conhecida como LS 2883. O par localiza-se a 8.000 anos-luz de distância da Terra.
O pulsar é uma estrela de nêutrons em rotação rápida com um forte campo magnético. Essa combinação energiza um feixe de energia como um farol que os astrônomos podem facilmente localizar quando esse feixe se direciona à Terra. O feixe do PSR B1259-63 foi descoberto em 1989 pelo radiotelescópio Parkers na Austrália. A estrela de nêutrons tem um diâmetro de 20 quilômetros, e possui uma massa em torno de duas vezes a do Sol e gira a uma velocidade de 21 vezes por segundo.
O pulsar segue uma órbita excêntrica e bem inclinada ao redor da LS 2883, que tem massa em torno de 24 vezes a do Sol e é nove vezes maior. Essa estrela quente e azul está imersa em um disco de gás que flui desde a sua região equatorial.
No ponto mais próximo do encontro, o pulsar passa a menos de 100 milhões de quilômetros da estrela, tão perto que ele passa pelo meio do disco de gás da estrela. O pulsar cria então um distúrbio no disco de acordo com a sua órbita. Então, após terminar seu encontro com a estrela o disco volta ao normal e o pulsar continua sua órbita.
Durante essas passagens pelo disco, partículas energéticas emitidas pelo pulsar podem interagir com o disco, e isso pode levar a um processo que acelera as partículas e produz radiação em diferentes energias. O ponto de frustração é que o pulsar segue uma órbita tão excêntrica que esses encontros só acontecem a cada 3,4 anos”.
Próximo ao encontro de 15 de Dezembro de 2010, os astrônomos ao redor do mundo montaram uma campanha para observar o sistema sobre um intervalo enorme de energia, desde os comprimentos de onda de ondas de rádio até os mais energéticos raios-gama foram detectados. As observações incluíram as sondas Fermi e Swift da NASA, os telescópios espaciais da ESA XMM-Newton e INTEGRAL, o satélite japonês e americano Suzaku, o Australia Telescope Compact Array, telescópios ópticos e infravermelhos no Chile e na África do Sul e o High Energy Stereoscopic System (H.E.S.S.), um observatório baseado na Namíbia que pode detectar raios-gama com energias de trilhões de elétrons-volts, além do intervalo detectado pelo Fermi. Só para comparação a energia da luz visível está entre dois e três elétron-volts.
Apesar do monitoramento do sistema com o telescópio EGRET a bordo do Observatório de Raios-Gama Compton da NASA nos anos de 1990, a emissão de raios-gama no intervalo de energia de bilhões de elétron-volts (GeV) nunca tinha sida vista desse sistema binário.
No final de 2010, à medida que o pulsar se virou em direção a sua companheira massiva, o Large Area Telescope (LAT) a bordo do Fermi descobriu uma emissão fraca de raios-gama.
Uma grande vantagem das observações do LAT do Fermi é que ele monitora de forma continua a fonte, fornecendo a observação mais completa de raios-gama do sistema.
Os astrônomos estão analisando de forma continua a grande quantidade de dados obtidos durante esse evento para tentar entender as labaredas surpreendentes na segunda passagem ocorrida em meados de Janeiro de 2011. E em Maio de 2014, quando novamente o pulsar se aproximar da estrela companheira eles estarão lá para observar o encontro novamente.
Fonte: NASA
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