Crédito da imagem de capa: Chandra Harvard University

Existem bilhões de bilhões de estrelas no universo observável, algumas delas com sistemas planetários e outras não. Você talvez já tenha ouvido falar de sistemas binários de estrelas, ou não só binários mas sistemas multiestelares – sim, já foram encontrados sistemas com mais de 4 estrelas! Esses sistemas são até mais comuns do que sistemas simples – por isso ainda tem gente hoje em dia achando que o “segundo Sol” vai chegar.

Então temos um sistema com mais de uma estrela, ok. O quê tem de tão especial nisso? Bom, vários fenômenos diferentes podem acontecer quando se tem sistemas multiestelares, entretanto neste texto estarei interessado em apresentar sistemas desse tipo com a excepcionalidade de uma das estrelas ser um objeto compacto!

Se você ainda não sabe o que é um objeto compacto e como eles funcionam, pode conferir no meu outro texto: http://www.cafeeciencia.com.br/categorias/astronomia-e-afins/a-astrofisica-extrema-dos-objetos-compactos.html

Binárias Cataclísmicas

Primeiramente imagine um sistema com duas estrelas orbitando uma a outra – uma das estrelas é uma anã branca e a outra é uma estrela comum de sequência principal. Se as duas estrelas estiverem próximas o suficiente a anã branca começa a literalmente roubar material da estrela companheira.

Agora, o quão próximas elas precisam estar para que esse “roubo” ocorra?

Existe um modelo teórico que delimita uma região no espaço, em torno do sistema, que literalmente mostra o tamanho que as estrelas devem ter para a ocorrência desse fenômeno, nós chamamos esse modelo de Lóbulo de Roche.

Representação do lóbulo de Roche não preenchido. Crédito: Swinburne University of Technology

Claro que existe toda uma matemática por trás disso para definir esta região, mas aqui não estamos interessados nisso, estamos interessados com o quê acontece com a estrela companheira quando preenche esse espaço e como ela pode preencher esse espaço.

Se as duas estão muito próximas – quando digo muito é porque o sistema inteiro das estrelas pode ter apenas o tamanho do sistema Terra-Lua ou até mais próximo ainda! Então o lóbulo de Roche já é preenchido e a anã branca rouba material de sua vizinha.

Agora, e se as duas não estão próximas o suficiente?

Se lembra da evolução estelar? Onde uma estrela depois de fundir todo o seu “estoque” primário de hidrogênio começa a fundir elementos mais pesados – numa certa ordem, e vai se transformando em uma Gigante Vermelha (ou até Supergigante Vermelha, se sua massa de sequência principal for muito alta). Então, ao se tornar uma gigante vermelha pode acabar por preencher o lóbulo de Roche, e assim seu objeto compacto companheiro começa a roubar seu material.

Representação do lóbulo de Roche preenchido. Crédito: Swinburne University of Technology

Esse objeto que se forma é chamado na comunidade científica de Disco de Acreção.

Isso acontece primeiro por causa da distância entre as estrelas ser pequena, entretanto, mais importante que isso, lembre que o objeto que “suga” a matéria é uma anã branca, ou seja, tem um campo gravitacional absurdamente forte. A estrela companheira começa a se “alongar” (como na imagem anterior) perdendo material, que começa a se concentrar em forma de disco em torno do objeto compacto “amontoando-se” nele.

Isso é o que chamamos de Variável Cataclísmica. Esse material que acreta pode “reascender” a fusão nuclear na estrela – o hidrogênio “acretado” está tão quente que entra em fusão na própria superfície da anã branca, o que aumenta a sua luminosidade e nos dá outro fenômeno nomeado de Nova. E ainda se todo esse material extra aumentar a massa da anã branca o suficiente para ultrapassar o limite Chandrasekhar (1,4 massas solares) então ela explode violentamente num evento chamado de Supernova Ia.

G299 supernova Ia. Crédito: NASA

Agora você pode estar se perguntando qual a diferença desse tipo de supernova para as supernovas “comuns”? A diferença é que as Supernovas Ia não apresentam linhas de hidrogênio em seu espectro luminoso – quando astrônomos observam estrelas é possível saber quais elementos estão ali presentes pois cada elemento químico emite e absorve certas faixas de radiação eletromagnética. Isso nos indica que esse tipo de fenômeno provem de estrelas em estágios bem mais evoluídos.

Supernova Ia em uma galáxia distante. Crédito: NASA, ESA

A imagem acima mostra o objeto SN 1994D – o ponto brilhante no canto inferior esquerdo que foi uma supernova Ia. Seu brilho tem uma magnitude comparada com a do núcleo galáctico da galáxia acima, e como sua luminosidade tem uma relação com o tempo em que leva para seu brilho diminuir, elas podem ser usadas como “velas” para auxiliar na medição de longas distâncias.

Binárias de Raios-X

São sistemas binários que emitem raios-X – sim, o nome é bem sugestivo mesmo. São compostos por uma estrela: de alta massa, de baixa massa ou uma anã branca, e por um objeto compacto: anã branca, estrela de nêutrons ou buraco negro.

Podem ser divididos em mais tipos do que você talvez tenha disposição para ler, por isso vou citar apenas alguns, os de baixa massa, os de alta massa e os microquasares.

Binárias de raios-X de baixa massa são sistemas em que o objeto compacto associado é uma estrela de nêutrons ou um buraco negro e a estrela que tem sua massa “roubada” é uma estrela de sequência principal, uma gigante vermelha ou até mesmo uma anã branca.

O mesmo processo que descrevi anteriormente acontece, a estrela companheira preenche o lóbulo de Roche e começa a perder material para o objeto compacto na forma de um disco de acreção, entretanto, desta vez, como o objeto compacto é mais “extremo” do que uma anã branca a matéria “acretada” fica tão quente que são emitidos surtos de raios-X, como mostrado abaixo:

Representação de uma binária de raios-X. Crédito: NASA, ESA

Tipicamente esses objetos emitem quase toda sua radiação na faixa dos raios-X, são quase invisíveis na faixa do visível, e sua parte mais brilhante é claro seu disco de acreção.

A diferença para binárias de raios-X de alta massa é que a estrela companheira é normalmente uma estrela de classe espectral O ou B (supergigantes azuis). Estrelas desse tipo de estrelas possuem ventos muito extremos, o objeto compacto captura uma parte desse vento e acaba por produzir raios-X enquanto o material cai em seu interior.

O quê é chamado de vento estelar pode ser entendido como a matéria que a estrela perde, ela simplesmente vai expulsando matéria de sua superfície forma contínua, e essa matéria se vai literalmente como se fosse um vento. Quanto mais massiva a estrela, mais fortes são seus ventos.

Nestes sistemas de alta massa a estrela companheira emite bastante radiação na faixa do visível enquanto o disco de acreção no objeto compacto é responsável por emitir raios-X.

Microquasares, nomeados assim por suas incríveis semelhanças com os violentos quasares. Quasar (Quasi-Stellar Object – Objeto quase estelar) – não cabe a este texto explicar como quasares funcionam, mas você pode entendê-los como sendo um buraco negro supermassivo com um enorme disco de acreção ao seu redor. A diferença de um microquasar é que seu objeto central não é um buraco negro supermassivo mas sim um buraco negro estelar ou uma estrela de nêutrons.

Possuem uma forte e variável emissão de ondas de rádio, frequentemente são vistos com um par de jatos de rádio e claro possuem um disco de acreção devido ao material “roubado” de outra estrela.

Representação artística de um microquasar.

Esses jatos são formados bem próximos ao objeto central e microquasares são muito importantes para o estudo desses jatos, mas isso já é assunto para outro texto.

Fontes:

https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/cataclysmic_variables.html

http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/R/Roche-lobe

http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/T/Type+Ia+Supernova

https://imagine.gsfc.nasa.gov/science/objects/binary_stars1.html

Marco Laversveiler

Graduando de Astronomia pelo Observatório do Valongo da Universidade Federal do Rio de Janeiro (UFRJ), interessado principalmente nas áreas de Astrofísica Relativística, Estelar e de Altas Energias.

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