Transferência de massa, explosões de novas, supernovas do tipo Ia e fontes de ondas gravitacionais em sistemas estelares múltiplos
A maioria das estrelas do Universo não evolui isoladamente – vivem em sistemas estelares binários ou múltiplos, orbitando um centro de massa comum. Essas configurações resultam numa ampla gama de fenómenos astrofísicos incomuns – desde transferência de massa, erupções de novas, supernovas do tipo Ia até fontes de ondas gravitacionais. Ao interagirem, as estrelas podem alterar drasticamente a evolução uma da outra, causando fenómenos transitórios brilhantes ou formando destinos novos (por exemplo, tipos incomuns de supernovas ou estrelas de neutrões rapidamente rotativas) que estrelas isoladas nunca alcançariam. Neste artigo discutiremos como os binários se formam, como a troca de massa provoca novas e outras explosões, como a famosa origem das supernovas do tipo Ia resulta da acreção em anãs brancas, e como binários compactos se tornam fontes poderosas de ondas gravitacionais.
1. Distribuição e tipos de estrelas binárias
1.1 Fração e formação de binários
Inquéritos observacionais mostram que uma parte significativa das estrelas (especialmente as massivas) está em sistemas binários. Vários processos nas regiões de formação estelar (fragmentação, captura gravitacional) podem criar sistemas onde duas (ou mais) estrelas orbitam uma à outra. Dependendo da distância orbital, relação de massas e estágios evolutivos iniciais, elas podem interagir posteriormente, transferindo massa ou até fundindo-se.
1.2 Classificação das interações
Os sistemas binários são frequentemente classificados com base em como (e se) trocam matéria:
- Separados (detached) binários: As camadas exteriores de cada estrela cabem dentro da sua zona de Roche, pelo que inicialmente não ocorre transferência de massa.
- Semi-separados (semidetached): Uma das estrelas preenche a sua zona de Roche e transfere massa para a companheira.
- De contacto (contact): Ambas as estrelas preenchem as suas zonas de Roche, partilhando um envelope comum.
À medida que as estrelas crescem ou os seus envelopes se expandem, um sistema que antes era separado pode tornar-se semi-separado, provocando episódios de transferência de massa que alteram profundamente os seus destinos evolutivos [1], [2].
2. Transferência de massa em sistemas binários
2.1 Zona de Roche e acreção
No caso de sistemas semi-separados ou de contacto, a estrela com maior raio ou menor densidade pode preencher a sua zona de Roche, ou seja, a superfície de equilíbrio gravitacional. A matéria da estrela flui através do ponto de Lagrange interno (L1), formando um disco de acreção em torno da outra companheira (se esta for compacta — por exemplo, um anão branco ou uma estrela de neutrões), ou cai diretamente sobre a estrela da sequência principal ou gigante mais massiva. Este processo pode:
- Acelerar a rotação da companheira que recebe acreção,
- Expor a estrela que perde massa, removendo as suas camadas exteriores,
- Provocar fugas termonucleares num receptor compacto de acreção (por exemplo, novas, rajadas de raios X).
2.2 Consequências evolutivas
A transferência de massa pode redesenhar radicalmente os caminhos evolutivos das estrelas:
- Uma estrela que poderia ter-se tornado um gigante vermelho perde prematuramente o envelope, expondo o núcleo quente de hélio (por exemplo, formação de uma estrela de hélio).
- A companheira que recebe a acreção pode crescer em massa e situar-se numa fase evolutiva mais avançada do que a prevista pelos modelos de estrelas isoladas.
- Em casos extremos, a transferência de massa conduz à fase de envelope comum, que pode fundir ambas as estrelas ou expulsar uma grande quantidade de matéria.
Estas interações permitem a formação de resultados únicos (por exemplo, anões brancos duplos, progenitores de supernovas do tipo Ia ou estrelas de neutrões duplas).
3. Explosões de novas
3.1 Mecanismo das novas clássicas
Novas clássicas aparecem em sistemas semi-separados, onde o anão branco acumula matéria rica em hidrogénio da companheira (frequentemente uma estrela da sequência principal ou um anão vermelho). Ao longo do tempo, forma-se uma camada de hidrogénio na superfície do anão branco, sob alta densidade e temperatura, até que começa a fuga termonuclear (thermonuclear runaway). A erupção pode aumentar o brilho do sistema milhares ou milhões de vezes, expulsando matéria a altas velocidades [3].
Principais etapas:
- Acreção: A anã branca acumula hidrogénio.
- Alcançar limites termonucleares: Forma-se uma relação crítica T/ρ.
- Explosão: Combustão súbita e rápida do hidrogénio superficial.
- Expulsão: Invólucro de gás quente é expelido, causando a nova.
Os eventos de novas podem repetir-se se a anã branca continuar a acumular matéria e a companheira permanecer. Algumas variáveis cataclísmicas experienciam múltiplas erupções de novas ao longo de séculos ou décadas.
3.2 Propriedades observadas
As novas geralmente aumentam de brilho em poucos dias, mantêm o máximo durante dias ou semanas, e depois desvanecem-se gradualmente. A análise espectral mostra linhas de emissão do invólucro de gás expelido em expansão. As novas clássicas diferem de:
- Novas anãs: erupções menores, originadas por instabilidades no disco,
- Novas recorrentes: erupções principais mais frequentes, associadas a uma grande acreção.
As conchas expelidas pelas novas enriquecem o meio com material processado, incluindo alguns isótopos mais pesados formados durante o processo.
4. Supernovas do tipo Ia: explosões de anãs brancas
4.1 Supernova termonuclear
Supernova do tipo Ia distingue-se pela ausência de linhas de hidrogénio no seu espectro, mas pela presença de linhas fortes de Si II perto do máximo. A fonte de energia é a explosão termonuclear da anã branca quando esta atinge o limite de Chandrasekhar (~1,4 M⊙). Ao contrário das supernovas de colapso (colapso do núcleo), a explosão do tipo Ia não resulta do colapso do núcleo de ferro de uma estrela massiva, mas da anã branca de carbono-oxigénio de uma estrela menor, que sofre uma "combustão" completa [4], [5].
4.2 Progenitores binários
Existem dois esquemas principais de origem:
- Degenerado único (Single Degenerate): A anã branca numa binária próxima recebe hidrogénio ou hélio de uma companheira não compacta (por exemplo, uma gigante vermelha). Ao atingir a massa crítica, inicia-se uma síntese descontrolada de carbono no núcleo, destruindo a estrela.
- Duplo degenerado (Double Degenerate): Duas anãs brancas fundem-se, e a massa total ultrapassa os limites de estabilidade.
Em ambos os casos, a frente de detonação ou deflagração do carbono atravessa toda a anã branca, destruindo-a completamente. Não fica nenhum remanescente compacto – apenas cinzas em expansão.
4.3 Importância cosmológica
As supernovas do tipo Ia apresentam uma curva de brilho máximo bastante uniforme (quando certos parâmetros são alinhados), pelo que se tornaram "velas padrão" (em inglês, standardizable candles) para medir distâncias cósmicas. O seu papel na descoberta da expansão acelerada do universo (ou seja, da energia escura) destaca como a física das estrelas binárias pode manifestar-se em descobertas astrofísicas e cosmológicas decisivas.
5. Fontes de ondas gravitacionais em sistemas estelares múltiplos
5.1 Binários compactos
Estrelas de neutrões ou buracos negros formados em binários podem permanecer ligados e fundir-se ao longo de milhões de anos, perdendo energia orbital através de ondas gravitacionais. Estes binários compactos (NS–NS, BH–BH ou NS–BH) são as principais fontes de ondas gravitacionais (GW). LIGO, Virgo e KAGRA já detetaram dezenas de fusões de buracos negros binários e alguns casos de estrelas de neutrões binárias (ex.: GW170817). Estes sistemas originam-se de estrelas massivas, binárias próximas que sofreram troca de massa ou fase de envelope comum [6], [7].
5.2 Finais das fusões
- As fusões NS–NS provocam a formação de elementos pesados pelo processo r num surto de kilonova, produzindo ouro e outros metais preciosos.
- As fusões BH–BH são fenómenos puramente de ondas gravitacionais, frequentemente sem contrapartida eletromagnética (a menos que reste matéria ao redor).
- As fusões NS–BH podem emitir tanto ondas gravitacionais como sinais eletromagnéticos, se parte da estrela de neutrões for destruída por efeitos de maré.
5.3 Descobertas observacionais
A deteção de GW150914 (fusão BH–BH) em 2015 e as descobertas subsequentes abriram uma nova era da astrofísica multimensageira. A fusão NS–NS GW170817 (2017) revelou uma ligação direta com a nucleossíntese do processo r. Com a melhoria dos detectores, o número de deteções aumentará, a localização será mais precisa, talvez captando interações triplas ou quádruplas incomuns entre estrelas, se estas produzirem assinaturas de ondas reconhecíveis.
6. Sistemas binários incomuns e outros fenómenos
6.1 Estrelas de neutrões em acreção (binários de raios X)
Quando uma estrela de neutrões numa binária próxima atrai matéria da companheira (através do lóbulo de Roche ou do vento estelar), formam-se binários de raios X (ex.: Hercules X-1, Cen X-3). A gravidade extremamente forte perto da estrela de neutrões gera radiação de raios X intensa a partir do disco de acreção ou dos polos magnéticos. Alguns sistemas exibem radiação pulsante se a estrela de neutrões tiver um campo magnético forte – são os pulsares de raios X.
6.2 Microquasares e formação de jatos
Se um objeto compacto for um buraco negro, a acreção da companheira pode criar jatos do tipo AGN – os microquasares. Estes jatos são visíveis nas bandas de rádio e raios X, funcionando como um análogo em escala reduzida dos quasares de buracos negros supermassivos.
6.3 Variáveis cataclísmicas
Vários tipos de binários semi-separados com anã branca são coletivamente chamados variáveis cataclísmicas: novas, novas anãs, novas recorrentes, polares (campos magnéticos fortes que canalizam a acreção). Caracterizam-se por erupções, saltos súbitos de brilho e diversidade de propriedades observadas, abrangendo desde eventos moderados (explosões de novas) até muito intensos (progenitores de supernovas do tipo Ia).
7. Consequências químicas e dinâmicas
7.1 Enriquecimento químico
Binários podem causar erupções de novas ou supernovas do tipo Ia, ejectando isótopos recém-formados, especialmente elementos do grupo do ferro do tipo Ia. Isto é muito importante para a evolução galáctica: acredita-se que cerca de metade do ferro na vizinhança solar provém de supernovas do tipo Ia, complementando a contribuição das supernovas de estrelas massivas isoladas.
7.2 Estímulo à formação estelar
As ondas de choque das supernovas em binários explosivos (como no caso de estrelas isoladas) podem comprimir nuvens moleculares próximas, estimulando novas gerações estelares. Contudo, as características das supernovas do tipo Ia ou de certas conchas despidas podem causar efeitos químicos ou radiativos diferentes nas regiões de formação estelar.
7.3 População de remanescentes compactos
A evolução próxima de binários é o principal canal de formação de estrelas de neutrões duplas ou buracos negros duplos, cujas fusões são fontes de ondas gravitacionais. A frequência das fusões na galáxia afeta o enriquecimento por processo r (especialmente fusões de estrelas de neutrões) e pode alterar significativamente as populações estelares em aglomerados densos.
8. Observações e investigações futuras
8.1 Levantamentos de grande escala e campanhas de monitorização temporal
Tanto telescópios terrestres como espaciais (ex.: Gaia, LSST, TESS) identificam e caracterizam milhões de binários. Medições precisas da velocidade radial, curvas de luz fotométricas e órbitas astrométricas permitem detetar sinais de troca de massa e avaliar possíveis progenitores de novas ou supernovas do tipo Ia.
8.2 Astronomia de ondas gravitacionais
A interação dos detetores LIGO-Virgo-KAGRA com observações eletromagnéticas subsequentes está a mudar fundamentalmente a compreensão das fusões em binários (NS–NS, BH–BH) em tempo real. Melhorias futuras ajudarão a captar mais desses eventos, a localizá-los melhor no céu e talvez a detetar interações invulgares de trios ou quartetos estelares, caso produzam uma assinatura específica de ondas gravitacionais.
8.3 Espectroscopia de alta resolução e levantamentos de novas
A deteção de novas em levantamentos temporais de grande cobertura permite melhorar os modelos de corrida termonuclear. Imagens e espectroscopia precisas dos remanescentes de novas podem fornecer dados sobre massas ejectadas, razões isotópicas e pistas sobre a estrutura da anã branca. Ao mesmo tempo, telescópios de raios X (Chandra, XMM-Newton, missões futuras) monitorizam interações de choque na concha da nova, ligando a teoria da ejeção de massa ao modelo de acreção em disco binário.
9. Conclusões
Sistemas de estrelas binárias abrem um vasto mundo de fenómenos astrofísicos – desde pequenas trocas de massa até espetaculares fogos de artifício cósmicos:
- Transferência de massa pode expor estrelas, causar surtos na superfície ou acelerar companheiras compactas, originando novas ou binários de raios X.
- Explosões de novas – são flashes termonucleares na superfície de anãs brancas em sistemas semi-separados; recorrentes ou em casos extremos, podem abrir caminho para uma supernova do tipo Ia, se a anã branca se aproxima do limite de Chandrasekhar.
- Supernovas do tipo Ia – explosões termonucleares destrutivas de anãs brancas, servindo como importantes medidores de distância cósmica e fontes abundantes de elementos do grupo do ferro nas galáxias.
- Fontes de ondas gravitacionais formam-se quando estrelas de neutrões binárias ou buracos negros se aproximam em espiral e fundem-se violentamente. Estes eventos podem impulsionar a nucleossíntese do processo r (especialmente em casos NS–NS) ou gerar apenas ondas gravitacionais (BH–BH).
Assim, os binários determinam muitos dos eventos mais energéticos do Universo — supernovas, novas, fusões de ondas gravitacionais — moldando a composição química das galáxias, a estrutura das populações estelares e até a escala de distâncias cósmicas. Com a expansão das capacidades de observação no espectro eletromagnético e de ondas gravitacionais, os fenómenos induzidos por binários tornam-se cada vez mais claros, revelando como sistemas de múltiplas estrelas seguem caminhos evolutivos incomuns que estrelas isoladas nunca alcançariam.
Nuorodos ir tolesnis skaitymas
- Eggleton, P. (2006). Processos Evolutivos em Estrelas Binárias e Múltiplas. Cambridge University Press.
- Batten, A. H. (1973). Sistemas Binários e Múltiplos de Estrelas. Pergamon Press.
- Bode, M. F., & Evans, A. (2008). Novas Clássicas, 2.ª edição. Cambridge University Press.
- Hillebrandt, W., & Niemeyer, J. C. (2000). “Modelos de Explosão de Supernovas Tipo Ia.” Annual Review of Astronomy and Astrophysics, 38, 191–230.
- Whelan, J., & Iben, I. Jr. (1973). “Binários e Supernovas do Tipo I.” The Astrophysical Journal, 186, 1007–1014.
- Abbott, B. P., et al. (2016). “Observação de Ondas Gravitacionais de uma Fusão de Buracos Negros Binários.” Physical Review Letters, 116, 061102.
- Paczynski, B. (1976). “Binários de envelope comum.” Em Estrutura e Evolução de Sistemas Binários Próximos (Simpósio IAU 73), Reidel, 75–80.