Sistemas de estrelas binárias e fenómenos incomuns

Um sistema binária é constituída por duas estrelas ligadas pela gravidade e que orbitam em torno de um centro de massa comum. Dois pontos de luz que parecem estar próximos no céu não formam necessariamente um par físico. Os sistemas triplos e os de multiplicidade superior têm mais companheiras.

As companheiras são particularmente comuns entre as estrelas de grande massa, enquanto muitos sistemas de estrelas de baixa massa têm apenas uma estrela. Ao indicar qualquer «fração de sistemas binários», é necessário definir o que se está a contar: a contagem dos sistemas com companheiras difere da contagem de estrelas individuais que pertencem a sistemas múltiplos.[1]

Muitos sistemas binários formam-se quando o gás que dá origem às estrelas se fragmenta; por vezes, isso acontece num disco. Aproximações posteriores podem reorganizar os sistemas. Duas estrelas inicialmente não ligadas não podem tornar-se um par duradouro apenas por uma aproximação gravitacional isolada de dois corpos: é necessário remover ou transferir energia através da interação com o gás, por forças de maré ou através da interação com corpos adicionais.[1]

A distância determina se fazer parte de um par conduz a uma interação

Os membros de pares largos podem trocar pequenas quantidades de matéria. Num par mais próximo, as camadas externas de uma estrela em expansão podem atingir o limite crítico chamado cavidade de Roche. Os estudos de observação de estrelas massivas do tipo O mostram que a interação é uma parte essencial da sua evolução, e não um desfecho excecional.[2]

Estes termos descrevem a geometria e a interação das estrelas. À medida que as estrelas e as suas órbitas evoluem, o sistema pode passar de uma configuração para outra.[3], [4]

No modelo habitual de órbita circular e rotação síncrona, a cavidade de Roche é uma fronteira tridimensional definida pelo potencial efetivo no referencial em rotação com a órbita. Esta descrição combina a gravidade com um termo centrífugo. Esta fronteira não é uma camada rígida em torno da estrela.[5]

As duas cavidades tocam-se no ponto L₁, o ponto de Lagrange interior, que é um ponto de sela deste potencial. Quando as camadas externas da estrela doadora chegam a esta região, o gás pode fluir na direção da estrela companheira. A estrela que transborda a sua cavidade depende da relação entre o seu raio e o tamanho da sua própria cavidade, não apenas de qual estrela parece maior.[5]

O gás em fluxo também transporta momento angular. Pode orbitar num disco em torno da acreção, atingir diretamente a estrela ou ser canalizado por um campo magnético intenso. Por isso, forma-se frequentemente um disco, mas não sempre. Parte da matéria pode escapar do sistema, em vez de passar a fazer parte da companheira.[6], [7]

A perda do invólucro pode expor o núcleo quente da estrela. A acreção pode acelerar a rotação da estrela que recebe a matéria e alterar a sua evolução futura. O facto de também misturar hidrogénio novo no núcleo e de a estrela parecer rejuvenescida depende da reação do seu interior.[8]

A perda de massa altera o tamanho da estrela dadora, enquanto as alterações da massa e do momento angular orbital modificam a forma do seu lóbulo de Roche. Se estas alterações permitirem que a estrela dadora alcance o equilíbrio, a transferência de matéria pode continuar de forma regulada. No entanto, se o transbordo do lóbulo se intensificar mais rapidamente, a interação pode tornar-se instável.[9]

A companheira pode acabar no interior do invólucro

Durante a fase de envelope comum, a companheira e o núcleo da estrela dadora orbitam no interior de um invólucro gasoso em expansão. A resistência e os torques gravitacionais transferem energia orbital e momento angular para o gás, e os dois corpos no invólucro podem aproximar-se um do outro em espiral.[10]

A eficiência com que o invólucro é expelido continua a ser uma das maiores incógnitas. Num sistema binário de contacto cujas camadas exteriores das estrelas se fundiram, não ocorre necessariamente um envolvimento rápido seguido de uma aproximação em espiral.[10], [3]

A luz pode revelar uma fusão

Antes da erupção de 2008, a V1309 Scorpii apresentava uma luminosidade variável de sistema binário de contacto e um período orbital cada vez mais curto. As observações constituem fortes indícios de que a sua erupção vermelha foi acompanhada por uma fusão estelar. Estas novas vermelhas luminosas são fisicamente diferentes das explosões à superfície de anãs brancas, conhecidas como novas clássicas.[11]

A chamada nova clássica começa quando a anã branca acumula novos gases, geralmente ricos em hidrogénio, provenientes da estrela companheira. A compressão e o aquecimento na base da camada acretada podem desencadear uma combustão nuclear que acelera descontroladamente. O invólucro aquecido expande-se e a matéria é expelida; a própria anã branca permanece intacta.[12]

Se a acreção recomeçar, poderá ocorrer outra nova mais tarde. Chamam-se novas recorrentes os sistemas em que se observou mais do que uma erupção deste tipo. O tempo entre recorrências depende da massa da anã branca, do seu estado térmico e do fornecimento de combustível. Uma nova observada apenas uma vez não é necessariamente um acontecimento único.[12]

A nova anã brilha noutro local

Numa nova anã, o disco de acreção alterna entre um estado mais frio e um mais quente; estes estados estão relacionados com a ionização do hidrogénio. Aumenta a taxa a que o disco transporta e liberta energia de acreção. Esta erupção não exige uma explosão termonuclear na anã branca.[7]

Muitos sistemas binários interativos com uma anã branca são chamados variáveis cataclísmicas. A sua diversidade inclui erupções do disco e sistemas fortemente magnéticos, nos quais o fluxo é canalizado para os polos magnéticos.[7]

Uma supernova do tipo Ia típica é a explosão termonuclear de uma anã branca de carbono e oxigénio. A combustão, que acelera descontroladamente, liberta rapidamente energia suficiente para destruir a estrela. No seu espectro, perto do brilho máximo, geralmente não há hidrogénio, mas vê-se uma característica marcada do silício uma vez ionizado. «Tipo Ia» é uma categoria mais específica do que o «tipo I», mais abrangente, que se caracteriza pela ausência de hidrogénio.[13]

A combustão pode ser desencadeada por mais do que uma via

A estrela dadora pode ser uma estrela não degenerada - uma categoria de cenários de degenerescência única - ou outra anã branca - uma categoria de cenários de degenerescência dupla. Estas categorias descrevem a estrela companheira, enquanto a «dupla detonação» descreve o processo de ignição. As categorias sobrepõem-se. Um par de anãs brancas não explode espontaneamente só por ter uma massa total superior a determinado limite.[13]

Porque são estas explosões importantes muito para além da sua galáxia

As supernovas do tipo Ia ejetam núcleos de elementos do grupo do ferro, e o decaimento radioativo ajuda a sustentar a sua luminosidade variável.[14] Os seus brilhos máximos não são iguais. A relação entre o brilho máximo e a taxa de diminuição do brilho, juntamente com correções de cor e outras, permite utilizá-las como velas padrão para determinar distâncias.[17]

As comparações entre supernovas próximas e distantes, em 1998–1999, forneceram provas de que a expansão do Universo está a acelerar. A sua utilidade depende de uma calibração cuidadosa e do controlo dos efeitos da poeira, das diferenças entre populações e dos erros sistemáticos de observação.[18], [19]

Quando o corpo que acumula matéria é uma estrela de neutrões ou um buraco negro, a matéria em queda pode libertar uma grande quantidade de energia gravitacional. Uma estrela companheira pode fornecer matéria para esta acreção através do transbordamento do lóbulo de Roche ou do vento estelar. O sistema binário de raios X resultante permite estudar o remanescente através da observação do seu ambiente.[20]

Uma estrela de neutrões tem uma superfície material onde se pode acumular combustível. Um buraco negro tem um horizonte de eventos; a radiação e os jatos que escapam são produzidos por processos que ocorrem fora do horizonte de eventos. Por isso, um brilho semelhante não significa necessariamente que o mecanismo de produção de energia seja o mesmo.[21], [20]

Os objetos compactos em órbita emitem ondas gravitacionais, que transportam energia orbital e momento angular. Os membros de um par suficientemente próximo aproximam-se em espiral e acabam por produzir um sinal cuja frequência aumenta à medida que se aproximam da fusão. Os membros de um par em órbita a grande distância um do outro podem precisar de muito mais tempo do que a idade atual do Universo para chegar a esta fase.[23]

Um par pode formar-se de várias maneiras

Duas estrelas que se formaram em conjunto podem trocar matéria e permanecer ligadas em par, apesar da perda de massa e dos impulsos de velocidade associados à formação dos remanescentes. Os encontros em enxames densos também podem juntar remanescentes numa par ou levar à troca de companheiros. Um terceiro corpo pode alterar a excentricidade orbital de um sistema binário interno e favorecer a fusão dos seus membros. A contribuição destes canais de formação continua a ser estudada.[24]

Ankstesniame straipsnyje „ Nukleosintezė: už geležį sunkesni elementai“ nagrinėjama, kas nutinka šiai naujai susidariusiai medžiagai.

Daugumos dvinarių sistemų neįmanoma stebėti kaip dviejų aiškiai atskirtų žvaigždžių, besikeičiančių dujomis. Tyrėjai derina šviesumo kitimo, spektrų, padėčių ir tikslių laiko matavimų duomenis, kad atkurtų sistemos vaizdą. Nė vienas stebėjimo metodas neatskleidžia visų savybių.

A combinação dos dados dos eclipses com as velocidades radiais de ambas as estrelas permite determinar as massas e os raios estelares com grande precisão. Estas medições permitem testar os modelos estelares utilizados ao longo deste capítulo.[31], [7], [12]

Os padrões das populações ajudam a testar fases evolutivas invisíveis

É difícil observar diretamente a fase breve do envelope comum, mas os possíveis vestígios desta fase persistem. Os investigadores comparam as populações de sistemas binários próximos e de fusões com modelos que variam a eficiência da transferência de massa, a ejeção do envelope e os impulsos de velocidade conferidos aos remanescentes. Diferentes percursos evolutivos podem ter resultados semelhantes, pelo que a correspondência com um sistema não confirma, por si só, um percurso universal.[10], [24]

A LISA está a ser desenvolvida para alargar a astronomia de ondas gravitacionais à banda de frequências de milihertz, onde será possível observar muitos dos sistemas binários compactos da nossa Galáxia. A observação dos sistemas enquanto os seus componentes ainda orbitam um em torno do outro e a combinação dos dados de ondas gravitacionais e de luz ajudarão a relacionar os sistemas binários sobreviventes com as fusões e explosões que poderão vir a provocar.[28], [32]

As companheiras também alteram aquilo que as estrelas devolvem ao espaço cósmico. A perda das camadas exteriores, os ventos, as novas, as supernovas termonucleares e a matéria rica em neutrões expelida durante as fusões dispersam diferentes materiais em épocas diferentes. A evolução dos sistemas binários liga o destino de estrelas individuais à história química das galáxias.[13], [12], [26]