‘Estrela-lágrima’ revela destruição que prepara supernova

Efeito gravitacional de anã branca próxima está distorcendo a forma da estrela e prenunciando o surgimento de uma supernova, com o fim dos dois objetos astronômicos

Concepção artística do sistema HD265435 daqui a cerca de 30 milhões de anos, com a anã branca menor distorcendo a subanã quente em uma forma de “lágrima”: passos preparatórios para uma supernova. Crédito: Universidade de Warwick/Mark Garlick

Uma equipe internacional de astrônomos registrou a rara ocorrência de duas estrelas em espiral para a sua ruína, observando os sinais reveladores de uma estrela em forma de lágrima. A trágica forma é causada por uma enorme anã branca próxima, que distorce a estrela com sua intensa gravidade. O processo se encaminha para uma futura supernova, que consumirá esses dois objetos astronômicos.

Encontrado por uma equipe internacional de astrônomos e astrofísicos liderados pela Universidade de Warwick (Reino Unido), esse sistema binário é um dos poucos sistemas estelares descobertos que um dia verá uma estrela anã branca reacender seu núcleo. O estudo a seu respeito foi publicado na revista Nature Astronomy.

Os astrônomos puderam confirmar que as duas estrelas estão nos estágios iniciais de uma espiral que provavelmente terminará em uma supernova tipo Ia. Esse tipo de supernova ajuda os astrônomos a determinar a velocidade com que o universo está se expandindo.

Velocidade vertiginosa

O sistema estelar binário HD265435 está localizado a cerca de 1.500 anos-luz de distância. É composto por uma estrela subanã quente e uma estrela anã branca orbitando uma a outra a uma velocidade vertiginosa de cerca de 100 minutos. Anãs brancas são estrelas “mortas” que queimaram todo o seu combustível e entraram em colapso. Esse processo as tornou pequenas, mas extremamente densas.

Acredita-se geralmente que uma supernova tipo Ia ocorre quando o núcleo de uma estrela anã branca reacende, levando a uma explosão termonuclear. Existem dois cenários em que isso pode acontecer. No primeiro, a anã branca ganha massa suficiente para atingir 1,4 vez a massa do nosso Sol, conhecido como limite de Chandrasekhar. O sistema HD265435 se encaixa no segundo cenário, no qual a massa total de um sistema estelar próximo de múltiplas estrelas está perto ou acima deste limite. Apenas um punhado de outros sistemas estelares já descobertos vão atingir esse limite e resultar em uma supernova tipo Ia.

A autora principal do estudo, Ingrid Pelisoli, do Departamento de Física da Universidade de Warwick, explica: “Não sabemos exatamente como essas supernovas explodem, mas sabemos que tem que acontecer porque vemos isso acontecendo em outras partes do universo”.

Distorção da forma

Ela acrescentou: “Uma maneira é se a anã branca acumular massa suficiente da subanã quente, conforme as duas estão orbitando uma a outra e se aproximando, a matéria começará a escapar da subanã quente e cair sobre a anã branca. Outra maneira é que como elas estão perdendo energia para as emissões das ondas gravitacionais, elas se aproximarão até se fundirem. Assim que a anã branca ganhar massa suficiente com qualquer um dos métodos, ela se tornará uma supernova”.

Usando dados do Transiting Exoplanet Survey Satellite (Tess), da Nasa, a equipe conseguiu observar a subanã quente. Embora não tenham detectado a anã branca, os pesquisadores notaram que o brilho da subanã quente variava com o tempo. Isso sugere que um objeto massivo próximo estava distorcendo a estrela em forma de lágrima.

Os astrônomos então usaram o Observatório Palomar, na Califórnia, e o Echellette Spectrograph and Imager (ESI) do Observatório W. M. Keck, no Havaí, para medir a velocidade radial e a velocidade de rotação da subanã quente. Isso lhes permitiu confirmar que a anã branca oculta é tão pesada quanto o nosso Sol, mas apenas ligeiramente menor do que o raio da Terra.

Contração para anã branca

Na combinação com a massa da subanã quente, que é um pouco mais de 0,6 vez a massa do nosso Sol, ambas as estrelas têm a massa necessária para originar uma supernova tipo Ia.

“Os dados do ESI do Observatório Keck foram cruciais para determinar que o sistema binário compacto excede o limite de massa de Chandrasekhar. Isso torna o HD265435 um dos poucos sistemas progenitores de supernova Ia conhecidos”, disse o coautor Thomas Kupfer, professor assistente do Departamento de Física e Astronomia da Texas Tech University (EUA).

Como as duas estrelas já estão próximas o suficiente para começar a espiralar mais próximas, a anã branca inevitavelmente se tornará uma supernova em cerca de 70 milhões de anos. Modelos teóricos produzidos especificamente para este estudo também preveem que a subanã quente se contrairá para se tornar uma estrela anã branca antes de se fundir com sua companheira.

Base de cálculo

As supernovas tipo Ia são importantes para a cosmologia como “velas padrão”. Seu brilho é constante e de um tipo específico de luz. Com isso, os astrônomos podem comparar que luminosidade elas deveriam ter com o que observamos na Terra, e a partir daí calcular a que distância estão com um bom grau de precisão. Ao observarem supernovas em galáxias distantes, os astrônomos combinam o que sabem de quão rápido essa galáxia está se movendo com nossa distância da supernova e calculam a expansão do universo.

“Quanto mais entendemos como funcionam as supernovas, melhor podemos calibrar nossas velas padrão. Isso é muito importante no momento porque há uma discrepância entre o que obtemos com esse tipo de vela padrão e o que obtemos por meio de outros métodos”, disse Pelisoli. “Quanto mais entendemos sobre como as supernovas se formam, melhor podemos entender se essa discrepância que estamos vendo se deve a uma nova física que desconhecemos e não levamos em consideração, ou simplesmente porque estamos subestimando as incertezas nessas distâncias.”

Ela prosseguiu: “Há outra discrepância entre a taxa estimada e observada de supernovas galácticas e o número de progenitores que vemos. Podemos estimar quantas supernovas existirão em nossa galáxia observando muitas galáxias, ou através do que sabemos da evolução estelar, e esse número é consistente. Mas se procuramos por objetos que podem se tornar supernovas, não temos o suficiente. Esta descoberta foi muito útil para estimar a contribuição de uma subanã quente e de sistemas binários de anã branca. Ainda não parece muito, nenhum dos canais que observamos parece ser suficiente”.

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