23.5: A evolução dos sistemas estelares binários

Objetivos de

Ao final desta seção, você poderá:

• Descreva o tipo de sistema estelar binário que leva a um evento nova
• Descreva o tipo de sistema estelar binário que leva a um evento de supernova do tipo Ia
• Indique como as supernovas do tipo Ia diferem das supernovas do tipo II

A discussão sobre as histórias de vida das estrelas apresentadas até agora sofreu um preconceito — o que poderíamos chamar de “chauvinismo de uma única estrela”. Como a raça humana se desenvolveu em torno de uma estrela que passa pela vida sozinha, tendemos a pensar na maioria das estrelas isoladamente. Mas, como vimos em The Stars: A Celestial Census, agora parece que metade de todas as estrelas podem se desenvolver em sistemas binários — aqueles em que duas estrelas nascem no abraço gravitacional uma da outra e passam pela vida orbitando um centro de massa comum.

Para essas estrelas, a presença de uma companheira próxima pode ter uma profunda influência em sua evolução. Sob as circunstâncias certas, as estrelas podem trocar material, especialmente durante os estágios em que uma delas se transforma em gigante ou supergigante ou tem um vento forte. Quando isso acontece e as estrelas companheiras estão suficientemente próximas, o material pode fluir de uma estrela para outra, diminuindo a massa do doador e aumentando a massa do receptor. Essa transferência de massa pode ser especialmente dramática quando o receptor é um remanescente estelar, como uma anã branca ou uma estrela de nêutrons. Embora a história detalhada de como essas estrelas binárias evoluem esteja além do escopo de nosso livro, queremos mencionar alguns exemplos de como os estágios de evolução descritos neste capítulo podem mudar quando há duas estrelas em um sistema.

Explosões de anãs brancas: do tipo leve

Vamos considerar o seguinte sistema de duas estrelas: uma se tornou uma anã branca e a outra está gradualmente transferindo material para ela. À medida que o hidrogênio fresco das camadas externas de sua companheira se acumula na superfície da anã branca quente, ela começa a formar uma camada de hidrogênio. À medida que mais e mais hidrogênio se acumula e se aquece na superfície da estrela degenerada, a nova camada eventualmente atinge uma temperatura que faz com que a fusão comece de forma repentina e explosiva, expulsando grande parte do novo material.

Dessa forma, a anã branca rapidamente (mas apenas brevemente) se torna bastante brilhante, centenas ou milhares de vezes sua luminosidade anterior. Para os observadores antes da invenção do telescópio, parecia que uma nova estrela apareceu de repente e eles a chamaram de nova. ¹ Novae desaparece em alguns meses ou alguns anos.

Centenas de novas foram observadas, cada uma ocorrendo em um sistema estelar binário e, posteriormente, mostrando uma camada de material expelido. Várias estrelas têm mais de um episódio de nova, à medida que mais material de sua estrela vizinha se acumula na anã branca e todo o processo se repete. Enquanto os episódios não aumentarem a massa da anã branca além do limite de Chandrasekhar (transferindo muita massa muito rapidamente), a densa anã branca em si permanece praticamente inalterada pelas explosões em sua superfície.

Explosões de anãs brancas: do tipo violento

Se uma anã branca acumular matéria de uma estrela companheira em um ritmo muito mais rápido, ela pode ultrapassar o limite de Chandrasekhar. A evolução desse sistema binário é mostrada na Figura. Quando sua massa se aproxima do limite de massa de Chandrasekhar (excede 1,4\(M_{\text{Sun}}\)), esse objeto não consegue mais se sustentar como uma anã branca e começa a se contrair. Ao fazer isso, ele se aquece e novas reações nucleares podem começar no núcleo degenerado. A estrela “ferve” por mais ou menos o próximo século, aumentando a temperatura interna. Essa fase de fervura termina em menos de um segundo, quando uma enorme quantidade de fusão (especialmente de carbono) ocorre de uma só vez, resultando em uma explosão. A energia de fusão produzida durante a explosão final é tão grande que destrói completamente a anã branca. Os gases são expelidos para o espaço a velocidades de cerca de 10.000 quilômetros por segundo e, posteriormente, nenhum vestígio da anã branca permanece.

Figura\(\PageIndex{1}\) Evolução de um sistema binário. A estrela mais massiva evolui primeiro para se tornar uma gigante vermelha e depois uma anã branca. A anã branca então começa a atrair material de sua companheira, que por sua vez evolui para se tornar uma gigante vermelha. Eventualmente, a anã branca adquire tanta massa que ultrapassa o limite de Chandrasekhar e se torna uma supernova do tipo Ia.

Essa explosão também é chamada de supernova, pois, assim como a destruição de uma estrela de alta massa, ela produz uma grande quantidade de energia em um tempo muito curto. No entanto, ao contrário da explosão de uma estrela de alta massa, que pode deixar para trás uma estrela de nêutrons ou um remanescente de um buraco negro, a anã branca é completamente destruída no processo, não deixando nenhum resquício. Chamamos essas explosões de anãs brancas de supernovas do tipo Ia.

Nós distinguimos as supernovas do tipo I das supernovas do tipo II originadas da morte de estrelas massivas discutidas anteriormente pela ausência de hidrogênio em seus espectros observados. O hidrogênio é o elemento mais comum no universo e é um componente importante de estrelas massivas e evoluídas. No entanto, como aprendemos anteriormente, o hidrogênio está ausente do remanescente da anã branca, que é composto principalmente de carbono e oxigênio para massas comparáveis ao limite de massa de Chandrasekhar.

A subdesignação “a” das supernovas do tipo Ia se refere ainda à presença de fortes linhas de absorção de silício, que estão ausentes das supernovas originadas do colapso de estrelas massivas. O silício é um dos produtos que resultam da fusão de carbono e oxigênio, o que confirma o cenário descrito acima: o início repentino da fusão do carbono (e do oxigênio) do qual a anã branca foi feita.

As evidências observacionais agora indicam fortemente que a SN 1006, a Supernova de Tycho e a Supernova de Kepler (veja a caixa Supernovas na História na Seção 23.3) eram todas supernovas do tipo Ia. Por exemplo, em contraste com o caso da SN 1054, que produziu o pulsar giratório na Nebulosa do Caranguejo, nenhuma dessas supernovas históricas mostra qualquer evidência de remanescentes estelares que sobreviveram às explosões. Talvez ainda mais intrigante seja que, até o momento, os astrônomos não tenham conseguido identificar a estrela companheira que alimenta a anã branca em nenhuma dessas supernovas históricas.

Consequentemente, a fim de resolver o mistério das estrelas companheiras ausentes e outros quebra-cabeças notáveis, os astrônomos começaram recentemente a investigar mecanismos alternativos de geração de supernovas do tipo Ia. Todos os mecanismos propostos dependem de anãs brancas compostas de carbono e oxigênio, que são necessários para atender à ausência observada de hidrogênio no espectro do tipo Ia. E como qualquer anã branca isolada abaixo da massa de Chandrasekhar é estável, todos os mecanismos propostos invocam uma companheira binária para explodir a anã branca. O principal mecanismo alternativo que os cientistas acreditam criar uma supernova do tipo Ia é a fusão de duas estrelas anãs brancas em um sistema binário. As duas anãs brancas podem ter órbitas instáveis, de modo que, com o tempo, elas se aproximariam lentamente até se fundirem. Se sua massa combinada for maior que o limite de Chandrasekhar, o resultado também pode ser uma explosão de supernova do tipo Ia.

As supernovas do tipo Ia são de grande interesse para astrônomos em outras áreas de pesquisa. Esse tipo de supernova é mais brilhante do que as supernovas produzidas pelo colapso de uma estrela massiva. Assim, supernovas do tipo Ia podem ser vistas a distâncias muito grandes e são encontradas em todos os tipos de galáxias. A produção de energia da maioria das supernovas do tipo Ia é consistente, com pouca variação em suas luminosidades máximas, ou em como sua emissão de luz aumenta inicialmente e depois diminui lentamente com o tempo. Essas propriedades tornam as supernovas do tipo Ia “lâmpadas padrão” extremamente valiosas para astrônomos que olham para grandes distâncias — muito além dos limites de nossa própria galáxia. Você aprenderá mais sobre o uso deles na medição de distâncias de outras galáxias em The Big Bang.

Em contraste, as supernovas do tipo II são cerca de 5 vezes menos luminosas do que as supernovas do tipo Ia e só são vistas em galáxias que têm formação estelar massiva recente. As supernovas do tipo II também são menos consistentes em sua produção de energia durante a explosão e podem ter uma faixa de valores de pico de luminosidade.

Estrelas de nêutrons com companheiras

Agora vamos ver um par ainda mais incompatível de estrelas em ação. É possível que, nas circunstâncias certas, um sistema binário possa até mesmo sobreviver à explosão de um de seus membros como uma supernova do tipo II. Nesse caso, uma estrela comum pode eventualmente compartilhar um sistema com uma estrela de nêutrons. Se o material for então transferido da estrela “viva” para sua companheira “morta” (e altamente comprimida), esse material será atraído pela forte gravidade da estrela de nêutrons. Esse gás em queda será comprimido e aquecido a temperaturas incríveis. Ele rapidamente ficará tão quente que sofrerá uma explosão explosiva de fusão. As energias envolvidas são tão grandes que esperaríamos que grande parte da radiação da explosão emergisse como raios-X. E, de fato, observatórios de alta energia acima da atmosfera da Terra (veja Instrumentos Astronômicos) registraram muitos objetos que sofrem exatamente esses tipos de explosões de raios-X.

Se a estrela de nêutrons e sua companheira estiverem posicionadas da maneira correta, uma quantidade significativa de material pode ser transferida para a estrela de nêutrons e fazer com que ela gire mais rápido (já que a energia de spin também é transferida). O raio da estrela de nêutrons também diminuiria à medida que mais massa fosse adicionada. Astrônomos descobriram pulsares em sistemas binários que estão girando a uma taxa de mais de 500 vezes por segundo! (Às vezes, são chamados de pulsares de milissegundos, pois os pulsos são separados por alguns milésimos de segundo.)

Um giro tão rápido não poderia ter vindo do nascimento da estrela de nêutrons; deve ter sido causado externamente. (Lembre-se de que o pulsar da Nebulosa do Caranguejo, um dos pulsares mais jovens conhecidos, estava girando “apenas” 30 vezes por segundo.) De fato, observa-se que alguns dos pulsares rápidos fazem parte de sistemas binários, enquanto outros podem estar sozinhos apenas porque “consumiram totalmente” suas antigas estrelas parceiras por meio do processo de transferência de massa. (Às vezes, eles são chamados de “pulsares da viúva negra”.)

Assista a este pequeno vídeo para ver o Dr. Scott Ransom, do Observatório Nacional de Radioastronomia, explicar como surgem pulsares de milissegundos, com algumas animações interessantes.

E se você pensasse que uma estrela de nêutrons interagindo com uma estrela “normal” era incomum, também existem sistemas binários que consistem em duas estrelas de nêutrons. Um desses sistemas tem as estrelas em órbitas muito próximas umas das outras, tanto que elas alteram continuamente a órbita umas das outras. Outro sistema binário de estrelas de nêutrons inclui dois pulsares que orbitam um ao outro a cada 2 horas e 25 minutos. Como discutimos anteriormente, os pulsares irradiam sua energia, e esses dois pulsares estão se movendo lentamente um em direção ao outro, de modo que, em cerca de 85 milhões de anos, eles realmente se fundirão.

Chegamos ao fim de nossa descrição dos estágios finais das estrelas, mas ainda falta preencher uma parte da história. Vimos que estrelas cujas massas centrais são inferiores a 1,4\(M_{\text{Sun}}\) no momento em que ficam sem combustível acabam com suas vidas como anãs brancas. Estrelas moribundas com massas centrais entre 1,4 e cerca de 3\(M_{\text{Sun}}\) se tornam estrelas de nêutrons. Mas há estrelas cujas massas centrais são maiores que 3\(M_{\text{Sun}}\) quando esgotam seus suprimentos de combustível. O que acontece com eles? O resultado verdadeiramente bizarro da morte de núcleos estelares tão massivos (chamados de buraco negro) é o assunto do nosso próximo capítulo. Mas primeiro, veremos um mistério astronômico que acabou relacionado à morte de estrelas e foi resolvido por meio de investigações inteligentes e uma combinação de observação e teoria.

Conceitos principais e resumo

Quando uma anã branca ou estrela de nêutrons é membro de um sistema estelar binário próximo, sua estrela companheira pode transferir massa para ela. O material que cai gradualmente sobre uma anã branca pode explodir em uma explosão repentina de fusão e formar uma nova. Se o material cair rapidamente sobre uma anã branca, ela pode empurrá-la para além do limite de Chandrasekhar e fazer com que ela exploda completamente como uma supernova do tipo Ia. Outro mecanismo possível para uma supernova do tipo Ia é a fusão de duas anãs brancas. O material que cai sobre uma estrela de nêutrons pode causar explosões poderosas de radiação de raios-X. A transferência de material e momento angular pode acelerar a rotação dos pulsares até que seus períodos sejam apenas alguns milésimos de segundo.

Notas de pé

¹ Agora sabemos que essa terminologia histórica é bastante enganadora, pois as novas não se originam de novas estrelas. De fato, muito pelo contrário, as novas se originam de anãs brancas, que na verdade são o ponto final da evolução estelar de estrelas de baixa massa. Mas como o sistema de duas estrelas era muito fraco para ser visível a olho nu, parecia às pessoas, antes da invenção dos telescópios, que uma estrela havia aparecido onde nada era visível.

Glossário

nova

a explosão cataclísmica produzida em um sistema binário, aumentando temporariamente sua luminosidade em centenas a milhares de vezes

pulsar de milissegundos

um pulsar que gira tão rapidamente que pode emitir centenas de pulsos por segundo (e seu período, portanto, é medido em milissegundos)