Medindo a massa de uma estrela

Imagem da AB Dor A (azul) com a pequena AB Dor C ao seu lado (pequeno ponto avermelhado). A órbita da estrela C em torno da A é indicada pela linha a ponteado. Esta fantástica observação equivale a sermos capazes de distinguir dois objectos que se encontram separados de 1cm um do outro quando estamos a uma distância de 20km. Cortesia ESO.

  Uma equipa internacional de astrofísicos mediu a massa de uma pequena estrela jovem que se encontra num sistema binário. O resultado mostra que esta é mais "pesada" do que era esperado, e coloca enormes problemas para as teorias de evolução das estrelas de pequena massa.
  Ao contrário do que acontece na maior parte das ciências, os astrofísicos apenas podem contar com a luz que nos chega dos astros para determinar as suas propriedades. Assim, calcular a massa de um outro "sol" não é uma tarefa trivial.
  Quando uma estrela se encontra isolada, a determinação da sua massa tem de passar por um processo, nada isento de erros, de comparação do seu brilho, ou luminosidade, e da sua cor (que indica a temperatura), com os valores esperados pelos modelos teóricos.
  Mas se uma estrela se encontra num sistema binário, a determinação precisa da sua massa pode ser um processo bastante mais simples. Para tal, temos de ser capazes de observar a trajectória que as duas estrelas percorrem, uma em torno da outra. O estudo deste movimento pode indicar-nos, numa situação favorável, a massa das duas estrelas. Infelizmente, quando as duas estrelas têm uma diferença de brilho muito significativa, a observação da estrela mais "fraquinha" pode ser uma tarefa muito complicada, já que esta é ofuscada pelo brilho da sua companheira. Observar um sistema destes implica assim o uso de técnicas altamente sofisticadas.
  Foi exactamente isso que uma equipa de astrofísicos fez agora. Utilizando a câmara de grande contraste NACO SDI de um dos quatro telescópios de 8.2-m do VLT, os astrónomos tiraram imagens de grande resolução do sistema AB Dor A. Desde a década de 1990 que se pensava que esta estrela, com apenas 50 milhões de anos de idade, deveria ter um companheiro de massa mais pequena. Este tinha sido detectado indirectamente pelas perturbações que causa na estrela principal. Mas as imagens da AB Dor A, agora recolhidas com o VLT, permitiram pela primeira vez observar directamente o companheiro (AB Dor C), bem como medir o seu brilho, cor e posição. Combinando esta informação com outros dados sobre a estrela AB Dor A, os astrofísicos puderam determinar com grande precisão a massa da pequena estrela, cerca de 100 vezes menos brilhante que a estrela principal. O resultado mostra que a AB Dor C tem o equivalente a 93 vezes a massa de Júpiter (aproximadamente 0.09 vezes a massa do Sol).
  A grande surpresa chegou quando os astrofísicos compararam o brilho da estrela com aquele que era esperado segundo os modelos para uma estrela com a sua massa e idade. Os resultados mostram que a AB Dor C é cerca de 2,5 vezes menos brilhante do que o esperado.
  A consequência desta descoberta pode ter implicações em vários estudos. Em particular, nos últimos anos têm sido descobertos vários objectos isolados e de muito pequena massa em zonas de formação estelar. A partir do seu brilho, os astrofísicos têm concluído que eles terão a massa de um planeta gigante. Estes corpos receberam mesmo a alcunha de "planetas flutuantes". Mas com base nas observações da AB Dor C, estes objectos devem ter uma massa superior à anteriormente deduzida.

O centro negro da Galáxia

Eis a emissão de raios-X proveniente do centro da Via-Láctea. As quatro fontes identificadas são binários de raios-X, onde um buraco negro ou estrela de neutrões atrai a matéria de uma estrela companheira, originando variações de brilho nestes comprimentos de onda (o comportamento temporal da fonte A aparece no painel inferior). Sgr A*, o buraco negro supermassivo no centro da Galáxia, é a detecção imediatamente acima da fonte C. Cortesia NASA/CXC e M. Muno (Univ. da Califórnia) e colaboradores.

  Um programa observacional levado a cabo pelo telescópio espacial de raios-X Chandra revelou uma concentração de objectos compactos em torno do buraco negro supermassivo Sagittarius A* (Sgr A*) que reside no centro da Via-Láctea. A descoberta, que surpreendeu os astrónomos, aponta para a existência de um elevado número de estrelas de neutrões ou buracos negros a menos de 3 anos-luz de Sgr A*.
  O centro da Galáxia sempre suscitou um enorme interesse por parte dos astrónomos. Em primeiro lugar, porque é uma região praticamente escondida dos nossos olhos - quantidades imensas de poeira ocupam os 25,000 anos-luz que nos separam da região central da Via-Láctea, impossibilitando o seu estudo no óptico, por exemplo. Depois, porque a região central de uma galáxia contém, potencialmente, as pistas que nos permitirão compreender como essa galáxia nasceu e evoluiu: terá sido um buraco negro supermassivo o motor dessa evolução, ou mesmo a semente dessa criação? Por último, apesar de escondida no óptico, a região central da Via-Láctea é o centro galáctico que mais próximo se encontra - em comprimentos de onda não afectados pela poeira, tal permitirá efectuar os estudos mais detalhados de tais ambientes extremos.
  Nos últimos anos, o estudo no infravermelho do movimento de estrelas no centro da Via-Láctea havia já revelado que a fonte Sgr A* é um buraco negro com cerca de 2.6 milhões de vezes a massa do Sol (ver "O Observatório", Vol. 8, n.° 8). Foram também observadas explosões provenientes de SgrA*, os últimos sinais da matéria que desaparece para além do horizonte de acontecimentos deste buraco negro em rotação (ver "O Observatório", Vol. 9, n.° 8).
  Agora, as observações revelaram quatro fontes de raios-X variáveis a menos de 3 anos-luz de Sgr A*. A variabilidade indica que se está a observar um binário de raios-X, um sistema onde um objecto muito denso, uma estrela de neutrões ou um buraco negro, atrai a matéria de uma estrela companheira. Esta detecção, efectuada a partir de observações obviamente limitadas no tempo, sugere a existência de milhares de buracos negros resultantes da evolução de estrelas de grande massa (buracos negros estelares) em torno de Sgr A*. Este "enxame" de buracos negros terá a sua origem em fenómenos dinâmicos no centro da Galáxia: ao longo de milhares de milhões de anos, a atracção gravitacional entre os buracos negros estelares, com massas típicas de 10 massas solares, e as estrelas vizinhas, de menor massa, resulta na queda destes buracos negros para perto de Sgr A* e o movimento inverso por parte das estrelas. Concentrados perto de Sgr A*, estes buracos negros podem capturar estrelas previamente em sistemas binários puramente estelares, surgindo então os binários de raios-X observados. O mesmo efeito se aplicaria à estrela de neutrões, porventura em menor escala devido à sua menor massa.