Com a ajuda do Telescópio Espacial Hubble (HST) os astrónomos encontraram evidências que podem ajudar a explicar como se formam as Blue Stragglers.
Há várias décadas que os astrónomos se interrogam sobre a natureza destas estrelas, que são verdadeiros intrusos nos enxames globulares, já que aparentam ser muito mais jovens do que todas as outras estrelas presentes nestes objectos. Tal coloca a questão de saber como se terão formado e evoluído, bem como descobrir porque razão "parecem" ser mais jovens que as outras estrelas na sua vizinhança.
Os astrónomos acreditam que as Blue Stragglers se formam a partir da colisão (e fusão) de duas estrelas de pequena massa. Existem no entanto dois cenários distintos. Uma das teorias propõe que uma Blue Straggler se forma a partir de um choque acidental entre duas estrelas (de notar que a densidade de um enxame globular é muito elevada, existindo cerca de 1 milhão de estrelas num raio de alguns parsec). Outra teoria advoga que estas estrelas se formam pela coalescência de duas estrelas de um sistema binário. É sabido que num sistema binário próximo, em que as estrelas estão suficientemente próximas para se tocar, a estrela mais massiva pode "canibalizar" a sua companheira, produzindo uma estrela única e cuja massa é igual à soma da massa das duas estrelas que lhe deram origem. Por um processo destes, a rápida velocidade orbital do sistema binário vai-se traduzir numa rápida velocidade de rotação da estrela resultante. Por outro lado, num cenário de um choque entre duas estrelas que não estão ligadas (e que colidiram por "acidente"), a estrela resultante não deverá ter uma velocidade de rotação particularmente elevada, já que a energia cinética resultante da velocidade inicial das duas estrelas se dissiparia juntamente com os "estilhaços" da colisão.
Com o auxílio do HST, os astrónomos puderam agora medir algumas das propriedades de uma destas estrelas, e assim decidir entre os dois cenários atrás descritos. A partir da análise do espectro e da magnitude aparente de uma estrela Blue Straggler no enxame 47 Tuc, os astrónomos foram capazes de determinar a sua temperatura efectiva, o seu raio e taxa de rotação. Concluiram então que estes valores são consistentes com os esperados para uma estrela na sequência principal com 1,7 vezes a massa do Sol. No entanto, a sua taxa de rotação é 2 a 3 vezes superior às das estrelas do mesmo tipo. Estes resultados parecem assim defender o cenário menos violento, em que a Blue Straggler resulta da colisão de duas estrelas que constituiam um sistema binário próximo. Mais informações podem ser obtidas em oposite.stsci.edu/pubinfo/Latest.html.
Os primeiros sinais da existência de satélites em alguns asteróides apareceram na década de 70, a partir da observação de ocultaçõesde asteróides pela Lua. No entanto, estas medições não eram suficientemente precisas, e só em 1993, quando a sonda Galileo "fotografou" o asteróide Ida e a sua "lua" Dactyl, os astrónomos convenceram-se que tais objectos poderiam ser comuns.
Recentes observações de 3 asteróides que passam perto da Terra parecem mostrar que estes possuem igualmente "luas". O primeiro caso envolveu o asteróide 1994 AW1, um pequeno objecto com cerca de 1 km de diâmetro. Durante a sua passagem perto da Terra (em 1994), os astrónomos mediram a variação do seu brilho. À medida que o asteróide roda, a face virada para nós vai mudando, pelo que o seu brilho vai igualmente variar. Assim, a observação da sua curva de luz (variação do brilho com o tempo) permite-nos determinar o seu período de rotação. A surpreza veio do facto de que, além de ter sido encontrado um período de 2.5 horas, que correspondia à rotação, se ter detectado igualmente uma pequena fluctuação de brilho com um período de 11,2 horas. Isso sugere que este asteróide tem uma pequena "lua". Quando o satélite é ocultado, ou quando se coloca em frente do asteróide (tapando parte da sua superfície), o brilho observado diminui. Conclui-se deste modo que este satélite tem um período de 22.4 horas.
Utilizando um método semelhante, os astrónomos descobriram mais dois objectos deste tipo: os asteróides 1991 VH, cuja "lua" parece ter cerca de 40 do tamanho deste, e o 3671 Dionisius.
Estas observações parecem indicar que tais objectos são comuns. Tal vem ao encontro das teorias que defendem que os asteróides são constituidos por vários fragmentos fracamente ligados pela gravidade. Assim, uma pequena perturbação gravitacional quando de uma passagem perto de um planeta, ou a colisão com outro asteróide pode desmembrar o sistema, colocando um dos fragmentos em órbita dos restantes. Na verdade, a Terra mostra evidências para que assim seja. Das 28 maiores crateras de impacto conhecidas na Terra, três são duplas, tendo sido formadas por dois impactos simultâneos. Outros casos semelhantes são conhecidos em Vénus, em Marte e na Lua.
NMS