A câmara ADONIS (ADaptive Optics Near Infrared System) do telescópio de 3.6m do ESO (European Southern Observatory) obteve imagens detalhadas de um sistema binário jovem que, combinadas, geraram um filme do movimento de revolução das duas estrelas. As estrelas movimentam-se em torno uma da outra em apenas 3 dias. Observadas da Terra, durante uma revolução, elas passam ocultam-se alternadamente, produzindo eclipses durante os quais o brilho combinado das duas estrelas diminui.
Fig.1 Curvas de luz do sistema binário RXJ 0529.4+0041, obtidas pelo telescópio de 3.6m com o instrumento ADONIS. As depressões na curva de luz representam o eclipse observado em três filtros no infravermelho próximo (bandas J, H e K). Cortesia do ESO.A análise cuidada dos movimentos orbitais das estrelas permitiram deduzir que as suas massas têm um valor idêntico à massa do Sol. Mas, enquanto o Sol tem uma idade de 4500 milhões de anos, estas estrelas, localizadas na região de Orionte, região com grande actividade de formação de estrelas e à distância de 460 pc, formaram-se sensivelmente há uns meros 10 milhões de anos.
Esta foi a primeira vez que se obteve, com grande precisão, o valor da massa de um sistema binário jovem com estrelas de pequena massa. Este resultado contribui para a nossa compreensão de como é que estrelas jovens evoluem.
O enigmático microquasar GRS 1915+105
Um dos sistemas estelares mais enigmático da Galáxia foi revelado. Astrónomos mostraram que o sistema GRS 1915+105 contém um buraco negro estelar muito maciço. Este é o buraco negro mais "pesado" conhecido na Via Láctea, possuindo uma massa de 14 vezes a massa solar. Utilizando o instrumento ISAAC do telescópio de 8.2m VLT-ANTU, do ESO, os investigadores espreitaram para uma zona remota da Galáxia, à distância de 12345 pc. Descobriram então que o buraco negro está a ser alimentado por um fluxo contínuo de matéria estelar. Através do estudo detalhado da estrela "doadora" foi possível concluir que ela gira em torno do buraco negro. O espectro desta estrela apresenta riscas de absorção de monóxido de carbono, características de estrelas de pequena massa. Medindo, cuidadosamente, a variação da posição destas riscas ao longo do tempo no espectro foi possível determinar a velocidade orbital da estrela, o que possibilitou a determinação da massa do buraco negro.
Fig.2 Esquema do microquasar GRS 1915+105. Esta figura mostra como a estrela canibalizada alimenta o buraco negro ("black hole" em inglês) através do disco de acreção que se formou com o material da estrela. A distância entre o buraco negro e a estrela é metade da distância Sol-Terra. Cortesia do ESO.A existência de buracos negros maciços em sistemas binários levanta questões fundamentais sobre os últimos estágios da evolução estelar. Em primeiro lugar, sabemos que as estrelas maciças que originam buracos negros perdem grande parte da sua massa na parte final da sua vida, através de ventos estelares violentos. Interacções entre as duas estrelas num sistema binário podem ainda aumentar mais esta perda de massa.
Resta saber como é que, em tais circunstâncias, pode sobrar massa suficiente para formar um buraco negro tão maciço como o existente no sistema GRS 1915+105.
PM
