Estrela sobrevive a mergulho noutra estrela

2004-02-25

Espectros de raios-X obtidos pelo Chandra. Em cima, a gigante vermelha Beta Ceti, no meio, o sistema V471 Tauri, e em baixo, a estrela anã normal Épsilon Eridani. O pico de carbono é muito menor na estrela gigante vermelha (Beta Ceti) do que na estrela anã (Épsilon Eridani) e o pico de carbono de V471 é intermédio entre os dois. Crédito: NASA/CXC/SAO/J. Drake et al.
V471 Tauri é um sistema binário de estrelas
sistema binário de estrelas
Designa-se por sistema binário de estrelas um sistema de duas estrelas que orbitam um centro de massa comum. Estrelas binárias são também usualmente designadas por estrelas duplas.
a 150 anos-luz
ano-luz (al)
O ano-luz (al) é uma unidade de distância igual a 9,467305 x 1012 km, que corresponde à distância percorrida pela luz, no vácuo, durante um ano.
de nós, na constelação
constelação
Designa-se por constelação cada uma das 88 regiões em que se divide a abóbada celeste, por convenção de 1922.
do Touro. O sistema é constituído por uma estrela anã branca
anã branca
Uma anã branca, sendo o núcleo exposto de uma gigante vermelha, é uma estrela degenerada muito densa na qual se encontra esgotada qualquer fonte de energia termonuclear. As anãs brancas, que constituem uma fase final da evolução das estrelas de pequena massa, representam cerca de 10 % das estrelas da nossa galáxia, e são por isso muito comuns. O nosso Sol passará um dia pela fase de anã branca, altura em que terá um diâmetro de apenas 10 000 km.
- a componente primária - numa órbita
órbita
A órbita de um corpo em movimento é a trajectória que o corpo percorre no espaço.
apertada com uma estrela
estrela
Uma estrela é um objecto celeste gasoso que gera energia no seu núcleo através de reacções de fusão nuclear. Para que tal possa suceder, é necessário que o objecto possua uma massa superior a 8% da massa do Sol. Existem vários tipos de estrelas, de acordo com as suas temperaturas efectivas, cores, idades e composição química.
anã normal, semelhante ao Sol
Sol
O Sol é a estrela nossa vizinha, que se encontra no centro do Sistema Solar. Trata-se de uma estrela anã adulta (dita da sequência principal) de classe espectral G. A temperatura na sua superfície é aproximadamente 5800 graus centígrados e o seu raio atinge os 700 mil quilómetros.
- a componente secundária. A distância entre as duas componentes é 1/30 da distância entre Mercúrio
Mercúrio
Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol. É o mais pequeno dos planetas rochosos, com um diâmetro cerca de 40% menor do que o da Terra.
e o Sol. Observações realizadas com o observatório de raios-X Chandra
Chandra X-ray Observatory
O observatório de raios-X Chandra, lançado em 1999, faz parte do projecto dos Grandes Observatórios Espaciais da NASA. O seu nome homenageia Subrahmanyan Chandrasekhar, Prémio Nobel da Física em 1983. O Chandra detecta fontes de raios-X a milhares de milhões de anos-luz de nós. Observar em raios-X é a única forma de observar matéria muito quente, a milhões de graus Célsius. O Chandra detecta raios-X de regiões de alta energia, como por exemplo remanescentes de supernovas.
(NASA
National Aeronautics and Space Administration (NASA)
Entidade norte-americana, fundada em 1958, que gere e executa os programas espaciais dos Estados Unidos da América.
) sugerem que a estrela primária, que é hoje uma anã branca, já foi uma estrela gigante vermelha
estrela gigante vermelha
As estrelas gigantes vermelhas são estrelas gigantes com temperaturas à superfície entre 2500 e 3500°C, do tipo espectral M ou K. As estrelas gigantes são um estado evoluído de estrelas anãs, como o Sol - as estrelas anãs, ao terminarem o processo de fusão de hidrogénio no seu núcleo, arrefecem e expandem-se, evoluindo para estrelas gigantes. Um dos seguintes processos, ou os dois, ocorre agora: a fusão de hidrogénio em hélio numa camada à volta do núcleo; a fusão de hélio em carbono e oxigénio no núcleo. As estrelas gigantes são muito luminosas: num diagrama Hertzsprung-Russell, o ramo das estrelas gigantes é mais luminoso do que a sequência principal.
, que envolveu a estrela secundária durante algum tempo e contaminou-a com material pobre em carbono. Os dados observacionais do Chandra providenciaram a melhor evidência de que uma estrela pode ser envolvida pela sua companheira e sobreviver!

Reacções de fusão nuclear
fusão nuclear
A fusão nuclear é o processo pelo qual as reacções nucleares entre núcleos atómicos leves formam núcleos atómicos mais pesados (até ao elemento ferro). No caso em que os núcleos pertencem a elementos com número atómico pequeno, este processo liberta grandes quantidades de energia. A energia libertada corresponde a uma perda de massa, de acordo com a famosa equação E=mc2 de Einstein. As estrelas geram a sua energia através da fusão nuclear.
no seio de uma estrela convertem carbono em azoto durante um período de cerca de mil milhões de anos. Quando o carbono no centro da estrela se esgota, o núcleo colapsa dando início a reacções nucleares mais energéticas que fazem a estrela expandir-se e transformar-se numa estrela gigante
estrela gigante
Uma estrela gigante é uma estrela que terminou o processo de fusão de hidrogénio no seu núcleo e, por isso, arrefeceu e expandiu-se. As estrelas gigantes são o estado evoluído das estrelas anãs. Terminada a fusão de hidrogénio em hélio no núcleo, pode ocorrer um dos seguintes processos, ou os dois: a fusão de hidrogénio em hélio numa camada à volta do núcleo, ou a fusão de hélio em carbono e oxigénio no núcleo. As estrelas gigantes são muito luminosas: num diagrama Hertzsprung-Russell, o ramo das estrelas gigantes é mais luminoso do que a sequência principal. Exemplo de estrelas gigantes próximas de nós: Aldebarã, Arturus e Capela.
vermelha. O material pobre em carbono no centro da gigante vermelha mistura-se com a parte mais externa da estrela, de forma que a sua atmosfera
atmosfera
1- Camada gasosa que envolva um planeta ou uma estrela. No caso das estrelas, entende-se por atmosfera as suas camadas mais exteriores. 2- A atmosfera (atm) é uma unidade de pressão equivalente a 101 325 Pa.
terá um défice de carbono comparada com as estrelas anãs
estrela anã
Uma estrela anã, também dita estrela da sequência principal, é uma estrela não evoluída, que ainda se encontra na fase de fusão do hidrogénio em hélio, no seu núcleo.
, semelhantes ao Sol.

Se uma estrela gigante vermelha e uma estrela anã normal (do tipo do Sol) formam um sistema binário cuja distância entre as componentes é suficientemente pequena, a evolução da estrela secundária pode ser dramaticamente afectada. Cálculos teóricos indicam que a estrela gigante vermelha pode envolver completamente a estrela companheira. Durante esta fase em comum, a fricção faz com que a estrela anã companheira caia rapidamente em movimento espiral para a gigante vermelha. O resultado é, ou a destruição da estrela anã pela gigante vermelha, ou a sua sobrevivência quando a atmosfera da gigante vermelha desaparecer e esta colapsar e transformar-se numa anã branca.

No caso da estrela companheira conseguir sobreviver, terá marcas do seu massacre sob a forma de contaminação de material pobre em carbono na sua atmosfera, que ganhou enquanto estava envolvida pela gigante vermelha.

O Chandra obteve um espectro de raios-X
raios-X
A radiação X é a radiação electromagnética cujo comprimento de onda está compreendido entre o ultravioleta e os raios gama, ou seja, pertence ao intervalo de aproximadamente 0,1 Å a 100 Å. Descobertos em 1895, os raios-X tambêm são, por vezes, chamados de raios de Röntgen em homenagem ao seu descobridor. A radiação X é altamente penetrante, o que a torna muito útil, por exemplo, para obter radiografias.
do sistema V471 Tauri, um espectro da estrela isolada Beta Ceti, uma gigante vermelha, e ainda um espectro doutra estrela isolada, Épsilon Eridani, uma estrela anã normal, do tipo do Sol. Como se pode ver no painel ao lado, o pico devido a iões
ião
Átomo ou molécula que perdeu ou ganhou um ou mais electrões.
de carbono é muito menor na estrela gigante vermelha (Beta Ceti) do que na estrela anã (Épsilon Eridani). Ora o pico de carbono de V471 é intermédio entre os dois. Os dados indicam que cerca de 10% da massa
massa
A massa é uma medida da quantidade de matéria de um dado corpo.
da estrela secundária foi acretada da gigante vermelha.

No futuro, a estrela secundária pode devolver o favor. Na sua evolução, passará de estrela anã a estrela gigante, e durante esta fase expandirá e lançará material para a anã branca. Se deitar quantidade suficiente de material na anã branca, poderá fazer com que esta aumente de massa ao ponto de colapsar e explodir como uma supernova
supernova
Uma supernova é a explosão de uma estrela no final da sua vida. As explosões de supernova são de tal forma violentas e luminosas que o seu brilho pode ultrapassar o brilho de uma galáxia inteira. Existem dois tipos principais de supernova: as supernovas Tipo Ia, que resultam da explosão duma estrela anã branca que, no seio de um sistema binário, rouba matéria da estrela companheira até a sua massa atingir o limite de Chandrasekhar e então colapsa; e as supernovas Tipo II, que resultam da explosão de uma estrela isolada de massa elevada (com massa superior a cerca de 4 vezes a massa do Sol) que esgotou o seu combustível nuclear e expeliu as suas camadas externas, restando apenas um objecto compacto (uma estrela de neutrões ou um buraco negro).
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Fonte da notícia: http://chandra.harvard.edu/photo/2004/v471/