Resolvido o mistério das estrelas pulsantes

Redação do Site Inovação Tecnológica - 29/11/2010

Nem as estrelas cefeidas nem os binários de eclipse são fenômenos comuns, por isso a hipótese de encontrar tal par de objetos parecia muito pequena. Na realidade, não se conhece nenhum na Via Láctea.
[Imagem: ESO/L. Calçada]

E a vencedora é...

Ao descobrir a primeira estrela dupla, onde uma estrela variável pulsante, conhecida como cefeida, e outra estrela passam em frente uma da outra, uma equipe internacional de astrônomos desvendou um mistério de décadas.

Até agora, os astrônomos dispunham de duas previsões teóricas incompatíveis para a massa das cefeidas.

O alinhamento raro das órbitas das duas estrelas no sistema estelar duplo permitiu fazer uma medição da massa da cefeida com uma precisão sem precedentes.

O novo resultado mostra que a predição feita pela teoria da pulsação estelar está correta, enquanto a predição feita a partir da teoria de evolução estelar não está de acordo com as novas observações.

"Medimos a massa de uma estrela cefeida com uma precisão muito maior do que qualquer estimativa anterior. Este novo resultado permite-nos dizer imediatamente qual das duas teorias em competição utilizadas para prever a massas das cefeidas está correta," diz Grzegorz Pietrzynski, coordenador da equipe.

Cefeida e binário de eclipse

Infelizmente, e apesar da sua importância, as cefeidas ainda não são completamente compreendidas. As predições das massas que derivam da teoria das estrelas pulsantes são de 20 a 30% menores do que as predições feitas utilizando a teoria de evolução estelar. Esta discrepância é conhecida desde os anos 1960.

Para resolver este mistério, os astrônomos precisavam encontrar uma estrela dupla que contivesse uma cefeida e cuja órbita estivesse diretamente voltada para a Terra. Nestes casos, conhecidos como binários de eclipse, o brilho das duas estrelas diminui quando uma das componentes passa em frente da outra, e também quando passa por trás da outra estrela.

Os astrônomos conseguem determinar as massas das estrelas nesses pares com elevada precisão. Infelizmente, nem as estrelas cefeidas nem os binários de eclipse são fenômenos comuns, por isso a hipótese de encontrar tal par de objetos parecia muito pequena. Na realidade, não se conhece nenhum na Via Láctea.

Wolfgang Gieren, outro membro da equipe, continua: "Recentemente, encontramos efetivamente o sistema de estrela dupla pelo qual ansiávamos entre as estrelas da Grande Nuvem de Magalhães. Este sistema contém uma estrela variável cefeida que pulsa a cada 3,8 dias. A outra estrela é ligeiramente maior e mais fria, e as duas estrelas orbitam em torno uma da outra em 310 dias. A verdadeira natureza de binário deste objeto foi imediatamente confirmada assim que o observamos com o espectrógrafo HARPS, em La Silla."

Cefeidas

As estrelas variáveis clássicas cefeidas, normalmente conhecidas apenas por cefeidas, são estrelas instáveis muito maiores e muito mais brilhantes do que o Sol.

Elas expandem-se e contraem-se de forma regular, levando entre cerca de alguns dias até alguns meses para completar o ciclo.

O tempo que levam para tornar-se mais luminosas e depois menos luminosas é maior para as estrelas que são mais luminosas e mais curto para as que são menos luminosas.

Esta relação tão extraordinariamente precisa torna o estudo das cefeidas um dos métodos mais eficazes na medição de distâncias a galáxias próximas e a partir daí no mapeamento da escala de todo o Universo.

A relação período-luminosidade das cefeidas, descoberta por Henrietta Leavitt em 1908, foi usada por Edwin Hubble nas primeiras estimativas das distâncias ao que nós hoje sabemos serem galáxias - até então acreditava-se que o Universo era um único "conjunto" de estrelas e outros corpos celestes - veja mais em Como foi calculada a idade do Universo?

As primeiras cefeidas variáveis foram descobertas no século XVIII e as mais brilhantes podem ser vistas facilmente a olho nu a variar de noite para noite.

O seu nome vem da estrela Delta Cefeida na constelação de Cefeu, que foi vista variar pela primeira vez por John Goodricke, na Inglaterra, em 1784. Curiosamente, Godricke foi também o primeiro a explicar as variações de brilho de outro tipo de estrela variável, os binários de eclipse.

Neste último caso, temos duas estrelas em órbita uma da outra passando em frente uma da outra durante parte das suas órbitas, o que faz com que o brilho total do par diminua.

O objeto raro agora estudado é ao mesmo tempo uma cefeida e um binário de eclipse. As cefeidas clássicas são estrelas de grande massa, diferentes de estrelas pulsantes similares de menor massa que não partilham a mesma história de evolução.

Massa das cefeidas

Os observadores mediram cuidadosamente as variações de brilho deste objeto raro, conhecido como OGLE-LMC-CEP0227, à medida que as duas estrelas orbitavam e passavam em frente uma da outra. Eles utilizaram o HARPS e outros espectrógrafos para medir os movimentos das estrelas em direção à Terra e quando se afastavam - tanto o movimento orbital das duas estrelas como o movimento de ida e volta da superfície da cefeida à medida que ela se expande e se contrai.

A partir deste conjunto de dados muito completo e detalhado os astrônomos determinaram o movimento orbital, os tamanhos e as massas das duas estrelas com enorme precisão - muito superior ao que tinha sido medido anteriormente para uma cefeida.

A massa da cefeida é agora conhecida com uma margem de erro de menos de 1% e está completamente de acordo com as predições feitas pela teoria das pulsações estelares. Em contraste, a maior massa prevista pela teoria de evolução estelar está errada de modo bastante significativo.

A estimativa muito melhor da massa é apenas um resultado deste trabalho, e a equipe espera encontrar outros exemplos destes pares de estrelas bastante úteis de modo a explorar melhor este método.

A equipe acredita também que, a partir destes sistemas binários, irá eventualmente conseguir determinar a distância da Grande Nuvem de Magalhães com uma margem de erro abaixo de 1%, o que significaria uma melhoria considerável da escala de distância cósmica.

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