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Tudo o que você sempre quis saber sobre estrelas binárias

O Sol é uma raridade, a maioria das estrelas no universo não existem sozinhas. Vamos nos aprofundar mais sobre como sistemas múltiplos surgem e funcionam.

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Sistema binário no episódio “Night Terrors”, de Jornada nas Estrelas: A Nova Geração.

Sistemas binários estão dentro da cultura pop. A imagem que ilustra a capa desse artigo é do planeta fictício de Tatooine, um importante local onde muito da trama de Star Wars se desenrola e a cena dos dois sóis aparece em quase todos os filmes. Sistemas binários também aparecem em Jornada nas Estrelas, Alien 3, Tropas Estelares…

Sistemas estelares binários são extremamente comuns no universo. Estima-se que haja o dobro de sistemas binários quando comparado à sistemas simples – como o nosso Sol. Sistemas com mais de uma estrela fazem parte de uma categoria chamada sistemas múltiplos. Sistemas binários são sistemas com duas estrelas; sistemas ternários contém três estrelas, e assim por diante. Estrelas bem conhecidas, como Alpha Centauri, Sirius, Capella, Procyon, e Antares, são todas parte de sistemas múltiplos. Existem até sistemas binários com buracos negros, como é o caso de Cygnus X-1, que já escrevemos um artigo sobre. A estrela Castor, na constelação de Gêmeos, é um exemplo bem mais além, é um sistema sêxtuplo – sim, um sistema contendo seis estrelas.

Sistema binário visual: Mizar e sua companheira menor, Alcor, na constelação de Ursa Maior.

Estrelas binárias que podem ser distinguidas por telescópios ópticos convencionais são chamadas de binárias visuais. Um exemplo de uma binária visual é a estrela Mizar, na constelação de Ursa Maior, a primeira estrela binária descoberta, em 1650. Na verdade, Mizar pode ser distinguida até mesmo a olho nu por pessoas com excelente acuidade visual. A estrela secundária se chama Alcor, ou Mizar B. Posteriormente, com telescópios mais potentes e com uma técnica chamada espectroscopia, foi descoberto que na verdade, tanto Mizar como Alcor são ambas sistemas binários também, tornando todo o conjunto um complexo sistema quaternário, com quatro estrelas.

Sistemas múltiplos surgem em grande variedade e são bem interessantes para serem estudados. Apenas um componente pode afetar todo o ciclo de vida de sua estrela companheira. Vamos explorar mais sobre cada um desses tipos.

Classificações das estrelas binárias

Antes de prosseguir, um pequeno glossário: a estrela mais brilhante é chamada de estrela primária, a menos brilhante é a estrela secundária. É possível que sistemas binários se encaixem em múltiplas classificações, por exemplo: Cygnus X-1 é uma binária espectroscópica, mas também é uma binária de raios X de grande massa.

Quanto à sua aparência

Albireo, na constelação de Cisne, parece um sistema binário mas são apenas duas estrelas alinhadas, 70 anos-luz uma da outra.

Antes de adentrar-nos nas classificações mais específicas, vamos definir pelo menos três classificações de sistemas binários quando à sua aparência, apenas. Essa classificação define como as binárias aparentam no céu noturno e seu método de observação:

  • Binárias ópticas: são duas estrelas que aparentam sistemas binários devido à sua proximidade aparente, mas não o são. Na realidade, elas podem estar centenas de anos-luz distantes uma da outra, sem nenhum vínculo gravitacional, mas da Terra aparentam muito próximas. Um exemplo é Albireo, na constelação de Cisne.
  • Binárias espectroscópicas: são estrelas que estão tão próximas uma das outras que é impossível distinguí-las usando telescópios, exigindo um método chamado espectroscopia para identificá-las individualmente. Falamos agora pouco de Mizar, ela é um exemplo de binária espectroscópica.
  • Binárias visuais: são estrelas binárias que podem ser distinguidas visualmente por meio de telescópios ópticos. Ao contrário das binárias ópticas, as binárias visuais são realmente sistemas binários, com vínculo gravitacional.

Quanto à interação física

Um sistema binário pode também ser inserido em algumas dessas categorias de acordo com a interação física entre as estrelas. Mas antes de avançarmos para a classificação, é muito importante entender o que é o lóbulo de Roche.

A letra L significa o ponto de Lagrange, um ponto onde as gravidades se equilibram.

O lóbulo de Roche é a região em torno de uma estrela em um sistema binário dentro do qual o material orbital é gravitacionalmente ligado a essa estrela. Qualquer material dentro do lóbulo de Roche da estrela A está vinculado à estrela A; o mesmo acontece para a estrela B. Quando a massa da estrela A ultrapassa seu ponto de Lagrange, ela passa a sofrer atração da gravidade da estrela B.

  • Binárias separadas: não há contato físico ou transferência de matéria entre as estrelas. Nenhuma das estrelas é maior que seu lóbulo de Roche e ambas as estrelas permanecem esféricas e sem troca de matéria. Grande parte dos sistemas binários caem nessa classificação.
  • Binárias semi-separadas: uma das estrelas é grande o suficiente e atingiu os limites do seu lóbulo de Roche e parte da massa dessa estrela é transferida para o seu par pela ação da gravidade. Em muitos casos, é formado um disco de acreção ao redor da estrelas de maior massa, formando também uma binária de raios X ou uma estrela variável cataclísmica.
  • Binárias de contato: ambas as estrelas são grandes o suficiente e ultrapassam seus lóbulos de Roche. Há troca de gás da atmosfera superior de ambas as estrelas, formando um envelope comum que as envolvem.

Estrelas variáveis cataclísmicas

Concepção artística de DQ Herculis, uma variável cataclísmica polar intermediária.

As variáveis cataclísmicas consistem em uma anã branca primária e uma estrela secundária laranja ou vermelha do tipo K ou M (para saber o que K e M significa, temos um artigo completo sobre classificação espectral das estrelas). Essa estrela maior secundária é distorcida pelas forças de maré e atraída pelo campo gravitacional da anã branca, que pode ter até 1,44 massas solares (valor determinado pelo limite de Chandrasekhar, mas isso é assunto para uma outra matéria).

Nesse tipo de sistema, a matéria da estrela segundária é tragada pela anã branca, formando um disco de acreção. A anã branca, que é feita de matéria degenerada, é incapaz de fundir o hidrogênio, apesar da temperatura de sua superfície ser suficiente. Eventualmente, essa nova quantidade de hidrogênio absorvido da estrela secundária se funde rapidamente em hélio. Esse flash de hélio faz com que a anã branca brilhe fortemente em um evento chamado de nova (não confundir com supernova).

Em uma variável cataclísmica polar, como AM Herculis, o material em acreção é aprisionado pelo campo magnético da anã branca.

Existem casos onde o intenso campo magnético da anã branca distorce o disco de acreção. Dependendo de como o disco de acreção é interrompido ou distorcido, são chamadas de polares e polares intermediárias – também chamadas de estrelas AM Herculis ou DQ Herculis, respectivamente, por serem as primeiras desse tipo a serem descobertas. Nesse tipo de sistema, a estrela secundária perde material para uma anã branca compacta com um campo magnético muito forte. O campo é tão forte que o material, a caminho da anã branca, fica preso no campo e flui em direção aos pólos magnéticos da estrela compacta.

Estrelas binárias de raios X

Sistemas binários que contém um objeto compacto, como uma estrela de nêutrons ou buraco negro, e que emite raios X são chamadas de binárias de raios X. Esse objeto compacto é chamado de acretor, enquanto a estrela maior que tem sua matéria atraída é a doadora. Essa classificação é ainda dividida em outras duas subcategorias: se a estrela doadora tem massa igual ou menor que 1 massa solar, o sistema é chamado de binário de raios X de baixa massa (LMXB, da abreviação do inglês); e se a estrela companheira excede 10 massas solares, então o sistema é chamado de binário de raios X de grande massa (ou HMXB).

Binárias de raios X de grande massa

Cygnus X-1 é um sistema binário de grande massa de raios X contendo um buraco negro e uma estrela classe O.

Binárias de raios X de grande massa (HMXB) são sistemas binários contendo uma estrela gigante azul de classe O ou B acima de 10 massas solares orbitando um objeto acretor extremamente compacto, como uma estrela de nêutrons ou um buraco negro. Nos HMXB, a enorme estrela doadora domina as emissões em luz visível enquanto o disco de acreção e a superfície do objeto compacto emite intensa radiação no espectro de raios X. O exemplo mais famoso é Cygnus X-1, contendo um buraco negro e uma estrela gigante azul da classe O, assunto que já abordamos aqui no Espaço-Tempo.

Binárias de raios X de baixa massa

Binárias de raios X de baixa massa (LMXB) são sistemas binários onde um objeto acretor extremamente compacto, como uma estrela de nêutrons ou buraco negro, é acompanhado de uma estrela doadora de até 1 massa solar, podendo ser uma estrela da sequência principal como o nosso Sol ou uma anã branca. O objeto mais compacto atrai matéria da estrela menos densa, acelerando e aquecendo o gás para mais de 1 milhão de Kelvin, o que o faz emitir raios X. A parte mais brilhante de um sistema binário de baixa massa é o disco de acreção sendo atraído pelo objeto compacto.

Devido ao seu tamanho bem menor, a maior parte da radiação de sistemas de baixa massa é detectada no espectro de raios X, uma pequena quantidade é detectada no espectro visível.

Estrelas binárias eclipsantes

Animação de um sistema binário eclipsante (distâncias não reais para fins ilustrativos). Fonte: ESO

As binárias eclipsantes surgem quando duas estrelas orbitam em um plano na nossa linha de visão da Terra. Quando as estrelas se eclipsam dessa forma, o brilho varia, e isso afeta suas curvas de luz, porque quando uma estrela está eclipsando a outra os telescópios captam menos luz. O tamanho das estrelas, a distância entre elas e o quanto uma estrela se sobrepõe à outra também determina como a curva pode parecer.

A estrela Algol (Beta Persei), na constelação de Perseu, e Sheliak (Beta Lyrae), na constelação de Lira, são exemplos de binárias eclipsantes.

Brunno Pleffken Hosti

Professor. Graduando em Licenciatura em Física pela Pontifícia Universidade Católica do Paraná (PUCPR). Extensão em Astrofísica pela UFSC. Editor do Espaço-Tempo.

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