Utilizando dados do telescópio espacial Fermi da NASA, os cientistas descobriram os primeiros eclipses de raios gama de um tipo especial de sistema estelar binário.
© NASA (estrela em órbita eclipsando um pulsar)
Estes chamados sistemas estelares "aranha" contêm cada um deles um pulsar, os remanescentes superdensos e de rotação rápida de uma estrela que explodiu como supernova, que lentamente corrói a sua companheira.
Astrônomos examinaram mais de uma década de observações do Fermi para encontrar sete sistemas estelares "aranha" que sofrem estes eclipses, que ocorrem quando a estrela companheira de baixa massa passa em frente do pulsar a partir do nosso ponto de vista.
Os dados permitiram-lhes calcular como os sistemas estão inclinados em relação à nossa linha de visão e outras informações. Um dos objetivos mais importantes do estudo destes sistemas é tentar medir as massas dos pulsares. Os pulsares são basicamente estrutura da matéria mais densa que pode ser medida. A massa máxima que podem atingir limita a física dentro destes ambientes extremos, que não podem ser replicados na Terra.
Estes sistemas desenvolvem-se porque uma estrela num binário evolui mais rapidamente do que a sua parceira. Quando a estrela massiva se transforma em supernova, deixa para trás um pulsar. Este remanescente estelar emite feixes em vários comprimentos de onda, incluindo raios gama, que entram e saem do nosso ponto de vista, criando pulsos tão regulares que rivalizam a precisão dos relógios atômicos.
Desde cedo que um pulsar absorve um fluxo de gás. À medida que o sistema evolui, a alimentação cessa quando o pulsar começa a girar mais rapidamente, gerando fluxos de partículas e radiação que sobreaquecem o lado virado para a companheira e a corroem.
Os cientistas dividem os sistemas estelares "aranha" em dois tipos com o nome de espécies de aranhas cujas fêmeas por vezes comem os seus companheiros menores. As viúvas negras contêm companheiras com menos de 5% da massa do Sol. Os sistemas correspondentes às aranhas de "lista vermelha" (o equivalente australiano da viúva negra, as chamadas "redbacks") abrigam companheiras maiores, tanto em tamanho como em massa, tendo entre 10% e 50% da massa do Sol.
Os pesquisadores podem calcular as massas destes sistemas medindo os seus movimentos orbitais. As observações, no visível, podem medir a rapidez com que a companheira está viajando, enquanto as medições no rádio revelam a velocidade do pulsar. Para um sistema visto quase de face, tais alterações são ligeiras e potencialmente confusas. Os mesmos sinais também podem ser produzidos por um sistema diminuto, mais lento, que é visto de lado.
Para medir as massas, é vital conhecer a inclinação do sistema em relação à nossa linha de visão. O ângulo de inclinação é normalmente medido utilizando luz visível, mas estas medições vêm com algumas potenciais complicações. À medida que a companheira orbita o pulsar, o seu lado superaquecido entra e sai de vista, criando uma flutuação no visível que depende da inclinação. No entanto, os astrônomos ainda estão aprendendo mais sobre o processo de superaquecimento e modelos com padrões diferentes de aquecimento preveem por vezes massas diferentes para os pulsares.
Os raios gama, porém, são apenas gerados pelo pulsar e têm tanta energia que viajam em linha reta, sem serem afetados pelos detritos, a menos que sejam bloqueados pela companheira. Caso os raios gama desapareçam do conjunto de dados deste sistema, os cientistas podem inferir que a companheira eclipsou o pulsar. A partir daí, podem calcular a inclinação do sistema em relação ao nosso ponto de vista, as velocidades das estrelas e a massa do pulsar.
O PSR B1957+20 (B1957) foi a primeira viúva negra conhecida, descoberta em 1988. Modelos anteriores para este sistema, construídos a partir de observações ópticas, determinaram que a sua inclinação em relação ao nosso ponto de vista era de cerca de 65 graus e a massa do pulsar era 2,4 vezes superior à do Sol. Isto tornaria B1957 o pulsar mais massivo conhecido, encontrando-se no limite teórico de massa entre os pulsares e os buracos negros. A análise dos dados do Fermi, possibilitou encontrar 15 fótons de raios gama em falta. O "timing" dos pulsos de raios gama destes objetos é tão confiável que 15 fótons em falta, ao longo de uma década, são suficientemente significativos para que seja estabelecido que o sistema está sendo eclipsado. Então, foi calculado que o binário está inclinado 84 graus e que o pulsar tem apenas 1,8 vezes a massa do Sol.
Um artigo foi publicado na revista Nature Astronomy.
Fonte: Max Planck Institute for Gravitational Physics
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