Gaia e as 14000 anãs brancas

Título: Gaia reveals evidence for merged white dwarfs

Autores: M. Kilic, N. C. Hambly, P. Bergeron, N. Rowell

Instituição do primeiro autor: Department of Physics and Astronomy, University of Oklahoma, EUA

Status: submetido ao MNRAS [acesso aberto]

Se você não esteve evitando a internet ultimamente, deve ter ouvido falar que o segundo catálogo da missão Gaia foi divulgado, contendo a localização precisa de mais de 1,7 bilhões de estrelas na nossa Galáxia e além. Para cerca de 1,3 bilhões de estrelas, também foram divulgadas medidas de paralaxe (que permite uma estimativa de distância) e de cor, permitindo a construção de imagens impressionantes como a mostrada na Fig. 1.

Figura 1: o céu visto pelo Gaia. A faixa brilhante é composta por estrelas no disco da nossa Galáxia, a Via-Láctea. As duas concentrações de estrelas logo abaixo do disco, à direita do centro, são as Nuvens de Magalhães. Crédito: ESA/Gaia/DPAC.

As estrelas que o Gaia observa, assim como o nosso próprio Sol, estão em um processo de evolução. O estágio final desse processo é, na maioria dos casos, um fóssil estelar chamado de anã branca. Assim como paleontologistas podem aprender mais sobre a história do nosso planeta com fósseis, astrônomos podem compreender melhor a formação e evolução da Galáxia estudando estrelas anãs brancas (veja por exemplo este astroponto). Antes do Gaia, apenas cerca de 250 dessas estrelas possuíam medidas confiáveis de paralaxe. Mesmo confiando também em outros métodos menos precisos de estimativa de distância, conhecíamos apenas em torno de 500 anãs brancas na vizinhança solar. Com o Gaia, esse número aumentou para quase 14000!

Retrato da família estelar

A missão espacial Gaia tem um objetivo final bastante ambicioso: obter um mapa tridimensional da Via-Láctea por meio da observação de cerca de um bilhão de estrelas (~1% de todas as estrelas na Galáxias). Ao longo de cinco anos de observação (dois já se passaram), Gaia estará monitorando a posição dessas estrelas, enquanto obtém também o brilho (magnitude) das estrelas como função da sua cor. Essas informações permitem uma estimativa de temperatura e de idade e são, desde o século XX, normalmente sintetizadas em um diagrama de Hertzprung-Hussel (HR), como mostrado na Fig. 2.

Figura 2: diagrama HR obtido a partir de dados do Gaia para estrelas na vizinhança solar (~ 100 pc). As estrelas se agrupam em distintas regiões correspondentes a estágios evolutivos distintos. A maioria das estrelas que observamos na nossa vizinhança está na sequência principal (inclusive o Sol). Hoje estamos interessados nas anãs brancas, que estão no canto inferior esquerdo.

Esse diagrama HR publicado pelo Gaia foi particularmente interessante para os entusiastas de anãs brancas, porque mostrou evidência direta para algo nunca antes observado: duas populações distintas de anãs brancas, que levam a uma bifurcação na sequência de anãs brancas da Fig. 2 (para ver com mais clareza, veja a fig. 13 deste artigo). A existência dessa bifurcação foi notada pelos próprios astrônomos do Gaia, que forneceram como explicação diferentes composições atmosféricas. O artigo de hoje mostra que esse não parece ser o caso, fornecendo uma explicação alternativa que parece ser confirmada por modelos.

Modelos, modelos, modelos

Para buscar reproduzir a bifurcação, os autores simularam uma população estelar utilizando os seguintes ingredientes:

  • Taxa de formação estelar, descrevendo os instantes de tempo em que há formação de estrelas;
  • Função de massa inicial, especificando a massa das estrelas que se formam;
  • Metalicidade, determinando a composição química da estrela.

A sugestão inicial divulgada pela colaboração Gaia baseou-se no fato de que as anãs brancas têm duas composições atmosféricas principais: hidrogênio ou hélio. As anãs brancas com atmosfera de hidrogênio são em geral mais vermelhas, o que poderia explicar a bifurcação. Contudo, o diagrama cor-magnitude obtido pelos autores levando em conta essas duas composições mostra que esse não parece ser o caso  (Fig. 3).

Figura 3: o diagrama HR observado (à esquerda), e os diagramas obtidos a partir da população simulada de anãs brancas, assumindo um único evento de formação há 10 bilhões de anos (à direita) ou uma taxa constante (centro). A bifurcação vista nos dados não está presente nas populações simuladas.

Uma pequena bifurcação pode até ser notada no painel da direita, que considera que estrelas são formadas em um evento único, mas não é comparável com a grande bifurcação nos dados. Quando se levam em conta estrelas se formando a uma taxa constante, a bifurcação desaparece completamente. Sendo assim, a composição atmosférica não parece explicar as duas populações de anãs brancas.

O modelo de sucesso

Na próxima tentativa, os autores analisaram dois modelos. O “modelo Gaia” foi obtido estimando as cores que as 14000 anãs brancas no Gaia teriam se observadas pelo Sloan Digital Sky Survey (SDSS), responsável pela descoberta da maioria das anãs brancas conhecidas. O segundo modelo, chamado “modelo disco”, foi composto pela população sintética de anãs brancas gerada anteriormente. Para buscar por similaridades entre esses dois modelos e dados reais do SDSS, os autores amostraram cada conjunto de dados randomicamente para criar um diagrama cor-magnitude usando os filtros do SDSS, mostrado na Fig. 4.

Figura 4: comparação entre as cores do SDSS estimadas de dados do Gaia (esquerda), obtidas de dados reais (centro) e calculadas para a população sintética de anãs brancas (direita).

Fica claro na Fig. 4 que agora os dados e os modelos concordam bastante bem. Os autores notaram que o que causa a bifurcação nesse caso são, na verdade, duas populações com massas diferentes. Por que nunca notamos isso nos dados do SDSS antes? Há várias possíveis razões, mas a principal parece ser as incertezas na fotometria do SDSS, levando a um espalhamento que cobriria a bifurcação.

A conclusão de que a bifurcação deve-se à massa fica mais evidente quando investigamos a distribuição de massa das anãs brancas do Gaia, mostrada na Fig. 5. A distribuição é bi-modal, mostrando um pico em 0.6 massas solares e um pico secundário em 0.8 massa solares. Esse segundo pico é bastante interessante – para anãs brancas massivas como essas serem ainda observadas, elas devem ter formado-se da fusão de um sistema binário. O número de estrelas nesse pico concorda com previsões anteriores do número de anãs brancas que deve formar-se por fusão.

Figura 5: a distribuição de massa das anãs brancas da vizinhança solar no Gaia (preto). A distribuição é claramente bimodal. Os modelos ajustados a cada distribuição são as linhas pontilhadas, que combinadas resultam na linha vermelha. A distribuição em azul resulta do modelo com taxa de formação constante mostrado na Fig. 3.

Passaram-se pouco mais de dois meses desde a segunda liberação de dados do Gaia, e já temos um resultado extremamente interessante sobre as anãs brancas na nossa vizinhança. É difícil prever o que o Gaia vai revelar da próxima vez, mas podemos ter certeza de que seu conjunto de dados único, tanto em tamanho quanto em precisão, vai revelar muitos segredos do Universo local nos próximos anos.


Baseado no texto em inglês Gaia and the 14000 (white) dwarfs, por Amber Hornsby

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