Nossos Modelos de Estrelas Anãs M não São Bons o Suficiente

Título: The scatter of the M dwarf mass-radius relationship

Autores: S. G. Parsons, B. T. Gänsicke, T. R. Marsh, et al.

Instituição do primeiro autor: Departmento de Física e Astronomia, Universdade de Sheffield, Sheffield, UK

Status: Aceito pelo MNRAS, accesso aberto no arXiv

Há uma boa chance de que o primeiro exoplaneta habitável que descobriremos, a nossa Terra 2.0, esteja orbitando uma estrela anã-M. Isso não é porque as estrelas anãs M (nomeadas assim pela sua classificação espectral e por vezes referidas como anãs vermelhas) criam ambientes particularmente hospitaleiros para a vida. Na verdade, é em parte porque elas compõem a classe estelar mais abundante da Via Láctea e também pelo seu tamanho, ideal para a detecção de exoplanetas de baixa massa, como a nossa Terra. Um planeta rochoso que seja parecido com a Terra é grande o suficiente para diminuir o brilho de uma anã vermelha durante um trânsito ou variar o centro de massa do sistema planetário, sendo essas as duas formas mais fáceis de se detectar exoplanetas atualmente. Para estudar esses exoplanetas potencialmente habitáveis precisamos saber o máximo possível sobre as estrelas hospedeiras. E, como os autores do artigo de hoje discutem, é bastante difícil determinar com precisão uma das características estelares mais importantes na exoplanetologia: o tamanho (raio) da estrela.

Por que precisamos do raio das anãs M?

Medições precisas do raio de um exoplaneta são necessárias para distinguir entre exoplanetas gasosos e rochosos. Muitas vezes, restringimos o raio de um planeta medindo quanto da luz da estrela é bloqueada quando o planeta se move na frente da estrela, e o raio da estrela é um ingrediente crucial para esta análise. É possível obter uma estimativa do raio estelar a partir da sua cor, distância e brilho. Entretanto, estimativas mais precisas para estrelas distantes requerem comparações com modelos teóricos de evolução estelar (modelos que simulam uma estrela real).

As medidas observacionais do raio de estrelas anãs M frequentemente excedem as previsões dos modelos. As estrelas que apresentam grandes diferenças entre raios teóricos e observacionais são chamadas de “super infladas”. Embora a inflação excessiva às vezes indique a presença de campos magnéticos fortes ou rotação rápida, os autores apontam que a inflação pode ocorrer sem uma dessas condições. Eles, portanto, buscam alguma relação entre excesso de inflação e outras propriedades estelares fundamentais.

Observações com Anãs Brancas

Usando quatro diferentes telescópios (VLT, NTT, WHT e TNT), os autores observaram 16 anãs M em sistemas binários eclipsantes com companheiras anãs brancas. Eles também incluíram dados de 7 sistemas previamente estudados na literatura. Uma das vantagens de estudar estrelas anãs brancas é que elas são compactas, mas suficientemente brilhantes. Uma anã M eclipsando uma anã branca cria uma queda significativa na luminosidade observada (Fig. 1). Se conhecermos a separação entre as estrelas e a velocidade orbital do sistema, a variação da luminosidade revelará prontamente o raio da anã M.

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Figura 1. Curvas de luz dos 16 sistemas binários eclipsantes estudados com anãs brancas e anãs M. As curvas de luz são organizadas a partir das maiores anãs M na parte superior até as menores na parte inferior. Figura 2 do artigo.

Em um trabalho anterior, os autores do artigo de hoje publicaram um estudo mostrando que os modelos aplicados às estrelas anãs brancas predizem muito bem as observações, fazendo um excelente trabalho ao determinar características fundamentais, incluindo sua massa, raio, temperatura efetiva, idade e outras. Uma vez que adquiriram todos esses dados, os autores começaram a procurar por relações entre as várias quantidades medidas. A principal questão abordada é se os modelos reproduziam com precisão a relação entre o raio e outras propriedades fundamentais das anãs M. A resposta é não. Nem mesmo remotamente (Fig. 2). Quando comparados com os modelos para estrelas anãs M de uma dada idade, metalicidade, massa e período orbital, as medidas observadas do raio das anãs M apresentaram valores mais altos em cerca de 75% do tempo. Infelizmente, esta tendência exibe uma grande dispersão, aparentemente sem dependência de outros parâmetros. Além disso, nenhuma diferença foi observada entre as estrelas parcialmente e totalmente convectivas da amostra de anãs M.

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Figura 2. Razão entre o raio observado e o predito pelo modelo para as estrelas anãs M estudadas vs idade (painel à esquerda) e metalicidade (painel à direita). Figuras 8 e 9 do artigo.

A conclusão deste artigo pode parecer um pouco sombria. É uma demonstração clara de que os modelos atuais falham em prever a inflação excessiva de estrelas anãs M a ponto de serem insuficientes no estudo de exoplanetas. Muitas vezes, destacar uma questão ou um problema é tão importante quanto descobrir a sua própria solução. Com os dados adicionais fornecidos pelo artigo de hoje – e uma repreensão severa para quem confia cegamente nos modelos atuais – podemos esperar que em pouco tempo modelos mais precisos serão estudados pela comunidade astronômica e, assim, chegaremos mais perto dessa solução.

 


Original em inglês: Our M-dwarf Models Just Aren’t Good Enough, por Avery Schiff.

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