Título: The closest extremely low-mass white dwarf to the Sun
Autores: Adela Kawka, Jeffrey D. Simpson, Stephane Vennes, Michael S. Bessell, Gary S. Da Costa, Anna F. Marino, Simon J. Murphy
Instituição do primeiro autor: International Centre for Radio Astronomy Research – Curtin University, Austrália
Status: publicado no MNRAS [acesso aberto]
As estrelas passam a maior parte de suas vidas na chamada sequência principal, fundindo hidrogênio em hélio em seus núcleos. Quando não há hidrogênio suficiente no núcleo para que esse processo continue, a estrela deixa a sequência principal e passa por vários estágios de evolução. Estrelas massivas (com massas pelo menos oito vezes maiores que a do Sol) tornam-se estrelas de nêutrons ou buracos negros após sua morte, mas a maioria das estrelas no universo segue um destino diferente. Elas vão perder suas camadas externas deixando para trás um núcleo exposto, conhecido como anã branca. Por um curto período de tempo, a massa perdida ainda cerca a estrela, fornecendo o espetáculo de cores de uma nebulosa planetária.
Mais do que apenas estrelas mortas
Anãs brancas são interessantes por diversas razões. Elas nos permitem aprender sobre os estágios finais da evolução estelar, obter detalhes sobre diferentes populações estelares e até estudar propriedades de matéria exótica, como áxions. Há uma classe específica de anãs brancas que é particularmente intrigante, conhecida como anãs brancas de massa extremamente baixa, ou ELMs (de Extremely-Low Mass white dwarf). ELMs têm massas inferiores a 30% da massa do Sol. Considerando o que sabemos sobre evolução estelar e sobre a idade do Universo, não é possível que a evolução de uma estrela gere um objeto com massa tão baixa. Estrelas de massas baixas têm uma vida muito, muito longa na sequência principal – de fato, mais longa que a idade do Universo. É necessário algum episódio de perda de massa extrema para formar estrelas tão magras quanto as ELMs. A maneira mais simples de causar esse emagrecimento rápido é com uma companheira binária roubando massa da estrela que deu origem à ELM. ELMs são relativamente raras (cerca de cem são conhecidas) e de fato são normalmente encontradas em sistemas binários.
Embora sejam o resultado da morte de uma estrela, não significa que não haja atividade nas anãs brancas. Por serem remanescentes do núcleo estelar, elas ainda possuem grande quantidade de energia, que será irradiada ao longo das suas vidas. Uma anã branca sozinha irá simplesmente esfriar ao ponto de tornar-se indetectável. Quando tem uma companheira, contudo, o sistema pode emitir ondas gravitacionais conforme as estrelas orbitam o centro de massa do sistema. Por serem normalmente encontradas em binárias, ELMs são particularmente interessantes para o estudo de ondas gravitacionais. O artigo de hoje apresenta a confirmação da ELM mais próxima do Sol que conhecemos até o momento e discute o que poderemos aprender com esses sistemas no futuro.
Fazendo amigos
Por um golpe de sorte, a estrela 2MASS J050051.85–093054.9 (ou J0500‑0930 para abreviar) foi observada por um projeto de mapeamento cujo objetivo era observar estrelas no início das suas vidas. O método de seleção desse projeto leva em conta essencialmente apenas o brilho da estrela e, dada a peculiaridade das ELMs se comparadas às suas irmãs mais massivas, elas são brilhantes o suficiente para serem confundidas com estrelas da sequência principal. Analisando esses dados, os autores descobriram que J0500‑0930 era de fato uma rara ELM. Dados do satélite Gaia revelaram que a estrela era mais especial ainda: ela está a apenas 71 parsec de distância de nós (pelo menos duas vezes mais próxima do que qualquer outra ELM conhecida). J0500-1030 foi também observada pelo TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite), que realiza fotometria (ou seja, mede a quantidade de luz de uma fonte) em intervalos de 30 minutos. A variação do brilho dessa estrela ao longo do tempo, ou curva de luz, obtida pelo TESS é mostrada na Figura 1. Ela revela uma variação com um período de 9,46 horas para esse objeto.
A Figura 2 mostra uma maneira independente de medir o período para a J0500-1030. Obtendo espectros do objeto em muitos momentos diferentes, os autores mediram a velocidade radial da ELM utilizando o efeito Doppler. Ao traçar as velocidades de J0500-1030 ao longo do tempo, eles criaram o que é chamado de curva de velocidade radial. Os autores novamente calcularam o periodograma e obtiveram um período orbital consistente com o calculado a partir da curva de luz do TESS.
Os autores também estimaram parâmetros atmosféricos da ELM, como temperatura efetiva (T) e gravidade superficial (em termos do seu logaritmo, log g). Eles fizeram isso ajustando os espectros obtidos e também a distribuição espectral de energia da ELM. A localização de J0500-0930 no espaço T – log g, derivada a partir desses dois métodos, é mostrada como pontos vermelhos na Fig. 3. Combinando as medidas de T e log g com modelos de evolução estelar, os autores foram capazes de estimar uma massa de apenas 17% da massa do Sol para a ELM. Em comparação com outras ELMs, J0500-0930 está entre as de menor massa.
Ondas no espaço-tempo e explosões no espaço
Anãs brancas binárias nos dão uma oportunidade ímpar para estudar física além de apenas evolução estelar. Conforme duas anãs brancas orbitam o centro de massa do sistema, elas causam pequenas ondulações no espaço-tempo, lentamente perdendo energia por meio de ondas gravitacionais. É o mesmo que ocorre para os buracos negros detectados pelo LIGO, mas em um intervalo de frequências diferente. Um novo detector, o Laser Interferometer Space Antenna (LISA), irá detectar muitos desses sistemas na nossa Galáxia (e além). Isso nos dará informações valiosas sobre populações estelares, transferência de massa e binárias compactas.
Além disso, anãs brancas também podem dar origem a supernovas tipo Ia. Sabemos de dois cenários capazes de produzir esse evento. No primeiro cenário, há apenas uma anã branca acretando massa de uma estrela normal. O segundo cenário é a fusão de duas anãs brancas. As supernovas tipo Ia são cruciais para nossa compreensão do Universo, pois são uma vela padrão que permite medir grandes distâncias cósmicas. Portanto, é muito importante que continuemos a aperfeiçoar nossa compreensão de como elas realmente acontecem.
Infelizmente, J0500-20030 e sua companheira emitirão apenas ondas gravitacionais fracas abaixo do limite de detecção do LISA, dado o seu longo período orbital. Elas também não se fundirão por pelo menos outros 30 bilhões de anos e podem não ter uma massa total alta o suficiente para causar uma supernova. No entanto, para interpretar os resultados de missões como LISA e continuar aprendendo sobre mecanismos que geram as supernovas do tipo Ia, é importante observar anãs brancas binárias para as quais medidas detalhadas e precisas possam ser feitas. Sendo assim, devemos fazer amizade com nossos vizinhos como a J0500-1030, que podem nos contar informações valiosas.
Adaptado de Getting to Know Your Friendly Neighborhood Extremely Low-Mass White Dwarf, escrito por Jason Hinkle.
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