Título: Fast Rotating Blue Straggler Stars in the globular cluster NGC 1851

Autores: A. Billi, L. Monaco, F. R. Ferraro, A. Mucciarelli, B. Lanzoni, M. Cadelano, and I. Trangolao

Instituição do primeiro autor: Dipartimento di Fisica e Astronomia, Università degli Studi di Bologna.
INAF, Osservatorio di Astrofisica e Scienza dello Spazio di Bologna

Status: Publicado no Astronomy & Astrophysics, [acesso aberto]

Aglomerados estelares são o lar de estrelas que compartilham o mesmo local e dia de nascimento, portanto apresentam propriedades semelhantes como idade, composição química e velocidade radial. No entanto, aglomerados também podem conter uma população “exótica” denominada estrelas Blue Stragglers (BSSs), que são mais quentes, azuis, e brilhantes que as outras estrelas do aglomerado. O entendimento completo de como e sob quais condições estas estrelas são formadas ainda é um tópico de pesquisa em andamento, e o artigo de hoje ajuda a iluminar este mistério ao analisar a velocidade de rotação de um grupo de BBSs no aglomerado globular NGC 1851.

Como esse azul chegou ali?

As estrelas passam a maior parte de sua vida fundindo hidrogênio em hélio na chamada ‘sequência principal‘ (main sequence em inglês). Esta sequência aparece como uma linha diagonal densa de estrelas no diagrama Hertzsprung-Russel (HR) da população estelar de um aglomerado globular. Após o combustível de hidrogênio ser esgotado, a estrela sai da sequência principal, e isso marca um ponto especial no diagrama HR chamado main sequence turn-off (MSTO – veja esse Astrobites para maiores explicações!), do qual a estrela prossegue para o próximo estágio evolutivo. No entanto, as BSSs se encontram em uma região à esquerda da sequência principal e normalmente acima do MSTO, gerando desfios para os modelos de evolução estelar que não prevêem quaisquer objetos nesta região (ver o diagrama HR de NHC 1851 na Figura 1).

A formação destes objetos ainda não é completamente compreendida, mas dois cenários propostos são estudados neste artigo: um sistema binário com transferência de massa da estrela companheira para a joven BSSs, ou a colisão direta entre estrelas (que faz sentido em um ambiente denso como um aglomerado globular!). Uma maneira de diferenciar entre estes dois cenários é estudando o quão rápido as estrelas estão girando (sua velocidade rotacional); isso pode não separar completamente os dois casos, mas pode ser utilizado para se ter uma noção da idade das BSSs, e portanto estudar a ligação entre sua formação e o meio em que estão inseridas.

O quão rápido elas estão rodando?

Astronomos são capazes de medir as velocidades radiais de estrelas utilizando uma de nossas mais incríveis ferramentas: espectroscopia! Neste estudo, os autores coletaram espectros utilizando o Very Large Telescope (VLT), focando nas linhas do tripleto de magnésio, que são particularmente sensíveis para velocidade rotacional, se tornando mais largas à medida que ela aumenta.

Com estes dados, eles foram capazes de analisar um conjunto de 15 BSSs em NGC 1851. Embora as detecções tenham um limite inferior de 15 km/s, devido a limitações intrumentais, os autores encontraram que estas BSSs têm uma distribuição de velocidade rotacional peculiar quando comparadas as estrelas comuns do aglomerado, portanto reforçando sua origem “exótica” (ver Figura 2). Além disso, uma das estrelas analisadas apresentou uma velocidade rotacional estremamente rápida de quase 150 km/s, colocando esta estrela junto de uma fámilia de estrelas BSSs de rápida rotação (fast rotating, FR-BSSs) que apresentam velocidade rotacional maior que 40 km/s.

A alta velocidade rotacional pode ser interpretada como evidência de formação recente de BSSs, significando que quanto mais rápido elas giram, mais jovem elas são (como crianças que parecem nunca estarem cansadas). Adicionalmente, não foi encontrada nenhuma tendência entre a velocidade rotacional das BSSs e sua distribuição radial dentro do aglomerado, inferindo que a rotação de uma BSS pode estar completamente desconectada de sua posição dentro do aglomerado.

Próximos passos

Enquanto este estudo ajuda a destacar a importância do entendimento da formação das BSSs, e os mecanismos para isso através de espectroscopia e velocidade rotacional, ainda há muito trabalho a ser realizado. Estes resultados, comparados com outros estudos da mesma área, criam espaço para constratar diferentes hipóteses, tal como a grande fração de interações binárias que poderiam explicar a alta porcentagem de FR-BSSs em NGC 1851.
Para verificar estas conclusões, trabalhos adicionais com um conjunto maior de BSSs e uma qualidade espectral ainda maior são necessários. Isso apresenta um desafio com a instrumentação atualmente disponível, mas será possível no futuro com os avanços em instrumentação e análises.