{"id":4388,"date":"2022-03-17T09:00:00","date_gmt":"2022-03-17T12:00:00","guid":{"rendered":"https:\/\/www.ufrgs.br\/ciencia\/?p=4388"},"modified":"2022-03-17T17:07:30","modified_gmt":"2022-03-17T20:07:30","slug":"pesquisa-aprofunda-conhecimento-sobre-a-danca-das-estrelas-duplas","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.ufrgs.br\/ciencia\/pesquisa-aprofunda-conhecimento-sobre-a-danca-das-estrelas-duplas\/","title":{"rendered":"Pesquisa aprofunda conhecimento sobre a “dan\u00e7a” das estrelas duplas"},"content":{"rendered":"\n

Astrof\u00edsica | Estudo cria novos modelos e contribui para o entendimento da evolu\u00e7\u00e3o das estrelas duplas e an\u00e3s brancas de baixa massa<\/strong><\/h4>\n\n\n\n

*Foto: Representa\u00e7\u00e3o art\u00edstica de um sistema bin\u00e1rio com uma estrela semelhante ao Sol (\u00e0 esquerda) perdendo mat\u00e9ria para a companheira estrela de n\u00eautrons (\u00e0 direita). Ap\u00f3s a transfer\u00eancia de massa, a estrela doadora se tornar\u00e1 uma an\u00e3 branca de massa extremamente baixa (Dana Berry\/NASA Goddard Space Flight Center)<\/em><\/p>\n\n\n\n

Ao olharmos para o c\u00e9u em uma noite estrelada, muitas vezes n\u00e3o imaginamos que a mesma regi\u00e3o em que enxergamos apenas uma ou duas estrelas espa\u00e7adas pode conter muitas mais ao redor. Assim como os planetas orbitam o Sol devido \u00e0 atra\u00e7\u00e3o gravitacional, as estrelas duplas ou bin\u00e1rias s\u00e3o sistemas de duas estrelas que se orbitam devido a essa for\u00e7a. Em artigo<\/a> publicado na revista <\/em>Monthly Notices of the Royal Astronomical Society<\/em><\/a>, o doutor em Astrof\u00edsica pela UFRGS Leonardo Tayn\u00f4 Tosetto Soethe, com orienta\u00e7\u00e3o do professor Kepler de Souza Oliveira Filho, apresentou novas sequ\u00eancias de modelos evolutivos que aprofundam o entendimento sobre a evolu\u00e7\u00e3o das estrelas duplas e\n \n an\u00e3s brancas<\/a> <\/span>Estrelas mortas que n\u00e3o possuem rea\u00e7\u00e3o nuclear<\/span><\/span><\/span> de massa extremamente baixa. A nova f\u00f3rmula para o tratamento do freamento magn\u00e9tico inclui detalhes sobre a intensidade do campo magn\u00e9tico, a rota\u00e7\u00e3o, o raio, a estrutura interna e a massa da estrela que perde mat\u00e9ria, apresentando resultados te\u00f3ricos em maior conformidade com o que se observa nas an\u00e3s brancas de baix\u00edssima massa. <\/p>\n\n\n\n

“Quando utilizamos um telesc\u00f3pio para observar uma estrela bin\u00e1ria, vamos ver um movimento, uma ‘dan\u00e7a’, as duas estrelas girando uma ao redor da outra, mas essa dan\u00e7a cont\u00e9m muitas facetas ainda pouco conhecidas. Por isso que, em termos de divulga\u00e7\u00e3o cient\u00edfica, resolvi chamar a minha pesquisa de ‘misteriosa dan\u00e7a das estrelas’\u201d, explica o pesquisador. A grande maioria das estrelas tem massa semelhante \u00e0 do Sol, portanto s\u00e3o estrelas de baixa massa, que, ao longo da sua exist\u00eancia, tornam-se cada vez maiores e atingem a fase de\n \n gigante vermelha<\/a> <\/span>Estrela de massa baixa em uma fase tardia da evolu\u00e7\u00e3o estelar<\/span><\/span><\/span> . Ao final da sua evolu\u00e7\u00e3o, elas entram na fase de an\u00e3 branca, ditas “estrelas mortas”, j\u00e1 que n\u00e3o possuem mais gera\u00e7\u00e3o de energia por meio de rea\u00e7\u00e3o nuclear.<\/p>\n\n\n\n

O estudo <\/h5>\n\n\n\n

Em um sistema bin\u00e1rio, as estrelas v\u00e3o se aproximando ao longo do tempo, e essa aproxima\u00e7\u00e3o vai se dar pela perda de energia relacionada ao sistema bin\u00e1rio como um todo (chamada de perda de momento angular), causada pelo freamento magn\u00e9tico \u2013 um mecanismo que consome grande quantidade de energia orbital do sistema, principalmente nos est\u00e1gios iniciais da evolu\u00e7\u00e3o. A receita para quantificar o freamento magn\u00e9tico nesse tipo de estrela nunca foi bem estabelecida na literatura. O maior desafio da \u00e1rea \u00e9 saber se os resultados da teoria v\u00e3o ser compat\u00edveis com o que se observa na natureza; isso pode ser avaliado em diversos aspectos, como a massa inicial e final das estrelas, o \n \n per\u00edodo orbital<\/a> <\/span>Quanto tempo o sistema demora para completar uma \u00f3rbita<\/span><\/span><\/span> , a luminosidade, a temperatura e a quantidade de sistemas de cada classe que s\u00e3o gerados a partir de determinadas condi\u00e7\u00f5es iniciais.\u00a0<\/p>\n\n\n\n

Conforme explica Leonardo, na quest\u00e3o do freamento magn\u00e9tico, mesmo em trabalhos recentes, sempre houve grandes dificuldades para conciliar o que j\u00e1 se tem na literatura com as observa\u00e7\u00f5es astron\u00f4micas que medem o per\u00edodo orbital desses sistemas. Nos modelos usados anteriormente, era necess\u00e1rio o chamado ajuste fino, que \u00e9 “quando se tem uma amostra observacional que s\u00f3 pode ser explicada se determinados par\u00e2metros forem ajustados com uma precis\u00e3o muito grande, ou seja, com muitas casas depois da v\u00edrgula”. Nesses modelos, os par\u00e2metros precisavam ser muito bem escolhidos para que fossem compat\u00edveis com o que estava sendo observado na natureza \u2013 o que n\u00e3o \u00e9 o esperado.<\/p>\n\n\n\n

Tentando resolver esse problema, o pesquisador partiu dos melhores modelos da evolu\u00e7\u00e3o de an\u00e3s brancas de baix\u00edssima massa em sistemas bin\u00e1rios j\u00e1 existentes na literatura. Ele acrescentou, ent\u00e3o, uma receita para o freamento magn\u00e9tico que foi descrita recentemente na literatura, mas que n\u00e3o estava direcionada ao tipo de estrelas que ele estava interessado em estudar. “Ent\u00e3o eu juntei essas duas coisas e o que eu fiz foi aplicar essa nova receita do freamento magn\u00e9tico para a forma\u00e7\u00e3o de an\u00e3s brancas de baix\u00edssima massa em sistemas bin\u00e1rios.\u201d As centenas de sequ\u00eancias de modelos evolutivos criadas por Leonardo indicam que o ajuste fino n\u00e3o \u00e9 mais necess\u00e1rio, porque a f\u00f3rmula d\u00e1 conta de descrever de forma precisa os sistemas observados.<\/p>\n\n\n\n

\u201cN\u00f3s conseguimos resolver um grande problema que era justamente o do ajuste fino no per\u00edodo orbital inicial da forma\u00e7\u00e3o desse tipo de sistema. Com isso eu quero dizer o seguinte: agora \u00e9 poss\u00edvel descrever e explicar todos esses sistemas observados a partir de uma varia\u00e7\u00e3o muito grande de par\u00e2metros iniciais nas simula\u00e7\u00f5es. Isso \u00e9 muito mais razo\u00e1vel, fisicamente falando, quando comparado ao que se tinha na literatura at\u00e9 ent\u00e3o”<\/p>Leonardo Soethe<\/cite><\/blockquote>\n\n\n\n

De acordo com o pesquisador, essa contribui\u00e7\u00e3o s\u00f3 \u00e9 poss\u00edvel gra\u00e7as ao poder computacional que permite que os dados sejam processados e que, no caso desta pesquisa, seja poss\u00edvel fazer centenas de simula\u00e7\u00f5es da evolu\u00e7\u00e3o de uma grande quantidade de tipos de estrelas. \u201cTudo isso o software \u00e9 capaz de simular, criando milhares de modelos representativos atrav\u00e9s de todas as etapas da evolu\u00e7\u00e3o estelar, desde o nascimento de uma estrela no sistema bin\u00e1rio, passando pela etapa de transfer\u00eancia de massa, at\u00e9 o final, que \u00e9 o esfriamento de uma an\u00e3 branca”, explica. “Muito embora o poder de computa\u00e7\u00e3o precise dar passos muito grandes para que a gente possa processar tudo de forma ainda mais r\u00e1pida, o que n\u00f3s temos hoje j\u00e1 \u00e9 bastante incr\u00edvel, pois fazemos em uma tarde o que, h\u00e1 50 anos, levava um ano para ser feito”, comemora.<\/p>\n\n\n\n

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