{"id":99679,"date":"2024-12-05T07:45:00","date_gmt":"2024-12-05T10:45:00","guid":{"rendered":"https:\/\/www.ufrgs.br\/jornal\/?p=99679"},"modified":"2024-12-06T11:10:08","modified_gmt":"2024-12-06T14:10:08","slug":"pesquisa-indica-que-o-periodo-de-rotacao-de-anas-brancas-e-35-vezes-menor-que-estimativa-anterior","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.ufrgs.br\/jornal\/pesquisa-indica-que-o-periodo-de-rotacao-de-anas-brancas-e-35-vezes-menor-que-estimativa-anterior\/","title":{"rendered":"Pesquisa indica que o per\u00edodo de rota\u00e7\u00e3o de an\u00e3s brancas \u00e9 3,5 vezes menor que estimativa anterior"},"content":{"rendered":"\n

Ci\u00eancias Exatas | Usando a fotometria, cientistas do PPG F\u00edsica descobrem que o per\u00edodo de rota\u00e7\u00e3o dessas estrelas n\u00e3o \u00e9 de 24h, como mostrava a amostra sismol\u00f3gica, e sim de 7h<\/h4>\n\n\n\n

*Leitura ilustrativa de compara\u00e7\u00e3o de tamanhos entre a Terra e Sirius B (Foto: ESA)<\/em><\/p>\n\n\n\n

<\/div>\n\n\n\n

As an\u00e3s brancas s\u00e3o muito comuns na Via L\u00e1ctea, embora n\u00e3o sejam exclusivas da nossa gal\u00e1xia. Esses corpos celestes pequenos e de baixa luminosidade s\u00e3o o \u00faltimo est\u00e1gio evolutivo de 95% das estrelas existentes, incluindo o Sol. Atualmente, estima-se que existem mais de 10 bilh\u00f5es de an\u00e3s brancas, das quais cerca de 45 mil j\u00e1 foram identificadas na nossa gal\u00e1xia. <\/p>\n\n\n\n

Embora tenham sido descobertas em 1915, ainda hoje o seu per\u00edodo de rota\u00e7\u00e3o \u00e9 muito incerto. At\u00e9 ent\u00e3o, s\u00f3 se conhecia o n\u00famero correspondente a 70 delas. Por isso, um grupo de pesquisa do Programa de P\u00f3s-gradua\u00e7\u00e3o em F\u00edsica da UFRGS se disp\u00f4s a procurar sinais de rota\u00e7\u00e3o e, a partir de uma amostra inicial de mais de 9.000 estrelas, aumentar o n\u00famero de estrelas cuja rota\u00e7\u00e3o \u00e9 conhecida. <\/p>\n\n\n\n

Orientados pelo professor do Instituto de F\u00edsica Kepler de Souza Oliveira Filho, a mestre Gabriela Oliveira e o p\u00f3s-doutorando Leonardo Tayn\u00f4 Tosetto Soethe estavam encarregados de tarefas diferentes: enquanto ela faria a parte observacional, utilizando o sat\u00e9lite TESS da NASA, ele simularia um modelo evolutivo pelo computador, validando os resultados.\u00a0<\/p>\n\n\n\n

Existem tr\u00eas m\u00e9todos principais que podem ser usados para calcular o tempo de rota\u00e7\u00e3o desses corpos: a sismologia, a espectroscopia e a fotometria. Segundo Gabriela, cada um deles tem suas limita\u00e7\u00f5es, mas ainda assim conseguem ser significativos para certos grupos de estrelas. <\/p>\n\n\n\n

A sismologia pode ser usada para an\u00e3s brancas pulsantes e com m\u00faltiplas frequ\u00eancias, o que s\u00f3 inclui corpos celestes em determinados intervalos de temperatura. J\u00e1 a espectroscopia pode ser usada para qualquer an\u00e3 branca, mas geralmente fornece uma velocidade m\u00e1xima, e n\u00e3o o per\u00edodo de rota\u00e7\u00e3o espec\u00edfico da estrela.  <\/p>\n\n\n\n

Por \u00faltimo, a fotometria, m\u00e9todo escolhido pela pesquisadora, pode ser usada em corpos astron\u00f4micos que tenham manchas na superf\u00edcie. No caso das an\u00e3s brancas, as manchas na superf\u00edcie est\u00e3o geralmente relacionadas a campo magn\u00e9tico. Dessa forma, soma-se toda a quantidade de luz que vem da estrela por um determinado tempo (nesse caso, toda vez que completa um giro). Quando t\u00eam alguma mancha, os corpos celestes emitem mais ou menos luminosidade, j\u00e1 que essa inomogeneidade causa um fluxo (quantidade de luz absorvida em fun\u00e7\u00e3o do tempo) diferente do restante da superf\u00edcie da estrela. <\/p>\n\n\n\n

Antes da pesquisa da UFRGS, publicada no The Astrophysical Journal<\/a>, acreditava-se que o tempo de rota\u00e7\u00e3o dessas estrelas era de 24 horas. \u201cO que fazia muito sentido, porque uma an\u00e3 branca m\u00e9dia tem aproximadamente 60% da massa do Sol. S\u00f3 que imagina essa massa toda comprimida no tamanho da Terra\u201d, explica Gabriela. <\/p>\n\n\n\n

No entanto, eles chegaram a um per\u00edodo diferente do esperado: a rota\u00e7\u00e3o era de, em m\u00e9dia, 7 horas. Como surgiram d\u00favidas sobre a confiabilidade do resultado a que o grupo tinha chegado, a amostra analisada foi subdividida em tr\u00eas: estrelas provavelmente isoladas, potenciais bin\u00e1rias (ou seja, em pares) e bin\u00e1rias. <\/p>\n\n\n\n

\n

“O nosso trabalho vinha sendo desacreditado. Como ele estava mostrando um resultado muito diferente para o resto da comunidade das an\u00e3s brancas, estava sendo muito dif\u00edcil de acreditar que isso realmente era um per\u00edodo de rota\u00e7\u00e3o”<\/p>\nGabriela Oliveira<\/cite><\/blockquote>\n\n\n\n

Existia a possibilidade desse n\u00famero ser, na verdade, um per\u00edodo orbital, que \u00e9 o tempo em que um corpo percorre sua \u00f3rbita ao redor de outro corpo no espa\u00e7o, ou seja, as varia\u00e7\u00f5es de luminosidade observadas poderiam ser causadas pelo movimento de estrelas bin\u00e1rias em torno uma da outra. Por isso, foi essencial calcular o per\u00edodo de rota\u00e7\u00e3o das prov\u00e1veis isoladas separadamente. Como elas, a princ\u00edpio, n\u00e3o est\u00e3o em pares, o per\u00edodo calculado n\u00e3o poderia ser orbital. <\/p>\n\n\n\n

Fazendo essa prova real, a pesquisadora observou um per\u00edodo de cerca de 3,8 horas, o que validava que o resultado anterior era, de fato, a rota\u00e7\u00e3o representativa das an\u00e3s brancas. <\/p>\n\n\n\n

Gabriela acrescenta que os dados obtidos anteriormente n\u00e3o invalidam essa an\u00e1lise (e vice-versa), pois cada um deles utiliza par\u00e2metros diferentes. Por um lado, o m\u00e9todo fotom\u00e9trico funciona apenas para c\u00e1lculos referentes \u00e0 superf\u00edcie. Por outro, a sismologia ficava restrita ao interior da estrela. Logo, os dois estudos referem-se a amostras independentes.<\/p>\n\n\n\n

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Ilustra\u00e7\u00e3o mostrando comparativamente as estrelas de Sirius A e Sirius B (em azul). As duas estrelas giram uma em torno da outra a cada 50 anos (Foto: Nasa)<\/figcaption><\/figure>\n\n\n\n
Criando os modelos computacionais <\/h5>\n\n\n\n

A segunda parte do trabalho foi elaborar um conjunto de sequ\u00eancias de modelos evolutivos que explicassem o surgimento das an\u00e3s brancas com r\u00e1pida rota\u00e7\u00e3o, al\u00e9m de verificar as j\u00e1 conhecidas rela\u00e7\u00f5es entre a massa, a temperatura e a rota\u00e7\u00e3o desses corpos astron\u00f4micos.\u00a0<\/p>\n\n\n\n

Leonardo Tayn\u00f4 aponta que elas s\u00f3 surgem ap\u00f3s a eje\u00e7\u00e3o (isto \u00e9, a expuls\u00e3o) das camadas externas de uma estrela de baixa massa. Nesse caso, o n\u00facleo dela se contrai e esfria. <\/p>\n\n\n\n

Ele percebeu que a quantidade de metais presentes no nascimento da estrela (condi\u00e7\u00e3o chamada de metalicidade) poderia influenciar na intensidade da eje\u00e7\u00e3o em que a estrela perde maior quantidade de massa, conhecida como pulsos t\u00e9rmicos. Quanto maior a metalicidade, maior seria a perda de massa nessa fase, independente da sua massa inicial.  <\/p>\n\n\n\n

Por outro lado, a forma como essa condi\u00e7\u00e3o influencia no per\u00edodo de rota\u00e7\u00e3o n\u00e3o \u00e9 homog\u00eanea. \u201cEu poderia at\u00e9 esperar que sempre que aumentasse a quantidade de massa perdida, eu teria sempre a mesma tend\u00eancia na rota\u00e7\u00e3o da estrela, quando ela virasse uma an\u00e3 branca. Mas n\u00e3o foi isso que a gente encontrou\u201d, afirma Leonardo. <\/p>\n\n\n\n

Na amostra, os pesquisadores constataram que a temperatura da atmosfera da maioria das an\u00e3s brancas fica abaixo de 30.000 \u00baC, pois elas se resfriam de forma mais lenta quando a temperatura est\u00e1 nesse patamar. J\u00e1 na parte inicial do resfriamento, que come\u00e7a quando as an\u00e3s brancas t\u00eam cerca de 100.000 \u00baC na atmosfera, a perda de temperatura ocorre de forma muito mais r\u00e1pida. Para compara\u00e7\u00e3o, o Sol tem cerca de 5511 \u00baC na superf\u00edcie e 15.000.000 \u00baC na regi\u00e3o do n\u00facleo.<\/p>\n\n\n\n

J\u00e1 para os modelos computacionais, o grupo encontrou que boa parte das receitas para transfer\u00eancia de momentum angular (isto \u00e9, como a estrela distribui a sua rota\u00e7\u00e3o internamente) utilizadas na literatura resultam em an\u00e3s brancas que s\u00f3 adquirem alta rota\u00e7\u00e3o quando j\u00e1 est\u00e3o muito frias, abaixo de 15.000 \u00baC, o que contradiz os dados observacionais.<\/p>\n\n\n

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No modelo evolutivo, as an\u00e3s brancas s\u00e3o o est\u00e1gio final de estrelas como o Sol (linha 2) e as an\u00e3s vermelhas (linha 3), que s\u00e3o estrelas de baixa massa (Imagem: Reprodu\u00e7\u00e3o European Space Agency)<\/figcaption><\/figure>\n<\/div>\n\n\n

Para os pr\u00f3ximos passos, o pesquisador indica que pretende fazer modelos ainda mais precisos, levando em considera\u00e7\u00e3o as intera\u00e7\u00f5es das camadas internas da estrela, usando novas receitas para a transfer\u00eancia de momentum angular e modelando a etapa de perda de massa por ventos com maior precis\u00e3o num\u00e9rica. “A gente tem que imaginar a estrela como uma cebola, e cada casca tem uma intera\u00e7\u00e3o com a de cima e com a de baixo”, esclarece.<\/p>\n\n\n\n

Esses novos modelos evolutivos ser\u00e3o feitos por suposi\u00e7\u00f5es te\u00f3ricas, algumas j\u00e1 consagradas na literatura e outras mais novas, rec\u00e9m desenvolvidas e que, portanto, precisam ser testadas e validadas (ou rejeitadas).<\/p>\n\n\n\n

J\u00e1 na parte observacional, feita por Gabriela, as pr\u00f3ximas etapas consistem em detectar o campo magn\u00e9tico das estrelas. Como a amostra fotom\u00e9trica tem inomogeneidades causadas, provavelmente, por campo magn\u00e9tico, torna-se imprescind\u00edvel entender as “medidas” dessa regi\u00e3o, a fim de encontrar resultados ainda mais exatos.<\/p>\n\n\n\n

\n\n\n\n
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