UMA ESTRELA PULSANTE DENUNCIA UM PARCEIRO INVISÍVEL

Buracos negros e estrelas de nêutrons que não estão engolindo matéria são quase impossíveis de ver diretamente. Uma forma de encontrá-los é observar a estrela visível com a qual orbitam. Os astrônomos já encontraram desse modo um número crescente desses candidatos “adormecidos”, observa o artigo, e a faixa de massas entre as estrelas de nêutrons mais pesadas e os buracos negros mais leves continua pouco observada.

TIC 160582982 oferece um caminho incomum: a própria estrela é um relógio.

Uma estrela que marca o tempo

TIC 160582982 é uma estrela δ Scuti: uma estrela quente, de tipo A e rotação rápida, que vibra em muitos modos de pressão ao mesmo tempo. Uma equipe liderada por Chenglong Lv, do Observatório Astronômico de Xinjiang da Academia Chinesa de Ciências e do Instituto de Astrofísica da Andaluzia, em Granada, analisou cerca de 352 dias de medições do telescópio espacial TESS e extraiu 128 frequências de sua luz cintilante.

Quando uma estrela assim orbita uma companheira, ela fica às vezes um pouco mais longe de nós, às vezes um pouco mais perto. Sua luz leva mais tempo, depois menos, para chegar — então as pulsações parecem se adiantar e se atrasar num ciclo regular. Medir esse desvio permite traçar a órbita. Isso se chama modulação de fase.

Uma órbita de 89 dias com um parceiro pesado

Seis pulsações estáveis, usadas juntas como relógios, dão uma resposta coerente:

• Período orbital: 89,29 ± 0,19 dias, numa órbita muito alongada (excentricidade 0,54).
• O tamanho projetado da órbita da estrela visível (seu semieixo maior) é de cerca de 146 segundos-luz, ou 0,29 unidade astronômica.
• A “função de massa” resultante, uma combinação das duas massas, é de 0,416 massa solar — muito para uma estrela desse tipo.

Um segundo método, independente, baseado nos picos laterais que a órbita cria em torno das duas pulsações mais fortes, dá a mesma órbita: 89,36 dias.

A estrela visível pesa cerca de 1,93 massa solar, está a cerca de 263 parsecs e brilha 37,6 vezes mais que o Sol. Combinado com a órbita, isso significa que a companheira pesa pelo menos cerca de 1,8 massa solar — o mínimo, atingido se virmos a órbita exatamente de perfil. Se a companheira fosse uma estrela comum, a melhor estimativa seria de cerca de 2,2 massas solares.

A luz que falta

Uma estrela comum tão massiva deveria ser fácil de detectar. A equipe calculou quanta luz ela acrescentaria: para uma companheira de 1,70 a 1,86 massa solar, cerca de 18 a 26% da luz do sistema nas faixas visível e infravermelha; com 2,3 massas solares, cerca de 43%.

Mas a luz do sistema, medida do visível ao infravermelho médio, corresponde perfeitamente a uma única estrela de tipo A, sem excesso infravermelho. Espectros de arquivo também não mostram nenhum segundo conjunto óbvio de linhas, embora a rotação rápida da estrela borre suas linhas. Uma companheira comum e solitária é, portanto, “fortemente desfavorecida”, escrevem os autores.

Restam dois suspeitos

Restam duas explicações, e os dados atuais não permitem distingui-las:

1. Um par escondido. A companheira poderia ser ela mesma um par apertado de estrelas, por exemplo duas de cerca de 0,9 massa solar cada. Juntas, forneceriam a massa necessária acrescentando só cerca de 4% da luz visível e 8 a 9% no infravermelho.
2. Uma estrela morta. Um remanescente compacto — uma estrela de nêutrons ou até um buraco negro de massa estelar — acrescentaria pouca ou nenhuma luz.

A equipe também detectou um sinal mais lento, que se repete a cada 0,544 dia, cuja intensidade sobe e desce com a órbita, com pico perto da maior aproximação entre os dois corpos. Pode ser uma pulsação perturbada por marés da órbita excêntrica, mas os autores o classificam apenas como candidato.

Espectros ao longo de uma órbita completa

O teste decisivo é a espectroscopia: espectros de alta resolução, tomados repetidamente ao longo de uma órbita completa de 89 dias, verificariam a órbita de forma independente e procurariam linhas fracas que se movem com uma companheira ou com as duas estrelas de um par escondido. Medições futuras do observatório espacial Gaia, que deve ver a estrela oscilar cerca de um milésimo de segundo de arco, poderiam determinar a inclinação da órbita e a massa total da companheira.

Segundo a página do arXiv, o artigo foi aceito pelo The Astrophysical Journal; a versão lida aqui é o manuscrito dos autores.