UMA ESTRELA DESPOJADA, UM PARCEIRO OCULTO, UMA ÓRBITA DE 4,2 HORAS

Uma estrela pequena e muito quente na Pequena Nuvem de Magalhães, fora da Via Láctea, completa uma volta a cada 4 horas e 10 minutos em torno de um parceiro que não emite luz. Seu nome é DGL-3, e seu parceiro oculto é muito provavelmente uma estrela de nêutrons, o núcleo colapsado ultradenso que resta quando uma estrela massiva explode.

Uma estrela com as camadas externas arrancadas

DGL-3 é uma estrela despojada (stripped star): ela perdeu seu envelope externo rico em hidrogênio numa interação com uma companheira. O que resta é compacto, quente, pobre em hidrogênio, e queima hélio no centro.

• Massa: cerca de 3,4 vezes a do Sol, estimada a partir do seu brilho, com uma margem muito assimétrica (2,96 a 7,72 massas solares).
• Raio: cerca de 0,77 vez o do Sol; temperatura da superfície: cerca de 71.000 kelvin; hidrogênio: apenas 10% da superfície.

Estrelas dessa massa “intermediária” são pesadas o bastante para que seu núcleo colapse numa estrela de nêutrons, mas não o bastante para formar um buraco negro. Nos modelos atuais, os pares de estrelas de nêutrons próximos o suficiente para se fundir, espiralando um em direção ao outro enquanto emitem ondas gravitacionais, passam primeiro exatamente por esta fase: uma estrela de nêutrons orbitando uma estrela despojada. Essa fase nunca tinha sido observada diretamente, e as taxas de fusão previstas variam em várias ordens de grandeza.

Pesando um parceiro que não brilha

A equipe coletou 38 espectros com o telescópio Magellan de 6,5 metros, no Chile, entre 2019 e 2022. As linhas espectrais da estrela — linhas escuras em cores precisas da sua luz — se deslocam para o azul quando ela se aproxima de nós e para o vermelho quando se afasta (o efeito Doppler); elas mostram que ela se aproxima e se afasta de nós a até 151,4 km/s, numa órbita circular completada a cada 4,1693 horas.

O período e a velocidade dão a função de massa, que liga a massa do parceiro à massa da própria estrela e ao ângulo em que a órbita é vista da Terra (sua inclinação). Uma órbita vista exatamente de perfil dá o parceiro mais leve que a órbita permite; levando em conta a massa incerta da estrela, o valor típico desse mínimo é de 1,38 ± 0,25 massa solar, logo abaixo do 1,4 que uma anã branca pode atingir (ver abaixo). A órbita sozinha, portanto, não pode excluir uma anã branca.

• Não é uma estrela comum: uma estrela com essa massa seria grande demais para caber numa órbita tão apertada.
• Não é uma segunda estrela despojada: companheiras despojadas falsas inseridas nos espectros reais foram detectadas todas as vezes, mas os dados reais não mostram nenhum vestígio.

O que sobra é um objeto compacto: uma anã branca (o núcleo denso que resta de uma estrela mais leve), uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

99,4% a partir de uma oscilação de 2,5%

Em 18 de dezembro de 2022, uma câmera rápida num telescópio de 3,5 metros em La Silla fotografou DGL-3 a cada 20 segundos durante cerca de 3,4 horas. Seu brilho sobe e desce cerca de 2,5%, duas vezes por órbita: a gravidade do parceiro estica ligeiramente a estrela até uma forma de ovo, cujo lado comprido vemos duas vezes por volta, numa medida que depende da massa do parceiro e da inclinação.

A equipe rodou 500.000 modelos dessa curva de luz e ponderou cada um pelo quanto ele se ajusta aos dados. Para a massa do parceiro:

• o valor mais provável é 1,58 massa solar;
• apenas 0,6% da probabilidade fica abaixo de 1,4 massa solar, o limite de Chandrasekhar que exclui uma anã branca: daí uma probabilidade de 99,4% de que o parceiro seja massivo demais para ser uma;
• apenas 3,4% fica na faixa dos buracos negros confirmados; o resto da cauda pesada cai na lacuna entre estrelas de nêutrons e buracos negros.

Uma estrela de nêutrons é, portanto, o parceiro mais provável: uma probabilidade, não uma prova. Os telescópios de raios X não detectaram nada; uma estrela de nêutrons que engolisse gás do seu parceiro brilharia em raios X, mas os autores consideram esse silêncio compatível com uma estrela de nêutrons alimentada por um vento estelar fraco.

Um futuro escrito por um modelo de computador

A equipe então fez o sistema evoluir com o código de evolução estelar MESA: uma estrela despojada de 3,6 massas solares, uma estrela de nêutrons de 1,4, uma órbita de 4,2 horas. O que vem a seguir é uma previsão, não uma observação.

1. A estrela queima hélio no núcleo por mais 1,4 milhão de anos e depois incha. Numa órbita tão apertada, crescer apenas meio raio solar basta para que ela transborde e despeje gás sobre o parceiro.
2. Ao longo de 26.000 anos, 1,2 massa solar escapa para o espaço. A estrela de nêutrons engole apenas 0,00072 massa solar, o suficiente para acelerá-la até uma rotação a cada 79 milissegundos. A órbita encolhe para 1,9 hora.
3. Despojada de todo o seu hidrogênio, a estrela explode como supernova e deixa uma segunda estrela de nêutrons. Com uma velocidade orbital de quase 800 km/s, só um impulso (kick) excepcionalmente grande — um recuo que a explosão pode dar à estrela de nêutrons recém-nascida — poderia separar o par.
4. A explosão expulsa cerca de uma massa solar de gás. Restam duas estrelas de nêutrons, numa órbita mais larga e alongada de 4,4 horas, que se fundem 220 milhões de anos depois.

Onde a previsão pode falhar

O elo mais fraco, segundo os autores, é quanto momento angular, a “quantidade de rotação” da órbita, o gás que escapa leva embora. Em uma de sete variantes do modelo, o gás perdido forma um disco em torno das duas estrelas, e o par se funde antes da segunda supernova. Nas outras seis, formam-se duas estrelas de nêutrons que acabam se fundindo, entre 175 milhões e 7,9 bilhões de anos depois.

DGL-3 está a cerca de 60.600 parsecs — uns 200.000 anos-luz (um parsec equivale a cerca de 3,26 anos-luz). Se estivesse de 60 a 600 vezes mais perto, a uma distância de 100 a 1.000 parsecs, observatórios de ondas gravitacionais de baixa frequência como o LISA a detectariam, observam os autores.