Resolvido o mistério da estrela pulsante

Ao descobrir a primeira estrela dupla onde uma Cefeide variável pulsante e outra estrela passam em frente uma da outra, uma equipa internacional de astrónomos desvendou um mistério de décadas. O alinhamento raro das órbitas no sistema estelar duplo permitiu fazer uma medição da massa da Cefeide com uma precisão sem precedentes. Os resultados da equipa liderada por Grzegorz Pietrzyński (Universidad de Concepción, Chile, Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego, Polónia) foram, recentemente, publicados na revista «Nature».

Até agora, os cientistas dispunham de duas previsões teóricas incompatíveis para a massa das Cefeides. O novo resultado mostra que a predição vinda da teoria da pulsação estelar está correcta, enquanto a feita a partir da teoria de evolução estelar não está de acordo com as novas observações.

Grzegorz Pietrzyński explica que utilizando o instrumento HARPS, no Chile, juntamente com outros telescópios, mediram “a massa de uma Cefeide com uma precisão muito maior do que qualquer estimativa anterior”. Este novo resultado permite “dizer qual das duas teorias em competição utilizadas para prever a massas está correcta.”

As estrelas variáveis clássicas deste género (Cefeides) são instáveis, muito maiores e mais brilhantes do que o Sol. Expandem-se e contraem-se de forma regular, levando entre alguns dias até meses para completar o ciclo. Esta relação tão extraordinariamente precisa torna o estudo num dos métodos mais eficazes na medição de distâncias a galáxias próximas e a partir daí no mapeamento da escala de todo o Universo.

Apesar da sua importância, ainda não são completamente compreendidas. As predições das massas que derivam da teoria das estrelas pulsantes são 20-30 por cento menores que as feitas utilizando a teoria de evolução estelar. Esta discrepância é conhecida desde os anos 1960.

Para resolver este mistério, os astrónomos precisavam de encontrar uma estrela dupla que contivesse uma Cefeide e cuja órbita estivesse directamente voltada para a Terra. Nestes casos, conhecidos como binários de eclipse, o brilho das duas estrelas diminui quando uma das componentes passa em frente da outra, e também quando passa por trás da outra estrela. Mas, não são fenómenos comuns, por isso a hipótese de encontrar tal par parecia muito pequena – não se conhecem nenhuns na Via Láctea.

 MartinWolfgang Gieren, outro membro da equipa, continua: “Recentemente, encontrámos efectivamente o sistema de estrela dupla pelo qual ansiávamos entre as estrelas da Grande Nuvem de Magalhães. Este contém uma estrela variável Cefeide que pulsa cada 3,8 dias. A outra é ligeiramente maior e mais fria, e as duas orbitam em torno uma da outra em 310 dias. A verdadeira natureza de binários deste objecto foi imediatamente confirmada assim que o observámos com o espectrógrafo HARPS em La Silla.”

Estimativa da massa

Os observadores mediram cuidadosamente as variações de brilho deste objecto raro, conhecido como OGLE-LMC-CEP0227, à medida que as duas estrelas orbitavam e passavam em frente uma da outra. Utilizaram igualmente o HARPS e outros espectrógrafos para medir os movimentos das estrelas em direcção à Terra e também a afastarem-se desta – tanto o movimento orbital das duas estrelas como o movimento de ida-e-volta da sua superfície à medida que se expande e contrai.

A partir deste conjunto de dados, os astrónomos determinaram o movimento orbital, os tamanhos e as massas das duas estrelas com enorme precisão – muito superior ao que tinha sido medido anteriormente. A massa é agora conhecida a menos de um por cento e está completamente de acordo com as predições feitas a partir da teoria das pulsações estelares. Em contraste, a maior massa prevista pela teoria de evolução estelar encontra-se errada de modo bastante significativo.

A estimativa muito melhor da massa é apenas um resultado deste trabalho, e a equipa espera encontrar outros exemplos destes pares de estrelas bastante úteis de modo a explorar melhor este método e que a partir destes sistemas binários irá eventualmente conseguir determinar a distância à Grande Nuvem de Magalhães a menos de um por cento – o que significaria uma melhoria considerável da escala de distância cósmica