Discos de Acresção

O disco de acresção se forma porque o gás que passa pelo ponto lagrangiano L₁ tem momentum angular muito alto para cair sobre a estrela. Se a matéria espiralando tem alta densidade, as colisões do gás no disco convertem energia cinética em calor, aquecem o gás, que irradia e perde energia, entrando em órbita da estrela receptora. Mas a viscosidade do disco continua a converter energia cinética em calor, levando o disco a irradiar energia e, portanto, fazendo com a matéria se desloque para órbitas mais internas. A fricção no disco carrega gás para fora, há transporte de momentum angular permitindo que parte da matéria seja acretada na estrela. Stuart Louis Shapiro (1947-) & Saul A. Teukolski (1947-) (1983, Black Holes, White Dwarfs and Neutron Stars, New York: John Wiley & Sons) calcularam a luminosidade do disco. Se a borda externa do disco tiver um raio grande comparado com o raio R da estrela que está acretando a matéria, de massa M, a matéria acretada ganhou uma energia gravitacional GM/R por unidade de massa. Parte da energia é perdida aquecendo o disco, enquanto a outra parte está disponível para a estrela ou para a zona de transição. A taxa com que a energia é liberada deve ser proporcional à taxa de acresção de massa, $\dot{M}$. Se o sistema está em equilíbrio, então podemos igualar a taxa de aquecimento do disco com a luminosidade do disco. Se o campo magnético for desprezável, a luminosidade do disco será metade da variação da energia gravitacional:

$\L_\{disco} \simeq \frac{1}{2}\frac{G\dot{M}M}{R}\simeq 10^{34} \frac{\dot{M}}{10^{-9}M_\odot/ano} {ergs/s}$

para anãs brancas (R=10 mil km), e

$L_{disco} \simeq \frac{1}{2}\frac{G\dot{M}M}{R}\simeq 10^{37} \frac{\dot{M}}{10^{-9}M_\odot/ano} {ergs/s}$

para estrelas de nêutrons e buracos negros (R=10 km). A outra metade da energia vai para a estrela ou para a camada de transição do disco. Note que para taxas de transferência da ordem de 10^-9 massas solares por ano, típica de sistemas interagentes, a luminosidade do disco é muito maior do que a luminosidade do Sol.

Envelope Comum

Os modelos que evoluíram além da base do ramo das gigantes possuem um envelope convectivo. Estes modelos expandem em resposta a perda de massa, desde que esta não seja muito grande. Para estrelas de massa intermediária, este limite corresponde a aproximadamente $\dot{M} \simeq 10^{-4}$ a $10^{-2}~M_\odot/ano$.

Uma companheira típica de uma estrela de massa baixa ou intermediária que perde massa é uma estrela de baixa massa ou uma anã branca. Para acréscimo em estrelas de baixa massa, a massa acretada torna-se quente no disco de acresção, o que faz a anã branca expandir quando recebe massa.

No caso de uma anã branca com cerca de 0,6 M_⊙, quando a camada acretada atinge cerca de 0,001 M_⊙, o hidrogênio queima-se termonuclearmente na camada acretada, e a estrela expande-se rapidamente, atingindo proporções de uma gigante vermelha. A receptora portanto também preenche seu lóbulo de Roche, e em vez da transferência de massa da doadora para a receptora, ocorre a fase de envelope comum, isto é, ambos lóbulos de Roche são preenchidos e a matéria expelida pela primária preenche a região além dos lóbulos, formando um envelope comum em expansão.

Esquema da fase de envelope comum.

A fricção entre a matéria do envelope comum e as estrelas imersas no envelope ao mesmo tempo causa a perda de massa do sistema e o espiralamentos das estrelas em direção à outra. Quando a maior parte da matéria rica em hidrogênio do envelope da estrela doadora passa pelo envelope comum e é perdida do sistema, o remanente compacto da primária e sua companheira estão em uma órbita mais próxima.

O envelope comum foi proposto por Bohdan Paczynski (1940-2007) [1976, Structure and Evolution of Close Binary Systems, IAU Symposium 73, ed. Peter P. Eggleton, Simon Mitton & John Whelan (Dordrecht: Reidel), p.75].

Curva de luz dos dados do TESS do sistema binário pós-envelope comum V471 Tau, com a=3,21 R_⊙.

Um exemplo deste processo é a binária eclipsante V471 Tau, consistindo de uma anã branca com uma companheira vermelha K2V aproximadamente 0,6 magnitudes acima da sequência principal. As estrelas têm massa similares, próximas de 0,8 M_⊙, e estão separadas por aproximadamente 3,2 R_⊙, cerca de cinco vezes o raio da estrela vermelha. Para produzir uma anã branca de 0,8 M_⊙, a precurssora deveria ter uma massa de 3—6 M_⊙ e, portanto, deve ter atingindo um raio maior do que o raio no final da sequência principal, de 4 R_⊙, antes de preencher seu lóbulo de Roche. Além disto, como a companheira também tem somente 0,8 M_⊙, a maior parte da massa do sistema foi perdida, e a distância entre as estrelas reduzida.

Cenários para a evolução de binárias, segundo Icko Iben Jr. (1931-2025) (1991, Astrophysical Journal Supplement, 76, 55). Linhas onduladas indicam transições causadas por emissão de ondas gravitacionais. Os círculos pequenos abertos indicam estrelas não evoluídas, enquanto os círculos fechados representam os núcleos degenerados das gigantes. M_cr é a massa crítica de Chandrasekhar. Os asteríscos indicam anãs brancas ou estrelas de nêutrons. Elipses girando no sentido anti-horário indicam discos de acresção. A probabilidade de ocorrência do produto final na base da figura foi calculada usando-se uma taxa de formação de binárias de 1 por ano, na nossa Galáxia.

As estrelas R Coronae Borealis são variáveis irregulares, com atmosferas deficientes em hidrogênio, ricas em carbono e oxigênio, e com grande formação de grãos de poeira (grãos amorfos de carbono) que obscurecem temporariamente a estrela. Com o tempo a poeira sai da linha de visada e a estrela é visível novamente. R Cor Bor foi descoberta em 1796 por Edward Pigott (1753-1825). São provavelmente formadas em um flash de hélio ou na coalescência de um sistema binário de anãs brancas (Geoffrey C. Clayton, 1996, The R Coronae Borealis Stars, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 108, 225.)

Cenário para a formação de uma supernova tipo Ia a partir de uma binária inicialmente com duas estrelas relativamente massivas, que evoluem por duas fases de envelope comum em um par de anãs brancas com núcleos de C/O, e com massa combinada acima do limite de Chandrasekhar, segundo os cálculos de Icko Iben Jr. & Alexander Vasillevich Tutukov (1984, Astrophysical Journal Supplement Series, 54, 335).

Cenário detalhado de Matthias Schreiber e colaboradores.

Variáveis Cataclísmicas e Transientes de Raio-X

Uma classe de binárias interagentes é a das Variáveis Cataclísmicas, em que a estrela que recebe massa é uma anã branca. Em geral a doadora é uma estrela de baixa massa e fria, uma anã vermelha. O período orbital típico é de algumas horas e a separação em geral menor do que o raio do Sol. Merle F. Walker, nos anos 1950, propôs que as variáveis cataclísmicas eram binárias. Seus brilhos mudam drasticamente e constantemente. A maioria possui discos de acresção. Com períodos orbitais entre 1 h e 12 h, se assumirmos que as duas estrelas têm massas da ordem da massa do Sol, obtemos separações entre 0,5 a 3 R_⊙, da 3^a Lei de Kepler.

Curva de luz de SS Cyg, plotada por John Cannizzo com os dados do AAVSO (American Association of Variable Star Observers) e publicada no livro Cataclysmic Variable Stars, de Brian Warner (1996).

As primeiras descobertas foram as novas, por exemplo a Nova Vulpecula 1670, descoberta pelo Padre Dom Anthelme como um estrela de segunda magnitude, que variam de brilho entre 6 e 19 magnitudes, em escalas de tempo de meses a anos. As de maior amplitude enfraquecem mais rápido. As variações são causadas pela queima explosiva do hidrogênio acretado na anã branca.

Nova Cygni 1992, fotografada pelo Telescópio Espacial Hubble.

Algumas são novas recorrentes e pelo menos uma, T Pyx, apresentou jatos colimados emanando do disco de acresção (Tariq Shahbaz, Mario Livio, Karen A. Southwell & Phil A. Charles 1997, Astrophysical Journal, 484, 59). Os sistemas com jatos são conhecidos como microquasares.

Outro grupo de variáveis cataclísmicas não magnéticas é o das novas anãs. Suas variações são de 2 a 5 magnitudes, mas ocorrem mais frequentemente do que nas novas, possivelmente causadas pela variação na taxa de acresção de massa pelo disco. Outro grupo é o das nova-like (parecidas com novas), que não sofrem variações extremas (outbursts) e, portanto, mantém o brilho médio. Em geral, a maior parte da luz visível destes sistemas vem do disco de acresção, pois o plasma é aquecido ao espiralar no potencial da estrela primária.

Decomposição das contribuições em luz da emissão do disco, mancha quente e anã branca durante um eclipse, para Z Cha, de acordo com Janet Wood, Keith Horne, Graham Berriman, Richar Wade, Darragh Evelyn Anthony Adam O'Donoghue (1957-2015) & Brian Warner (1939-2023), (1986, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 219, 629).

A mancha quente (hot spot), onde a matéria da secundária está impactando o disco, causa aumento do brilho quando passa pela linha de visada. As cataclísmicas magnéticas têm campos magnéticos de milhões de Gauss, o que impede a formação do disco e afunilam a acresção pelos pólos das estrelas, emitindo intensamente em raios-X. Se o campo é tão forte que sincroniza o sistema, os sistemas chamam-se polares. Nos polares intermediários, o disco só é destruído muito próximo da anã branca.

Uma classe similar de objetos é a dos Transientes de Raio-X (LMXB = Low Mass X-Ray Binaries), em que a receptora é uma estrela de nêutrons ou um buraco negro.

Se a primária é uma estrela de nêutrons, vemos pulsos de raio-X das manchas quentes nos pólos, com a rotação da estrela.

John Michael Blondin calculou com modelos tridimensionais a evolução temporal do acresção.
Note que a acresção em objetos compactos é mais efetiva do que a fusão nuclear na liberação de energia, já que a fusão de H em He libera E=0,007Mc², enquanto a acresção libera a energia cinética, da ordem de E~0,2Mv²_queda, e v_queda~v_escape~0,5c para estrelas de nêutrons e buracos negros, resultando em E~0,25Mc²!

As estrelas em sistemas binários próximos com estrelas quentes (O ou Be) também são afetadas pelo vento estelar da estrela massiva e pelo própio aquecimento das camadas externas pela radiação da estrela massiva. Existem várias centenas de binárias que emitem raio X devido à incidência de vento da estrela massiva (HMXB = High Mass X-Ray Binaries).

Um Catálogo e Atlas de Variáveis Cataclísmicas, congelado em fevereiro de 2006 (Ronald A. Downes, Ronald F. Webbink, Michael M. Shara, Hans Ritter, Ulrich Kolb, Hilmar W. Duerbeck, 2001, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 113, 764).

Matt A. Wood, Joshua Dolence, & James C. Simpson (2006, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 118, 442), publicaram um programa de simulação (Smooth Particles Hydrodynamics) de discos de acresção, FITDisk, que mostra não só o sistema mas a curva de luz simulada.

Rob I. Hynes também tem um programa de visualização de sistemas binários. Esta figura refere-se à Binária Transiente de Raio-X (LMXB) GRO J1655-40, em que uma estrela secundária de 1,7—3,3 M_⊙, saindo da seqüência principal, orbita um buraco negro com 5,5—7,9M_⊙, e depois de 30 anos sem atividades, mostrou várias explosões desde 1994 (Ann A. Esin, Jean-Pierre Lasota, Robert I. Hynes. 2000, The 1996 Outburst of GRO J1655-40: Disc Irradiation and Enhanced Mass Transfer, Astronomy & Astrophysics, 354, 987).
O Catalogue of Cataclysmic Binaries, Low-Mass X-Ray Binaries and Related Objects RKcat Edition 7.24 (31 Dec 2015), de Hans Ritter e Ulrich Kolb, contém 1429 CVs, 108 LMXBs, e 619 objetos correlatos.
Andrew Beardmore também tem um programa de visualização e imagens produzidas.

Branimir Sesar, Zeljko Ivezic & Mario Juric (2017, Candidate Disk Wide Binaries in the Sloan Digital Sky Survey, The Astrophysical Journal, Volume 689, Issue 2, pp. 1244-1273, estimaram que separações de até θ⁰≃10" tem excesso de sistemas em relação à separações randomicas.

Yan-Fei Jiang & Scott Tremaine, 2010, The Evolution of Wide Binary Systems estimaram o efeito de forças de maré da Galáxia sobre sistemas binários, concluindo que sistemas com separação

r_J=[G(M₁+M₂)/4Ω_gA_g]^1/3=1,70 pc [(M₁+M₂)/2M_⊙]^1/3

são ligados, e separações maiores levam à lenta separação dos sistemas, isto é, para cerca de 40 mil UA de separação, v_maré/v_orb≃0,1.

Comparando a energia de ligação de um sistema binário, E=-GM/2a, com a probabilidade de interação entre as estrelas do disco galático, estima-se que para separações maiores que a=0,1 pc=20 mil UA, binárias são destruídas em menos de 10 G anos (Ernst Öpik 1932, Note on Stellar Perturbations of Nearly Parabolic Orbits, Proceedings of the American Academy of Arts and Sciences, Vol. 67, p. 169).

Jeff J. Andrews, Julio Chanamé & Marcel A. Aguero (2017, Wide binaries in Tycho-Gaia: search method and the distribution of orbital separations, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 472, 675) comprovaram que a partir de 40 mil UA de separação, muitos sistemas têm velocidade total acima da velocidade de ligação e portanto podem ser binárias ionizadas, grupo em comovimento ou estrelas alinhadas acidentalmente.

Morgan Fouesneau, Hans-Walter Rix; Ted von Hippel, David W. Hogg & Haijun Tain, (2019, Precise Ages of Field Stars from White Dwarf Companions, The Astrophysical Journal, Volume 870, Issue 1, article id. 9, 8 pp) publicaram idades precisas utilizando sistemas binários não interagentes.

Zachary D. Hartman & Sébastien Lepine (2017, The SUPERWIDE Catalog: A Catalog of 99,203 Wide Binaries Found in Gaia and Supplemented by the SUPERBLINK High Proper Motion Catalog, The Astrophysical Journal Supplement Series, Volume 247, Issue 2, id.66, 29 pp. fizeram um catálogo de binárias com separações até 1° usando os dados do Data Release 2 do Gaia.
Alexander Vasillevich Tutukov & A. M. Cherepashchuk (2020, Evolution of close binary stars: theory and observations, Reviews od Topical Problems, Physics - Uspekhi, 63, 209)
Alexander Vasillevich Tutukov (2023, The Role of Binary Stars in Understanding the Physics and Evolution of Stars, Astronomy Reports 67, 9, 867)

Blue Stragglers

Blue Stragglers no aglomerado globular M 55, com aproximadamente 269 mil M_⊙, e idade 12,3 G anos (Antonio Sollima et al. 2008, The correlation between blue straggler and binary fractions in the core of Galactic globular clusters, Astronomy and Astrophysics, 481, 701).

(Eleanor) Margaret (Peachey) Burbidge (1919-2020) & Allan (Rex) Sandage (1926-2010) (1958, Astrophysical Journal, 128, 174) notaram que haviam estrelas mais quentes do que turnoff (TOP) nos aglomerados Coma Berenices e Praesepe. No aglomerado NGC 6397, com idade estimada de 13,4 G anos, as estrelas com 0,9 M_⊙ estão começando a subida do Ramo Gigante, com magnitude m_TOP≃16,5. O ramo horizontal, onde as estrelas estão queimando o hélio no núcleo, tem magnitude m_RH≃13,5. Existem umas 15 estrelas no diagrama de Piotto et al. (2002, The HST snapshot project on Galactic Globular Clusters, ASPC, 274, 282) entre o TOP e o Ramo Horizontal. Estas são as Blue Stragglers, que são causadas por transferência de massa para uma estrelas de sequência principal por uma companheira próxima, resultando na coalescência (merger) ou colisão de duas estrelas de sequência principal, já que algumas não mostram qualquer sinal de estarem em sistemas binários.

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Astronomia e Astrofísica