Sitemas Estelares
Talvez o mais famoso sistema duplo, Albireo, a cabeça do Cisne. As suas duas estrelas têm cores bastante diferentes. A mais pequena tem um tom azul-esbranquiçado e a maior um tom mais dourado.
Crédito: Michael Pagitz
Crédito: Michael Pagitz
Um sistema estelar é um grupo de estrelas (e possivelmente outros corpos mais pequenos como planetas ou planetóides) que se orbitam umas às outras. Embora seja uma definição semelhante à de enxame estelar, o termo é geralmente usado para descrever um grupo de poucas estrelas, geralmente duas ou três, dando valor à influência gravitacional que têm umas sobre as outras. Um sistema estelar tem um centro definitivo ao qual as estrelas do sistema orbitam, e um comportamento orbital bem delineado. Os sistemas binários e múltiplos são comuns no Universo. A formação estelar resulta em sistemas múltiplos tanto como em estrelas individuais, tal como o Sol, de acordo com as observações.
As estrelas dos sistemas múltiplos orbitam-se mutuamente, e movem-se em torno do seu centro de massa, devido à interacção gravitacional, um efeito que pode ser observado nas mudanças das suas posições relativas e velocidades radiais, e estão mais ou menos à mesma distância do Sistema Solar. Embora o catálogo de Messier tivesse sido feito com o propósito de enumerar apenas objectos nebulosos que pudessem ser confundidos com cometas, que hoje sabemos serem enxames, nebulosas ou galáxias, os sistemas duplos ou múltiplos certamente não caem nestas categorias. Mesmo assim, sabe-se de dois objectos de Messier que, no entanto, estão listados: M40 e M73. Estas entradas eram mais anotações posicionais. No caso de M40 foi um erro de Hevelius que registou uma nebulosa não existente, e no caso de M73, Messier teve a impressão de ver uma nebulosa por trás das suas quatro estrelas.
As estrelas dos sistemas múltiplos orbitam-se mutuamente, e movem-se em torno do seu centro de massa, devido à interacção gravitacional, um efeito que pode ser observado nas mudanças das suas posições relativas e velocidades radiais, e estão mais ou menos à mesma distância do Sistema Solar. Embora o catálogo de Messier tivesse sido feito com o propósito de enumerar apenas objectos nebulosos que pudessem ser confundidos com cometas, que hoje sabemos serem enxames, nebulosas ou galáxias, os sistemas duplos ou múltiplos certamente não caem nestas categorias. Mesmo assim, sabe-se de dois objectos de Messier que, no entanto, estão listados: M40 e M73. Estas entradas eram mais anotações posicionais. No caso de M40 foi um erro de Hevelius que registou uma nebulosa não existente, e no caso de M73, Messier teve a impressão de ver uma nebulosa por trás das suas quatro estrelas.
M40 é um ténue sistema duplo catalogado por Messier enquanto pesquisava uma nebulosa erradamente registada por Hevelius. Situa-se a umas quantas centenas de anos-luz. Crédito: NOAO/AURA/NSF
Historicamente, Ptolomeu foi o primeiro a observar estrelas duplas, que descreveu Eta Sagittarii como tal objecto. O termo "estrela binária" foi aparentemente introduzido por Sir William Herschel em 1802 para designar "uma estrela dupla real - a união de duas estrelas que formam um sistema pelas leis da atracção". Quaisquer duas estrelas observadas, uma perto da outra, formam uma estrela dupla, a mais famosa sendo Mizar e Alcor na Ursa Maior (a primeira estrela dupla descoberta e separada com um telescópio foi Mizar por Riccioli em 1650). O mais provável, no entanto, é que esta estrela dupla seja uma estrela mais próxima e outra mais afastada que apenas "parecem" estar juntas - as duas estrelas estão, na realidade, bem distantes entre si mas que por acaso se encontram quase na mesma direcção vista a partir do nosso ponto de vista. Tais "binários falsos" têm o nome de binários ópticos.
Com a invenção do telescópio, descobriu-se muitos destes objectos mentirosos. Herschel, em 1780, mediu as separações e orientações de mais de 700 pares que pareciam ser sistemas binários e descobriu que cerca de 50 tinham mudado de orientação ao longo de duas décadas de observação. Os sistemas binários no qual as estrelas orbitam um ponto comum são então chamados binários visuais. Em outros casos, a única indicação de binaridade é obtida através do desvio de Doppler das linhas espectrais.
Estes sistemas, conhecidos como binários espectroscópicos (carregue aqui para ver um applet em Java que simula o movimento deste tipo de objectos), consistem de relativamente próximos pares estelares cujo plano orbital se encontra substancialmente inclinado em relação ao plano da esfera celeste, tal que as linhas espectrais de ambas as estrelas são vistas a mudar regularmente para o azul e depois para o vermelho, à medida que orbitam para frente e para trás. Se o plano orbital for quase perpendicular ao plano da esfera celeste, para duas estrelas se ocultarem mutuamente regularmente, temos um binário eclipsante (carregue aqui para ver um applet em Java que simula o movimento deste tipo de objectos).
Historicamente, Ptolomeu foi o primeiro a observar estrelas duplas, que descreveu Eta Sagittarii como tal objecto. O termo "estrela binária" foi aparentemente introduzido por Sir William Herschel em 1802 para designar "uma estrela dupla real - a união de duas estrelas que formam um sistema pelas leis da atracção". Quaisquer duas estrelas observadas, uma perto da outra, formam uma estrela dupla, a mais famosa sendo Mizar e Alcor na Ursa Maior (a primeira estrela dupla descoberta e separada com um telescópio foi Mizar por Riccioli em 1650). O mais provável, no entanto, é que esta estrela dupla seja uma estrela mais próxima e outra mais afastada que apenas "parecem" estar juntas - as duas estrelas estão, na realidade, bem distantes entre si mas que por acaso se encontram quase na mesma direcção vista a partir do nosso ponto de vista. Tais "binários falsos" têm o nome de binários ópticos.
Com a invenção do telescópio, descobriu-se muitos destes objectos mentirosos. Herschel, em 1780, mediu as separações e orientações de mais de 700 pares que pareciam ser sistemas binários e descobriu que cerca de 50 tinham mudado de orientação ao longo de duas décadas de observação. Os sistemas binários no qual as estrelas orbitam um ponto comum são então chamados binários visuais. Em outros casos, a única indicação de binaridade é obtida através do desvio de Doppler das linhas espectrais.
Estes sistemas, conhecidos como binários espectroscópicos (carregue aqui para ver um applet em Java que simula o movimento deste tipo de objectos), consistem de relativamente próximos pares estelares cujo plano orbital se encontra substancialmente inclinado em relação ao plano da esfera celeste, tal que as linhas espectrais de ambas as estrelas são vistas a mudar regularmente para o azul e depois para o vermelho, à medida que orbitam para frente e para trás. Se o plano orbital for quase perpendicular ao plano da esfera celeste, para duas estrelas se ocultarem mutuamente regularmente, temos um binário eclipsante (carregue aqui para ver um applet em Java que simula o movimento deste tipo de objectos).
Impressão de artista de Cygnus X-1, um binário de raios-X, uma estrela variável de magnitude 8.9 que parece orbitar um espaço vazio. A sua companheira (com uma massa na ordem das 9-10 massas solares) é um dos principais candidatos ao título de buraco negro. Cygnus X-1 fica a cerca de 2,500 parsecs de distância. Crédito: ESA
Os cientistas também descobriram que algumas estrelas parecem orbitar um espaço vazio. Os binários astrométricos, por exemplo, são estrelas relativamente próximas vistas a oscilar em torno de um ponto, sem companheira visível. Com alguns binários espectroscópicos, existe apenas um conjunto de linhas a mover-se. Os mesmos argumentos para binários vulgares podem ser usados para medir a massa da companheira. Esta pode ser muito ténue, actualmente indetectável ou perdida no brilho da estrela primária, ou até pode ser um objecto que não brilha no visível, tal como uma estrela de neutrões. Por vezes, as provas indicam fortemente a presença de um buraco negro.
Talvez o melhor exemplo seja Cygnus X-1, onde a massa do companheiro invisível é cerca de nove vezes a massa do Sol - excedendo de longe a massa máxima para uma estrela de neutrões, o outro candidato para a companheira. Os binários são particularmente cruciais como um dos métodos principais pelo qual os astrónomos podem medir directamente a massa de uma estrela distante. A força gravítica entre as estrelas individuais de um binário faz com que uma orbite a outra. A partir do padrão orbital do binário visual, ou da variação do tempo do espectro de um binário espectroscópico, a massa das suas estrelas podem por isso ser determinadas.
Dado que a maioria das estrelas habitam em sistemas binários, estes são particularmente importantes para o conhecimento dos processos pelo qual as estrelas se formam. Em particular, o período e massas do binário pode dizer-nos o momento angular do sistema. Dado que o momento angular é uma quantidade conservada na Física, os binários proporcionam-nos pistas importantes acerca das condições iniciais aquando da formação das estrelas.
Talvez o melhor exemplo seja Cygnus X-1, onde a massa do companheiro invisível é cerca de nove vezes a massa do Sol - excedendo de longe a massa máxima para uma estrela de neutrões, o outro candidato para a companheira. Os binários são particularmente cruciais como um dos métodos principais pelo qual os astrónomos podem medir directamente a massa de uma estrela distante. A força gravítica entre as estrelas individuais de um binário faz com que uma orbite a outra. A partir do padrão orbital do binário visual, ou da variação do tempo do espectro de um binário espectroscópico, a massa das suas estrelas podem por isso ser determinadas.
Dado que a maioria das estrelas habitam em sistemas binários, estes são particularmente importantes para o conhecimento dos processos pelo qual as estrelas se formam. Em particular, o período e massas do binário pode dizer-nos o momento angular do sistema. Dado que o momento angular é uma quantidade conservada na Física, os binários proporcionam-nos pistas importantes acerca das condições iniciais aquando da formação das estrelas.
Os sistemas binários são estáveis na ausência de influência por forças externas.
Sistemas triplos
M73 é um grupo de quatro estrelas próximas umas das outras na constelação de Sagitário. A sua natureza é ainda incerta - pode ser um asterismo - um alinhamento ocasional de quatro estrelas vistas da Terra ou até um enxame aberto bem espalhado. As suas distâncias variam entre 2,000 e 12,000 anos-luz.Crédito: George Sallit
Um sistema estelar com três estrelas é conhecido como um sistema triplo ou estrela tripla. Estes sistemas com três ou mais estrelas podem ser instáveis, possivelmente resultando na ejecção de uma ou mais estrelas.Geralmente, os cientistas têm mais dificuldade em modelar este tipo de sistemas do que os binários devido à sua natureza caótica. Os sistemas triplos têm geralmente um binário próximo e uma companheira orbital mais distante.
Um sistema estelar com três estrelas é conhecido como um sistema triplo ou estrela tripla. Estes sistemas com três ou mais estrelas podem ser instáveis, possivelmente resultando na ejecção de uma ou mais estrelas.Geralmente, os cientistas têm mais dificuldade em modelar este tipo de sistemas do que os binários devido à sua natureza caótica. Os sistemas triplos têm geralmente um binário próximo e uma companheira orbital mais distante.
Exemplos de sistemas triplos: Alpha Centauri, P126
Sistemas quádruplos
Os sistemas quádruplos geralmente têm dois próximos binários cujos centros orbitam um outro centro comum. Vários exemplos de sistemas binários: Albireo, Sirius, Procyon, Alpha Centauri (triplo).
Exemplos de sistemas superiores ou iguais a quatro estrelas: Alcyone, Castor, Mizar, Eta de Lira.
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