{"id":2069,"date":"2016-02-04T15:57:49","date_gmt":"2016-02-04T18:57:49","guid":{"rendered":"http:\/\/scienceblogs.com.br\/chivononpo\/?p=2069"},"modified":"2016-02-04T15:57:49","modified_gmt":"2016-02-04T18:57:49","slug":"tempos-turbulentos-quando-duas-estrelas-se-aproximam","status":"publish","type":"post","link":"https:\/\/www.blogs.unicamp.br\/chivononpo\/2016\/02\/04\/tempos-turbulentos-quando-duas-estrelas-se-aproximam\/","title":{"rendered":"Tempos turbulentos: quando duas estrelas se aproximam"},"content":{"rendered":"

Traduzido de: Turbulent times: When stars approach<\/a><\/h4>\n

Astrof\u00edsicos do HITS usam novo m\u00e9todo para simular a fase de envelope comum<\/a>\u00a0de estrelas bin\u00e1rias e descobrem irregularidades din\u00e2micas que podem auxiliar a explicar como as supernovas evoluem<\/strong><\/p>\n

HEIDELBERG INSTITUTE FOR THEORETICAL STUDIES (HITS)<\/p>\n

[youtube_sc url=”https:\/\/www.youtube.com\/watch?v=4iw_E2akn4M” autohide=”1″]<\/p>\n

 <\/p>\n

Quando olhamos para o c\u00e9u noturno, vemos as estrelas como pequenos pontos de luz vivendo sua solit\u00e1ria exist\u00eancia a dist\u00e2ncias enormes da Terra. Mas as apar\u00eancias enganam. Mais da metade das estrelas que conhecemos t\u00eam uma companheira, uma segunda estrela pr\u00f3xima que pode ter uma enorme influ\u00eancia sobre sua companheira prim\u00e1ria. A influ\u00eancia m\u00fatua nestes sistemas bin\u00e1rios de estrelas fica particularmente intenso quando as estrelas passam por uma fase na qual elas s\u00e3o circundadas por um envelope comum<\/a>, feito de hidrog\u00eanio e h\u00e9lio. Comparada com o tempo total que as estrelas levam para evoluir, essa fase \u00e9 extremamente curta, de forma que os astr\u00f4nomos t\u00eam grandes dificuldades para observ\u00e1-la e, desta forma, compreend\u00ea-la. \u00c9 aqui onde entram modelos te\u00f3ricos de simula\u00e7\u00e3o computadorizada. As pesquisas sobre este fen\u00f4meno s\u00e3o relevantes para a compreens\u00e3o do fen\u00f4meno astron\u00f4mico conhecido como supernovas<\/a>.<\/p>\n

Usando novos m\u00e9todos, os astrof\u00edsicos Sebastian Ohlmann, Friedrich Roepke, Ruediger Pakmor e Volker Springel do Heidelberg Institute for Theoretical Studies (HITS) deram um passo \u00e0 frente na modelagem deste fen\u00f4meno. Conforme relatam em The Astrophysical Journal Letters<\/em>, os cientistas usaram com sucesso simula\u00e7\u00f5es para descobrir irregularidades din\u00e2micas que acontecem durante a fase de envelope comum e s\u00e3o cruciais para a exist\u00eancia subsequente de sistemas bin\u00e1rios de estrelas. Essas instabilidades modificam o fluxo da mat\u00e9ria para dentro do envelope, o que por sua vez influencia a dist\u00e2ncia entre as estrelas e estabelece, por exemplo, se vai resultar em uma supernova e, caso afirmativo, de que tipo ser\u00e1.<\/p>\n

O artigo \u00e9 fruto da colabora\u00e7\u00e3o entre dois grupos de pesquisa do HITS, o grupo de F\u00edsica de Objetos Estelares (Physics of Stellar Objects = PSO) e o grupo de Astrof\u00edsica Te\u00f3rica (Theoretical Astrophysics group \u00a0= TAP). O programa Arepo para simula\u00e7\u00f5es de hidrodin\u00e2mica do Prof. Volker Springel foi empregado e adaptado para a modelagem. Este resolve as equa\u00e7\u00f5es em uma grade m\u00f3vel que segue o fluxo de massa e, assim, aumenta a precis\u00e3o do modelo.<\/p>\n

Duas estrelas, um envelope<\/strong><\/p>\n

Mais da metade das estrelas conhecidas evolu\u00edram em sistemas bin\u00e1rios. A energia de sua luminosidade vem da fus\u00e3o nuclear de hidrog\u00eanio em seus n\u00facleos. Assim que o hidrog\u00eanio que alimenta a fus\u00e3o acaba na estrela mais pesada, o n\u00facleo da estrela encolhe. Ao mesmo tempo, come\u00e7a a aparecer um envelope estelar grandemente estendido, feito de hidrog\u00eanio e h\u00e9lio. Ent\u00e3o a estrela se torna uma gigante vermelha.<\/p>\n

Na medida em que o envelope da gigante vermelha continua a se expandir, a estrela secund\u00e1ria puxa o envelope para si por meio da gravidade e parte do envelope flui em sua dire\u00e7\u00e3o. No descurso desse processo, as estrelas se aproximam. Por fim, a estrela secund\u00e1ria pode cair no envelope da gigante vermelha e ambas passam a ser circundadas pelo mesmo envelope. Quando os n\u00facleos da gigante vermelha e da secund\u00e1ria se aproximam, a atra\u00e7\u00e3o gravitacional entre eles libera energia que passa para o envelope comum. Em decorr\u00eancia disso, o envelope \u00e9 ejetado e se mistura \u00e0 mat\u00e9ria interestelar da gal\u00e1xia, deixando para tr\u00e1s um sistema bin\u00e1rio pr\u00f3ximo que consiste do n\u00facleo da gigante vermelha e da estrela secund\u00e1ria.<\/p>\n

O caminho para a explos\u00e3o estela<\/strong>r<\/p>\n

Sebastian Ohlmann do grupo PSO explica por que essa fase de envelope comum \u00e9 importante para a compreens\u00e3o dos modos como v\u00e1rios sistemas estelares evoluem: “Dependendo daquilo com o que o envelope comum se parece no in\u00edcio, muitos fen\u00f4menos diferentes podem se seguir no final, tal como uma supernova termonuclear”. Ohlmann e seus colegas est\u00e3o investigando o roteiro dessas explos\u00f5es estelares que est\u00e3o entre os eventos mais luminosos do universo e podem iluminar toda uma gal\u00e1xia. Por\u00e9m a modelagem de sistemas que podem levar a tais explos\u00f5es. \u00e9 assolada pelas incertezas sobre a fase de envelope comum. Uma das raz\u00f5es para isto \u00e9 que o n\u00facleo da gigante vermelha \u00e9 qualquer coisa entre mil e dez mil vezes menor do que o envelope, de forma que as diferen\u00e7as nas escalas temporal e espacial complicam o processo de modelagem e tornam necess\u00e1rias aproxima\u00e7\u00f5es. As simula\u00e7\u00f5es metodicamente inovadoras realizadas pelos cientistas de Heidelberg s\u00e3o um primeiro passo para a compreens\u00e3o dessa fase.<\/p>\n

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Artigo publicado:<\/strong><\/p>\n

Ohlmann, S. T., Roepke, F. K., Pakmor, R., & Springel, V. (2016):
\nHydrodynamic moving-mesh simulations of the common envelope phase in binary stellar systems, The Astrophysical Journal Letters<\/em>, 816, L9, DOI: 10.3847\/2041-8205\/816\/1\/L9
\nhttp:\/\/arxiv.org\/abs\/1512.04529<\/a><\/p>\n","protected":false},"excerpt":{"rendered":"

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