Binárias eclipsantes do tipo Algol

O primeiro sistema dessa natureza a ser amplamente estudado foi o sistema Beta Persei (𝛽 Persei) também chamada Algol, que está localizado na constelação de Perseus. Esta dupla de estrelas é uma binária algólida, e que serve como referência no estudo de outros sistemas com características semelhantes. Em duplas físicas do tipo Algol, a estrela portadora da maior massa ainda se encontra na faixa da sequência principal do diagrama H-R3_{; ou seja, ainda está}

queimando Hidrogênio no seu núcleo; enquanto que a que tem a menor massa é mais evoluída, já saiu da sequência principal do diagrama H-R e se encontra no ramo das subgigantes (SOBRI- NHO, 2013). O sistema 𝛽 Persei possui um período de variação da sua magnitude aparente de aproximadamente três dias. A estrela principal, tem massa de aproximadamente 3,7 𝑀⊙, per-

tence à classe espectral B8 e se encontra na sequência principal; já a estrela secundária tem cerca de 0,8 𝑀⊙e pertence à classe espectral G5; é na atualidade uma estrela subgigante (PEREIRA-

JATENCO, 2010; OLIVEIRA, 2010). Teoricamente este sistema de estrelas aparenta estar em desacordo com a evolução estelar, pois esta prevê que uma estrela de menor massa evolua bem mais lentamente do que uma estrela com massa maior. A explicação para este paradoxo nas binárias eclipsantes do tipo algol é que no passado a estrela subgigante do sistema era de fato a estrela que tinha a maior massa e que chegou a transferir parte da sua massa para a estrela vi- zinha, que na atualidade é o corpo mais massivo (CHAISSON; MCMILLAN, 1998; MACIEL, 2011).

O mecanismo que possibilitou a transferência de massa de uma estrela para outra no sis- tema Beta Persei (ou Algol) é o mesmo aplicado para todos os sistemas de Binárias eclipsantes do tipo Algol e pode ser descrito basicamente da seguinte maneira: nos primórdios a 𝑒𝑠𝑡𝑟𝑒𝑙𝑎2

(estrela com maior massa na atualidade) tinha massa de aproximadamente 1,5 𝑀⊙ e sua com-

panheira a 𝑒𝑠𝑡𝑟𝑒𝑙𝑎1 (estrela subgigante na atualidade) possuía massa de aproximadamente 3,0

𝑀⊙. Para tal sistema o ponto de Lagrange 𝐿1 é definido como sendo o local em que a força

gravitacional da 𝑒𝑠𝑡𝑟𝑒𝑙𝑎1se igualava a da 𝑒𝑠𝑡𝑟𝑒𝑙𝑎2. Quando a 𝑒𝑠𝑡𝑟𝑒𝑙𝑎1começou a evoluir para

o estágio de gigante vermelha, seu envelope (camadas externas) atingiu 𝐿1, desencadeando a

transferência de matéria para a 𝑒𝑠𝑡𝑟𝑒𝑙𝑎2; esta transferência permite a criação de um disco de

acresção em volta do objeto estelar (PEREIRA-JATENCO, 2010; OLIVEIRA, 2010; MACIEL,

3 _{O diagrama H-R é um gráfico que mostra a relação entre luminosidade versus temperatura efetiva de um grupo}

de estrelas. A sequência principal é uma região desse gráfico que representa as estrelas que estão em sua fase estável da "queima"do Hidrogênio; as estrelas estão distribuídas ao longo dessa sequência de acordo com suas respectivas massas.

2011). A figura 10 traz a morfologia de uma Algol (lado esquerdo) e o diagrama de fase carac- terístico (lado direito). Este é um exemplo de binária com transferência de matéria de um objeto para outro, conhecido também como binárias de semi-contato. Em binárias de semi-contato do tipo Algol, é a 𝑒𝑠𝑡𝑟𝑒𝑙𝑎1 (estrela mais velha) que preenche seu lóbulo de Roche, levando a um

escape de matéria através do ponto interno de Lagrange 𝐿1, a partir do qual é capturado pela

estrela vizinha. Esta matéria capturada faz com que ocorra um aumento de massa da 𝑒𝑠𝑡𝑟𝑒𝑙𝑎2

(estrela mais jovem) (MACIEL, 2011). O preenchimento do lóbulo de Roche para um sistema de semi-contato é destaque na figura 9.

Figura 9 – Na figura temos a geometria de Roche para a binária do tipo Algol. Observe que a estrela da esquerda (destaque em cinza) ultrapassa a superfície equipotencial gravitacional que é o lóbulo de Roche, dessa maneira ocorre a transferência de matéria.

Fonte: Adaptado de Carroll e Ostlie (1996).

O período orbital para binárias eclipsantes do tipo Algol é de dias ou até semanas, sendo característico destes sistemas o brilho constante (ou fluxo), quando não ocorre nenhum eclipse; quando ocorre um eclipse primário e secundário, é perceptível a queda repentina na magnitude aparente da estrela (MACIEL, 2011; LIRA, 2015). Esses mínimos primário e secundário evi- denciados no diagrama de fase (curva de luz) representam uma pequena porcentagem de todo o diagrama, que é aproximadamente 15% para cada mínimo (MACIEL, 2011). Mesmo com esse valor para cada mínimo, é possível determinar com precisão o início e o término dos eclipses primário e secundário destacados na curva de luz de uma binária do tipo Algol. Segundo Maciel (2011), geralmente quanto maior o período orbital, menor será a porcentagem da curva de luz ocupada pelos eclipses. Outra característica importante das curvas de luz é que elas mostram que de fato ocorre uma fraca interação entre os membros, principalmente relacionada com a transferência de matéria (MACIEL, 2011). As curvas de luz são tomadas usando a parte óp- tica do espectro eletromagnético; sendo assim, elas podem ocultar vários fenômenos físicos importantes que não são visíveis nessa "janela" do espectro e que podem está ocorrendo com as estrelas (LIRA, 2015). Se as profundidades dos trânsitos entre o mínimo primário e secun- dário forem bem distintas, é possível que apareça evidências, na curva de luz, de um fenômeno característico de sistemas binários conhecido como "efeito de reflexão" (WILSON, 1994).

Figura 10 – A figura da esquerda representa a morfologia característica de uma binária do tipo Algol: note que uma das estrelas está "deformada" resultado da interação que possibilita a transferência de matéria para a companheira. A figura da direita é o diagrama de fase ou curva de luz para este sistema conhecido como TW Cas.

Fonte: Narita, Schroeder e Smith (2001).

trelas não são iguais; então, para um mínimo bem profundo, a estrela que tem a temperatura significativamente maior pode interferir e ofuscar a luz que vem do sistema (LIRA, 2015). A luz que emana da estrela de maior temperatura, ao entrar em contato com a atmosfera da estrela secundária (com menor temperatura), induzirá um aumento em sua luminosidade, provocando o surgimento do "efeito de reflexão"evidenciado no diagrama de fase do sistema binário (MA- CIEL, 2011). Basicamente o que difere um sistema binário do tipo Algol dos outros tipos de sistemas, é que a estrela secundária possui uma ligeira mudança em sua geometria; o objeto pode ser ligeiramente elipsoidal, tal como representado na figura 10, enquanto a estrela primá- ria apresenta um formato esférico.

Estrelas binárias de semi-contato oferecem oportunidades para o estudo e melhor com- preensão de fenômenos astrofísicos relacionados com troca e perda de massa, e também dos processos de acreção de matéria em torno destes objetos (LIRA, 2015).