Astrônomos descobriram que um pulsar de milissegundos identificado recentemente pelo radiotelescópio FAST, na China, faz parte de um raro sistema estelar triplo. O objeto, denominado PSR J0435+3233, possui uma anã branca em uma órbita próxima e uma segunda estrela, semelhante ao Sol em massa, que percorre uma órbita muito mais distante.
A descoberta foi apresentada em um estudo liderado por Zonglin Yang, dos Observatórios Astronômicos Nacionais da Academia Chinesa de Ciências, e aceito para publicação no The Astrophysical Journal Letters. A pesquisa reuniu observações de rádio, dados ópticos e infravermelhos e registros de raios gama do Telescópio Espacial Fermi, da NASA.
Os pulsares são estrelas de nêutrons que giram rapidamente e emitem feixes de radiação associados a seus campos magnéticos. Quando esses feixes atravessam a direção da Terra, os telescópios detectam pulsos periódicos, permitindo medir sua rotação com enorme precisão.
Os pulsares de milissegundos representam uma categoria especialmente rápida. Muitos deles adquiriram suas elevadas velocidades de rotação ao receber matéria de uma estrela companheira, processo conhecido como reciclagem de pulsares.
PSR J0435+3233 completa uma rotação a cada aproximadamente 3,2 milissegundos, o equivalente a mais de 300 voltas por segundo.
Quando sua descoberta foi anunciada, em abril de 2026, um detalhe chamou particularmente a atenção dos pesquisadores. As primeiras medições indicavam que sua rotação estava diminuindo cerca de 100 vezes mais rapidamente do que a de outros pulsares de milissegundos conhecidos.
Essa desaceleração aparentemente extrema sugeria que o objeto poderia possuir um campo magnético excepcionalmente intenso ou ter passado por uma história evolutiva diferente daquela normalmente associada aos pulsares reciclados.
Entretanto, as observações posteriores revelaram que havia outro fator influenciando as medições.
O pulsar não está acompanhado apenas de uma anã branca, como se acreditava inicialmente. Ele também possui uma terceira estrela, localizada em uma órbita externa muito mais ampla.
Essa companheira distante exerce influência gravitacional sobre o sistema interno. Como resultado, o movimento orbital modifica os intervalos de chegada dos pulsos observados da Terra, produzindo uma variação aparente no período de rotação.
Ao considerar esse efeito, os pesquisadores descobriram que a desaceleração intrínseca do pulsar é muito menor do que a inicialmente estimada, tornando suas propriedades compatíveis com as de outros pulsares de milissegundos da Via Láctea.
A descoberta da terceira estrela, portanto, não apenas revelou uma configuração orbital incomum, mas também ajudou a resolver o comportamento aparentemente anômalo do pulsar.
O sistema apresenta uma estrutura conhecida como tripla hierárquica. Nela, dois objetos formam um par relativamente próximo, enquanto um terceiro percorre uma órbita mais distante ao redor do centro de massa do conjunto.
No caso de PSR J0435+3233, o pulsar e uma anã branca de hélio completam uma órbita em aproximadamente oito dias. Essa trajetória é quase circular, com uma excentricidade de apenas 0,00016.
A terceira estrela é uma subgigante do tipo espectral G, com massa próxima à do Sol. Ela está em uma fase de evolução posterior à sequência principal, período durante o qual estrelas produzem energia principalmente pela fusão de hidrogênio em seus núcleos.
Diferentemente da órbita interna, a trajetória dessa estrela é bastante alongada. Seu período orbital é estimado em aproximadamente 73,5 anos, com uma excentricidade de cerca de 0,60.
O sistema está localizado a aproximadamente 6.800 anos-luz da Terra.
Para reconstruir essa configuração, os pesquisadores combinaram quase 17 anos de observações de raios gama com vários anos de medições de rádio, além de informações ópticas, infravermelhas e astrométricas.
Os dados permitiram determinar características das duas órbitas e estimar as massas dos três componentes.
Entretanto, ainda existe uma incerteza importante sobre a orientação orbital do sistema.
Os modelos admitem duas configurações principais. Em uma delas, os planos das órbitas interna e externa apresentam uma inclinação mútua de aproximadamente 85 graus, ficando quase perpendiculares. Na outra, a inclinação é de cerca de 54 graus.
Essas possibilidades também produzem estimativas ligeiramente diferentes para as massas das estrelas.
Na configuração quase perpendicular, o pulsar teria aproximadamente 1,16 massa solar, a anã branca cerca de 0,27 massa solar e a estrela externa aproximadamente 0,91 massa solar.
Na segunda configuração, as massas estimadas seriam de aproximadamente 1,34, 0,31 e 1,13 massa solar, respectivamente.
Apesar das diferenças, os modelos indicam que o sistema pode permanecer dinamicamente estável durante longos períodos.
Essa estabilidade é particularmente interessante porque uma das estrelas já passou por uma explosão de supernova.
Antes de se tornar uma estrela de nêutrons, o pulsar era uma estrela massiva que encerrou sua evolução com o colapso de seu núcleo. A explosão associada a esse processo pode expulsar uma grande quantidade de matéria e alterar significativamente o movimento orbital das estrelas companheiras.
Em um sistema triplo, uma mudança gravitacional desse tipo pode ser suficiente para romper as órbitas e dispersar os componentes.
O fato de PSR J0435+3233 continuar associado às duas estrelas, portanto, oferece uma oportunidade para investigar as condições em que um sistema triplo consegue sobreviver à formação de uma estrela de nêutrons.
Os pesquisadores consideram possível que as três estrelas já estivessem gravitacionalmente associadas desde sua formação, em vez de terem sido reunidas posteriormente por encontros estelares.
Essa interpretação é favorecida pelo fato de o sistema estar localizado no campo galáctico, longe dos ambientes extremamente densos de aglomerados estelares, onde interações gravitacionais entre estrelas são mais frequentes.
Ainda assim, a história exata do sistema não pode ser reconstruída apenas a partir de sua configuração atual.
Simulações indicam que sua sobrevivência à explosão de supernova depende de fatores como a quantidade de massa ejetada e a velocidade adicional que a estrela de nêutrons pode ter recebido durante o evento.
Mesmo em um cenário sem esse impulso adicional, os modelos apresentados pelos pesquisadores indicam uma probabilidade de sobrevivência de aproximadamente 35%.
Esse resultado não representa uma probabilidade de existência do sistema, que já foi observado, mas uma estimativa para uma etapa específica de sua possível evolução.
A presença de uma anã branca próxima também sugere que o pulsar passou por uma fase de transferência de matéria, processo capaz de aumentar a velocidade de rotação de uma estrela de nêutrons.
Assim, o sistema reúne evidências de diferentes etapas da evolução estelar: a formação de uma estrela de nêutrons após uma supernova, a transformação de outra estrela em anã branca e a permanência de uma terceira companheira em uma órbita distante.
No futuro, a subgigante externa também deverá evoluir até se tornar uma anã branca. Se o sistema permanecer estável, seu estágio final será composto por uma estrela de nêutrons acompanhada por duas anãs brancas.
PSR J0435+3233 também oferece oportunidades para investigar a dinâmica gravitacional de sistemas com três componentes e realizar testes de precisão utilizando os pulsos extremamente regulares da estrela de nêutrons.
Novas observações poderão ajudar a determinar qual das duas configurações orbitais propostas corresponde à realidade e restringir melhor as massas dos componentes.
O resultado demonstra como a presença de uma companheira distante pode alterar a interpretação das propriedades de um pulsar. Uma desaceleração inicialmente considerada excepcional revelou-se, em grande parte, consequência do movimento gravitacional de um sistema estelar mais complexo do que se imaginava.
Sobre a Imagem: Representação (não totalmente em escala!) do sistema estelar triplo que contém o pulsar PSR J0435+3233.
Créditos da Imagem: AAS Nova/Kerry Hensley; imagem de fundo de Thilina Alagiyawanna
Artigo Científico: https://iopscience.iop.org/article/10.3847/2041-8213/aeaa29