Descoberta do FAST revela sistema raro de três estrelas com uma estrela ainda em evolução

Uma terceira estrela explica o relógio incomum de um pulsar

Um pulsar que gira cerca de 312 vezes por segundo, uma anã branca que o orbita a cada oito dias e uma estrela com massa aproximadamente igual à do Sol em uma órbita de 73,5 anos formam um trio estelar excepcionalmente raro. Astrônomos chineses e europeus identificaram o sistema de forma independente ao redor de PSR J0435+3233, revelando que uma mudança aparentemente incomum na rotação do pulsar é, em grande parte, um sinal da gravidade de uma companheira distante.

Os Observatórios Astronômicos Nacionais da Academia Chinesa de Ciências anunciaram os resultados em 9 de outubro de 2026, juntamente com a publicação na revista The Astrophysical Journal Letters. O anúncio da descoberta descreve o objeto como o segundo sistema de pulsar confirmado com duas companheiras estelares e o primeiro exemplo primordial confirmado com uma companheira ainda em evolução estelar comum.

Essa distinção é importante. O único sistema comparável conhecido anteriormente, PSR J0337+1715, contém um pulsar e duas anãs brancas. Em J0435+3233, a companheira externa ainda não se tornou um remanescente compacto. Os pesquisadores a identificam como uma subgigante do tipo G, uma estrela com temperatura semelhante à do Sol que começou a ultrapassar sua principal fase de queima de hidrogênio.

A descoberta também muda a forma como os astrônomos interpretam a temporização do pulsar. Seu período de rotação medido aumenta cerca de um nanossegundo por ano, aproximadamente 100 vezes a taxa observada em pulsares de milissegundos comparáveis. A nova análise atribui a mudança incomum observada ao movimento provocado pela estrela externa, em vez de tratá-la como uma medição direta da velocidade com que a própria estrela de nêutrons está desacelerando.

Da detecção em 2020 à solução com três estrelas

O Telescópio Esférico de Abertura de Quinhentos Metros da China, conhecido como FAST, detectou J0435+3233 pela primeira vez em 8 de junho de 2020, durante seu Levantamento Comensal de Radioastronomia FAST. O monitoramento posterior confirmou que o pulsar tinha uma companheira próxima e que seu comportamento temporal precisava de uma explicação mais completa.

A investigação avançou ao longo de vários anos, com equipes usando observações de rádio e arquivos astronômicos públicos para relacionar o pulsar a objetos visíveis em outros comprimentos de onda:

• 8 de junho de 2020: o FAST detectou PSR J0435+3233 pela primeira vez.
• Ao longo de aproximadamente cinco anos: o monitoramento do FAST produziu 192 medições de chegada dos pulsos em 179 sessões de observação.
• Abril de 2026: os resultados que identificaram o sistema binário interno e sua temporização incomum foram publicados na revista Nature Astronomy.
• 9 de outubro de 2026: os Observatórios Astronômicos Nacionais anunciaram os resultados sobre o sistema triplo publicados na revista The Astrophysical Journal Letters.

A diferença entre 179 sessões e 192 medições reflete a maneira como o artigo de pesquisa descreve o conjunto de dados, e não duas contagens concorrentes da mesma coisa. A análise de temporização de rádio abrange aproximadamente 4,9 anos.

A investigação chinesa envolveu Zonglin Yang, Han Jinlin e colegas de várias instituições. Uma equipe europeia independente, com cientistas da Alemanha, dos Países Baixos, da França e do Reino Unido, chegou à mesma conclusão básica sobre a terceira estrela.

Duas órbitas muito diferentes

J0435+3233 é um sistema triplo hierárquico. Isso significa que dois objetos formam um par relativamente próximo, enquanto um terceiro orbita esse par a uma distância muito maior. Nesse caso, os objetos internos são o pulsar, uma estrela de nêutrons remanescente do colapso de uma estrela massiva, e uma anã branca de hélio, o remanescente compacto de uma estrela menos massiva.

O pulsar completa uma rotação a cada 3,20 milissegundos. Sua órbita interna dura 8,0 dias e tem excentricidade de 0,00016, o que a torna quase circular. A excentricidade descreve o quanto uma órbita é alongada: zero corresponde a um círculo, enquanto valores próximos de um indicam trajetórias cada vez mais alongadas.

A estrela externa segue uma trajetória muito diferente. Sua órbita tem excentricidade de 0,598, arredondada para 0,6 no anúncio do observatório, e dura 73,5 anos. Considerando os dois períodos informados, a estrela externa completa uma volta em aproximadamente o tempo que o par interno leva para completar 3.350 voltas.

Os planos orbitais também são inclinados um em relação ao outro. A análise admite duas configurações: uma com inclinação mútua de cerca de 85 graus e outra de aproximadamente 54 graus. A primeira deixaria as órbitas quase perpendiculares. Os pesquisadores consideram que a configuração amplamente separada pode permanecer estável por longos períodos, apesar da interação gravitacional contínua entre os três corpos.

Por que a aparente desaceleração era enganosa

Os pulsares emitem feixes que passam pela Terra à medida que giram, produzindo pulsos em intervalos regulares. Os astrônomos medem os horários de chegada desses pulsos para acompanhar tanto a rotação quanto o movimento. Uma mudança no intervalo pode refletir uma alteração real na rotação da estrela, mas também pode resultar da aceleração do pulsar em direção à Terra ou para longe dela.

Nesse sistema, a estrela distante exerce força sobre o sistema binário interno enquanto os corpos se movem ao redor do centro de massa comum. Esse movimento altera o espaçamento observado entre os pulsos. A mesma aceleração também deve afetar a temporização aparente da órbita interna.

Os pesquisadores descobriram que as variações fracionárias na frequência de rotação do pulsar e na frequência orbital do sistema binário interno concordavam em cerca de 99%. Essa correspondência estreita sustenta uma causa gravitacional comum, em vez de uma perda intrínseca de energia rotacional excepcionalmente rápida.

Interpretações anteriores da aparente desaceleração sugeriam um campo magnético intenso ou uma trajetória de formação incomum. A análise do sistema triplo limita o que se pode inferir apenas com base nessa observação: o artigo afirma que não é possível medir diretamente a desaceleração intrínseca do pulsar porque seu efeito está entrelaçado com o movimento orbital externo. Portanto, o aumento medido de um nanossegundo por ano não equivale a uma desaceleração intrínseca comprovada dessa magnitude.

Uma companheira visível e poucos raios gama

A equipe combinou observações do FAST com dados ópticos e infravermelhos de Gaia, Pan-STARRS e 2MASS, além de observações do Telescópio Espacial de Raios Gama Fermi. Essas medições permitiram aos pesquisadores associar um relógio de rádio invisível a uma companheira estelar visível e a uma fonte de raios gama.

A contraparte óptica é Gaia DR3 171833395176138240. Sua posição e seu movimento pelo céu são compatíveis com a posição e o movimento medidos do pulsar. A medição de paralaxe do Gaia situa o sistema a aproximadamente 2,1 quiloparsecs, com incerteza de 0,4 quiloparsec, o equivalente a cerca de 6.850 anos-luz.

A temperatura estimada da estrela é de 5.854 kelvins, e sua luminosidade é cerca de 2,1 vezes a do Sol. Uma estimativa baseada em suas propriedades estelares indica uma massa de 0,98 massa solar, com incerteza de 0,12. Essas medições sustentam a identificação de uma companheira com massa e temperatura semelhantes às do Sol, mas em um estágio mais avançado de evolução.

A fonte 4FGL J0435.5+3232 do catálogo Fermi fica a apenas 0,8 minuto de arco do pulsar. Os pesquisadores confirmaram pulsações em raios gama atribuindo uma fase de rotação aos fótons com base no modelo de temporização do FAST. Na prática, verificaram se as raras detecções de alta energia coincidiam com a rotação repetitiva do pulsar.

O anúncio do observatório descreve 18 anos de observações arquivadas do Fermi, com 160 fótons aproveitáveis, em média cerca de um fóton detectado por mês. O artigo especifica um intervalo de 16,7 anos para a temporização em raios gama usada na análise conjunta. Esses números se referem, respectivamente, ao conjunto de observações arquivadas e ao intervalo de temporização ajustado. Mesmo detecções tão esparsas podem ampliar bastante o período de observação para além dos dados de rádio, quando o modelo de rotação é suficientemente preciso.

Medições precisas ainda permitem duas configurações

O artigo da equipe chinesa sobre o sistema triplo combina a temporização de rádio e raios gama, mudanças na órbita interna, medições do Gaia e restrições sobre a estrela externa. Também inclui o atraso de Shapiro, o tempo adicional que a luz leva ao atravessar o campo gravitacional de uma companheira.

Os Observatórios Astronômicos Nacionais afirmam que a análise chinesa determinou os parâmetros orbitais com precisão cerca de dez vezes maior que a da análise europeia independente. O observatório atribui esse avanço à modelagem das interações gravitacionais entre as três estrelas e de vários efeitos relativísticos. A concordância entre as equipes sustenta a identificação do sistema, enquanto as alternativas geométricas ainda possíveis mostram que sua configuração completa não foi determinada de forma única.

Para a configuração com inclinação mútua de aproximadamente 85 graus, as massas ajustadas são:

• Pulsar: 1,16 massa solar, com incerteza de 0,05.
• Anã branca interna: 0,273 massa solar, com incerteza de 0,008.
• Estrela externa: 0,91 massa solar, com incerteza de 0,05.

Para a configuração alternativa, com inclinação de aproximadamente 54 graus, as estimativas correspondentes são 1,34 massa solar para o pulsar, 0,305 para a anã branca e 1,13 para a estrela externa, com incertezas de 0,15, 0,023 e 0,07, respectivamente. Essas são soluções alternativas do modelo, não evidências de que a massa de alguma estrela tenha mudado.

Uma origem comum e uma sobrevivência difícil

Os pesquisadores favorecem uma origem em que as três estrelas se formaram juntas a partir da mesma nuvem. O sistema está no campo galáctico, e não em um aglomerado estelar denso, o que torna menos natural explicá-lo como resultado de encontros próximos posteriores. Sua origem primordial continua sendo uma inferência evolutiva, não um evento observado diretamente.

Na história proposta, a estrela original mais massiva tinha cerca de 20 vezes a massa do Sol. Ela esgotou seu combustível rapidamente e explodiu, deixando a estrela de nêutrons hoje observada como pulsar. A progenitora da anã branca interna começou com várias vezes a massa do Sol. A estrela externa, inicialmente com cerca de uma massa solar, evoluiu mais lentamente.

Sob sobreviver ao nascimento da estrela de nêutrons não era garantido. Uma supernova remove massa de um sistema e pode dar uma velocidade de impulso à estrela de nêutrons recém-nascida. Ambos os efeitos podem separar um sistema múltiplo. A análise evolutiva estima apenas cerca de 35% de chance de o sistema permanecer ligado mesmo em um cenário sem impulso, o que ilustra o quanto as condições de sobrevivência eram exigentes.

A maior distância da estrela externa ajudou a separá-la da evolução do par próximo, mas a distância, por si só, não garante a sobrevivência quando uma supernova altera o equilíbrio gravitacional. A configuração atual registra, portanto, tanto uma possível origem comum quanto a passagem bem-sucedida por uma morte estelar capaz de desestabilizar o sistema.

O estado final previsto é menos dramático. Yang e seus coautores descrevem o resultado no resumo do artigo:

Ele acabará evoluindo para um sistema composto por uma estrela de nêutrons e duas anãs brancas.

Não há uma data prevista para essa transição. Trata-se de uma previsão para escalas de tempo da evolução estelar, não de um evento esperado durante a atual campanha de observação.

O que o sistema pode revelar sobre a gravidade

Um pulsar com duas companheiras estelares oferece uma maneira de medir como a gravidade age sobre objetos com estruturas internas muito diferentes. Uma estrela de nêutrons concentra uma grande massa em um volume extremamente pequeno, enquanto uma anã branca e uma subgigante são muito menos compactas.

Os Observatórios Astronômicos Nacionais identificam o sistema como um possível laboratório para testar o princípio da equivalência forte. Em termos simples, esse princípio pergunta se os corpos caem da mesma maneira em um campo gravitacional externo mesmo quando sua própria energia de ligação gravitacional é muito diferente. A companheira externa fornece esse campo para o par interno.

Medições repetidas dos pulsos podem ajudar os pesquisadores a buscar diferenças minúsculas entre o movimento previsto e o observado. A descoberta atual, porém, não representa um novo resultado de teste anunciado nem uma evidência contra a relatividade geral. Ela estabelece um sistema no qual interações mensuráveis podem viabilizar testes futuros.

A afirmação de raridade também precisa ser delimitada. J0435+3233 é descrito como o segundo sistema triplo de pulsar confirmado com duas companheiras estelares. Sistemas de pulsares com planetas ou um objeto externo de massa muito baixa pertencem a outra categoria. O exemplo estelar anterior, J0337+1715, já contribuiu para testes da gravidade; a subgigante em evolução faz de J0435+3233 um caso diferente.

O que ainda não foi esclarecido

Os pesquisadores observaram apenas parte da órbita externa de 73,5 anos. O intervalo de temporização em raios gama abrange cerca de 23% desse período, enquanto o intervalo de rádio cobre cerca de 7%. Essas frações explicam por que um longo registro arquivado é valioso e por que as observações contínuas ainda são importantes.

Os dados do Gaia e a temporização do pulsar indicam uma separação projetada de aproximadamente 11.000 segundos-luz, com incerteza de 2.000 segundos-luz. O movimento relativo sugere que essa separação no céu está diminuindo. Trata-se de uma medição projetada, não da distância total entre a estrela e o par interno.

O artigo também alerta que o movimento orbital pode introduzir um erro sistemático na medição de paralaxe do Gaia. Um monitoramento mais longo que leve explicitamente em conta a órbita externa poderia melhorar a estimativa de distância e ajudar a distinguir as duas configurações permitidas.

Não foi anunciada uma data-limite para resolver essas alternativas nem um cronograma para um novo teste da gravidade. O que foi estabelecido é uma configuração rara: uma estrela de nêutrons em rápida rotação, uma anã branca de hélio próxima e uma subgigante distante cuja gravidade explica as mudanças intrigantes na temporização.

Principais pontos

• O FAST descobriu PSR J0435+3233 em 8 de junho de 2020; os resultados sobre o sistema triplo foram anunciados em 9 de outubro de 2026.
• O pulsar gira a cada 3,2 milissegundos e compartilha uma órbita quase circular de oito dias com uma anã branca.
• Uma subgigante com massa aproximadamente igual à do Sol percorre uma órbita externa alongada de 73,5 anos.
• A companheira externa explica a mudança excepcionalmente grande observada no espaçamento entre os pulsos; a desaceleração intrínseca não foi determinada diretamente.
• Equipes chinesas e europeias confirmaram de forma independente o trio estelar, mas duas configurações orbitais continuam possíveis.
• O sistema é candidato a futuros testes da gravidade e, segundo as previsões, acabará contendo uma estrela de nêutrons e duas anãs brancas.