Descoberta de um pulsar pelo FAST revela raro sistema triplo com uma estrela ainda em evolução

Uma terceira estrela explica um relógio pulsar invulgar

Um pulsar que roda cerca de 312 vezes por segundo, uma anã branca que o orbita a cada oito dias e uma estrela com uma massa aproximadamente igual à do Sol, numa órbita de 73,5 anos, formam um trio estelar excecionalmente raro. Astrónomos chineses e europeus identificaram, de forma independente, o sistema em torno de PSR J0435+3233, revelando que uma alteração aparentemente invulgar na rotação do pulsar é, em grande medida, um sinal da gravidade de uma companheira distante.

Os Observatórios Astronómicos Nacionais da Academia Chinesa de Ciências anunciaram as descobertas a 9 de outubro de 2026, juntamente com a publicação na 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 normal.

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

A descoberta também altera a forma como os astrónomos interpretam a medição do tempo do pulsar. O seu período de rotação medido aumenta cerca de um nanossegundo por ano, aproximadamente 100 vezes mais do que em pulsares de milissegundo comparáveis. A nova análise atribui a alteração invulgar observada ao movimento provocado pela estrela exterior, em vez de a tratar como uma medição direta da rapidez com que a própria estrela de neutrões está a abrandar.

De uma deteção em 2020 a uma solução com três estrelas

O radiotelescópio chinês Five hundred meter Aperture Spherical Telescope, conhecido como FAST, detetou pela primeira vez J0435+3233 a 8 de junho de 2020, durante o seu Commensal Radio Astronomy FAST Survey. A monitorização de seguimento confirmou que o pulsar tinha uma companheira próxima e que o seu comportamento temporal precisava de uma explicação mais completa.

A investigação desenvolveu-se ao longo de vários anos, com equipas a recorrerem a observações de rádio e a arquivos astronómicos públicos para relacionar o pulsar com objetos visíveis noutras bandas do espetro:

• 8 de junho de 2020: o FAST detetou pela primeira vez PSR J0435+3233.
• Ao longo de cerca de cinco anos: a monitorização do FAST produziu 192 medições da chegada dos pulsos, obtidas em 179 sessões de observação.
• Abril de 2026: as descobertas que identificavam o sistema binário interior e o seu comportamento temporal invulgar foram publicadas na Nature Astronomy.
• 9 de outubro de 2026: os Observatórios Astronómicos Nacionais anunciaram as descobertas sobre o sistema triplo, publicadas na The Astrophysical Journal Letters.

A distinção entre 179 sessões e 192 medições reflete a forma como o artigo de investigação descreve o conjunto de dados, e não duas contagens concorrentes da mesma coisa. A análise da medição temporal em rádio abrange cerca de 4,9 anos.

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

Duas órbitas muito diferentes

J0435+3233 é um sistema triplo hierárquico. Isto significa que dois objetos formam um par relativamente próximo, enquanto um terceiro orbita esse par a uma distância muito maior. Neste caso, os objetos interiores são o pulsar, uma estrela de neutrões deixada pelo colapso de uma estrela massiva, e uma anã branca de hélio, o remanescente compacto de uma estrela menos massiva.

O pulsar roda uma vez a cada 3,20 milissegundos. A sua órbita interior dura 8,0 dias e tem uma excentricidade de 0,00016, sendo quase circular. A excentricidade indica o grau de alongamento de uma órbita: zero corresponde a um círculo, enquanto valores próximos de um indicam trajetórias cada vez mais alongadas.

A estrela exterior segue uma trajetória muito diferente. A sua órbita tem uma excentricidade de 0,598, arredondada para 0,6 no anúncio do observatório, e demora 73,5 anos. Com base nos dois períodos indicados, a estrela exterior completa uma volta aproximadamente no tempo em que o par interior completa 3.350 voltas.

Os planos orbitais também estão inclinados um em relação ao outro. A análise admite duas configurações, uma com uma inclinação mútua de cerca de 85 graus e outra de cerca de 54 graus. A primeira colocaria as órbitas quase em ângulo reto. Os investigadores consideram que a disposição muito espaçada pode manter-se estável durante longos períodos, apesar da interação gravitacional contínua entre os três corpos.

Porque o aparente abrandamento era enganador

Os pulsares emitem feixes que passam pela Terra à medida que rodam, produzindo pulsos a intervalos regulares. Os astrónomos medem os tempos de chegada para acompanhar a rotação e o movimento. Uma alteração no intervalo entre pulsos pode refletir uma mudança real na rotação da estrela, mas também pode resultar da aceleração do pulsar na direção da Terra ou no sentido oposto.

Neste sistema, a estrela distante exerce uma força sobre o sistema binário interior enquanto os corpos se movem em torno do seu centro de massa comum. Esse movimento altera o intervalo observado entre os pulsos. A mesma aceleração deverá também afetar a medição aparente do período orbital interior.

Os investigadores descobriram que as variações relativas na frequência de rotação do pulsar e na frequência orbital do sistema binário interior coincidiam em cerca de 99%. Esta correspondência estreita sustenta uma causa gravitacional comum, em vez de uma perda intrínseca invulgarmente rápida de energia rotacional.

Interpretações anteriores do aparente abrandamento sugeriam um campo magnético intenso ou uma via de formação invulgar. A análise do sistema triplo limita as conclusões que se podem retirar apenas dessa observação: o artigo afirma que não é possível medir diretamente o abrandamento intrínseco do pulsar, porque o seu efeito está entrelaçado com o movimento orbital exterior. Por isso, o aumento anual medido de um nanossegundo não equivale a um abrandamento intrínseco desse valor demonstrado.

Uma companheira visível e raios gama escassos

A equipa combinou observações do FAST com dados óticos e de infravermelhos do Gaia, do Pan-STARRS e do 2MASS, bem como observações do Telescópio Espacial de Raios Gama Fermi. Estas medições permitiram aos investigadores relacionar um relógio de rádio invisível com uma companheira estelar visível e uma fonte de raios gama.

A contraparte ótica é Gaia DR3 171833395176138240. A sua posição e movimento no 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 uma incerteza de 0,4 quiloparsecs, o equivalente a cerca de 6.850 anos-luz.

A temperatura estimada da estrela é de 5.854 kelvins e a sua luminosidade é cerca de 2,1 vezes a do Sol. Uma estimativa baseada nas suas propriedades estelares aponta para uma massa de 0,98 massas solares, com uma incerteza de 0,12. Estas medições sustentam a identificação de uma companheira com massa e temperatura semelhantes às do Sol, mas numa fase mais avançada da sua evolução.

A fonte do catálogo Fermi 4FGL J0435.5+3232 encontra-se a apenas 0,8 minutos de arco do pulsar. Os investigadores confirmaram pulsações de raios gama atribuindo aos fotões uma fase de rotação com base no modelo temporal do FAST. Na prática, verificaram se as escassas deteções de alta energia coincidiam com a rotação repetitiva do pulsar.

O anúncio do observatório descreve 18 anos de observações de arquivo do Fermi, com 160 fotões utilizáveis, uma média de cerca de um fotão detetado por mês. O artigo especifica um intervalo de 16,7 anos para a medição temporal de raios gama usada na análise conjunta. Estes valores referem-se, respetivamente, ao conjunto de dados de arquivo e ao intervalo ajustado na análise temporal. Mesmo deteções tão escassas podem prolongar o período de observação muito para além das observações de rádio, quando o modelo de rotação é suficientemente preciso.

Medições precisas ainda permitem duas configurações

O artigo da equipa chinesa sobre o sistema triplo combina medições temporais de rádio e raios gama, alterações na órbita interior, medições do Gaia e restrições relativas à estrela exterior. Inclui também o atraso de Shapiro, o tempo adicional que a luz demora a percorrer quando atravessa o campo gravitacional de uma companheira.

Os Observatórios Astronómicos Nacionais afirmam que a análise chinesa determinou os parâmetros orbitais com uma precisão cerca de dez vezes superior à da análise europeia independente. Atribuem essa melhoria à modelação das interações gravitacionais entre as três estrelas e de vários efeitos relativistas. A concordância entre as equipas sustenta a identificação do sistema, enquanto as alternativas geométricas que subsistem mostram que a sua configuração completa ainda não está determinada de forma inequívoca.

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

• Pulsar: 1,16 massas solares, com uma incerteza de 0,05.
• Anã branca interior: 0,273 massas solares, com uma incerteza de 0,008.
• Estrela exterior: 0,91 massas solares, com uma incerteza de 0,05.

Para a configuração alternativa, com uma inclinação de aproximadamente 54 graus, as estimativas correspondentes são 1,34 massas solares para o pulsar, 0,305 para a anã branca e 1,13 para a estrela exterior, com incertezas de 0,15, 0,023 e 0,07, respetivamente. São soluções alternativas do modelo, não provas de que a massa de alguma das estrelas tenha mudado.

Uma origem comum e uma sobrevivência difícil

Os investigadores favorecem uma origem em que as três estrelas se formaram em conjunto a partir da mesma nuvem. O sistema encontra-se no campo galáctico, e não num enxame estelar denso, o que torna menos natural a hipótese de se ter formado através de encontros próximos posteriores. A origem primordial é uma inferência sobre a evolução, não um acontecimento observado diretamente.

Segundo a história proposta, a estrela original mais massiva teria cerca de 20 vezes a massa do Sol. Esgotou rapidamente o seu combustível e explodiu, deixando a estrela de neutrões agora observada como pulsar. A progenitora da anã branca interior começou com várias vezes a massa do Sol. A estrela exterior, inicialmente com cerca de uma massa solar, evoluiu mais lentamente.

A sobrevivência ao nascimento da estrela de neutrões não estava garantida. Uma supernova remove massa de um sistema e pode conferir uma velocidade de impulso à estrela de neutrões recém-formada. Ambos os efeitos podem desagregar um sistema múltiplo. A análise evolutiva estima apenas uma probabilidade de cerca de 35% de o sistema continuar ligado, mesmo num cenário sem impulso, ilustrando quão exigentes eram as condições necessárias para sobreviver.

A maior distância da estrela exterior 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 regista, por isso, tanto uma possível origem comum como a passagem bem-sucedida por uma morte estelar disruptiva.

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

Acabará por evoluir para um sistema constituído por uma estrela de neutrões e duas anãs brancas.

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

O que o sistema pode revelar sobre a gravidade

Um pulsar com duas companheiras estelares permite medir como a gravidade atua sobre objetos com estruturas internas muito diferentes. Uma estrela de neutrões concentra uma grande massa num volume extremamente pequeno, ao passo que uma anã branca e uma subgigante são muito menos compactas.

Os Observatórios Astronómicos Nacionais identificam o sistema como um potencial laboratório para testar o princípio da equivalência forte. Em termos acessíveis, esse princípio questiona se os corpos caem da mesma forma num campo gravitacional externo, mesmo quando a sua própria energia de ligação gravitacional é muito diferente. A companheira exterior fornece esse campo ao par interior.

Medições repetidas dos pulsos poderão ajudar os investigadores a procurar diferenças diminutas entre o movimento previsto e o observado. A descoberta atual, porém, não anuncia um novo resultado de um teste nem constitui prova contra a relatividade geral. Estabelece um sistema cujas interações mensuráveis poderão permitir testes futuros.

A afirmação de raridade também tem limites. J0435+3233 é descrito como o segundo sistema triplo confirmado de pulsar com duas companheiras estelares. Os sistemas de pulsar que contêm planetas ou um objeto exterior de massa muito baixa pertencem a outra categoria. O exemplo estelar anterior, J0337+1715, já permitiu testar a gravidade; a subgigante em evolução faz de J0435+3233 um caso contrastante.

O que continua por esclarecer

Os investigadores observaram apenas parte da órbita exterior de 73,5 anos. O intervalo de medição temporal dos raios gama abrange cerca de 23% desse período, enquanto o intervalo de rádio cobre cerca de 7%. Estas proporções explicam o valor de um registo de arquivo prolongado e a importância de continuar as observações.

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

O artigo também adverte que o movimento orbital pode introduzir um erro sistemático na medição de paralaxe do Gaia. Uma monitorização mais prolongada que tenha explicitamente em conta a órbita exterior poderá melhorar a estimativa da distância e ajudar a distinguir as duas configurações permitidas.

Não foi anunciada qualquer data-limite para resolver estas alternativas, nem um calendário para um novo teste da gravidade. O que ficou estabelecido foi uma configuração rara: uma estrela de neutrões em rotação rápida, uma anã branca de hélio próxima e uma subgigante distante cuja gravidade explica as alterações intrigantes na medição temporal.

Pontos-chave

• O FAST descobriu PSR J0435+3233 a 8 de junho de 2020; as descobertas sobre o sistema triplo foram anunciadas a 9 de outubro de 2026.
• O pulsar roda a cada 3,2 milissegundos e partilha com uma anã branca uma órbita quase circular de oito dias.
• Uma subgigante com uma massa aproximadamente igual à do Sol segue uma órbita exterior alongada de 73,5 anos.
• A companheira exterior explica a variação invulgarmente grande observada no intervalo entre os pulsos; o abrandamento intrínseco não foi determinado diretamente.
• Equipas chinesas e europeias confirmaram, de forma independente, o trio estelar, mas continuam a ser possíveis duas configurações orbitais.
• O sistema é candidato a futuros testes da gravidade e prevê-se que venha a conter uma estrela de neutrões e duas anãs brancas.