Confirming Nunki as the closest core collapse progenitor candidate to the Sun

Título: Confirmando Nunki como o Candidato Mais Próximo a um Progenitor de Colapso do Núcleo ao Sol

1. O Problema e o Contexto

O objetivo central do estudo é identificar a estrela mais próxima do Sol que está destinada a sofrer uma supernova de colapso do núcleo. Historicamente, o título foi atribuído a Spica (α Virginis, ~77 pc) ou debatido em relação a Bellatrix (γ Orionis, ~77 pc).

• Spica: Possui uma massa primária bem acima do limite de ~8 $M_\odot$, mas é um sistema binário muito próximo.
• Bellatrix: Sua massa estimada (~8.6 $M_\odot$) está perigosamente próxima do limite de colapso, e havia suspeitas de que poderia ser uma binária de massas iguais, o que reduziria a massa individual dos componentes abaixo do limite crítico.
• Nunki (σ Sagittarii): Em um trabalho anterior (Waisberg et al., 2025a), foi detectado um companheiro próximo usando o VLTI/GRAVITY, sugerindo que o sistema é uma binária de massas quase iguais (~6.5 e ~6.3 $M_\odot$) a uma distância de ~69 pc. Se o sistema evoluir para uma fusão, o produto final pode exceder 10 $M_\odot$, tornando-o um candidato viável para colapso do núcleo.

O problema principal era a falta de parâmetros orbitais precisos para Nunki. A separação projetada observada anteriormente poderia ser subestimada devido à projeção, e a alta eccentricidade poderia alterar drasticamente a evolução do sistema.

2. Metodologia

Os autores combinaram múltiplas fontes de dados para resolver a órbita e a evolução futura do sistema:

• Interferometria Óptica:
  • VLTI/PIONIER: Utilizaram dados arquivais de três épocas em 2017 (observações em banda H) para obter vetores de separação e fases de fechamento.
  • VLTI/GRAVITY: Incorporaram a observação de 2024 (Waisberg et al., 2025a) com alta precisão astrométrica.
  • MAPPIT: Incluíram uma medição histórica de 1991 para restringir a órbita ao longo de um longo período temporal.
• Análise Orbital:
  • Realizaram uma varredura em grade tridimensional para o período ($P$), eccentricidade ($e$) e tempo de periastro ($T_p$).
  • Aplicaram um ajuste de mínimos quadrados não lineares usando elementos de Thiele-Innes para determinar os parâmetros orbitais completos ($a, i, \omega, \Omega$).
• Análise Espectral:
  • Analisaram espectros de alta resolução (FEROS e HERMES/MELCHIORS) para verificar a presença de linhas duplas (binária espectroscópica) e estimar parâmetros atmosféricos ($T_{eff}$, $v \sin i$).
• Simulação Evolutiva:
  • Utilizaram modelos de evolução estelar (MIST) e cálculos de energia de ligação de envelope para prever o destino do sistema (fusão vs. ejeção de envelope comum).

3. Resultados Principais

A. Parâmetros Orbitais de Nunki:

• Período: $P = 134.779 \pm 0.025$ dias.
• Semieixo Maior: $a = 1.26 \pm 0.05$ au (18.0 mas).
• Eccentricidade: $e = 0.492 \pm 0.003$ (órbita altamente excêntrica).
• Inclinação: $i = 19.7 \pm 1.9^\circ$ (órbita quase frontal).
• Massa Dinâmica: $14.6 \pm 1.8 M_\odot$, consistente com as massas isocronas estimadas anteriormente (~12.8 $M_\odot$).
• Distância: Confirmada em $d \approx 69$ pc, tornando-a mais próxima que Spica e Bellatrix.

B. Características Físicas e Espectroscópicas:

• Binária "Escondida": Os espectros não mostram linhas duplas. Isso ocorre porque a separação de velocidade radial máxima (~40 km/s) é muito menor que a largura intrínseca das linhas devido à rápida rotação ($v \sin i \approx 160$ km/s). Isso demonstra como binárias de massas iguais podem ser indetectáveis espectroscopicamente.
• Desalinhamento Spin-Órbita: A baixa inclinação orbital combinada com alta rotação projetada e ausência de disco de ejeção sugere um forte desalinhamento entre o eixo de rotação estelar e o eixo orbital.

C. Evolução Futura e Destino:

• Transbordo de Roche Excêntrico: Devido à alta eccentricidade, a estrela primária encherá seu lóbulo de Roche apenas no periastro quando expandir para ~50 $R_\odot$.
• Falha na Circularização: O tempo de circularização da órbita é extremamente longo (~370 Gyr), muito maior que o tempo até a transferência de massa. Portanto, a transferência de massa começará em uma órbita excêntrica.
• Fusão Inevitável: A energia de ligação do envelope da estrela primária é várias vezes maior que a energia orbital disponível para ejetar o envelope comum. Conclui-se que o sistema sofrerá um evento de envelope comum catastrófico, levando a uma fusão em uma estrela única com massa $M \gtrsim 10 M_\odot$.
• Resultado Final: A estrela resultante da fusão terá massa suficiente para desenvolver um núcleo de ferro e sofrer colapso do núcleo (supernova).

D. Verificação de Bellatrix:

• Observações interferométricas do VLTI/GRAVITY em Bellatrix não detectaram nenhum companheiro próximo com uma razão de fluxo na banda K > 1%.
• Conclui-se que Bellatrix não é uma binária de massas iguais próxima, mantendo sua massa individual estimada, mas confirmando que Nunki é mais próxima.

4. Contribuições e Significância

1. Confirmação do Candidato Mais Próximo: Estabelece Nunki como o progenitor de colapso do núcleo mais próximo do Sol (69 pc), superando Spica e Bellatrix.
2. Mecanismo de Fusão: Demonstra que o mecanismo de formação do progenitor não é a evolução isolada, mas sim o resultado de uma fusão estelar induzida por uma órbita excêntrica. Isso é um cenário evolutivo crucial para a formação de supernovas próximas.
3. Limitações Espectroscópicas: Fornece um caso de estudo claro de como binárias de massas iguais com rotação rápida podem permanecer "invisíveis" em levantamentos espectroscópicos tradicionais, exigindo interferometria para detecção.
4. Dinâmica de Binárias Excêntricas: Ilustra a complexidade da transferência de massa em órbitas excêntricas (transbordo de Roche excêntrico) e como isso pode levar a fusões que não ocorreriam em órbitas circulares.

Em resumo, o papel combina dados interferométricos de alta precisão com modelagem evolutiva para redefinir o cenário de supernovas próximas, apontando Nunki como o alvo mais provável e imediato, cujo destino final depende de uma fusão estelar futura.