Por
definição, uma estrela variável é uma estrela cuja luminosidade varia em uma escala
de tempo menor que 100 anos.
Enquanto
as maiores partes das estrelas têm luminosidade praticamente constante — como o
nosso Sol, que não apresenta praticamente nenhuma variação mensurável (em torno
de 0,1% em um ciclo de 11 anos) — a luminosidade de certas estrelas varia de
maneira perceptível em períodos de tempo muito mais curtos.
As
velas
Uma vela padrão é um objeto astronômico que possui
uma luminosidade conhecida. Diversos métodos importantes permitindo determinar
as distâncias em astronomia extragaláctica e em cosmologia baseiam-se nas velas
padrão.As velas padrão mais conhecidas são:
-As variáveis de tipo RR Lyrae,que são gigantes vermelhas
muito utilizadas para medir as distâncias na Via Láctea e as nebulosas
próximas;
-As variáveis cefeidas, que são a escolha predileta dos
astrônomos permitindo que se alcancem distâncias de até 20 Mpc ;
-As supernovas de tipo Ia, que têm uma magnitude absoluta
muito bem determinada como uma função da forma de sua curva luminosa e que são
bastante utilizadas para determinar as distâncias em escala extragaláctica.
As explosões termonucleares na superfície de uma estrela
de nêutrons, observadas como sobressaltos de luminosidade são empregados como
velas padrão.
O principal problema que se apresenta com as velas padrão
é a questão recorrente de sua padronização real. Por exemplo, todas as
observações parecem indicar que as supernovas de tipo Ia que estão a uma
distância conhecida têm a mesma luminosidade (corrigida pela forma da curva
luminosa). Não obstante, não se sabe por que elas deveriam ter a mesma
luminosidade, e a possibilidade que as supernovas de tipo Ia distantes tenham
propriedades diferentes não pode ser excluída. Veremos agora mais
detalhadamente as estrelas acima citadas.
Variáveis eruptivas
A luminosidade dessas estrelas
é causada por erupções e outros processos violentos que ocorrem em suas
cromosferas e coronas. As mudanças na luminosidade são frequentemente
acompanhadas pela ejeção de matéria na forma de vento estelar de intensidade
variável e/ou por interação com a matéria do meio interestelar circundante.
São tipos de estrelas eruptivas
U Gemino um, estrelas de rápidas erupções, podendo aumentar sua luminosidade em
05 magnitudes durante uma noite e o tipo R Corona Boreais que possui diminuição
de luminosidades súbita e irregulares, são ricas em carbono e pobres em
hidrogênio.
Variáveis pulsantes
Nessas
estrelas a variabilidade decorre da expansão e contração de suas camadas
superficiais. As pulsações podem ser radiais ou não radiais. As pulsações
modulam a luminosidade da estrela, causando variações periódicas ou
semi-periódicas em escalas de tempo que podem variar de alguns segundos,minutos
ou horas até algumas dezenas de anos ou séculos.
Variáveis rotacionais
São
estrelas com uma distribuição superficial de brilho não-uniforme ou com formato
elipsoidal. A variabilidade é então causada pela rotação axial da estrela em
relação ao observador. A distribuição não-uniforme do brilho pode ser causada
pela presença de manchas ou por qualquer outra falta de uniformidade térmica ou
química na atmosfera da estrela, produzida pelo campo magnético cujo eixo de
simetria, normalmente, não coincide com o eixo de rotação da estrela.
Variáveis
sub anãs
Há três
tipo de estrelas variáveis da categoria estelar das sub anãs:
As
rápidas com períodos de 90 a 600 segundos sendo as oscilações são causadas pela ionização de
átomos do grupo do ferro gerando opacidade. A curva da velocidade é de 90 graus
defasada em relação à curva do brilho. As medições da aceleração gravitacional
g atingiram o mínimo enquanto o brilho atinge o máximo. Isso se deve em maior
proporção à variação na velocidade, mais do que a variação na gravidade devido
às diferenças de tamanho.
Existem
variáveis de longo período, cujos períodos variam de 45 a 180 minutos. Essas
estrelas apresentam uma variação muito pequena, de 0.1%. As variáveis de longo
período possuem uma variação de temperatura menor, de 29000K a 35000K
Á ainda estrelas
que apresentam os dois tipos de oscilação (rápida e lenta) são denominadas
híbridas.
FONTES VARIÁVEIS DE RAIOS
X
Existem
sistemas binários que são fontes variáveis de raios-X, as quais não podem ser classificadas
em nenhuma das classes precedentes. Uma das componentes do sistema é um objeto
compacto e quente, como uma anã branca, uma estrela de nêutrons, ou,
possivelmente, um buraco negro, e recebe uma injeção de matéria vinda da
companheira ou de um disco de acresção.
O fluxo de matéria é o que dá origem à emissão de raios-X, a qual atinge a atmosfera da companheira que, sendo mais fria do o objeto compacto, re-irradia, na forma de radiação térmica de alta temperatura (efeito de reflexão). Este efeito é responsável pelas características complexas da variabilidade óptica observada neste tipo de sistema binário.
O fluxo de matéria é o que dá origem à emissão de raios-X, a qual atinge a atmosfera da companheira que, sendo mais fria do o objeto compacto, re-irradia, na forma de radiação térmica de alta temperatura (efeito de reflexão). Este efeito é responsável pelas características complexas da variabilidade óptica observada neste tipo de sistema binário.
Variável RR Lyra
Diagrama de Hertzsprung-Russell adaptado
de Powell. A faixa de instabilidade é mostrada e contém a região variável da
Cefeida (em vermelho) e a região RR Lyra (em azul).
Em astronomia, as RR Lyra são estrelas variáveis,
assim chamadas devido à estrela protótipo do gênero, RR Lyra, e freqüentemente
utilizadas como velas padrão, ou marco para se calcular a distância estelar.
Essas estrelas são variáveis pulsantes situadas no eixo
horizontal do diagrama de Hertzsprung-Russell, e têm uma massa de
aproximadamente metade da massa solar , note-se que essas estrelas sofrem de
uma perda de massa importante antes de atingirem o estado RR Lyra, e são por
isso formadas a partir de estrelas que têm uma massa equivalente, ou mesmo
superior, à do Sol.
Elas variam de maneira similar às cefeidas, no entanto com algumas diferenças:
-As RR Lyra são estrelas relativamente velhas e são por isso mais numerosas que as cefeidas, apesar de menos brilhantes. A magnitude absoluta média de uma RR Lyra típica é de 50 vezes a luminosidade solar.
Elas variam de maneira similar às cefeidas, no entanto com algumas diferenças:
-As RR Lyra são estrelas relativamente velhas e são por isso mais numerosas que as cefeidas, apesar de menos brilhantes. A magnitude absoluta média de uma RR Lyra típica é de 50 vezes a luminosidade solar.
-seu período é menor, em geral menos de um dia.
As RR Lyra são classificadas em três tipos principais:
RRab, RRc e RRd. As RRc possuem os menores períodos, e as RRd possuem dois
períodos de pulsação superpostos.
A relação entre seu período de pulsação e sua magnitude
absoluta transforma-as em excelentes velas padrão, particularmente no interior
da Via Láctea. Elas são bastante utilizadas no estudo de nebulosas, mas são
muito difíceis de serem observadas em outras galáxias, por causa de sua fraca
luminosidade.
A incapacidade de se detectar uma RR Lyra na galáxia de
Andrômeda nos anos 1940 foi um indício importante para que se acreditasse que
essa galáxia se encontra mais distante do que se pensava até então.
Variáveis
Mira
São
estrelas variáveis de Longo Período - ou LPVs -, estrelas gigantes vermelhas,
normalmente de tipo espectral M, que apresentam oscilações de brilho em torno
de seis magnitudes entre o máximo e o mínimo brilho. O período destas variáveis
- definido como o intervalo entre dois máximos consecutivos - é em média de um
ano aproximadamente. Esses valores podem variar entre diferentes LPVs ou mesmo
em diferentes ciclos de uma mesma estrela. Exemplos: Mira Ceti, R Carine, R
Leoni, Chi Cygni, R Hidra e R Centauro.
Cefeidas
Assim são chamadas devido ao Delta da constelação de Cefeu. São estrelas variáveis de mudança intrínsecas muito regulares, no caso do delta de Cefeu o intervalo percorrido entre o mínimo e o Maximo brilho é de 5,37 dias. Sendo que a real luminosidade de uma Cefeida esta ligada ao seu período de orbita.
Algumas
Cefeidas completam sua variação de luminosidade em 03 dias outras levam até 50
dias. No caso do delta de Cefeu, sua variação é regular mais não é eclipsar
como as estrelas binárias, pois aumenta seu brilho com rapidez e depois
lentamente retorna ao valor original. De
estrutura mais evoluída que o nosso Sol, uma cefeida deve sua energia luminosa
às reações de fusão nuclear que, na sua região central, transformam o hélio em
carbono.
A parte externa da estrela se contrai e se dilata alternativamente, devido a um desequilíbrio mantido pela pressão dos gases e da gravidade. Esses movimentos são acompanhados de mudanças de temperatura responsáveis pela variação periódica da luminosidade. Este é um exemplo de uma estrela que esta saindo da seqüência principal, a estrela esta se expandindo de forma intermitente, alternando repetidamente períodos de expansão e contração, até que a expansão prevaleça.
A parte externa da estrela se contrai e se dilata alternativamente, devido a um desequilíbrio mantido pela pressão dos gases e da gravidade. Esses movimentos são acompanhados de mudanças de temperatura responsáveis pela variação periódica da luminosidade. Este é um exemplo de uma estrela que esta saindo da seqüência principal, a estrela esta se expandindo de forma intermitente, alternando repetidamente períodos de expansão e contração, até que a expansão prevaleça.
O
período de variação de brilho de uma cefeida representa aproximadamente duas
vezes o tempo necessário a uma onda de pressão para se propagar do centro da
estrela à sua superfície; ele depende do estado do meio atravessado pela onda e
constitui por isso uma fonte preciosa de informações sobre a estrutura interna
da estrela.
As
cefeidas têm um papel muito importante como padrões de medidas de distância no
Universo graças à relação período-luminosidade que as caracteriza: quanto mais
luminosa for uma cefeida, maior será seu período de variação de brilho, pois
quanto maior o volume da estrela maior será o trajeto que as ondas de pressão
deverão percorrer.
A partir
do momento que se conhece o período de uma cefeida, facilmente mensurável, a
relação período-luminosidade permite determinar a luminosidade intrínseca dessa
estrela. Por uma simples comparação com sua luminosidade aparente, deduz-se sua
distância, e com isso a distância da galáxia onde ela se localiza.
Extremamente
brilhantes logo visíveis de longe, as cefeidas são detectadas atualmente em
outras galáxias até a distância de 80 milhões de anos-luz graças ao telescópio
espacial Hubble. A determinação dessas distâncias é essencial para o cálculo do
valor da constante de Hubble, que mede o ritmo de expansão do Universo. O ponto
delicado reside na classificação absoluta da relação período-luminosidade, que
necessita determinar independentemente de maneira exata a distância de ao menos
algumas cefeidas situadas na nossa galáxia.
Além
disso, deve-se ter em conta que, ao se determinar a luminosidade de uma cefeida
a partir da relação período-luminosidade, deve-se saber que as galáxias, e logo
as cefeidas que elas contêm, não são idênticas, mas diferentes pela sua
composição química. Foi o que se constatou ao longo dos últimos anos com a
análise de grande número de cefeidas detectadas em duas galáxias vizinhas, as
Nuvens de Magalhães.
Variáveis eclipsantes
Nesta
classe a causa da variabilidade é extrínseca à estrela, sendo decorrente de
eclipses. Os eclipses ocorrem quando o plano orbital do sistema binário está
aproximadamente alinhado com a linha de visada do observador, de forma que o
observador pode ver quando uma das estrelas transita em frente da outra,
obstruindo total ou parcialmente a passagem de sua luz. Durante o eclipse, a
intensidade da luz do par binário sofre uma variação, cuja magnitude depende da
relação das luminosidades das duas estrelas. Nesta classe de estrelas
variáveis, a variabilidade é periódica e o período dos eclipses é igual ao
período orbital.
Como já vimos sistemas binários eclipsantes podem parecer
que aumentam ou diminuem sua luminosidade quando vistas aqui da terra em
períodos curtos.
Como Siriús A e Siriús B estão afastadas uma da
outra cerca de 01 bilhão de km, tanto que suas orbitas uma em torno da outra
duram cinqüenta anos.
Já estrelas como a nova de Hércules circundam uma a
outra em 04 horas e meia, significando que estão a apenas 1.5 milhão de km de
distancia uma da outra. Componentes binários exercem um poderoso efeito
gravitacional uma sobre a outra, com o quente gás de hidrogênio se desprendendo
lentamente da maior, normal para a menor, anã branca. Se por algum motivo uma
quantidade maior de matéria se desprende da maior e se derrama sobre a anã
branca, esta comprime e funde instantaneamente esta matéria adicional.
Resultado uma tremenda explosão pela fusão instantânea da matéria gerando uma
nova.
Variáveis cataclísmicas
Nas
variáveis explosivas, as explosões são causadas por processos termonucleares em
suas camadas superficiais, as Novas (formando as nebulosas planetárias, algo que
acontecera possivelmente com o Sol), ou pelo colapso de seus núcleos, as
Supernovas. As estrelas desta classe mostram uma rápida liberação de energia
para o espaço circundante.
As Supernovas
Nas estrelas com massa acima de 08 vezes a do Sol,
temos as condições para esta forma de variáveis.
Á SN1054 ou Supernova
do Caranguejo foi uma supernova Tipo II amplamente
observada em todo o mundo no ano de 1054. Ela foi
registrada pelos astrônomos chineses e árabes enquanto esteve brilhante o
suficiente para ser vista à luz do dia por 23
dias e durante à noite por 653 dias. A estrela
progenitora que sofreu colapso de seu núcleo localizava-se a uma distância de
cerca de 6.300 anos luz, na nossa galáxia, a Via
Láctea. A Nebulosa do Caranguejo se espalha por cerca de 10 anos luz. No centro
desta remanescente de supernova tempos o resto da estrela progenitora, um
pulsar que gira 30 vezes por segundo.
A nebulosa está
preenchida com filamentos que além de incrivelmente complexos, parecem ter
menos massa que a expelida na supernova original e uma velocidade maior que a
esperada de uma explosão livre, veja a tabela comparativa da massa do objeto
antes e depois da supernova.
Supernovas tipo 01
As estrelas supermassivas ao morrerem formam uma
explosão de tamanhos colossais, são chamadas de supernovas e possuem algumas variações.
As supernovas do tipo 1ª são as mais comuns, pois
seus elementos de eclosão são muito abundantes pelo menos na via Láctea. Um
sistema binário a uma estrela de maior tamanho ao lado de uma menor, geralmente
uma anã branca.
A dupla
evolui de forma diferente dependendo da massa, mas em geral uma atinge o final
da sequência principal primeiro, se tornando uma anã branca e por vezes a
proximidade da sua companheira no firmamento faz com que ela ejete massa em
direção da anã branca, aumentando gradativamente sua massa até um ponto
critico, algo em torno de 40% a mais que a massa do Sol.
Ao
atingir este ponto critico a estrela explode gerando calor e pressões imensas e
com elas muitos novos elementos químicos.
Hoje em dia surgem cerca de duas por século em cada
galáxia destas supernova. Possui um brilho e energia característicos o que a
faz mais facilmente ser determinado o tipo de estrela que a formou.
Supernovas tipo 02
Já temos também as supernovas do tipo 02 formadas
por estrelas entre 08 e 10 massas solares. O calor gerado pela ação
gravitacional de estrelas supermassivas, faz com que as cinzas do elemento
formado anterior sirvam de combustível para nova fusão nuclear. Quando começa a
rarear o hidrogênio formando-se o hélio, o hélio começa a formar carbono e
depois oxigênio, depois oxigênio em neônio e magnésio, e depois sílica e
enxofre, por ultimo o ferro e após a explosão os demais até o urânio.
Ao atingir uma vez e meio a massa do Sol, o núcleo
implode, e em menos de meio segundo o centro maior que a terra é compactada em
um objeto com cerca de 17 km. Tal força de compactação faz com que o centro
ricochetear com as camadas externas gerando uma explosão sem precedentes,
somente menor que a do Big Bang.
O colapso do núcleo pela ação da gravidade na
ausência da produção de energia via fusão de elementos mais leves em mais
pesados faz com que a explosão gerada expila o resto da estrela em todas as
direções, a força e o calor do evento fazem se formar os demais elementos
naturais. Todos os elementos mais pesados que o ferro se originam a partir da
dantesca explosão.
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