Estrelas vari\'aveis
Durante a SP, a luminosidade das estrelas varia muito pouco e lentamente.
Quando a estrela evolui para os estágios subseqüentes, ela passa
por fases em que sua luminosidade varia dramáticamente com o tempo, em
períodos que duram de algumas horas a alguns anos.
Estrelas nessas fases são chamadas variáveis.
Um tipo importante de estrelas variáveis são as variáveis pulsantes
(nada a ver com pulsares),
que são estrelas que apresentam variações em períodos regulares e
previsíveis.
Dois tipos de variáveis pulsantes são as Cefeidas
e as RR Lyrae. Ambas estão na fase de queima de He no núcleo,
e no diagrama H-R se localizam acima da SP,
numa faixa chamada faixa de instabilidade.
As Variáveis Cefeidas têm como protótipo a estrela Delta Cefei,
descoberta pelo astrônomo amador
inglês John Goodricke, em 1784. São estrela de alta massa,
supergigantes de tipo espectral F, G ou K.
As RR Lyrae têm como protótipo a estrela RR na constelação de
Lira. São estrelas de baixa massa que ocupam a parte inferior da
faixa de instabilidade. Todas têm luminosidades em torno de 100 vezes a luminosidade solar.
As variáveis pulsante Cefeidas e RR Lyrae apresentam uma relação estreita
entre sua luminosidade e seu período de variação.
No caso das Cefeidas, sua relação Período-Luminosidade foi descoberta
em 1908 por Henrietta Leavitt, da Universidade de Harvard.
John Goodricke, que descobriu a variabilidade de
Delta Cephei em 1784, e Henrietta Swan Leavitt, que determinou a relação
período-luminosidade das Cefeidas em 1912.
A importância maior da relação entre o período de pulsação e a luminosidade é que
pode-se determinar a distância da estrela medindo seu período de
pulsação e sua magnitude aparente.
A relação Período-Luminosidade de estrelas variáveis
pulsantes
As estrelas variáveis pulsantes radiais são estrelas cuja luminosidade varia
com o tempo, devido a variações no seu tamanho.
Elas podem ser reconhecidas facilmente, observando
a sua variação em luminosidade, que se dá de maneira muito regular.
Dois tipos de variáveis são importantes como indicadores de distância:
- RR Lyrae:
são estrelas evoluídas
que estão começando a queimar o hélio no núcleo,
muito comuns em aglomerados globulares.
Seus períodos de pulsação
são pequenos, entre 0,5 e 1 dia,
com variações em magnitude menores do que 1 magnitude.
Todas têm tipo espectral
entre B8 e F2, e magnitude absoluta em torno de
MV = 0,6 ±0,3.
O fato de terem luminosidade conhecida permite
que sejam usadas como indicadores de distância para aglomerados globulares.
- Cefeidas: são supergigantes com tipo espectral entre F e K.
Também pulsam de forma regular, mas podem apresentar períodos de
pulsação entre 1 e 100 dias,
com amplitudes de pulsação entre
0,3 e 3,5 magnitudes.
Estrela Cefeida na galáxia M100, a 56 milhões de anos-luz, no aglomerado
de Virgem. A estrela variável dobra de brilho, passando de magnitude 24,5
para 25,3 em 51,3 dias, fotografada pelo Telescópio Espacial Hubble em 1994.
Gráfico da variação de brilho da estrela Delta
Cephei, a protótipo da classe das Cefeidas, com o tempo. O período
é de 5,366 dias. A estrela fica no bícepes de guerreiro da constelação
de Cepheus, mas com latitude de +58°, não é visível do hemisfério sul.
Elas diferem mais em luminosidade do que as RR Lyrae, podendo ter magnitudes
absolutas entre -2 e -6, mas apresentam uma relação muito estreita
entre o período de pulsação e a luminosidade, o que permite
conhecer sua luminosidade, uma vez conhecido seu período de
pulsação. As Cefeidas mais brilhantes têm períodos
maiores, por terem raios maiores.
Em um ciclo de pulsação, a estrela aumenta de raio, esfriando e ficando menos luminosa, para em seguida voltar a contrair, esquentando e ficando mais luminosa.
Por que a estrela pulsa?
Durante uma pulsação, a Cefeida
quando está com o raio menor e temperatura maior, ioniza o hidrogênio,
aumentando o número de partículas e, portanto, aumentando a pressão.
O aumento de pressão aumenta o
raio, diminuindo a temperatura, recombinando o hidrogênio. Pela redução
do número de partículas, a pressão diminui e a estrela se contrai,
aumentando a temperatura e recomeçando o ciclo.
As observações indicam que a relação entre a
magnitude bolométrica absoluta
Mbol e o período P, em dias, é:
MbolCefeidas = -3,125 log P - 1,525 |
|
Fonte:
www.astro.iag.usp.br/~jatenco/aga215/cap13/cap13.htm
As variáveis Cefeidas são usadas para determinar distâncias de estrelas
longínqüas da nossa Galáxia, e distâncias de outras galáxias.
Métodos para estimar distâncias astronômicas
Distância de alcance | Método |
---|
1 UA | radar |
500 pc | paralaxe heliocêntrica |
10 000 pc | paralaxe espectroscópica |
4 Mpc | estrelas variáveis |
Veja mais sobre estrelas variáveis no fim desta página.
| Questões 7 e 11 desta lista.
|