22/10/13
Astrofisica Geral
EAD - Astrofísica Geral 2013
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As estrelas variáveis
As estrelas, após deixarem a seqüência principal e ingressarem no ramo das estrelas gigantes, não permanecem paradas nesta região
do diagrama H-R. A sua temperatura varia ao longo do tempo e, consequentemente, elas ficam se movendo para a frente e para trás na
região das gigantes. Por que isso acontece?
Existe uma região no diagrama H-R que é conhecida como faixa de instabilidade. Quando uma estrela cruza esta faixa de
instabilidade, como o nome diz, ela fica instável e muda, de modo periódico, seu tamanho e luminosidade.
Às estrelas que estão passando por este processo damos o nome de estrelas variáveis.
Mas, por que as estrelas pulsam ao cruzarem esta faixa de instabilidade? Isto ocorre devido à presença de camadas absorvedoras de
energia nos envoltórios mais externos destas estrelas. Estas camadas absorvedoras são regiões onde o H e o He estão parcialmente
ionizados. Elas se caracterizam por absorverem energia quando são comprimidas e liberarem energia quando se expandem. Se
estas camadas estão próximas à superfície da estrela ela oscila.
Vejamos, com um pouco mais de detalhes, como isso acontece:
vamos supor que as camadas superficiais de uma estrela pulsante estão em expansão
as zonas de ionização da estrela, próximas à superfície, também se expandem
se estas zonas se expandem, elas liberam a energia que estava armazenada nelas
devido a esta liberação de energia, as camadas superficiais se expandem de um modo ainda mais rápido
conseqüentemente, a superfície da estrela se expande rápido demais e ultrapassa sua posição de equilíbrio
no entanto, a força da gravidade continua atuante e tenta impedir esta expansão. Em um determinado momento a ação da força
gravitacional detém a expansão e a superfície da estrela começa a contrair
à medida que a superfície contrai as zonas de ionização são comprimidas. Consequentemente elas absorvem energia.
no entanto, esta energia absorvida pelas zonas de ionização faz falta à estabilidade da estrela uma vez que esta energia deveria
ajudar a diminuir a taxa de contração. Devido à sua absorção pela zona de ionização, isto não ocorre e a estrela contrai cada vez
mais rapidamente.
em um dado momento as camadas mais externas da estrela superam a posição de equilíbrio. Isto ocorre até o momento em que o
aumento da pressão dentro da estrela, que se opõe à contração, consegue parar a contração. Tem início, então, uma nova fase de
expansão.
o processo descrito acima se repete continuamente.
Estas pulsações só afetam as camadas mais superficiais da estrela uma vez que seu centro é denso demais para sentir este efeito.
Por que nem todas as estrelas pulsam?
Somente algumas estrelas, aquelas que se encontram na faixa de instabilidade, pulsam. Isto ocorre porque estas estrelas são as únicas
cujas zonas de ionização estão no lugar correto para que ocorra o processo de pulsação.
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Por exemplo, se a estrela é quente demais, não há pulsações por que as zonas de ionização estão muito próximas à superfície, onde o
gás é muito rarefeito. Por outro lado, se a estrela é fria demais também não há pulsação porque as zonas de ionização estão situadas
muito internamente na estrela e não conseguem afetar o seu envoltório.
O período de pulsação
Quanto mais massa tem uma estrela na seqüência principal maior ela será quando evoluir para o ramo das estrelas gigantes. Ao mesmo
tempo, quanto maior a estrela, mais lentamente ela pulsa.
Assim o período de pulsação depende da massa que a estrela tem. Estrelas com grande massa e grande raio pulsam com períodos
maiores.
Durante o processo de evolução de uma estrela gigante, ela entrará e sairá da faixa de instabilidade várias vezes. Cada vez que isto
acontece ela se transforma em uma estrela variável. No entanto, quanto maior a massa de uma estrela, ela irá cruzar a faixa de
instabilidade em uma região de luminosidade cada vez mais alta em comparação com as estrelas de pequena massa. Como a
luminosidade está associada com a massa, e o período de pulsação também está associado com a massa, os astrônomos puderam
deduzir uma importantíssima relação entre período e luminosidade, a chamada relação período-luminosidade.
Alguns tipos de estrelas variáveis
Na figura abaixo mostramos onde as estrelas variáveis se localizam no diagrama H-R.
Existem muitos outros tipos de estrelas variáveis. Na verdade, as estrelas variáveis podem ser divididas em três grupos:
estrelas binárias eclipsantes
estrelas variáveis pulsantes
estrelas variáveis eruptivas
Mostramos abaixo alguns tipos de variáveis pulsantes e variáveis eruptivas.
Estrelas variáveis pulsantes
Estrelas variáveis Cefeidas
Quando estas estrelas pulsam elas mudam o seu raio em cerca de 5% a 10% do valor que teriam em equilíbrio.
Existem dois tipos de estrelas variáveis Cefeidas:
Cefeidas tipo I
Cefeidas tipo II
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As estrelas variáveis Cefeidas do tipo I possuem uma composição química muito mais rica em termos de núcleos pesados.
As estrelas variáveis Cefeidas possuem períodos de variação entre 1 e 70 dias e, em geral, a amplitude de sua variação é de 0,1 a 2,0
magnitudes. No entanto, algumas estrelas variáveis Cefeidas do tipo II podem variar a sua magnitude de 4,3 a 3,4 em apenas 5,4 dias!
Este é o gráfico de variação de magnitude de uma estrela variável Cefeida típica.
Estrelas variáveis RR Lyrae
Estas estrelas sofrem variações de intensidade luminosa em períodos mais curtos do que um dia. Em geral seu período de variabilidade
está entre 0,2 e 1,0 dia e a amplitude de variação fica entre 0,3 e 2,0 magnitudes.
As estrelas variáveis RR Lyrae são estrelas gigantes brancas, do tipo espectral A. Elas são mais velhas e têm mais massa do que as
estrelas variáveis Cefeidas.
As estrelas variáveis RR Lyrae são pouco compreendidas uma vez que não estão na faixa de instabilidade do diagrama H-R.
Este é o gráfico de variação de magnitude de uma estrela variável RR Lyrae típica.
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Estrelas variáveis de Longo Período ou variáveis Mira
Estas são estrelas gigantes vermelhas, muito frias, com temperatura da superfície da ordem de 3700 Kelvins. Elas variam com períodos
de meses ou anos, em geral entre 80 e 1000 dias. A amplitude de sua variação é de 2,5 a 5,0 magnitudes. Algumas delas ejetam
grandes quantidades de gás e poeira no espaço interestelar.
Este é o gráfico de variação de magnitude de uma estrela variável Mira típica.
Estrelas variáveis RV Tauri
Estas são estrelas gigantes de tipo espectral entre G e K. Seus períodos variam de 40 a 220 dias. Estrelas típicas desta categoria são as
estrelas R Scuti, RV Tauri e SX Centauri.
Este é o gráfico de variação de magnitude de uma estrela variável RV Tauri típica.
Estrelas variáveis eruptivas
tipo U Geminorum
As estrelas desta categoria apresentam rápidas erupções que, algumas vezes, aumentam a sua luminosidade em 5 magnitudes em
apenas uma noite.
Estrelas típicas desta categoria são as estrelas U Geminorum, SS Cygni, RU Pegasi e X Leonis.
Este é o gráfico de variação de magnitude de uma estrela variável U Geminorum típica.
tipo R Coronae Borealis
Estas estrelas estão sujeitas a diminuições de luminosidades súbitas e irregulares.Elas são pobres em hidrogênio mas ricas em
carbono.
Algumas estrelas típicas desta categoria são R Coronae, SU Tauri e RS Telescopii.
Este é o gráfico de variação de magnitude de uma estrela variável R Cononae Borealis típica.
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