Estrelas Variáveis:
Cefeidas
Evandro Martinez Ribeiro
O que são Estrelas Variáveis?
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No céu todas as estrelas parecem
“piscar” mas isso é causado pelo
caminho que a luz percorre até
chegar em nossos olhos.
Estrelas Variáveis são aquelas que
realmente variam sua luminosidade
num período de tempo
Tipos de Estrelas Variáveis
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O General Catalogue of Variable Stars classifica as
estrelas variáveis em seis classes distintas, de acordo
com as razões causadoras da variabilidade observada:
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variáveis eruptivas
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variáveis pulsantes
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variáveis rotacionais
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variáveis cataclísmicas, explosivas, ou do tipo-Nova
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sistemas binários eclipsantes
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sistemas binários com fontes intensas de raios-X
Descobrindo as Cefeidas
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Em 1784, o astrônomo amador inglês John
Goodricke (1764-1786) descobriu a variabilidade
de brilho da estrela δ Cephei, que passou a ser o
protótipo da classe de variáveis Cefeidas.
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O período de variação encontrado por Goodricke
foi de 5d8h, e o valor atual é de 5d8h53m27.46s
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Em 1894 o astrônomo russo Aristarkh
Apollonovich Belopolskii (1854-1934) notou
deslocamentos nas linhas espectrais de δ
Cephei, e deduziu que a atmosfera da
estrela estava aumentando de tamanho e
depois reduzindo.
Estudando as Cefeidas
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Henrietta Leavitt, trabalhando na
Universidade de Harvard, notou a
presença de diversas cefeidas nas
Nuvens de Magalhães. Ela
observou que o período dessas
cefeidas é proporcional ao seu
brilho.
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Ou seja, quanto mais brilhante
maior o período que ela “pisca”.
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Essa relação é conhecida como
relação período-luminosidade
Estudando as Cefeidas
Em 1916 Harlow Shapley observou
uma cefeida cuja distância era
conhecida e deduziu uma lei de
período-luminosidade mais
exata do que a de Henrietta
tornando assim as Cefeidas em
objetos chaves para se
determinar a distância de alguns
objetos.
Como elas piscam ?
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A figura abaixo mostra o gráfico do período
pela luminosidade de uma cefeida.
Como assim medir distâncias ?
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A relação período-luminosidade mostra que
quanto maior o período mais brilhante é a
estrela, mesmo que da Terra ela pareça
fraca.
Isso quer dizer que conhecendo o período
da estrela, sabemos o seu brilho real e
comparando com o brilho aparente visto da
Terra descobrimos a que distância está a
estrela.
...Matematicamente:
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T → Período; m → Magnitude aparente;
M → Magnitude Real; D → Distância da Terra
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M = -2,76 log(T) – 1,4
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m = M / D² → D² =
M/m
Importância
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Foi utilizando esse método
que Edwin Hubble mediu a
distância da então nebulosa
de Andrômeda mostrando
que era um objeto muito
mais afastado do que
qualquer outro conhecido
até então e provando a
existência de outras Galáxias.
E porque elas “piscam”?
As Cefeidas não só piscam mas também se expandem e
contraem durante uma pulsação, podendo aumentar o
seu raio em até 10 vezes. Essas pulsações ocorrem
devido ao equilíbrio dinâmico das forças que agem sobre
a Estrela, ou seja, a força da Gravidade, a pressão de
radiação e outras se a estrela estiver girando.
E como elas “piscam”?
Em 1917 Sir Arthur Stanley Eddington (1882-1944) desenvolveu a
teoria de oscilações radiais. Os artigos de Eddington de 1917,
desenvolveram a teoria de pulsações adiabáticas em uma estrela
gasosa com uma dada distribuição de densidades. Ele propôs que a
mudança de transparência na atmosfera causa as pulsações: a
atmosfera opaca retém o calor e causa a expansão, que por sua vez
causa a redução da opacidade permitindo que a luz escape,
esfriando a atmosfera e causando o colapso.
Em 1960 o astrônomo americano John Paul Cox (1926-1984)
descobriu que a ionização parcial do hélio era a fonte de opacidade
que fazia as Cefeidas pulsarem.
Existem tipos diferentes de
Cefeidas?
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Hoje distinguimos entre dois tipos de
cefeidas, as ricas em metal (Tipo 1 – Cephei)
e as pobres em metal (Tipo 2 – W Virgin)
Elas são Super-gigante de tipo espectral F, G
ou K que pulsam com um período de até
100 dias
~ FIM ~
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Bibliografia
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http://astro.if.ufrgs.br/estrelas/variaveis.htm
•
http://en.wikipedia.org/wiki/Cepheid_variable
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Catálogo de Cefeidas:
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http://crocus.physics.mcmaster.ca/Cepheid/Classical.html
Cefeida Observada – L Carinae
Pulsação
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Em 1879 o físico alemão Georg Dietrich August Ritter (1826-1908)
publicou no Wiedemanns Annalen, 8, 172, a sugestão que pulsações
não radiais, acompanhadas de variações na temperatura superficial,
poderiam ser responsáveis pelas variações periódicas da
luminosidade. Ritter desenvolveu os primeiros elementos da teoria de
pulsação, ao mostrar que uma estrela homogênea passando por uma
pulsação radial adiabática, terá uma frequência σπ da vibração com
Pulsação [2]
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onde γ é a razão dos calores específicos, g a gravidade superficial, R o
raio estelar, ρ a densidade e G a constante de gravitação. Ele também
demonstrou que se γ excede o valor de 4/3 dentro de um grande
corpo astronômico, sua estrutura permanece em equilíbrio dinâmico.
Se γ é maior que 4/3 e a densidade do corpo aumenta por uma rápida
compressão do material, a pressão aumenta mais rapidamente que a
gravidade, resistindo-a. Ainda com γ maior que 4/3, se o corpo se
expande rapidamente, a pressão diminui mas a gravidade ainda é
capaz de trazer o corpo de volta ao seu estado de equilíbrio.
Pulsação [3]
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As pulsações estelares podem ser consideradas como ondas sonoras
com comprimentos de onda da ordem do raio da estrela. O período de
pulsação de uma estrela, Π, é igual ao tempo dinâmico, a menos de
alguns fatores numéricos da ordem de 1, já que as pulsações radiais ou
não radiais de baixa ordem e os processos dinâmicos são
determinados pela energia gravitacional da estrela.
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A expressão correta para o período de pulsação é
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Considerando-se anãs brancas com ρ ≃ 106 g/cm³ e super-gigantes
com ρ ≃ 10-9 g/cm³, os períodos variam de 3 s a 1000 dias.