O QUE SãO VARIáVEIS CEFEIDAS?

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O Universo é um lugar muito, muito grande. Estamos conversando ... imperceptivelmente grande! De fato, com base em décadas de observações, os astrônomos agora acreditam que o Universo observável mede cerca de 46 bilhões de anos-luz de diâmetro. A palavra chave que existe observável, porque quando você leva em conta o que não podemos ver, os cientistas pensam que são mais de 92 bilhões de anos-luz de diâmetro.

A parte mais difícil de tudo isso é fazer medições precisas das distâncias envolvidas. Mas desde o nascimento da astronomia moderna, métodos cada vez mais precisos evoluíram. Além do desvio para o vermelho e do exame da luz proveniente de estrelas e galáxias distantes, os astrônomos também contam com uma classe de estrelas conhecida como Variáveis Cefeidas (CVs) para determinar a distância dos objetos dentro e além da galáxia.

Definição:

Estrelas variáveis são essencialmente estrelas que experimentam flutuações em seu brilho (também conhecido como luminosidade absoluta). As variáveis cefeidas são um tipo especial de estrela variável, pois são quentes e massivas - cinco a vinte vezes mais que o Sol - e são conhecidas por sua tendência a pulsar radialmente e variar em diâmetro e temperatura.

Além disso, essas pulsações estão diretamente relacionadas à sua luminosidade absoluta, que ocorre em períodos de tempo bem definidos e previsíveis (variando de 1 a 100 dias). Quando plotada como uma relação magnitude versus período, a forma da curva de luminosidade da Cephiad se assemelha à de uma “barbatana de tubarão” - faz sua subida e pico repentinos, seguidos por um declínio mais constante.

O nome é derivado de Delta Cephei, uma estrela variável na constelação de Cepheus que foi o primeiro CV a ser identificado. A análise do espectro desta estrela sugere que os CVs também sofrem alterações em termos de temperatura (entre 5500 - 66oo K) e diâmetro (~ 15%) durante um período de pulsação.

Uso em Astronomia:

A relação entre o período de variabilidade e a luminosidade das estrelas CV as torna muito úteis na determinação da distância dos objetos em nosso Universo. Depois que o período é medido, a luminosidade pode ser determinada, produzindo estimativas precisas da distância da estrela usando a equação do módulo de distância.

Esta equação afirma que: m – M = 5 log d - 5 - onde m é a magnitude aparente do objeto, M é a magnitude absoluta do objeto e d é a distância do objeto em parsecs. As variáveis cefeidas podem ser vistas e medidas a uma distância de cerca de 20 milhões de anos-luz, em comparação com uma distância máxima de cerca de 65 anos-luz para medições de paralaxe baseadas na Terra e pouco mais de 326 anos-luz para a missão Hipparcos da ESA.

Por serem brilhantes e poderem ser claramente vistos a milhões de anos-luz de distância, podem ser facilmente distinguidos de outras estrelas brilhantes nas proximidades. Combinado com a relação entre sua variabilidade e luminosidade, isso os torna ferramentas altamente úteis para deduzir o tamanho e a escala do nosso Universo.

Aulas:

As variáveis cefeidas são divididas em duas subclasses - cefeidas clássicas e cefeidas tipo II - com base nas diferenças de massa, idade e história evolutiva. As cefeidas clássicas são estrelas variáveis da População I (ricas em metal) que são 4-20 vezes mais massivas que o Sol e até 100.000 vezes mais luminosas. Eles sofrem pulsações com períodos muito regulares da ordem de dias a meses.

Essas cefeidas são tipicamente gigantes brilhantes e supergigantes amarelos (classe espectral F6 - K2) e experimentam mudanças de raio nos milhões de quilômetros durante um ciclo de pulsação. Cefeidas clássicas são usadas para determinar distâncias para galáxias dentro do Grupo Local e além, e são um meio pelo qual a Constante de Hubble pode ser estabelecida (veja abaixo).

As cefeidas do tipo II são estrelas variáveis da População II (pobres em metais) que pulsam com períodos tipicamente entre 1 e 50 dias. As cefeidas do tipo II também são estrelas mais antigas (~ 10 bilhões de anos) que possuem cerca de metade da massa do nosso Sol.

As cefeidas do tipo II também são subdivididas com base no período das subclasses BL Her, W Virginis e RV Tauri (nomeadas após exemplos específicos) - que têm períodos de 1 a 4 dias, 10 a 20 dias e mais de 20 dias, respectivamente . As cefeidas do tipo II são usadas para estabelecer a distância do centro galáctico, aglomerados globulares e galáxias vizinhas.

Também existem aqueles que não se encaixam em nenhuma das categorias, conhecidas como Cefeidas Anômalas. Essas variáveis têm períodos inferiores a 2 dias (semelhantes ao RR Lyrae), mas apresentam luminosidades mais altas. Eles também têm massas mais altas que as cefeidas tipo II e têm idades desconhecidas.

Também foi observada uma pequena proporção de variáveis cefeidas que pulsam em dois modos ao mesmo tempo, daí o nome Cefeidas de modo duplo. Um número muito pequeno pulsa em três modos ou uma combinação incomum de modos.

História da Observação:

A primeira variável cefeida a ser descoberta foi Eta Aquilae, observada em 10 de setembro de 1784 pelo astrônomo inglês Edward Pigott. Delta Cephei, para o qual essa classe de estrela é chamada, foi descoberta alguns meses depois pelo astrônomo amador inglês John Goodricke.

Em 1908, durante uma investigação de estrelas variáveis nas Nuvens de Magalhães, a astrônoma americana Henrietta Swan Leavitt descobriu a relação entre o período e a luminosidade das cefeidas clássicas. Depois de registrar os períodos de 25 estrelas variáveis diferentes, ela publicou suas descobertas em 1912.

Nos anos seguintes, vários outros astrônomos conduziriam pesquisas sobre as cefeidas. Em 1925, Edwin Hubble foi capaz de estabelecer a distância entre a Via Láctea e a Galáxia de Andrômeda, com base nas variáveis cefeidas dessa última. Essas descobertas foram cruciais, na medida em que eles estabeleceram o Grande Debate, onde os astrônomos procuraram estabelecer se a Via Láctea era única ou não, ou uma das muitas galáxias do Universo.

Medindo a distância entre a Via Láctea e várias outras galáxias, e combinando-a com as medidas de desvio para o vermelho de Vesto Slipher, Hubble e Milton L. Humason foram capazes de formular a Lei de Hubble. Em resumo, eles foram capazes de provar que o Universo está em um estado de expansão, algo sugerido anos antes.

Outros desenvolvimentos durante o século XX incluíram a divisão das Cefeidas em diferentes classes, o que ajudou a resolver problemas na determinação de distâncias astronômicas. Isso foi feito em grande parte por Walter Baade, que na década de 1940 reconheceu a diferença entre as cefeidas clássicas e do tipo II com base em seu tamanho, idade e luminosidade.

Limitações:

Apesar de seu valor na determinação de distâncias astronômicas, existem algumas limitações com esse método. O principal deles é o fato de que, com as cefeidas do tipo II, a relação entre período e luminosidade pode ser afetada por sua menor metalicidade, contaminação fotométrica e efeito mutável e desconhecido que o gás e a poeira exercem sobre a luz que emitem (extinção estelar).

Esses problemas não resolvidos resultaram em diferentes valores sendo citados para a constante de Hubble - que varia entre 60 km / s por 1 milhão de parsecs (Mpc) e 80 km / s / Mpc. Resolver essa discrepância é um dos maiores problemas da cosmologia moderna, uma vez que o verdadeiro tamanho e a taxa de expansão do Universo estão ligados.

No entanto, melhorias na instrumentação e metodologia estão aumentando a precisão com que as variáveis cefeidas são observadas. Com o tempo, espera-se que as observações dessas estrelas curiosas e únicas produzam valores verdadeiramente precisos, removendo assim uma fonte importante de dúvida sobre a nossa compreensão do Universo.

Escrevemos muitos artigos interessantes sobre Variáveis Cefeidas aqui na Space Magazine. Aqui estão os astrônomos descobrem uma nova maneira de medir distâncias cósmicas, os astrônomos usam o eco da luz para medir a distância de uma estrela e os astrônomos se aproximando da energia escura com a constante refinada de Hubble.

O elenco de astronomia tem um episódio interessante que explica as diferenças entre as estrelas da população I e II - Episódio 75: Populações estelares.

Fontes: