Curva de luz de uma estrela variável, dados extraídos no Observatorio Astronômico Genival Leite Lima (OAGLL).

Estrelas Variáveis

O que são estrelas variáveis?

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 M_V = 0,6 ±0,3. O fato de terem luminosidade conhecida permite que sejam usadas como indicadores de distância para aglomerados globulares.

Seqüência de imagens do cúmulo globular M3 durante um dia, mostrando a variabilidade das estrelas RR Lyrae.
©Joel Hartman (Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics) & Krzysztof Z. Stanek (Ohio State University)

• 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 M_bol e o período P, em dias, é:

MbolCefeidas = -3,125 log P - 1,525

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Estrelas

O que são estrelas?

     O filósofo Giordano Bruno, em seu livro "Sobre o Infinito, o Universo e os Mundos", descreve as estrelas como sendo outros "sóis", considerando especulativamente que estas seriam da mesma natureza do sol.

Sabemos que desde muito tempo atrás já se imaginava que as estrelas tivessem uma constituição semelhante à do Sol. Entretanto, só pôde ser confirmado experimentalmente com o surgimento da espectroscopia, no século XIX. Contudo, a afirmação de que as estrelas são outros "sóis" só é válido dentro de certos limites, pois, como veremos a seguir, apesa de possuírem características básicas comuns, as estrelas podem apresentar aspectos bastante distintos em relação ao Sol e entre si.
     Esquematicamente, podemos considerar que as estrelas apresentam as seguintes características principais:

a) São constituídas por elementos químicos variados, com predominância de Hidrogênio e Hélio, que se encontram a altíssimas temperaturas, no estado de plasma.
b) Em seu interior ocorrem reações termonucleares que liberam uma grande quantidade de energia radiante.
c) Possuem forma praticamente esférica.