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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