Estrela variável - Variable star

A estrela variável Mira em dois momentos diferentes

Uma estrela variável é uma estrela cujo brilho visto da Terra (sua magnitude aparente ) flutua.

Esta variação pode ser causada por uma mudança na luz emitida ou por algo bloqueando parcialmente a luz, então estrelas variáveis ​​são classificadas como:

  • Variáveis ​​intrínsecas, cuja luminosidade realmente muda; por exemplo, porque a estrela aumenta e diminui periodicamente.
  • Variáveis ​​extrínsecas, cujas mudanças aparentes de brilho são devidas a mudanças na quantidade de sua luz que pode atingir a Terra; por exemplo, porque a estrela tem um companheiro em órbita que às vezes a eclipsa.

Muitas estrelas, possivelmente a maioria, têm pelo menos alguma variação na luminosidade: a produção de energia do nosso Sol , por exemplo, varia cerca de 0,1% ao longo de um ciclo solar de 11 anos .

Descoberta

Um antigo calendário egípcio de dias de sorte e azar composto há cerca de 3.200 anos pode ser o mais antigo documento histórico preservado da descoberta de uma estrela variável, a eclipsante Algol binária .

Dos astrônomos modernos, a primeira estrela variável foi identificada em 1638, quando Johannes Holwarda percebeu que Omicron Ceti (mais tarde chamada de Mira) pulsava em um ciclo que durava 11 meses; a estrela já havia sido descrita como nova por David Fabricius em 1596. Essa descoberta, combinada com as supernovas observadas em 1572 e 1604, provou que o céu estrelado não era eternamente invariável como Aristóteles e outros filósofos antigos haviam ensinado. Desse modo, a descoberta de estrelas variáveis ​​contribuiu para a revolução astronômica do século XVI e início do século XVII.

A segunda estrela variável a ser descrita foi a variável eclipsante Algol, de Geminiano Montanari em 1669; John Goodricke deu a explicação correta de sua variabilidade em 1784. Chi Cygni foi identificado em 1686 por G. Kirch , então R Hydrae em 1704 por GD Maraldi . Em 1786, dez estrelas variáveis ​​eram conhecidas. O próprio John Goodricke descobriu Delta Cephei e Beta Lyrae . Desde 1850, o número de estrelas variáveis ​​conhecidas aumentou rapidamente, especialmente depois de 1890, quando foi possível identificar estrelas variáveis ​​por meio da fotografia.

A última edição do Catálogo Geral de Estrelas Variáveis (2008) lista mais de 46.000 estrelas variáveis ​​na Via Láctea, bem como 10.000 em outras galáxias, e mais de 10.000 variáveis ​​'suspeitas'.

Detectando variabilidade

Os tipos mais comuns de variabilidade envolvem mudanças no brilho, mas outros tipos de variabilidade também ocorrem, em particular mudanças no espectro . Ao combinar os dados da curva de luz com as mudanças espectrais observadas, os astrônomos costumam explicar por que uma estrela em particular é variável.

Observações de estrelas variáveis

Uma estrela variável fotogênica, Eta Carinae , embutida na Nebulosa Carina

Estrelas variáveis ​​são geralmente analisadas usando fotometria , espectrofotometria e espectroscopia . As medições de suas mudanças no brilho podem ser plotadas para produzir curvas de luz . Para variáveis ​​regulares, o período de variação e sua amplitude podem ser muito bem estabelecidos; para muitas estrelas variáveis, porém, essas quantidades podem variar lentamente ao longo do tempo, ou mesmo de um período para o outro. Os picos de brilho na curva de luz são conhecidos como máximos , enquanto os mínimos são conhecidos como mínimos .

Astrônomos amadores podem fazer estudos científicos úteis de estrelas variáveis ​​comparando visualmente a estrela com outras estrelas dentro do mesmo campo de visão telescópico cujas magnitudes são conhecidas e constantes. Estimando a magnitude da variável e observando o tempo de observação, uma curva de luz visual pode ser construída. A Associação Americana de Observadores de Estrelas Variáveis coleta essas observações de participantes de todo o mundo e compartilha os dados com a comunidade científica.

A partir da curva de luz, os seguintes dados são derivados:

  • as variações de brilho são periódicas, semiperiódicas, irregulares ou únicas?
  • qual é o período das flutuações de brilho?
  • qual é a forma da curva de luz (simétrica ou não, angular ou suavemente variável, cada ciclo tem apenas um ou mais de um mínimo, etc.)?

A partir do espectro, os seguintes dados são derivados:

  • que tipo de estrela é: qual a sua temperatura, sua classe de luminosidade ( estrela anã , estrela gigante , supergigante , etc.)?
  • é uma estrela simples ou binária? (o espectro combinado de uma estrela binária pode mostrar elementos do espectro de cada uma das estrelas membro)
  • o espectro muda com o tempo? (por exemplo, a estrela pode ficar mais quente e mais fria periodicamente)
  • mudanças no brilho podem depender fortemente da parte do espectro que é observada (por exemplo, grandes variações na luz visível, mas quase nenhuma mudança no infravermelho)
  • se os comprimentos de onda das linhas espectrais são deslocados, isso aponta para movimentos (por exemplo, um inchaço e encolhimento periódico da estrela, ou sua rotação, ou uma camada de gás em expansão) ( efeito Doppler )
  • fortes campos magnéticos na estrela se revelam no espectro
  • emissão anormal ou linhas de absorção podem ser indicação de uma atmosfera estelar quente ou nuvens de gás ao redor da estrela.

Em muito poucos casos, é possível fazer imagens de um disco estelar. Estes podem apresentar manchas mais escuras em sua superfície.

Interpretação de observações

A combinação de curvas de luz com dados espectrais geralmente fornece uma pista sobre as mudanças que ocorrem em uma estrela variável. Por exemplo, a evidência de uma estrela pulsante é encontrada em seu espectro mutante porque sua superfície se move periodicamente em nossa direção e para longe de nós, com a mesma frequência de sua mudança de brilho.

Cerca de dois terços de todas as estrelas variáveis ​​parecem pulsar. Na década de 1930, o astrônomo Arthur Stanley Eddington mostrou que as equações matemáticas que descrevem o interior de uma estrela podem levar a instabilidades que fazem uma estrela pulsar. O tipo mais comum de instabilidade está relacionado a oscilações no grau de ionização nas camadas externas convectivas da estrela.

Quando a estrela está na fase de expansão, suas camadas externas se expandem, fazendo com que esfriem. Devido à temperatura decrescente, o grau de ionização também diminui. Isso torna o gás mais transparente e, portanto, torna mais fácil para a estrela irradiar sua energia. Isso, por sua vez, faz com que a estrela comece a se contrair. À medida que o gás é comprimido, ele é aquecido e o grau de ionização aumenta novamente. Isso torna o gás mais opaco e a radiação fica temporariamente capturada no gás. Isso aquece ainda mais o gás, levando-o a se expandir mais uma vez. Assim, um ciclo de expansão e compressão (dilatação e encolhimento) é mantido.

A pulsação das cefeidas é conhecida por ser impulsionada por oscilações na ionização do hélio (de He ++ para He + e de volta para He ++ ).

Nomenclatura

Em uma determinada constelação, as primeiras estrelas variáveis ​​descobertas foram designadas com as letras R a Z, por exemplo, R Andromedae . Este sistema de nomenclatura foi desenvolvido por Friedrich W. Argelander , que deu à primeira variável anteriormente não nomeada em uma constelação a letra R, a primeira letra não usada pela Bayer . As letras RR a RZ, SS a SZ, até ZZ são usadas para as próximas descobertas, por exemplo, RR Lyrae . Descobertas posteriores usaram as letras AA a AZ, BB a BZ e até QQ a QZ (com J omitido). Depois que essas 334 combinações são esgotadas, as variáveis ​​são numeradas em ordem de descoberta, começando com o prefixo V335 em diante.

Classificação

Estrelas variáveis ​​podem ser intrínsecas ou extrínsecas .

  • Estrelas variáveis ​​intrínsecas : estrelas em que a variabilidade é causada por mudanças nas propriedades físicas das próprias estrelas. Esta categoria pode ser dividida em três subgrupos.
    • Variáveis ​​pulsantes, estrelas cujo raio se expande e se contrai alternadamente como parte de seus processos naturais de envelhecimento evolutivo.
    • Variáveis ​​eruptivas, estrelas que experimentam erupções em suas superfícies como chamas ou ejeções em massa.
    • Variáveis ​​cataclísmicas ou explosivas, estrelas que sofrem uma mudança cataclísmica em suas propriedades, como novas e supernovas .
  • Estrelas variáveis ​​extrínsecas : estrelas em que a variabilidade é causada por propriedades externas como rotação ou eclipses. Existem dois subgrupos principais.
    • Binários em eclipse , estrelas duplas onde, visto do ponto de vista da Terra , as estrelas ocasionalmente eclipsam umas às outras enquanto orbitam.
    • Variáveis ​​rotativas, estrelas cuja variabilidade é causada por fenômenos relacionados à sua rotação. Os exemplos são estrelas com "manchas solares" extremas que afetam o brilho aparente ou estrelas que têm velocidades de rotação rápidas, fazendo com que tenham formato elipsoidal.

Esses próprios subgrupos são divididos em tipos específicos de estrelas variáveis ​​que geralmente recebem o nome de seu protótipo. Por exemplo, novas anãs são designadas estrelas U Geminorum após a primeira estrela reconhecida na classe, U Geminorum .

Estrelas variáveis ​​intrínsecas

Tipos de variáveis ​​intrínsecas no diagrama de Hertzsprung-Russell

Exemplos de tipos dentro dessas divisões são fornecidos abaixo.

Estrelas variáveis ​​pulsantes

As estrelas pulsantes aumentam e diminuem, afetando seu brilho e espectro. As pulsações geralmente são divididas em: radial , onde a estrela inteira se expande e encolhe como um todo; e não radial , onde uma parte da estrela se expande enquanto outra parte encolhe.

Dependendo do tipo de pulsação e de sua localização dentro da estrela, existe uma frequência natural ou fundamental que determina o período da estrela. As estrelas também podem pulsar em um tom harmônico ou harmônico, que é uma frequência mais alta, correspondendo a um período mais curto. Estrelas variáveis ​​pulsantes às vezes têm um único período bem definido, mas freqüentemente pulsam simultaneamente com frequências múltiplas e uma análise complexa é necessária para determinar os períodos de interferência separados . Em alguns casos, as pulsações não têm frequência definida, causando uma variação aleatória, denominada estocástica . O estudo de interiores estelares usando suas pulsações é conhecido como asteroseismologia .

A fase de expansão de uma pulsação é causada pelo bloqueio do fluxo interno de energia por material com alta opacidade, mas isso deve ocorrer em uma determinada profundidade da estrela para criar pulsações visíveis. Se a expansão ocorrer abaixo de uma zona convectiva, nenhuma variação será visível na superfície. Se a expansão ocorrer muito perto da superfície, a força restauradora será muito fraca para criar uma pulsação. A força restauradora para criar a fase de contração de uma pulsação pode ser pressão se a pulsação ocorrer em uma camada não degenerada nas profundezas de uma estrela, e isso é chamado de modo de pulsação acústico ou de pressão , abreviado para modo p . Em outros casos, a força restauradora é a gravidade e isso é chamado de modo g . Estrelas variáveis ​​pulsantes normalmente pulsam em apenas um desses modos.

Cefeidas e variáveis ​​semelhantes às cefeidas

Este grupo consiste em vários tipos de estrelas pulsantes, todas encontradas na faixa de instabilidade , que incham e encolhem muito regularmente devido à própria ressonância de massa da estrela , geralmente pela frequência fundamental . Geralmente, acredita-se que o mecanismo da válvula de Eddington para variáveis ​​pulsantes é responsável por pulsações semelhantes às das cefeidas. Cada um dos subgrupos da faixa de instabilidade tem uma relação fixa entre o período e a magnitude absoluta, bem como uma relação entre o período e a densidade média da estrela. A relação período-luminosidade foi estabelecida pela primeira vez para Delta Cefeidas por Henrietta Leavitt , e torna essas Cefeidas de alta luminosidade muito úteis para determinar distâncias para galáxias dentro do Grupo Local e além. Edwin Hubble usou este método para provar que as chamadas nebulosas espirais são na verdade galáxias distantes.

Observe que as Cefeidas são nomeadas apenas para Delta Cephei , enquanto uma classe de variáveis ​​completamente separada é nomeada após Beta Cephei .

Variáveis ​​cefeidas clássicas

As cefeidas clássicas (ou variáveis ​​Delta Cephei) são supergigantes amarelos da população I (jovens, massivas e luminosas) que sofrem pulsações com períodos muito regulares da ordem de dias a meses. Em 10 de setembro de 1784, Edward Pigott detectou a variabilidade de Eta Aquilae , o primeiro representante conhecido da classe das variáveis ​​Cefeidas. No entanto, o homônimo das cefeidas clássicas é a estrela Delta Cephei , descoberta por John Goodricke como variável alguns meses depois.

Cefeidas Tipo II

As cefeidas tipo II (historicamente chamadas de estrelas W Virginis) têm pulsações de luz extremamente regulares e uma relação de luminosidade muito parecida com as variáveis ​​δ Cephei, portanto, inicialmente, foram confundidas com a última categoria. As estrelas Cefeidas Tipo II pertencem a estrelas de População II mais antigas do que as Cefeidas Tipo I. O Tipo II tem metalicidade um pouco mais baixa, massa muito mais baixa, luminosidade um pouco mais baixa e uma relação de luminosidade de versos de período ligeiramente deslocada, por isso é sempre importante saber que tipo de estrela está sendo observada.

Variáveis ​​RR Lyrae

Essas estrelas são um tanto semelhantes às cefeidas, mas não são tão luminosas e têm períodos mais curtos. São mais antigas que as Cefeidas do tipo I, pertencentes à População II , mas têm menor massa do que as Cefeidas do Tipo II. Devido à sua ocorrência comum em aglomerados globulares , eles são ocasionalmente chamados de Cefeidas de aglomerado . Eles também têm uma relação bem estabelecida entre período e luminosidade e, portanto, também são úteis como indicadores de distância. Essas estrelas do tipo A variam em cerca de 0,2–2 magnitudes (variação de 20% a mais de 500% na luminosidade) ao longo de um período de várias horas a um dia ou mais.

Variáveis ​​Delta Scuti

As variáveis ​​Delta Scuti (δ Sct) são semelhantes às Cefeidas, mas muito mais fracas e com períodos muito mais curtos. Eles já foram conhecidos como Cefeidas Anãs . Eles geralmente mostram muitos períodos sobrepostos, que se combinam para formar uma curva de luz extremamente complexa. A estrela δ Scuti típica tem uma amplitude de 0,003–0,9 magnitudes (0,3% a cerca de 130% de mudança na luminosidade) e um período de 0,01–0,2 dias. Seu tipo espectral é geralmente entre A0 e F5.

Variáveis ​​SX Phoenicis

Essas estrelas do tipo espectral A2 a F5, semelhantes às variáveis ​​δ Scuti, são encontradas principalmente em aglomerados globulares. Eles exibem flutuações em seu brilho na ordem de 0,7 magnitude (cerca de 100% de mudança na luminosidade) ou então a cada 1 a 2 horas.

Variáveis ​​Ap de oscilação rápida

Essas estrelas do tipo espectral A ou ocasionalmente F0, uma subclasse de variáveis ​​δ Scuti encontradas na sequência principal. Eles têm variações extremamente rápidas com períodos de alguns minutos e amplitudes de alguns milésimos de magnitude.

Variáveis ​​de longo período

As variáveis ​​de longo período são estrelas evoluídas frias que pulsam com períodos na faixa de semanas a vários anos.

Variáveis ​​Mira

Variáveis ​​Mira são gigantes vermelhos AGB. Ao longo de períodos de muitos meses, eles desbotam e aumentam de brilho entre 2,5 e 11 magnitudes , uma mudança de 6 a 30.000 vezes na luminosidade. O próprio Mira , também conhecido como Omicron Ceti (ο Cet), varia em brilho de quase a 2ª magnitude até tão tênue quanto a 10ª magnitude com um período de aproximadamente 332 dias. As amplitudes visuais muito grandes são principalmente devido à mudança da produção de energia entre visual e infravermelho conforme a temperatura da estrela muda. Em alguns casos, as variáveis ​​de Mira mostram mudanças dramáticas de período ao longo de décadas, provavelmente relacionadas ao ciclo de pulsação térmica das estrelas AGB mais avançadas.

Variáveis ​​semiregulares

Estes são gigantes ou supergigantes vermelhos . Variáveis ​​semirregulares podem mostrar um período definido ocasionalmente, mas mais frequentemente mostram variações menos bem definidas que às vezes podem ser resolvidas em vários períodos. Um exemplo bem conhecido de uma variável semirregular é Betelgeuse , que varia de cerca de magnitudes +0,2 a +1,2 (uma mudança de fator 2,5 na luminosidade). Pelo menos algumas das variáveis ​​semirregulares estão intimamente relacionadas às variáveis ​​de Mira, possivelmente a única diferença sendo pulsante em um harmônico diferente.

Variáveis ​​irregulares lentas

Estes são gigantes ou supergigantes vermelhos com pouca ou nenhuma periodicidade detectável. Algumas são variáveis ​​semiregulares mal estudadas, frequentemente com vários períodos, mas outras podem ser simplesmente caóticas.

Variáveis ​​de longo período secundário

Muitos gigantes e supergigantes vermelhos variáveis ​​mostram variações ao longo de várias centenas a vários milhares de dias. O brilho pode mudar em várias magnitudes, embora muitas vezes seja muito menor, com as variações primárias mais rápidas sobrepostas. As razões para este tipo de variação não são claramente compreendidas, sendo atribuídas de várias maneiras às pulsações, binaridade e rotação estelar.

Variáveis ​​Beta Cephei

Variáveis ​​Beta Cephei (β Cep) (às vezes chamadas de variáveis Beta Canis Majoris , especialmente na Europa) sofrem pulsações de curto período da ordem de 0,1–0,6 dias com uma amplitude de 0,01–0,3 magnitudes (1% a 30% de mudança na luminosidade). Eles ficam mais brilhantes durante a contração mínima. Muitas estrelas deste tipo exibem múltiplos períodos de pulsação.

Estrelas do tipo B pulsando lentamente

As estrelas B (SPB) de pulsação lenta são estrelas quentes da sequência principal ligeiramente menos luminosas do que as estrelas Beta Cephei, com períodos mais longos e amplitudes maiores.

Estrelas quentes de pulsação muito rápida (subanãs B)

O protótipo desta classe rara é V361 Hydrae , uma estrela B subanã de 15ª magnitude . Eles pulsam com períodos de alguns minutos e podem pulsar simultaneamente com vários períodos. Eles têm amplitudes de alguns centésimos de magnitude e recebem o acrônimo GCVS RPHS. Eles são pulsadores de modo p .

Variáveis ​​PV Telescopii

As estrelas nesta classe são supergigantes do tipo Bp com um período de 0,1-1 dia e uma amplitude de magnitude 0,1 em média. Seus espectros são peculiares por terem hidrogênio fraco, enquanto, por outro lado, as linhas de carbono e hélio são extremamente fortes, um tipo de estrela de Hélio Extremo .

Variáveis ​​RV Tauri

Estas são estrelas supergigantes amarelas (na verdade, estrelas pós-AGB de baixa massa no estágio mais luminoso de suas vidas) que têm mínimos profundos e superficiais alternados. Essa variação de pico duplo normalmente tem períodos de 30–100 dias e amplitudes de 3–4 magnitudes. Sobreposta a esta variação, pode haver variações de longo prazo ao longo de períodos de vários anos. Seus espectros são do tipo F ou G com luz máxima e do tipo K ou M com brilho mínimo. Encontram-se perto da faixa de instabilidade, mais frias que as cefeidas tipo I, mais luminosas que as cefeidas tipo II. Suas pulsações são causadas pelos mesmos mecanismos básicos relacionados à opacidade do hélio, mas eles estão em um estágio muito diferente de suas vidas.

Variáveis ​​Alpha Cygni

Variáveis ​​Alpha Cygni (α Cyg) são supergigantes não radialmente pulsantes de classes espectrais B ep a A ep Ia. Seus períodos variam de vários dias a várias semanas, e suas amplitudes de variação são tipicamente da ordem de 0,1 de magnitudes. As mudanças de luz, que muitas vezes parecem irregulares, são causadas pela superposição de muitas oscilações com períodos próximos. Deneb , na constelação de Cygnus, é o protótipo dessa classe.

Variáveis ​​Gamma Doradus

Variáveis ​​Gamma Doradus (γ Dor) são estrelas de sequência principal não radialmente pulsantes de classes espectrais F ao final de A. Seus períodos são em torno de um dia e suas amplitudes tipicamente da ordem de 0,1 magnitudes.

Anãs brancas pulsantes

Essas estrelas pulsantes não radialmente têm curtos períodos de centenas a milhares de segundos com pequenas flutuações de 0,001 a 0,2 magnitudes. Os tipos conhecidos de anã branca pulsante (ou anã pré-branca) incluem as estrelas DAV , ou ZZ Ceti , com atmosferas dominadas por hidrogênio e o tipo espectral DA; DBV , ou V777 Her , estrelas, com atmosferas dominadas por hélio e o tipo espectral DB; e estrelas GW Vir , com atmosferas dominadas por hélio, carbono e oxigênio. As estrelas GW Vir podem ser subdivididas em estrelas DOV e PNNV .

Oscilações do tipo solar

O Sol oscila com amplitude muito baixa em um grande número de modos, com períodos em torno de 5 minutos. O estudo dessas oscilações é conhecido como heliosismologia . As oscilações do Sol são impulsionadas estocasticamente por convecção em suas camadas externas. O termo oscilações do tipo solar é usado para descrever oscilações em outras estrelas que são excitadas da mesma maneira e o estudo dessas oscilações é uma das principais áreas de pesquisa ativa no campo da asteroseismologia .

Variáveis ​​BLAP

Um Pulsador Azul de Grande Amplitude (BLAP) é uma estrela pulsante caracterizada por mudanças de 0,2 a 0,4 magnitudes com períodos típicos de 20 a 40 minutos.

Estrelas variáveis ​​eruptivas

Estrelas variáveis ​​em erupção mostram variações de brilho irregulares ou semirregulares causadas pela perda de material da estrela ou, em alguns casos, sendo agregados a ela. Apesar do nome, esses eventos não são explosivos, são as variáveis ​​cataclísmicas.

Protostars

Protostars são objetos jovens que ainda não completaram o processo de contração de uma nebulosa de gás a uma verdadeira estrela. A maioria das proto-estrelas exibe variações de brilho irregulares.

Estrelas de Herbig Ae / Be

Acredita-se que a variabilidade de estrelas Herbig Ae / Be mais massivas ( massa solar de 2 a 8 ) seja devida a aglomerados de gás e poeira orbitando nos discos circunstelares.

Variáveis ​​Orion

Variáveis ​​de orion são estrelas jovens e quentes da pré-sequência principal geralmente embutidas na nebulosidade. Eles têm períodos irregulares com amplitudes de várias magnitudes. Um subtipo bem conhecido de variáveis ​​Orion são as variáveis T Tauri . A variabilidade das estrelas T Tauri se deve a manchas na superfície estelar e aglomerados de gás-poeira orbitando nos discos circunstelares.

Variáveis ​​FU Orionis

Essas estrelas residem em nebulosas de reflexão e mostram aumentos graduais em sua luminosidade da ordem de 6 magnitudes seguidas por uma longa fase de brilho constante. Eles então escurecem em 2 magnitudes (seis vezes mais obscuros) ou mais durante um período de muitos anos. O V1057 Cygni, por exemplo, escureceu em magnitude 2,5 (dez vezes mais escuro) durante um período de onze anos. As variáveis ​​FU Orionis são do tipo espectral de A a G e são possivelmente uma fase evolutiva na vida das estrelas T Tauri .

Gigantes e supergigantes

Estrelas grandes perdem sua matéria com relativa facilidade. Por esta razão, a variabilidade devido a erupções e perda de massa é bastante comum entre gigantes e supergigantes.

Variáveis ​​de azul luminoso

Também conhecidas como variáveis S Doradus , as estrelas mais luminosas conhecidas pertencem a esta classe. Os exemplos incluem os hipergigantes η Carinae e P Cygni . Eles têm perda de massa alta permanente, mas em intervalos de anos as pulsações internas fazem com que a estrela exceda seu limite de Eddington e a perda de massa aumenta enormemente. O brilho visual aumenta embora a luminosidade geral permaneça praticamente inalterada. Erupções gigantes observadas em alguns LBVs aumentam a luminosidade, tanto que foram marcados como impostores de supernovas , e podem ser um tipo diferente de evento.

Hipergigantes amarelos

Essas estrelas evoluídas massivas são instáveis ​​devido à sua alta luminosidade e posição acima da faixa de instabilidade, e exibem lentas, mas às vezes grandes mudanças fotométricas e espectroscópicas devido à alta perda de massa e erupções maiores ocasionais, combinadas com variação secular em uma escala de tempo observável. O exemplo mais conhecido é Rho Cassiopeiae .

Variáveis ​​R Coronae Borealis

Embora classificadas como variáveis ​​eruptivas, essas estrelas não sofrem aumentos periódicos de brilho. Em vez disso, eles passam a maior parte do tempo com brilho máximo, mas em intervalos irregulares eles desaparecem repentinamente em 1–9 magnitudes (2,5 a 4000 vezes mais turvos) antes de se recuperar ao brilho inicial ao longo de meses a anos. A maioria é classificada como supergigante amarela pela luminosidade, embora na verdade sejam estrelas pós-AGB, mas há estrelas R CrB gigantes vermelhas e azuis. R Coronae Borealis (R CrB) é a estrela protótipo. As variáveis ​​DY Persei são uma subclasse de variáveis ​​R CrB que têm uma variabilidade periódica além de suas erupções.

Variáveis ​​Wolf – Rayet

As estrelas clássicas de População I Wolf-Rayet são estrelas quentes massivas que às vezes apresentam variabilidade, provavelmente devido a várias causas diferentes, incluindo interações binárias e aglomerados de gás em rotação ao redor da estrela. Eles exibem amplos espectros de linha de emissão com linhas de hélio , nitrogênio , carbono e oxigênio . As variações em algumas estrelas parecem ser estocásticas, enquanto outras mostram vários períodos.

Variáveis ​​Gamma Cassiopeiae

Variáveis Gamma Cassiopeiae (γ Cas) são estrelas não supergigantes do tipo linha de emissão de classe B de rotação rápida que flutuam irregularmente em até 1,5 magnitudes (mudança de 4 vezes na luminosidade) devido à ejeção de matéria em suas regiões equatoriais causada pela velocidade rotacional.

Estrelas flamejantes

Nas estrelas da sequência principal, a grande variabilidade eruptiva é excepcional. É comum apenas entre as estrelas flamejantes , também conhecidas como variáveis UV Ceti , estrelas muito fracas da sequência principal que sofrem erupções regulares. Eles aumentam o brilho em até duas magnitudes (seis vezes mais brilhantes) em apenas alguns segundos e voltam ao brilho normal em meia hora ou menos. Várias anãs vermelhas próximas são estrelas flamejantes, incluindo Proxima Centauri e Wolf 359 .

Variáveis ​​RS Canum Venaticorum

Estes são sistemas binários próximos com cromosferas altamente ativas, incluindo enormes manchas solares e chamas, que se acredita serem aumentadas pelo companheiro próximo. As escalas de variação variam de dias, perto do período orbital e às vezes também com eclipses, a anos, conforme a atividade das manchas solares varia.

Estrelas variáveis ​​cataclísmicas ou explosivas

Supernovas

As supernovas são o tipo mais dramático de variável cataclísmica, sendo alguns dos eventos mais energéticos do universo. Uma supernova pode emitir brevemente tanta energia quanto uma galáxia inteira , brilhando em mais de 20 magnitudes (mais de cem milhões de vezes mais brilhante). A explosão da supernova é causada por uma anã branca ou um núcleo de estrela atingindo um certo limite de massa / densidade, o limite de Chandrasekhar , causando o colapso do objeto em uma fração de segundo. Este colapso "salta" e faz com que a estrela exploda e emita esta enorme quantidade de energia. As camadas externas dessas estrelas são sopradas para longe a velocidades de muitos milhares de quilômetros por segundo. A matéria expelida pode formar nebulosas chamadas remanescentes de supernovas . Um exemplo bem conhecido de tal nebulosa é a Nebulosa do Caranguejo , remanescente de uma supernova observada na China e em outros lugares em 1054. O objeto progenitor pode se desintegrar completamente na explosão ou, no caso de uma estrela massiva, o núcleo pode se tornar uma estrela de nêutrons (geralmente um pulsar ).

As supernovas podem resultar da morte de uma estrela extremamente massiva, muitas vezes mais pesada que o sol. No final da vida desta estrela massiva, um núcleo de ferro não fusível é formado a partir das cinzas da fusão. Este núcleo de ferro é empurrado em direção ao limite de Chandrasekhar até ultrapassá-lo e, portanto, entrar em colapso. Uma das supernovas desse tipo mais estudadas é a SN 1987A na Grande Nuvem de Magalhães .

Uma supernova também pode resultar da transferência de massa para uma anã branca de uma estrela companheira em um sistema estelar duplo. O limite de Chandrasekhar é ultrapassado desde a matéria em queda. A luminosidade absoluta deste último tipo está relacionada às propriedades de sua curva de luz, de modo que essas supernovas podem ser usadas para estabelecer a distância a outras galáxias.

Nova vermelha luminosa

Imagens mostrando a expansão do eco de luz do V838 Monocerotis

As novas vermelhas luminosas são explosões estelares causadas pela fusão de duas estrelas. Eles não estão relacionados com as novas clássicas . Eles têm uma aparência vermelha característica e declínio muito lento após a explosão inicial.

Novae

Novae também são o resultado de explosões dramáticas, mas ao contrário das supernovas não resultam na destruição da estrela progenitora. Também ao contrário das supernovas, as novas se acendem a partir do início repentino da fusão termonuclear, que sob certas condições de alta pressão ( matéria degenerada ) acelera explosivamente. Eles se formam em sistemas binários próximos , um componente sendo matéria de acréscimo de uma anã branca de outro componente estelar comum, e pode ocorrer novamente em períodos de décadas a séculos ou milênios. As Novae são categorizadas como rápidas , lentas ou muito lentas , dependendo do comportamento de sua curva de luz. Várias novas a olho nu foram registradas, Nova Cygni 1975 sendo a mais brilhante da história recente, atingindo a 2ª magnitude.

Novas anãs

As novas anãs são estrelas duplas envolvendo uma anã branca na qual a transferência de matéria entre os componentes dá origem a explosões regulares. Existem três tipos de nova anã:

  • Estrelas U Geminorum , que têm erupções que duram cerca de 5 a 20 dias, seguidas por períodos de silêncio de algumas centenas de dias. Durante uma explosão, eles brilham normalmente em 2–6 magnitudes. Essas estrelas também são conhecidas como variáveis ​​SS Cygni, em homenagem à variável em Cygnus que produz as exibições mais brilhantes e mais frequentes desse tipo de variável.
  • Estrelas Z Camelopardalis , nas quais se observam ocasionais platôs de brilho chamados de paralisações , a meio caminho entre o brilho máximo e o mínimo.
  • Estrelas de SU Ursae Majoris , que sofrem pequenas explosões freqüentes e superexplorações mais raras, porém maiores . Esses sistemas binários geralmente têm períodos orbitais de menos de 2,5 horas.

Variáveis ​​DQ Herculis

Os sistemas DQ Herculis são binários em interação nos quais uma estrela de baixa massa transfere massa para uma anã branca altamente magnética. O período de rotação da anã branca é significativamente mais curto do que o período orbital binário e às vezes pode ser detectado como uma periodicidade fotométrica. Um disco de acreção geralmente se forma em torno da anã branca, mas suas regiões mais internas são magneticamente truncadas pela anã branca. Uma vez capturado pelo campo magnético da anã branca, o material do disco interno viaja ao longo das linhas do campo magnético até se acumular. Em casos extremos, o magnetismo da anã branca impede a formação de um disco de acreção.

Variáveis ​​AM Herculis

Nessas variáveis ​​cataclísmicas, o campo magnético da anã branca é tão forte que sincroniza o período de rotação da anã branca com o período orbital binário. Em vez de formar um disco de acreção, o fluxo de acreção é canalizado ao longo das linhas do campo magnético da anã branca até atingir a anã branca perto de um pólo magnético. A radiação de ciclotron emitida da região de acreção pode causar variações orbitais de várias magnitudes.

Variáveis ​​Z Andromedae

Esses sistemas binários simbióticos são compostos de uma gigante vermelha e uma estrela azul quente envolta em uma nuvem de gás e poeira. Eles sofrem explosões tipo nova com amplitudes de até 4 magnitudes. O protótipo desta classe é Z Andromedae .

Variáveis ​​AM CVn

Variáveis ​​AM CVn são binários simbióticos onde uma anã branca está agregando material rico em hélio de outra anã branca, uma estrela de hélio ou uma estrela evoluída de sequência principal. Eles sofrem variações complexas, ou às vezes nenhuma variação, com períodos ultracurtos.

Estrelas variáveis ​​extrínsecas

Existem dois grupos principais de variáveis ​​extrínsecas: estrelas em rotação e estrelas em eclipse.

Estrelas variáveis ​​giratórias

Estrelas com manchas solares consideráveis podem apresentar variações significativas de brilho à medida que giram, e áreas mais brilhantes da superfície são visualizadas. Pontos brilhantes também ocorrem nos pólos magnéticos de estrelas magnéticas. Estrelas com formas elipsoidais também podem apresentar alterações no brilho, pois apresentam ao observador áreas variadas de suas superfícies.

Estrelas não esféricas

Variáveis ​​elipsoidais

Esses são binários muito próximos, cujos componentes são não esféricos devido à sua interação de maré. Conforme as estrelas giram, a área de sua superfície apresentada para o observador muda e isso, por sua vez, afeta seu brilho visto da Terra.

Manchas estelares

A superfície da estrela não é uniformemente brilhante, mas tem áreas mais escuras e brilhantes (como as manchas solares do sol ). A cromosfera da estrela também pode variar em brilho. Conforme a estrela gira, observamos variações de brilho de alguns décimos de magnitudes.

Variáveis ​​FK Comae Berenices

Essas estrelas giram extremamente rápido (~ 100 km / s no equador ); portanto, eles são de forma elipsoidal . Eles são (aparentemente) estrelas gigantes únicas com tipos espectrais G e K e mostram fortes linhas de emissão cromosférica . Os exemplos são FK Com , V1794 Cygni e UZ Librae . Uma possível explicação para a rápida rotação das estrelas FK Comae é que elas são o resultado da fusão de um binário (contato) .

Por estrelas variáveis ​​Draconis

As estrelas de BY Draconis são da classe espectral K ou M e variam em menos de 0,5 magnitudes (variação de 70% na luminosidade).

Campos magnéticos

Variáveis ​​alfa-2 Canum Venaticorum

As variáveis Alpha-2 Canum Venaticorum (α 2 CVn) são estrelas da sequência principal da classe espectral B8-A7 que mostram flutuações de 0,01 a 0,1 magnitudes (1% a 10%) devido a mudanças em seus campos magnéticos.

Variáveis ​​SX Arietis

As estrelas desta classe exibem flutuações de brilho de cerca de 0,1 magnitude, causadas por mudanças em seus campos magnéticos devido a altas velocidades de rotação.

Pulsares opticamente variáveis

Poucos pulsares foram detectados na luz visível . Essas estrelas de nêutrons mudam de brilho à medida que giram. Por causa da rotação rápida, as variações de brilho são extremamente rápidas, de milissegundos a alguns segundos. O primeiro e mais conhecido exemplo é o Pulsar de Caranguejo .

Binários eclipsados

Como binários eclipsantes variam em brilho

Variáveis ​​extrínsecas apresentam variações em seu brilho, conforme observadas por observadores terrestres, devido a alguma fonte externa. Uma das razões mais comuns para isso é a presença de uma estrela companheira binária, de modo que as duas juntas formam uma estrela binária . Quando vista de certos ângulos, uma estrela pode eclipsar a outra, causando uma redução no brilho. Um dos binários eclipsantes mais famosos é Algol , ou Beta Persei (β Per).

Variáveis ​​Algol

As variáveis ​​Algol sofrem eclipses com um ou dois mínimos separados por períodos de luz quase constante. O protótipo desta classe é Algol na constelação de Perseus .

Variáveis ​​duplas periódicas

Variáveis ​​duplas periódicas exibem troca de massa cíclica que faz com que o período orbital varie previsivelmente ao longo de um período muito longo. O exemplo mais conhecido é o V393 Scorpii .

Variáveis ​​Beta Lyrae

As variáveis ​​Beta Lyrae (β Lyr) são binários extremamente próximos, nomeados em homenagem à estrela Sheliak . As curvas de luz dessa classe de variáveis ​​de eclipse mudam constantemente, tornando quase impossível determinar o início e o fim exatos de cada eclipse.

Variáveis ​​W Serpentis

W Serpentis é o protótipo de uma classe de binários semi-destacados, incluindo um material de transferência gigante ou supergigante para uma estrela massiva mais compacta. Eles são caracterizados e diferenciados dos sistemas β Lyr semelhantes, por uma forte emissão de UV de pontos quentes de acúmulo em um disco de material.

Variáveis ​​W Ursae Majoris

As estrelas deste grupo mostram períodos de menos de um dia. As estrelas estão tão próximas umas das outras que suas superfícies estão quase em contato uma com a outra.

Trânsitos planetários

Estrelas com planetas também podem apresentar variações de brilho se seus planetas passarem entre a Terra e a estrela. Essas variações são muito menores do que aquelas vistas com companheiros estelares e só são detectáveis ​​com observações extremamente precisas. Os exemplos incluem HD 209458 e GSC 02652-01324 , e todos os planetas e candidatos a planetas detectados pela Missão Kepler .

Veja também

Referências

links externos