19.3: Estrelas variáveis - uma chave para distâncias cósmicas
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Objetivos de
Ao final desta seção, você poderá:
- Descreva como algumas estrelas variam sua emissão de luz e por que essas estrelas são importantes
- Explique a importância de estrelas variáveis pulsantes, como cefeides e estrelas do tipo RR Lyra, para nosso estudo do universo
Vamos analisar brevemente os principais motivos pelos quais medir distâncias até as estrelas é tão difícil. Conforme discutido em O brilho das estrelas, nosso problema é que as estrelas vêm em uma variedade desconcertante de luminosidades intrínsecas. (Se as estrelas fossem lâmpadas, diríamos que elas vêm em uma ampla faixa de potências.) Suponha, em vez disso, que todas as estrelas tivessem a mesma “potência” ou luminosidade. Nesse caso, as mais distantes sempre pareceriam mais escuras, e poderíamos dizer a que distância uma estrela está simplesmente pelo quão escura ela parecia. No universo real, no entanto, quando olhamos para uma estrela em nosso céu (com olho ou telescópio) e medimos seu brilho aparente, não podemos saber se ela parece fraca porque é uma lâmpada de baixa potência ou porque está longe, ou talvez parte de cada uma.
Os astrônomos precisam descobrir outra coisa sobre a estrela que nos permita “ler” sua luminosidade intrínseca — na verdade, para saber qual é a verdadeira potência da estrela. Com essas informações, podemos então atribuir o quão fraca ela parece da Terra à sua distância. Lembre-se de que o brilho aparente de um objeto diminui com o quadrado da distância até esse objeto. Se dois objetos tiverem a mesma luminosidade, mas um estiver três vezes mais distante do que o outro, o mais distante parecerá nove vezes mais fraco. Portanto, se soubermos a luminosidade de uma estrela e seu brilho aparente, podemos calcular a que distância ela está. Os astrônomos há muito tempo buscam técnicas que de alguma forma nos permitissem determinar a luminosidade de uma estrela — e é para essas técnicas que nos voltamos em seguida.
Estrelas variáveis
O avanço na medição de distâncias para partes remotas de nossa galáxia e também para outras galáxias veio do estudo de estrelas variáveis. A maioria das estrelas é constante em sua luminosidade, pelo menos dentro de um por cento ou dois. Como o Sol, eles geram um fluxo constante de energia a partir de seus interiores. No entanto, algumas estrelas variam em brilho e, por esse motivo, são chamadas de estrelas variáveis. Muitas dessas estrelas variam em um ciclo regular, como as lâmpadas piscantes que decoram lojas e casas durante as férias de inverno.
Vamos definir algumas ferramentas para nos ajudar a acompanhar a variação de uma estrela. Um gráfico que mostra como o brilho de uma estrela variável muda com o tempo é chamado de curva de luz (Figura\(\PageIndex{1}\)). O máximo é o ponto da curva de luz onde a estrela tem seu maior brilho; o mínimo é o ponto em que ela é mais fraca. Se as variações de luz se repetirem periodicamente, o intervalo entre os dois máximos é chamado de período da estrela. (Se esse tipo de gráfico parece familiar, é porque o introduzimos em Diameters of Stars.)
Variáveis pulsantes
Existem dois tipos especiais de estrelas variáveis para as quais, como veremos, as medições da curva de luz nos fornecem distâncias precisas. Essas são chamadas de variáveis cefeide e RR Lyrae, ambas estrelas variáveis pulsantes. Na verdade, essa estrela muda seu diâmetro com o tempo — expandindo-se e se contraindo periodicamente, como acontece com o peito quando você respira. Agora entendemos que essas estrelas estão passando por um breve estágio instável no final de suas vidas.
A expansão e a contração das variáveis pulsantes podem ser medidas usando o efeito Doppler. As linhas no espectro mudam em direção ao azul à medida que a superfície da estrela se move em nossa direção e depois mudam para o vermelho à medida que a superfície encolhe para trás. À medida que a estrela pulsa, ela também muda sua cor geral, indicando que sua temperatura também está variando. E, o mais importante para nossos propósitos, a luminosidade da variável pulsante também muda regularmente à medida que ela se expande e se contrai.
Variáveis cefeides
As cefeidas são estrelas grandes, amarelas e pulsantes, nomeadas em homenagem à primeira estrela conhecida do grupo, Delta Cephei. Aliás, esse é outro exemplo de como as convenções de nomenclatura ficam confusas na astronomia; aqui, toda uma classe de estrelas tem o nome da constelação na qual a primeira foi encontrada. (Nós, autores de livros didáticos, só podemos pedir desculpas aos nossos leitores por toda essa bagunça!)
A variabilidade do Delta Cephei foi descoberta em 1784 pelo jovem astrônomo inglês John Goodricke (veja John Goodricke). A estrela sobe rapidamente até a luz máxima e depois cai mais lentamente até a luz mínima, levando um total de 5,4 dias por um ciclo. A curva na Figura\(\PageIndex{1}\) representa uma versão simplificada da curva de luz do Delta Cephei.
Várias centenas de variáveis cefeides são conhecidas em nossa galáxia. A maioria das cefeidas tem períodos na faixa de 3 a 50 dias e luminosidades cerca de 1000 a 10.000 vezes maiores que as do Sol. Suas variações na luminosidade variam de alguns por cento a um fator de 10.
Polaris, a Estrela Polar, é uma variável cefeide que, por muito tempo, variou em um décimo de magnitude, ou cerca de 10% na luminosidade visual, em um período de pouco menos de 4 dias. Medições recentes indicam que a quantidade em que o brilho de Polaris muda está diminuindo e que, em algum momento no futuro, essa estrela não será mais uma variável pulsante. Essa é apenas mais uma evidência de que as estrelas realmente evoluem e mudam de maneiras fundamentais à medida que envelhecem, e que ser uma variável cefeide representa um estágio na vida da estrela.
A relação entre período e luminosidade
A importância das variáveis cefeidas está no fato de que seus períodos e luminosidades médias se revelam diretamente relacionados. Quanto maior o período (quanto mais tempo a estrela demora para variar), maior será a luminosidade. Essa relação entre período e luminosidade foi uma descoberta notável, pela qual os astrônomos ainda (perdoem a expressão) agradecem suas estrelas sortudas. O período dessa estrela é fácil de medir: um bom telescópio e um bom relógio são tudo o que você precisa. Depois de ter o período, a relação (que pode ser colocada em termos matemáticos precisos) fornecerá a luminosidade da estrela.
Vamos esclarecer o que isso significa. A relação permite que você essencialmente “leia” o quão brilhante a estrela realmente é (quanta energia ela emite). Os astrônomos podem então comparar esse brilho intrínseco com o brilho aparente da estrela. Como vimos, a diferença entre os dois permite que eles calculem a distância.
A relação entre período e luminosidade foi descoberta em 1908 por Henrietta Leavitt (Figura\(\PageIndex{2}\)), membro da equipe do Harvard College Observatory (e uma das várias mulheres que trabalham por baixos salários auxiliando Edward Pickering, diretor do observatório; veja Annie Cannon: Classifier of the Stars). Leavitt descobriu centenas de estrelas variáveis na Grande Nuvem de Magalhães e na Pequena Nuvem de Magalhães, dois grandes sistemas estelares que na verdade são galáxias vizinhas (embora não se soubesse que eram galáxias na época). Uma pequena fração dessas variáveis eram cefeides (Figura\(\PageIndex{3}\)).
Esses sistemas apresentaram uma oportunidade maravilhosa para estudar o comportamento de estrelas variáveis, independentemente de sua distância. Para todos os propósitos práticos, as Nuvens de Magalhães estão tão distantes que os astrônomos podem supor que todas as estrelas nelas estão aproximadamente à mesma distância de nós. (Da mesma forma, todos os subúrbios de Los Angeles estão aproximadamente à mesma distância da cidade de Nova York. É claro que, se você estiver em Los Angeles, notará distâncias irritantes entre os subúrbios, mas em comparação com a distância de Nova York, as diferenças parecem pequenas.) Se todas as estrelas variáveis nas Nuvens de Magalhães estiverem aproximadamente à mesma distância, qualquer diferença em seu brilho aparente deve ser causada por diferenças em suas luminosidades intrínsecas.
Leavitt descobriu que as cefeidas de aparência mais brilhante sempre têm períodos mais longos de variação de luz. Assim, ela argumentou, o período deve estar relacionado à luminosidade das estrelas. Quando Leavitt fez esse trabalho, a distância até as Nuvens de Magalhães não era conhecida, então ela só conseguiu mostrar que a luminosidade estava relacionada ao período. Ela não conseguiu determinar exatamente qual é o relacionamento.
Para definir a relação entre o período e a luminosidade com os números reais (para calibrá-la), os astrônomos primeiro tiveram que medir as distâncias reais até algumas cefeidas próximas de outra forma. (Isso foi feito encontrando cefeidas associadas em aglomerados com outras estrelas cujas distâncias poderiam ser estimadas a partir de seus espectros, conforme discutido na próxima seção deste capítulo.) Mas uma vez que a relação fosse assim definida, ela poderia nos dar a distância de qualquer cefeida, onde quer que ela esteja localizada (Figura\(\PageIndex{4}\)).
Finalmente, aqui estava a técnica que os astrônomos procuravam para romper os limites de distância que a paralaxe lhes impunha. As cefeidas podem ser observadas e monitoradas, ao que parece, em muitas partes de nossa própria galáxia e também em outras galáxias próximas. Astrônomos, incluindo Ejnar Hertzsprung e Harlow Shapley, de Harvard, viram imediatamente o potencial da nova técnica; eles e muitos outros começaram a trabalhar explorando áreas mais distantes do espaço usando cefeidas como placas de sinalização. Na década de 1920, Edwin Hubble fez uma das descobertas astronômicas mais significativas de todos os tempos usando cefeidas, quando as observou em galáxias próximas e descobriu a expansão do universo. Como veremos, esse trabalho ainda continua, pois o Telescópio Espacial Hubble e outros instrumentos modernos tentam identificar e medir cefeides individuais em galáxias cada vez mais distantes. As estrelas variáveis mais distantes conhecidas são todas cefeidas, com cerca de 60 milhões de anos-luz de distância.
John Goodricke
A breve vida de John Goodricke (Figura\(\PageIndex{5}\)) é um testemunho do espírito humano sob adversidade. Nascido surdo e incapaz de falar, Goodricke, no entanto, fez uma série de descobertas pioneiras em astronomia por meio de observações pacientes e cuidadosas dos céus.
Nascido na Holanda, onde seu pai estava em uma missão diplomática, Goodricke foi enviado de volta à Inglaterra aos oito anos para estudar em uma escola especial para surdos. Ele se saiu bem o suficiente para entrar na Warrington Academy, uma escola secundária que não oferecia assistência especial para estudantes com deficiências. Seu professor de matemática lá inspirou um interesse pela astronomia e, em 1781, aos 17 anos, Goodricke começou a observar o céu na casa de sua família em York, Inglaterra. Em um ano, ele descobriu as variações de brilho da estrela Algol (discutida em The Stars: A Celestial Census) e sugeriu que uma estrela companheira invisível estava causando as mudanças, uma teoria que esperou mais de 100 anos por provas. Seu artigo sobre o assunto foi lido pela Royal Society (o principal grupo britânico de cientistas) em 1783 e lhe rendeu uma medalha desse distinto grupo.
Enquanto isso, Goodricke havia descoberto duas outras estrelas que variavam regularmente, Beta Lyrae e Delta Cephei, ambas continuando a interessar aos astrônomos nos próximos anos. Goodricke compartilhou seu interesse em observar com seu primo mais velho, Edward Pigott, que descobriu outras estrelas variáveis durante sua vida muito mais longa. Mas o tempo de Goodricke estava rapidamente chegando ao fim; aos 21 anos, apenas duas semanas depois de ser eleito para a Royal Society, ele pegou um resfriado enquanto fazia observações astronômicas e nunca se recuperou.
Hoje, a Universidade de York tem um prédio chamado Goodricke Hall e uma placa que homenageia suas contribuições à ciência. No entanto, se você for ao cemitério do cemitério da igreja onde ele está enterrado, uma lápide coberta de vegetação tem apenas as iniciais “J. G.” para mostrar onde ele está. O astrônomo Zdenek Kopal, que examinou cuidadosamente a vida de Goodricke, especulou sobre por que o marcador é tão modesto: talvez os parentes bastante sóbrios de Goodricke tivessem vergonha de ter um “surdo-mudo” na família e não pudessem apreciar o quanto um homem que não conseguia ouvir poderia, no entanto, ver.
Estrelas do RR Lyrae
Um grupo relacionado de estrelas, cuja natureza foi entendida um pouco mais tarde do que a das cefeidas, é chamado de variáveis RR Lyrae, nomeadas em homenagem à estrela RR Lyrae, o membro mais conhecido do grupo. Mais comuns que as cefeidas, mas menos luminosas, milhares dessas variáveis pulsantes são conhecidas em nossa galáxia. Os períodos das estrelas RR Lyrae são sempre inferiores a 1 dia, e suas mudanças no brilho são normalmente menores do que cerca de um fator de dois.
Os astrônomos observaram que as estrelas RR Lyrae que ocorrem em qualquer aglomerado em particular têm aproximadamente o mesmo brilho aparente. Como as estrelas em um aglomerado estão todas aproximadamente à mesma distância, segue-se que as variáveis RR Lyrae devem ter quase a mesma luminosidade intrínseca, que acaba sendo cerca de 50 L de Sol. Nesse sentido, as estrelas RR Lyrae são um pouco como as lâmpadas padrão e também podem ser usadas para obter distâncias, particularmente dentro de nossa galáxia. A figura\(\PageIndex{6}\) mostra as faixas de períodos e luminosidades tanto para as cefeidas quanto para as estrelas RR Lyrae.
Conceitos principais e resumo
As estrelas Cefeidas e RR Lyrae são dois tipos de estrelas variáveis pulsantes. As curvas de luz dessas estrelas mostram que suas luminosidades variam com um período que se repete regularmente. As estrelas RR Lyrae podem ser usadas como lâmpadas padrão, e as variáveis cefeidas obedecem a uma relação entre período e luminosidade, portanto, medir seus períodos pode nos dizer suas luminosidades. Então, podemos calcular suas distâncias comparando suas luminosidades com seu brilho aparente, e isso pode nos permitir medir distâncias até essas estrelas em mais de 60 milhões de anos-luz.
Glossário
- cefeida
- uma estrela que pertence a uma classe de estrelas pulsantes supergigantes amarelas; essas estrelas variam periodicamente em brilho, e a relação entre seus períodos e luminosidades é útil para derivar distâncias até elas
- curva de luz
- um gráfico que exibe a variação temporal da luz de uma estrela binária variável ou eclipsante ou, mais geralmente, de qualquer outro objeto cuja emissão de radiação muda com o tempo
- relação entre período e luminosidade
- uma relação empírica entre os períodos e luminosidades de certas estrelas variáveis
- estrela variável pulsante
- uma estrela variável que pulsa em tamanho e luminosidade
- RR Lyrae
- uma de uma classe de estrelas pulsantes gigantes com períodos menores que 1 dia, útil para encontrar distâncias