A observação visual de Variáveis de Longo Período

O céu noturno nos oferece inúmeras opções de estrelas variáveis a observar.

O entusiasta deve levar em conta seu tempo disponível para realizar as observações rotineiras, o instrumental que possui (binóculo, telescópio) e as condições atmosféricas locais antes de escolher as variáveis mais adequadas que serão incluídas em seu programa observacional.

As variáveis de Longo Período (LPVs), ou do tipo "Mira", como também são chamadas, se constituem em opções bem adequadas para aqueles que não dispõem de tanto tempo para observar e principalmente para os iniciantes. Os observadores mais experientes também colocam estas variáveis entre suas prediletas em seus programas observacionais.

São estrelas de comportamento bem  regular e muitas delas tem amplitude de variação dentro dos limites de pequenos instrumentos ou de um binóculo. Muitas variáveis de Longo Período atualmente não estão sendo observadas visualmente com a frequência de alguns anos atrás. Recentemente a AAVSO (Associação Americana de Observadores de Estrelas Variáveis) constatou que mais de 70% das LPVs que estavam listadas em seu "bulletin" de máximos e mínimos (não mais publicado)  não contavam nem com 100 estimativas no ano de 2015! Estaremos perdendo o interesse pela observação visual?

Novos tempos, a tradição ainda permanece

Nos últimos anos a fotometria de estrelas variáveis utilizando câmeras DSLR, CCDs e programas dedicados a este fim vêm se disseminando entre aficionados, que antes realizavam observações visuais, com muito menor precisão. Telescópios automatizados e de funcionamento remoto também realizam milhares de medições a cada noite de um sem número de estrelas.

Entretanto, é razoável ainda o número de observadores que continuam a realizar estimativas visuais, mesmo sabendo que seus resultados não terão a precisão obtida com a tecnologia digital. Uma rápida olhada no site da AAVSO nos demonstra isso. A satisfação de observar o céu "ao vivo" e reencontrar suas variáveis prediletas é certamente o grande motivo para as noites de observação, mas não podemos esquecer que o escrutínio "em tempo real" da estrela permite verificar na hora se a estrela se comporta da maneira esperada e usual.

Além do mais, observações visuais realizadas dentro da metodologia prescrita e com critério, permitem obter estimativas de brilho com precisão da ordem de 0,1 magnitude.  Essa margem permitiu a construção de curvas de luz ao longo de décadas - e algumas um século! – e proporcionam a pesquisadores e estudantes de Astronomia um farto campo de estudo.

O que são

As variáveis Mira são estrelas gigantes ou super gigantes vermelhas, de tipo espectral M ou mais tardio, que apresentam uma amplitude de variação (extremos de brilho máximos e mínimos) que pode ultrapassar dez magnitudes. O período entre os máximos de brilho pode ir de 100 a mais de 400 dias. Os máximos e mínimos de brilho se alternam ciclicamente e na maioria das variáveis a trajetória ascendente é mais rápida que o declínio de brilho. A variação de brilho nas variáveis Mira ocorre por pulsação de suas camadas externas e por isso se incluem entre as variáveis da classe pulsante.

A seguir, apresentamos algumas características das variáveis LPVs mais notáveis:

Ômicron Ceti

Também conhecida como Mira Ceti, foi a primeira estrela variável a ser reconhecida no céu, no ano de 1596, pelo astrônomo alemão David Fabricius, que a observou como uma estrela de  4ª magnitude. Na época, achou tratar-se de uma estrela Nova e após diminuir de brilho não a acompanhou mais. Sete anos mais tarde, Johannes Bayer ao compilar sua Uranometria, a atribuiu a letra grega "Ômicron" desconhecendo ainda que se tratava de uma variável. Somente no ano de 1638 suas variações foram melhor estudadas pelo astrônomo holandês Johann Holwarda, que determinou seu período de variação em 11 meses.

No seu máximo brilho, Mira pode chegar até a 2ª magnitude, como nos anos de 2011 e 2012, e em seu mínimo ultrapassa a 9ª  magnitude. O período entre dois máximos de brilho é de 331 dias, aproximadamente, podendo ser um pouco maior ou menor de um ciclo para outro. Um binóculo 10 x 50 permite seu acompanhamento por quase  todo o ciclo de variação mas é necessário um pequeno telescópio para observá-la no mínimo. Uma estrela de 9ª magnitude situa-se próxima à Mira e pode confundir o observador na hora de realizar sua estimativa.

 A imagem à esquerda, obtida pelo Chandra, mostra Mira Ceti  e sua companheira VZ Ceti. A imagem à direita mostra uma concepção artística do sistema (CXC/M.Weiss).

Este gráfico (período médio x tempo) mostra a variação do período médio de Mira Ceti ao longo de séculos de observação. Entre 1929 e 1940 verifica-se uma rápida alteração neste parâmetro. Este, e inúmeros outros estudos de publicação atual, foram realizados graças à compilação de décadas e séculos de observações visuais. Cortesia AAVSO.

R Carinae

Sendo uma variável bastante austral pode ser seguida ao longo de vários meses, sem perdê-la de vista abaixo do horizonte.  No ano de 2013, R Carina apresentou um máximo de brilho atípico, chegando somente à sexta magnitude, sendo portanto seu seguimento de grande importância. Ela foi descoberta por  Benjamin Apthorp Gould em 1871, quando estudava chapas fotográficas obtidas pelo Observatório de Córdoba, na Argentina, do qual era diretor. Gould também descobriu a variabilidade de R Centauri, L2 Puppis, U Monocerotis, S Carinae, l Carinae, entre outras tantas austrais. R Carinae é fácil de ser encontrada, principalmente quando está próxima ao máximo brilho, tendo uma boa sequência de estrelas de comparação.

Curva de luz de R Carinae nos últimos cinco anos. O último mínimo praticamente não foi observado visualmente. Cortesia AAVSO.

S Carinae

Esta é uma variável Mira com um período bastante curto para uma estrela deste tipo, cerca de 150 dias entre dois máximos. Em 2020 poderão ser observados 3 máximos desta variável, que chega à sexta magnitude, visível portanto com binóculos. S Carinae situa-se em um asterismo de fácil identificação, em forma de losango, cerca de 5° a oeste das Plêiades Austrais.

Curva de luz de S Carinae nos últimos cinco anos. Os mínimos de brilho podem variar entre mag 8 até 9.5 Cortesia da AAVSO.

R Leonis

Em 1782 o astrônomo J. A. Koch observou esta estrela a olho nu e percebeu que em seus registros ela aparecia com 7ª magnitude dois anos antes. Continuando suas observações ele logo concluiu tratar-se de uma estrela com variação de brilho, sendo R Leonis a quarta LPV então conhecida até aquela época. As outras três eram: Mira Ceti, Chi Cygni e R Hydrae.

R Leonis situa-se 5° a oeste de Regulus (Alfa Leonis) e seu campo visual não é difícil  ser encontrado com um binóculo 10x50. Quando está bem fraca, esta variável forma um triângulo com duas outras estrelas de 9ª magnitude, sendo requerida uma luneta ou pequeno telescópio para aferição de seu brilho. Como todas as LPVs, R Leonis progride em direção ao máximo brilho de forma mais rápida que seu declínio e em algumas ocasiões observa-se uma pequena interrupção na ascensão, conhecida como 'standstill'.

Curva de luz parcial de R Leonis, obtida por Antonio Padilla Filho nos anos de 1988 e 1989  a partir de observações visuais, com um refrator de 60mm.

R Hydrae

Esta é uma LPV que fica bastante brilhante em seu máximo brilho, podendo ser vista a olho-nu. Seu período é um pouco maior que um ano, portanto o observador logo concluirá que seus máximos acontecerão  na mesma época do ano durante um bom tempo. Nos últimos anos seus máximos foram mal observados em função deste fato.

Curva de luz de R Hydrae nos últimos cinco anos. Percebe-se uma interrupção de observações, aproximadamente, durante os máximos de brilho. As marcações em vermelho (aproximadas) são do autor. Cortesia da AAVSO.

X Ophiuchi

Foi descoberta pelo reverendo inglês T. E Espin no ano de 1886. Em seu máximo brilho X Ophiuchi chega a 6ª magnitude, portanto acessível ao binóculo, mas seu mínimo se apresenta plano e longo, o que sugeriu nos anos posteriores à sua descoberta, que esta variável poderia ter uma componente secundária de 9ª magnitude, o que foi comprovado posteriormente. Portanto, o que observamos no mínimo de X Ophiuchi é o brilho de uma estrela secundária, associado à estrela principal. As estimativas de X Ophiuchi podem ser feitas a cada dez dias, pois sua amplitude é pequena em relação ao período. Alguns autores a consideram uma variável pulsante semi-regular.

Curva de luz de X Ophiuchi nos últimos cinco anos. Os máximos são bem definidos, enquanto os mínimos têm mais dispersão e se apresentam mais suaves. Cortesia AAVSO.

RR Scorpii

É a variável de Longo Período mais notável de Scorpius, chegando à 5ª magnitude em algumas ocasiões. Em seu mínimo brilho pode chegar à 12ª magnitude se tornando um objeto difícil em meio a miríade de estrelas fracas que habitam aquela rica região do céu. Sua descoberta foi realizada por Mrs. Williamina Fleming em 1894 por ocasião do levantamento estelar para o catálogo Henri Draper. Ela descobriu um total de 310 estrelas variáveis, 10 Novas e inúmeras nebulosas. Uma peculiaridade de RR Scorpii é a quase simetria na curva de luz entre a ascensão e queda de brilho.

Curva de luz de RR Scorpii nos últimos 5 anos. Percebe-se a simetria entre a fase ascendente e a descendente de brilho, característica não muito comum nas Miras. Cortesia da AAVSO.

Chi Cygni

Descoberta pelo astrônomo alemão Gottfried Kirch em 1686, Chi Cygni é uma variável Mira favorita da maioria dos observadores situadas no hemisfério Norte. Em seu máximo brilho é visível facilmente a olho-nu como um rubi, devido ao seu espectro muito vermelho, tendo chegado em algumas ocasiões à 3ª magnitude. Mas também tem máximos fracos, como o de 2014, quando chegou apenas à 6ª magnitude, o que a torna um objeto de grande interesse ultimamente. É uma das LPVs com maior amplitude que se conhece pois em seus mínimos chega à 14ª magnitude, uma diferença de quase 11 magnitudes entre seus extremos. Chi Cygni também apresenta breve perda de ritmo em direção ao seu máximo, fato observado em algumas LPVs e que ainda é objeto de estudo.

Curva de luz recente de Chi Cygni nos últimos 3 anos. Percebe-se um 'standstill' na fase ascendente da curva de luz. Cortesia da AAVSO.

Cartas de Busca

Para fazer suas estimativas visuais de brilho o observador precisará, além do instrumento, um pequeno mapa com a posição de estrela variável e as estrelas adjacentes que serão usadas para a comparação. Estas 'cartas de busca' podem ser geradas no site da AAVSO, tendo-se a opção de escolher a escala que se deseja, abrangendo um campo visual mais amplo ou mais restrito com estrelas mais fracas.

Datas de máximos para 20 LPVs mais brilhantes em 2020

Realizamos o cálculo dos próximos máximos de brilho das 20 variáveis tipo Mira mais notáveis para que interessados possam seguir seus respectivos comportamentos, que são listados a seguir:

Referências:

American Association of Variable Stars Observers (https://www.aavso.org)

Burnham's Celestial Handbook, vols. I, II e III, Dover Publications

Catalogue of variable Stars, S.C.Chandler. (http://babel.hathitrust.org/cgi/pt?id=mdp.39015080170676;view=1up;seq=16)

Variable Star Index

O trabalho de brasileiros em relação ao sistema binário de Eta Carinae.

     O sistema binário de Eta Carina foi descoberto pelo astrônomo brasileiro Augusto Damineli Neto através do uso do telescópio do Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA), situado em Brasópolis, no sul de Minas Gerais (STEINER, 2020). Sendo a estrela principal denominada de Eta Carina A, com cerca de 90 massas solares, e a secundária chamada de Eta Carina B, a qual é dois terços menor e 10 vezes menos luminosa (FIORAVANTI, 2020). 

     Com base em suas observações ao longo dos anos, Damineli estimou um período orbital de 5,52 anos e por meio de um trabalho realizado em parceria com seu aluno de pós-doutorado, Mairan Teodoro, observou a alta produção de He⁺⁺ durante a colisão dos ventos solares por meio do aumento da intensa liberação de luz na respectiva frequência. 

     Com o apoio de diversos grupos e o uso de telescópios terrestres e de dados do telescópio espacial Hubble houve uma nova descoberta sobre este sistema binário, a qual foi publicada em 2016 no “The Astrophysical Journal” sob o título “He II λ4686 emission from the massive binarysystem in η Car: Constraints to the orbital elements and the nature of theperiodic minima”. 

     De acordo com Teodoro e colaboradores (2016) um efeito “poço artesiano” que ocorre cerca de 30 dias antes e após a passagem em periastro é um dos fatores responsáveis pelas emissões na faixa do He⁺⁺. Neste caso, a estrela menor vence os ventos solares de Eta Car A devido à maior velocidade de seus ventos, mergulhando em uma espécie de vôo rasante que dá origem ao buraco, o qual possibilita a visão do gás em alta temperatura (plasma), que a compõe (FIORAVANTI, 2020). 

     Damineli descreve que a luz que sai do buraco é cerca de 100 luminosidades solares e 50 mil vezes mais fraca que a luz da estrela, comparando a visualização do fenômeno como o ato de ver um fósforo aceso diante do Sol (ibidem, 2020). Além disso, a fenda só fica aberta durante pouco mais de um mês a cada período orbital, sendo este um fenômeno completamente novo na astrofísica. 

     O artigo de Teodoro e colaboradores (2016) ainda descreve que em 13 de fevereiro de 2020 ocorrerá um novo apagão de Eta Carina, assim a equipe da Comissão de Estrelas Variáveis da UBA convida a todos os observadores a acompanharem o fenômeno e desde já deseja céus limpos para cada um.

     Por enquanto, assista a reportagem da Pesquisa FAPESP com participação do professor Augusto Damineli Neto, como também uma entrevista do pesquisador para a UNIVESP:

Referências 

FIORAVANTI, C.. O buraco de Eta Carinae. Disponível em: <https://revistapesquisa.fapesp.br/2016/06/15/o-buraco-de-eta-carinae/>. Acessado em: 14 jan. 2020.

STEINER, J.. Eta Carina, a Miss Galáxia. Disponível em: <https://super.abril.com.br/tecnologia/eta-carina-a-miss-galaxia/>. Acessado em: 14 jan. 2020.

TEODORO, M. et al.. He II λ4686 emission from the massive binary system in η Car: Constraints to the orbital elements and the nature of the periodic minima. The Astrophysical Journal, v. 819, n. 2, p. 1-24, 2016.

As maravilhas de Carina

      A constelação Carina, juntamente com Puppis e Vela, originalmente formavam a antiga constelação Argo Navis, tendo havido sua separação em 1763 através da publicação do “Star Catalog of the Souther Sky” pelo astrônomo francês Nicolas Louis de Lacaille. Apesar desta divisão Carina reúne um conjunto de variados tipos de estrelas variáveis, tais como cefeidas, tipo Mira e LBVs (Luminous blue variables).
     As estrelas AG Car e Eta Car são exemplos de LBVs, onde esta última tem sido alvo de diversos trabalhos, dentre eles o de Corcoran e colaboradores (1997) que descrevem uma variação nas emissões de raios-X (2 – 10 keV) em períodos de 85 dias. Estas flutuações foram associadas ao sistema estelar binário composto por Eta Car, já que tais emissões estão relacionadas com o choque derivado dos ventos solares das duas estrelas, havendo um aumento durante o periastro e a consequente diminuição em seu apoastro.
     As ejeções de Eta Car ocorrem há várias e deram origem a uma nebulosa bipolar em formato de ampulheta atualmente denominada de Homunculus (LIVIO, 1997), tal como pode ser observado na Figura 1. Um caso particular envolvendo Eta Car ocorreu em 1843 em um episódio conhecido como “Grande Explosão”, durante o qual ela tornou-se, por um breve período, a segunda estrela mais brilhante do céu, atingindo magnitude de -1,0 (AAVSO, 2002).

Figura 1. Eta Carinae.

Fonte: NASA/HST

     A observação de LBVs adquire grande importância quanto ao estudo da evolução estelar tendo em vista seu curto tempo de vida (10⁴ – 10⁵ anos). Além disso, esta classe auxilia na compreensão da relação evolutiva entre a fase inicial das estrelas, quando ocorre a queima de hidrogênio, e a formação das estrelas Wolf-Rayet, que são o último estágio da vida estelar, culminando na formação de uma supernova.
     As estrelas do tipo Mira, tais como R e S Car, exibem um amplo período de variação que vai desde 30 a até 1000 dias, sendo classificadas como uma subclasse de LPV (Long Period Variable). Devido a seu longo ciclo há a necessidade de acompanhamento contínuo para determinação de parâmetros, tais como sua variação de magnitude e período, já que os mesmos só podem ser obtidos a partir de observações distribuídas em um maior intervalo de tempo.
     Por outro lado, estrelas cefeidas, como L e U Car, possuem um ciclo curto que vão de 1 a 70 dias, com variações de magnitude entre 0,1 e 2. Além disso, são caracterizadas por obedecer à relação período-luminosidade desenvolvida por Henrietta Swan Leavitt, de modo que a partir de dados observacionais é possível determinar a distância destes corpos no Universo.
     Diante desta grande variedade de tipos de variáveis presentes na constelação de Carina, a Comissão de Estrelas Variáveis da União Brasileira de Astronomia (U.B.A.) convida a toda comunidade de astrônomos profissionais e amadores a contribuir com o acompanhamento destas estrelas e seu registro na base dados da AAVSO. Caso você esteja começando, ou até mesmo querendo iniciar um projeto de observação, acesse nosso tutorial ou consulte os manuais disponíveis na AAVSO. Logo abaixo, segue uma relação de algumas estrelas que você poderá observar nos próximos dias.

          Estrela                Tipo                    Magnitude               Período (d)
          AG Car                    LBV                         5,7 - 8,3                          371,4
          Eta Car             LBV + Binária              -1,0 - 7,9                           2024
          L Car                    Cefeida                    3,28 - 4,18                       ~ 35,6
          R Car                      Mira                        3,9 - 10,5                           307
          S Car                      Mira                         4,5 - 9,9                           149,5
          U Car                    Cefeida                    5,74 - 6,96                         38,8

Clique aqui para gerar seu mapa de observação.

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Referências
AAVSO. American Association of Variable Stars Observers. Eta Carina: Sovereign of the South. Disponível em: <http://www.aavso.org/vstar/vsotm/0400.stm>. Acessado em: 01 out. 2002.

CORCORAN, M.F.; ISHIBASHI, K.; SWANK, J.H.; DAVIDSON, K.; PETRE, R.; SCHMITT, J.H.M.M.. Increasing X-ray emissions and periodic outbusts from the massive η Carinae. Nature, v. 390, p. 587 – 589, 1997.

LIVIO, M.. Clocks within the hourglass. Nature, v. 390, p. 555 – 556, 1997.

Apagão de Betelgeuse!

     Um artigo publicado no dia 08/12 por pesquisadores da Universidade Villanova com o título  "The Fainting of The Nearby Red Supergiant Betelgeuse" colocou a comunidade astronômica ao redor de todo o planeta em alerta, tanto os profissionais como amadores. Mas afinal, estaria a estrela prestes a se tornar uma Supernova ou é algo normal? De acordo com observações da AAVSO (Associação Americana de Observadores de Estrelas Variáveis) a última vez em que Betelgeuse diminuiu tanto o brilho foi em 1985, observação essa realizada pelo astrônomo americano David Rosebrugh, que a relatou com magnitude 2. Observações recentes variam, mas a menor relatada é  1.8. 

Figura 1. Variação da magnitude da Estrela Variável Betelgeuse (Alfa Ori) em função do tempo, o pico registrado em 2019 também havia sido registrado em 1985.

     Betelgeuse é uma estrela variável da classe espectral M2 Iab (supergigante vermelha), o que significa que escurece e clareia regularmente, em ciclos que podem durar cerca de 420 dias. Dupree e colaborabores (1987) relatam que sua variação deriva da pulsação da estrela, a qual provoca seu aquecimento e o aumento da atmosfera de Betelgeuse, ocasionando um fluxo de perda de massa da estrela. Nos últimos meses ela está em um período normal de escurecimento, mas é drasticamente acelerado em comparação com os anos anteriores e se por acaso se tornar uma supernova, seria brilhante o bastante para ser vista durante o dia. Levando em conta tal atividade, nós da U.B.A estamos realizando uma campanha de observação da estrela e pedimos para quem puder observar e relatar a observação o faça quantas vezes puder. 

Mapa de medição de Betelgeuse

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REFERÊNCIAS

DUPREE, A.K.; BALIUNAS, S.L.; GUINAN, E.F.; HARTMANN, L.; NASSIOPOULOS, G.E.; SONNEBORN, G.. Periodic photospheric and chromospheric modulation in Alpha Orionis (Betelgeuse). The Astrophysical Journal, v. 317, p. L85 – L89, 1987.

GUINAN, E. F.; WASATONIC, R. J.; CALDERWOOD, T. J.The Fainting of the Nearby Red Supergiant Betelgeuse.The Astronomer's Telegram, No. 13341. 2019.