A Comissão de Estrelas Variáveis da União Brasileira de Astronomia vem através desse artigo incentivar a observação de duas estrelas variáveis que servirão de dados para posterior publicação de artigo referente aos resultados. Serão mantidas as estrelas da última campanha e acrescentamos outra. A duração da campanha será de março a maio e sugerimos que as estrelas sejam observadas a cada 05 dias.
As estrelas foram escolhidas levando em conta suas posições no céu e amplitude de variação. A primeira estrela será l CAR (lê-se “ÉLE CAR” e é escrito com “l” minúsculo), cuja variabilidade se encontra facilmente observável a olho nu. A segunda estrela será T MON, visível em seu máximo brilho a olho nu a partir de locais com menor interferência de poluição luminosa e através de binóculos em seu mínimo brilho.
Ambas as estrelas são tipo Cefeidas, pertencente à classe de Pulsantes do grupo de variáveis Intrínsecas, ou seja, a variação de brilho é causada pela própria estrela.
Por definição, Cefeidas são objetos comparativamente jovens que deixaram a sequência principal e evoluíram para a faixa de instabilidade do diagrama de Hertzsprung-Russel (HR), obedecem à conhecida relação período-luminosidade Cefeida.
Estrelas DCEP estão presentes em aglomerados abertos e exibem certa relação entre as formas de suas curvas de luz e seus períodos. A estrela que nomeia o tipo é Delta Cephei, na constelação do Cephei, descoberta no ano de 1784 por John Goodricke.
Figura 1 - curva de luz de Delta Cephei - Cortesia AAVSO.
A terceira estrela é uma das Miras mais famosas do céu do Sul, S CAR.
Miras, ou Variáveis de Longo Período, são estrelas massivas o suficiente para terem sofrido fusão de hélio em seus núcleos, mas têm menos de duas massas solares, estrelas que já perderam cerca de metade de sua massa inicial. No entanto, elas podem ser milhares de vezes mais luminosos que o Sol devido aos seus envelopes muito grandes e esticados. Elas estão pulsando devido à expansão e contração de toda a estrela. Isso produz uma mudança na temperatura junto com o raio, ambos os fatores causam a variação na luminosidade. A pulsação depende da massa e do raio da estrela e existe uma relação bem definida entre período e luminosidade (e cor). As amplitudes visuais muito grandes não são devido a grandes mudanças de luminosidade, mas devido a um deslocamento da saída de energia entre os comprimentos de onda infravermelhos e visuais à medida que as estrelas mudam de temperatura durante suas pulsações.
Figura 2 - Curva de luz de Omicron Ceti - Cortesia AAVSO.
ESTRELAS ALVO DA CAMPANHA
l CAR (lê-se “ÉLE CAR” e escreve com “l” minúsculo
l Carinae faz parte do asterismo da constelação de Carina, a quilha do grande navio Argo Navis, situando-se entre as Plêiades do Sul e a “Falsa Cruz”.
Uma supergigante amarela da classe G3, l CAR é a mais brilhante das variáveis cefeidas. Ela supera o δ(Delta) CEP, o protótipo da classe, em 0,2 magnitudes. Se Carina estivesse no hemisfério norte, essas variáveis poderiam muito bem ser chamadas de "Carinídeos".
Entre as estrelas mais importantes do céu, essas variáveis exibem uma relação estreita entre seus períodos de variação e suas luminosidades absolutas e, portanto, são excelentes indicadores de distância.
Usando a relação período-luminosidade Cefeida, sabe-se que a distância de l Car. é de 2100 anos-luz; através de paralaxe o valor é de 1850 anos-luz, menor, mas bem dentro dos erros de medição inerentes.
Variando entre 3,28 e 4,10, seu período é notavelmente longo, 35,52 dias, em oposição aos 5,4 dias para δ CEP, tornando-a mais luminosa também. l CAR é tão grande que ocuparia quase toda a área da órbita da Terra. Conforme pulsa, seu raio mudo entre 160 e 194 vezes o do Sol. Sua classe espectral varia entre aproximadamente F8 e K0, com uma temperatura de aproximadamente 5200K. A luminosidade máxima da estrela é 13.500 vezes a do Sol.
Figura 3 - Gráfico mostrando a localização de l CAR - Criado no Stellarium.
T MON
T MON é uma estrela variável que aparece na constelação de Monoceros, ou Unicórnio, situada a 2.696 anos-luz de nosso Sistema Solar. É uma supergigante laranja-vermelha do tipo espectral F7Iab-K1Iab. A temperatura da superfície é de 5.957K, 1,0 vezes mais quente que o Sol, e 40,0 vezes o diâmetro solar. A produção total de energia desta estrela, ou luminosidade é 1813 vezes a do Sol e tem uma massa de 10,0 massas solares.
A estrela faz parte de um sistema estelar duplo ou múltiplo, mas sua órbita é desconhecida. Seu componente secundário de magnitude 17,7 aparece a 6,5 segundos de arco, correspondente a uma distância física de pelo menos 5372 UA de seu componente primário. Sua magnitude varia de 5,6 a 6,6, em um período de 27,0 dias.
Figura 4 - Gráfico mostrando a localização de T MON. Criado no Stellarium.
S CAR
Sua magnitude varia de 4,5 a 10,0, durante um período de 150,3 dias, sendo assim, uma das Miras mais rápidas junto com R VIR, mas pode apresentar algumas surpresas, como duração ligeiramente maior ou menor em seu período, como também oscilações na variação de brilho, podendo inclusive não chegar ao máximo ou mínimo em algumas ocasiões. O último mínimo da estrela foi de 8.4, observado por este que vos escreve no dia 09/12/2021. Nessa ocasião a estrela ficou aproximadamente 04 vezes mais brilhante do que seria caso tivesse chegado ao mínimo de 10.
É uma estrela variável que aparece na constelação da Carina. Está a 1782 anos-luz do nosso sistema solar. É uma gigante vermelho-alaranjada do tipo espectral M2-3IIIe. Sua temperatura superficial média é de 3540 Kelvins - 39% mais fria que a do Sol - e tem em média, 149,9 vezes o diâmetro do Sol. A produção total de energia desta estrela, ou luminosidade, é 3185 vezes a do Sol e tem uma massa de 1,2 massas solares.
Figura 5 - Gráfico mostrando a localização de S CAR. Criado no Stellarium.
Nossos tutoriais de observação se encontram nos seguintes links. Mas é muito fácil, basta escolher uma estrela mais brilhante que a variável e outra mais apagada. Cuidado para não escolher estrelas com muita diferença de brilho, no máximo 01 magnitude de diferença. Com essas duas estrelas o observador irá estimar o brilho aproximado da variável. Abaixo, o tutorial sobre observação e reporte:
https://storage.googleapis.com/wzukusers/user-30142657/documents/d1063b1faceb4675b269d1fb8b549202/Boletim%20Ouranos%20ANO%20L-N%C3%BAmero%201-Setembro%20de%202020.pdf (página 38);
Tutorial de observação binocular:
https://storage.googleapis.com/wzukusers/user-30142657/documents/e7e093dc43b641dfaee5a0ab097bf8ec/Boletim%20Ouranos%20ANO%20LI%20-%20N%C3%BAmero%201%20-%20Ano%20LI%20-%202021.pdf (página78);
Observação a olho nu:
https://storage.googleapis.com/wzukusers/user-30142657/documents/8e64cff100e74dc69c0289d006e6b7df/Boletim%20Ouranos%20ANO%20LI%20-n.02-JUN-2021.pdf (página 30).
Encorajamos a todos os iniciantes e observadores mais exigentes a observarem e nos enviarem suas observações nos endereços abaixo:
Formulário de reporte: https://forms.gle/QkLHwqTnwKtr2GfY8
E-mail: estrelasvariaveis.uba@gmail.com
Se preferir enviar por e-mail, gentileza informar nome do observador, data e horário da observação, localidade, magnitude da estrela e das duas estrelas de comparação, além do método utilizado para estimar.
Todas as observações serão utilizadas em futuras publicações e os observadores mencionados, como também, certificados pela participação na campanha.
Referências:
https://www.aavso.org/
https://www.aavso.org/vsx/
http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/vartype.htm
http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/gcvs5/gcvs5.txt
