Telescópios Espaciais em Operação – parte 2

(este artigo foi elaborado por Ari M. Siqueira e postado por Marcos Silva, por questões técnicas momentâneas)

Neste segundo capítulo da série sobre telescópios espaciais, examinaremos os telescópios capazes de registrar as emissões de mais alta energia do Universo, a Radiação Gama e os Raios X, e como os astrônomos amadores podem utilizar os dados de suas observações.

Os Raios Gama são radiações eletromagnéticas com frequências acima de 3×10¹⁹ Hz (30 exa hertz) e energia superior a 100 keV, com comprimentos de onda menores do que 10 picômetros (pm, 10^-12 m). ⁽¹⁾

A faixa de frequência e energia dos Raios Gama não possui um limite superior bem definido. Os Raios Gama que alguns sistemas como o Cherenkov Telescope Array Observatory (CTAO) poderão detectar são cerca de 10 trilhões de vezes mais energéticos do que a luz visível. ⁽²⁾

Nota: Os Raios Gama que o CTAO detectará não chegam até a superfície da Terra pois interagem com a atmosfera, produzindo cascatas de partículas subatômicas e criando um flash azul de “luz Cherenkov”. Através do ar, a luz viaja 0,03% mais devagar do que no vácuo. Assim, através da atmosfera, essas partículas de energia ultra-alta podem viajar mais rápido que a luz. Embora a radiação Cherenkov se espalhe por uma área de cerca de 50.000 m², a cascata dura apenas alguns bilionésimos de segundo. É muito fraca para ser detectada pelo olho humano, mas não para o CTAO.

O Cherenkov Telescope Arrasy no deserto do Atacama, Chile.

Os Raios X têm comprimentos de onda que variam entre 0,01 e 10 nanômetros e correspondem a frequências na faixa entre 3x10¹⁶ Hz (30 petaHertz) e 3x10¹⁹ Hz (30 exaHertz), com energias na faixa entre 100 eV e 100 keV e comprimentos de onda entre 10^-9 m (10 nm) e 10^-12 m (10 pm). ⁽³⁾  Os comprimentos de onda dos Raios X são, portanto, mais curtos do que os dos Raios UV e mais longos do que os dos Raios Gama. Os Raios X não penetram através da atmosfera, só podendo ser observados na alta atmosfera ou no espaço, o que torna indispensável o lançamento ao espaço de detectores específicos.

Talvez você se pergunte: o que os telescópios espaciais de Raios Gama e Raios X têm a ver com os astrônomos amadores os quais, com seus telescópios ópticos, observam as estrelas através das suas emissões de luz entre 400 e 700 nm (frequência entre 7,5 e 4,3 x 1014 Hertz, energia entre 3,1 e 1,8 eV), que podem ser detectadas pelos nossos olhos e pelos sensores CCD e CMOS comuns, entre o ultravioleta próximo e o infravermelho?

Para responder a essa pergunta, vamos recordar as origens dos Raios Gama e Raios X cósmicos.

Vários tipos de objetos astrofísicos emitem Raios X. ⁽⁴⁾  Eles incluem aglomerados de galáxias, buracos negros em núcleos galácticos ativos (AGN), objetos galácticos como remanescentes de supernovas, estrelas e estrelas binárias contendo uma anã branca (estrelas variáveis cataclísmicas e fontes de Raios X super-soft), estrelas de nêutrons ou buracos negros (binários de Raios X).

Os Raios Gama podem originar-se de galáxias ativas, pulsares e remanescentes de supernovas. As fontes mais poderosas dessa faixa espectral de energia eletromagnética são as explosões de Raios Gama (Gamma Ray Bursts, GRBs), eventos imensamente energéticos observados em galáxias distantes. ⁽⁵⁾ Eles são os eventos eletromagnéticos mais energéticos e luminosos que se conhece. As rajadas de Raios Gama provenientes de GRBs podem durar de dez milissegundos a várias horas. Após um flash inicial de Raios Gama, um "resplendor" de vida mais longa geralmente é emitido em comprimentos de onda mais longos (Raios X, luz ultravioleta, luz visível, infravermelho, microondas e rádio). Exatamente nesse momento é que surge uma excelente oportunidade para os observadores equipados com telescópios ópticos de pequeno porte, ao alcance dos amadores.

Em 25 de julho de 2003, Berto Monard, de Pretória, África do Sul, tornou-se o primeiro astrônomo amador a descobrir o brilho residual visual de uma explosão de Raios Gama. ^{(6, 7)} Monard identificou o objeto em seu observatório particular, sete horas após a explosão inicial. Denominado GRB 030725, o evento foi detectado pelo telescópio espacial High Energy Transient Explorer-2 (HETE-2), que imediatamente transmitiu suas coordenadas aproximadas para astrônomos em todo o mundo. A American Association of Variable Star Observers (AAVSO) enviou as coordenadas para seu próprio exército mundial de astrônomos amadores por meio da Rede Internacional de Alta Energia. Monard é um observador ativo de variáveis cataclísmicas e um talentoso astrônomo amador com 10 descobertas de supernovas em seu currículo. Ele recebeu o alerta da AAVSO e foi inspecionar a área de busca de 30 arcmin (minutos de arco), onde a decrescente luminosidade estaria. Equipado com um telescópio Schmidt-Cassegrain de 300 mm de diâmetro e uma câmera CCD, Monard fez várias exposições de 45 segundos e as empilhou digitalmente. Seus esforços revelaram um objeto anômalo muito fraco perto da borda superior da área de busca, na constelação de Virgem, na posição com ascensão reta (R.A.) 20:33:59.47, e declinação (Dec.) −50:40:56.26 (J2000). A habilidade de Monard em superar os profissionais com sua descoberta veio de uma combinação de fatores, entre os quais sua preparação e oportunidade. Sua primeira vantagem foi a localização: GRB 030725 surgiu na constelação do Indo, colocando-o fora do alcance dos instrumentos do Hemisfério Norte. A descoberta também foi feita durante a Assembleia Geral da IAU em Sydney, Austrália, enquanto muitos astrônomos do hemisfério sul estavam longe de seus telescópios. A descoberta de Monard também serviu como uma afirmação da AAVSO High Energy Network. "Este é um exemplo perfeito de uma maravilhosa colaboração profissional", disse à época Janet Mattei, então diretora da AAVSO.

Em 20 de novembro de 2004 o telescópio do Neil Gehrels Swift Observatory (Swift) foi lançado ao espaço. Então, em 30 de março de 2008, a energia luminosa visível emitida um GRB foi detectada por um telescópio amador no Novo México, o Seeing in the Dark Internet Telescope, após a transmissão de um alerta automático que partiu do Swift. O objeto foi designado GRB 030329 e mapeado na constelação do Leão, na posição R. A. 10:44:50.0, Dec. 21:31:17.8 (J2000). ⁽⁸⁾ 

Neil Gehrels Swift Observatory (Swift)

Outro GRB, denominado 130427A, foi flagrado por um astrônomo amador em 27 de abril de 2013, em Utah, EUA. Patrick Wiggins estava fazendo um rápido lanche enquanto observava o céu com seu telescópio de 355 mm quando chegou o aviso sobre a detecção de Swift. "Achei que já seria tarde demais para visualizar qualquer coisa, mas no momento eu estava focando em um ponto no céu a apenas alguns graus do local informado, na constelação do Leão, R.A. 11:32:33, Dec. +27:41:56. Então redirecionei meu telescópio e fiz uma rápida exposição de 60 segundos. E lá estava ela! Continuei observando até o amanhecer, registrando a queda do seu brilho para produzir uma curva de luz." ^{(9, 10)}

Imagem e curva de luz de GRB 130427A produzidas por P. Wiggins. 

https://skyandtelescope.org/astronomy-news/brilliant-grb-blast-withanamateur-twist/)

Mais recentemente, em 9 de outubro de 2022, ocorreu a detecção do GRB 221009A, também conhecido como Swift J1913.1+1946, uma explosão de Raios Gama extraordinariamente brilhante e duradoura, observável opticamente por mais de 10 horas, também visualizada por astrônomos amadores, na posição R.A. 19:13:03.48, Dec. +19:46:24.6, na constelação Sagitta (Seta), a 2,4 bilhões de anos-luz.

O evento foi tão brilhante que se pensou inicialmente ser um breve flash de Raios X de uma fonte não muito distante. Foi somente através de uma análise mais aprofundada que os astrônomos descobriram a verdadeira natureza do brilho – uma explosão de Raios Gama, uma das explosões mais violentas de que se sabe, embora não se compreenda. Apesar de mais distante do que se julgou inicialmente, ainda foi uma das mais próximos já vistos, a apenas 2,4 bilhões de anos-luz de distância. Além disso, esta emissão de Raios Gama excepcionalmente brilhante parece ter sido a mais potente já detectada, estimada em 18 tera elétron volts (18 x 10¹² eV). Desta vez, o destaque foi para o astrônomo amador Filipp Romanov que, operando remotamente o telescópio T24 da rede iTelescope.Net, registrou o optical afterglow do GRB Swift J1913.1+1946 (GRB 221009A). ^{(11, 12)} 

Em conclusão: Esses são apenas alguns exemplos da participação de astrônomos amadores, geralmente observadores de estrelas variáveis, na detecção e caracterização fotométrica de eventos astronômicos transitórios e com alta energia, de extrema importância para a Astrofísica.

Atualmente, os seguintes telescópios espaciais capazes de detectar Raios X e Raios Gama oriundos de GRBs e outras fontes de alta energia eletromagnética se encontram em operação (para saber mais sobre telescópios espaciais com detectores de Raios Gama e Raios X, siga os links abaixo ou aguarde o próximo capítulo desta série):

·         Astrorivelatore Gamma a Immagini LEggero (AGILE) – Raios X e Gama.

·         Astrosat – Raios X.

·         Chandra X-Ray Observatory – Raios X.

·         Fermi Gamma-Ray Space Telescope – Raios Gama.

·         Hard X-Ray Modulation Telescope (HXMT - Insight) – Raios X.

·         Imaging X-ray Polarimetry Explorer (IXPE) – Raios X.

·         INTErnational Gamma Ray Astrophysics Laboratory (INTEGRAL) – Raios X e Gama.

·         Monitor of All-sky X-Ray Image (MAXI) – Raios X.

·         Neil Gehrels Swift Observatory – Raios X e Gama.

·         Neutron Star Interior Composition Explorer (NICER) – Raios X.

·         Nuclear Spectroscopic Telescope Array (NuSTAR) – Raios X.

·         Spektr-Roentgen-Gamma/Spectrum X-Gamma (SRG/SXG) – Raios X e Gama.

·         The X-Ray Multi-Mirror Mission (XMM-Newton) – Raios X.

Da próxima vez que você observar os céus com o seu telescópio, permaneça atento a eventuais alertas para a ocorrência de súbitas emissões de Raios Gama ou Raios X. Você poderá ser o próximo astrônomo amador e o primeiro ser humano a avistar o mais recente GRB. Se isso acontecer, prepare-se para a fama!

Referências:

1 Wikipedia. Gamma ray. https://en.wikipedia.org/wiki/Gamma_ray. Acessado em 16-Jan-2023.

2 Cherenkov Telescope Array. https://www.cta-observatory.org/. Acessado em 16-Jan-2023.

3 Wikipedia. X-ray. https://en.wikipedia.org/wiki/X-ray. Acessado em 16-Jan-2023

4 Giacconi, R & Rosati, P. (2008) Cosmic_X-ray_sources, Scholarpedia, 3(4):4391.

http://www.scholarpedia.org/article/Cosmic_X-ray_sources. Acessado em 16-Jan-2023.

5 Peter Mészáros (2008). Gamma ray bursts theory. Scholarpedia, 3(3):4337. http://www.scholarpedia.org/article/Gamma_ray_bursts_theory. Acessado em 16-Jan-2023.

6 Tytell, D. (2003). Amateur discovers gamma-ray burst afterglow. Sky & Telescope. https://skyandtelescope.org/astronomy-news/amateur-discovers-gamma-ray-burst-afterglow/. Acessado em 16-Jan-2023.

7 Pugliese, G. et al. (2005). The red optical afterglow of GRB 030725. A&A 439, 527–532. https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2005/32/aa2948-05.pdf. Acessado em 16-Jan-2023.

8 Astronomy Magazine (2008). Gamma-ray burst detected. https://astronomy.com/news/2008/04/gamma-ray-burst-detected. Acessado em 16-Jan-2023.

9 Beatty, J K. (2013) Brilliant GRB blastwith an amateur twist. Sky & Telescope. https://skyandtelescope.org/astronomy-news/brilliant-grb-blast-withanamateur-twist/. Acessado em 16-Jan-2023.

10 Dickinson, D. (2013). Amateur Astronomer Catches Record Setting Gamma-Ray Burst. Universe Today.

https://www.universetoday.com/102017/amateur-astronomer-catches-record-setting-gamma-ray-burst/. Acessado em 16-Jan-2023.

11 Wikipedia. GRB 221009A. https://en.wikipedia.org/wiki/GRB_221009A. Acessado em 16-Jan-2023.

12 Starr, M. (2022). Scientists Just Detected a Colossal Gamma-Ray Burst, And It's a Record-Breaker. Science Alert. https://www.sciencealert.com/scientists-just-detected-a-colossal-gamma-ray-burst-and-its-a-record-breaker. Acessado em 16-Jan-2023.

Novo estudo sugere que NSVS 2983201 é um sistema binário de contato

Estudar estrelas variáveis é importante pois nos ofecere pistas da estrutura e evolução estelar, esse estudo é realizado também nas estrelas com suspeitas de variabilidade para identificar qual, ou quais tipos de variabilidade a estrela tem.

No artigo entitulado "A Study of a Contact Binary System NSVS 2983201" publicado em 28 de dezembro uma equipe de astrônomos poloneses publicou resultados de uma campanha de observação da estrela mencionada, também chamada de KR00245, previamente classificada como uma variável com período de 0,286 dias onde ocorriam "eclipses totais". Mas como não havia uma curva de luz mais completa a confirmação não pôde ser confirmada anteriormente.

Para estudar e possivelmente confirmar a natureza do objeto, os astrônomos utilizaram o telescópio Cassegrain de 500mm e distância focal de 6500mm do Observatório da Universidade de Jagiellonian, em Krakóvia. A câmera utilizada foi uma CCD Apogee Alta U42 em temperatura estável de -30° durante as observações. As observações foram realizadas em  07/10/ e duraram aproximadamente 0.3 dias, tempo ideal para cobrir todo o período orbital das estrelas.

Para a fotometria foram usadas três estrelas de comparação, como mostrado na carta abaixo:

Carta celeste cedida pelos pesquisadores no artigo. As estrelas de comparação possuem magnitudes V de 13.207, 13.621 e 13.806, respectivamente.

De acordo com os pesquisadores, foram feitas 190 imagens nas bandas BVRI com tempos de exposição de 40s, 30s, 20s e 20s, respectivamente. Os frames de calibração (darks, flats e bias) foram coletados no mesmo dia das observações.

Tendo disponíveis as estrelas de comparação, as observações foram realizadas com êxito e os pesquisadores conseguiram a curva de luz que os possibilitou a classificação do sistema:

Curva de luz cobrindo todo o período orbital do sistema comprovando o tipo de variabilidade do sistema.

A curva de luz possibilitou vários aspectos do sistema, destacados no artigo estão a massa total e massa de cada componente, seus raios, distância e magnitudes absolutas.

As massas dos componentes foi calculada em 1,03 e 0,37 massas solares. Seus raios são 2,04 e 2,19 raios solares. A distância do sistema foi calculada entre 4.250 e 4.560 anos-luz e suas magnitudes absolutas são de 4,71 e 4,56 luminosidades solares.

Os pesquisadores também apontaram uma diferença na altura dos brilhos máximos que os possibilitou identificar uma grande mancha estelar no componente primário. A mancha é de origem magnética, portanto, visível em comprimentos de onda visuais como uma área menos luminosa na superfície da estrela. Estudos futuros serão realizados buscando observar a migração da manhca e sua influência nos parâmetros da estrela.

Com essas informações disponíveis, os pesquisadores criaram um modelo computacional mostrando a aparência do sistema em fase 0.00 e 0.75:

simulação mostrando o melhor modelo para NSVS 2983201.

Referência:

B. Debski et al, A study of a contact binary system NSVS 2983201, arXiv (2022). DOI: 10.48550/arxiv.2212.14085

GK Per em evento de outburst

A Nova N Per 1901, hoje nomeada de GK Per está passando por um evento de outburst. O Atual evento é o primeiro desde 2018 e observações devem ser iniciadas imediatamente e devem durar, pelo menos, 30 dias após a estrela retornar ao seu brilho usual. Observações de todos os tipos, inclusive visuais, são encorajadas.

A estrela se encontra atualmente na magnitude 10.8, portanto, observável somente com telescópios de preferência com aberturas acima de 114mm. A curva de luz da banda V e Visual pode ser conferida logo abaixo:

Curva de luz de GK Per cobrindo os últimos 02 anos. O atual evento de outburst pode ser visto à direita. Cortesia: Software VStar - AAVSO.

Também foi plotada uma curva de luz cobrindo todas as observações enviadas à AAVSO desde o evento de Nova em 1901:

Curva de luz de todas as observações da estrela. Cortesia: Software VStar - AAVSO.

Durante o evento de 1901 GK Per atingiu magnitude visual de 0.0, facilmente observável a olho nu. Para se ter uma idéia, a estrela atingiu magnitude semelhante a da estrela Vega em poucos dias. Como a estrela se situa na magnitude média de 13, o evento de 1901 teve um aumento de brilho de aproximadamente 149.011 vezes.

Desde o ano 2000 a estrela apresentou 07 eventos semelhantes ao atual, com duração e intervalo entre os outbursts também variáveis. Alguns duraram 100 dias e intervalos podem ultrapassar 03 anos.

As observações devem ser enviadas à AAVSO:

https://www.aavso.org/webobs

E também à U.B.A.:

https://forms.gle/oC5HjgLeDzaHde5u5

Referência:

https://www.aavso.org/aavso-alert-notice-807

Telescópios Espaciais em Operação - Quantos são? Para que servem?

 Telescópios Espaciais em Operação

Quantos são? Para que servem?

O telescópio espacial Hubble (HST) foi lançado na órbita da Terra em 24 de abril de 1990. O telescópio Spitzer, irmão infravermelho do Hubble, comemorou em 25 de agosto de 2022 o seu 19º aniversário no espaço. Vários observatórios de raios-X, incluindo o Chandra X-ray Observatory (lançado em 23/7/1999), o XMM-Newton (de 10/12/1999) e o Nuclear Spectroscopic Telescope Array (ou NuSTAR, lançado em 13/6/2012) também estão a examinar o céu a partir de suas órbitas no espaço. Há pouco mais de um ano (25/12/2021), a NASA lançou o Telescópio Espacial James Webb (JWST) para orbitar o Sol a cerca de 1,6 milhão de quilômetros, em um ponto do Sistema Solar conhecido como segundo ponto de Lagrange, ou L2.

Mas, são apenas esses os telescópios espaciais em atividade? 

Qual é a necessidade e quais são as vantagens de se colocar um telescópio no espaço? 

Qualquer tipo ou tamanho de telescópio pode ser colocado no espaço?

Bem, como veremos, colocar um telescópio no espaço tem suas limitações e suas dificuldades. Para começar, não pode ser muito grande pois tem de caber dentro do foguete que o lança. Nossa capacidade de repará-lo também é limitada, se algo der errado. E, por último, para dizer o óbvio, é tudo muito caro, complexo, demorado. Então, por que fazemos isso?

Bem, o principal objetivo ao se colocar telescópios no espaço é a eliminação dos problemas causados pela instabilidade ou opacidade da atmosfera terrestre, de forma a obter uma visão mais límpida dos objetos astronômicos. Nossa atmosfera age como um escudo protetor, deixando passar apenas uma parte da energia eletromagnética. Na maioria das vezes isso é vital para os seres vivos. Nenhum nível de FPS (Fator de Proteção Solar) poderia nos proteger se fôssemos bombardeados por raios-X de alta energia, ou raios gama, sempre que deixássemos o abrigo das nossas casas ou locais de trabalho. Mas, essa proteção nos atrapalha quando queremos coletar essas formas de energia para estudos terrestres. É aí que as vantagens dos telescópios espaciais justificam a complexidade e o elevado custo dos seus projetos, construções, lançamentos para o espaço e operação continuada.

A figura a seguir mostra a amplitude espectral das radiações eletromagnéticas para os comprimentos de onda entre 0,1 nm e 1 km de comprimento, assim como as regiões desse espectro bloqueadas total ou parcialmente pela atmosfera da Terra. Percebe-se que muito pouco da energia eletromagnética chega aos telescópios localizados na superfície terrestre. Já para os telescópios espaciais, toda a ampla gama de comprimentos de onda pode ser detectada, bastando que se disponha de sensores adequados.

                     

Mas, quantos são os telescópios espaciais em operação? A quais finalidades se prestam? Quantos telescópios espaciais já cumpriram suas missões e encerraram suas atividades?  Qual foi o legado desses instrumentos? O que acontece com os telescópios espaciais quando são desativados?

Neste artigo, e em postagens subsequentes nas próximas semanas, as respostas a essas e outras perguntas serão postadas aqui. Os telescópios que se encontram operacionais serão apresentados de acordo com suas características e seus objetivos, com especial atenção para aqueles que produzem dados de interesse para os observadores de estrelas variáveis, ou que podem precisar de uma mãozinha dos astrônomos amadores e seus pequenos telescópios terráqueos.

Em um artigo a ser postado mais adiante, os telescópios já desativados serão apresentados, assim como os seus principais legados.

Por hora, bastará mencionar que os equipamentos ativos, projetados e já aposentados podem ser classificados de acordo com as faixas espectrais nas quais os seus sensores de radiações eletromagnéticas são úteis. Assim, podemos listá-los como Telescópios para Detecção de:

• Raios Gama
• Raios X
• Radiação Ultravioleta
• Luz Visível
• Radiação Infravermelha
• Microondas
• Ondas de Rádio
• Ondas Gravitacionais
• Partículas e Raios Cósmicos

Alguns telescópios espaciais servem a vários propósitos, em razão de operarem em diversas faixas espectrais. É o que veremos neste início de 2023.

Até a próxima e afivelem os cintos que a viagem será longa!

Fotometria de Alpha Orionis: Uma análise de 23 anos de dados observacionais

Betelgeuse (ou Alpha Orionis) é uma estrela de cor avermelhada, situada na constelação de Órion (AR: 05h 55m 10,31s/ DEC: +07° 24′ 25,43″), tem uma magnitude que varia entre 0.00 e 1.60 em um período aproximado de 430 dias. É considerada uma estrela variável semirregular, ou seja, uma estrela que varia seu brilho com certa periodicidade, mas em contra partida, apresenta uma amplitude variável, ciclos de diferentes comprimentos, com períodos sem variabilidade ou com variabilidade irregular.

Imagem direta da estrela alpha Ori
Crédito da imagem: Xavier Haubois ( Observatório de Paris ) et al.

Pesquisadores japoneses publicaram um artigo em novembro de 2022, mostrando um levantamento fotométrico de Betelgeuse em um intervalo de 23 anos. A análise começou a ser feita com os dados de 1999 e se encerrou com os dados de 2022. A equipe observou a estrela durante esse tempo do observatório privado Ogane Hikari Observatory, localizado na cidade de Kokubunji, Tokyo, Japan. O observatório fez observações ao longo de 572 noites e em 17 dessas, foi realizada a estimava fotométrica duas vezes na mesma noite. 

As observações renderam dados em diversas bandas de cores (UBVRI), como no ultravioleta. azul, visual, vermelho e infravermelho, assim sendo, foi possível fazer uma análise fotométrica completa da estrela. Além disso, por se tratar de uma estrela muito brilhante, a equipe utilizou de um fotodiodo para realizar uma observação fotoelétrica de canal único e pelo mesmo fator, o método de fotometria utilizado não foi o diferencial (em que se utiliza de estrelas de comparação ao entorno da estrela alvo), pois não se tinha nenhuma estrela no mesmo campo de visão com características de cor e de brilho (índice B-V) compatíveis. O método all-sky (Henden & Kaitchuck, 1982) foi o escolhido por permitir fazer a fotometria utilizando estrelas de uma área maior do céu e com estrelas não variáveis com magnitudes maiores que 4.5 mag. Os pesquisadores utilizaram 83 estrelas de comparação, sendo 12 dessas escolhidas para a fotometria a cada noite de observação. 

O artigo conclui que a estrela teve vários comportamentos ao longo desse período de observação, mas claro, o mais importante deles foi o Grande Escurecimento, no fim de 2019 e no inicio de 2020. Nesse comportamento em especifico, os pesquisadores ressaltam que a estrela apresentou um aumento no índice de cor U-B que reflete não somente uma temperatura efetiva ou extinção, mas também uma atividade cromosférica na estrela.

Os dados analisados e a variação nos índices de cores mostram que antes do Grande Escurecimento de Betelgeuse, a estrela apresentou uma forte atividade cromosférica em meados de 2019 até o fim do ano. Em seguida, a estrela teve um aumento na extinção (diminuição da luz da estrela por vias de material interestelar) e teve seu máximo atingido em fevereiro de 2020. E por fim, a estrela teve uma diminuição na sua temperatura até metade de 2020, atingindo seu mínimo após o Grande Escurecimento.

Betelgeuse é um alvo perfeito para novos observadores entrarem no mundo das estrelas variáveis. Depois de tal atividade que foi midiaticamente acompanhada por vários canais, a estrela é fácil de ser encontrada e bem localizada na constelação de Órion. Ela deve ser observada no inicio do ano de 2023, pois é esperado que a estrela apresente mais uma diminuição de seu brilho e observações de todos os tipos (visuais, fotométricas e espectroscópicas) são requisitadas da estrela. Pensando nisso, a Comissão de Estrelas Variáveis da UBA cria a campanha de observação de Betelgeuse já iniciando nos primeiros dias de 2023 visando acompanhar todo o processo de queda de brilho e aumento posterior.

Para observá-la, a carta estelar da região pode ser encontrada abaixo ou criar o seu próprio no site da aavso:

Gráfico da estrela Betelgeuse

O reporte das observações pode e devem ser enviados para o formulário da própria comissão e para o banco de dados da AAVSO, listados abaixo:

Reporte suas observações para a nossa comissão aqui.

Reporte suas observações para a AAVSO aqui.

Caso haja necessidade de maiores informações sobre observações e outras, entre em contato com os membros da comissão ou leia o Manual de Observação Visual de Estrelas Variáveis da AAVSO disponível abaixo:

Manual de observação visual de estrelas variáveis

Link do artigo descrito: https://arxiv.org/abs/2211.04512

Por Eurimar Araújo