Aprenda a observar Estrelas Variáveis

    A Comissão de Estrelas Variáveis da União Brasileira de Astronomia convida aqueles que gostam de observar o céu e querem contribuir de alguma forma com a Astronomia a participar desta Comissão. Ensinaremos a você como observar estrelas variáveis, como enviar e analisar os dados de uma forma bem simples. Qualquer pessoa pode contribuir mesmo possuindo pequenos instrumentos. Bastam a boa vontade e o interesse em aprender.

    Caso haja interesse, basta preencher esse formulário que entraremos em contato: https://is.gd/queroestudarasestrelas

TCP J04291884+4354232 Nova na Constelação de Perseu

 

              Nova descoberta no dia 25/11/2020 por Seiji Ueda na cidade de  Kushiro, Hokkaido, Japão usando uma Canon EOS6D e uma lente de 200mm, a estrela foi estimada com magnitude 10,0. O setup permite uma magnitude limite de 13,6.

             Aparentemente foi feita uma descoberta independente do mesmo objeto pelos astrônomos russos Stanislav Korotkiy (Ka-Dar Obs./Astrovert), Kirill Sokolovsky (MSU / SAI MSU / ASC Lebedev) e Olga Smolyankina (Observatório de Omsk CPCT) utilizando uma teleobjetiva 135mm e uma CCD ST8300M

Links das descobertas:

http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/followups/J04291884+4354232.html

http://www.cbat.eps.harvard.edu/unconf/followups/J04291888+4354233.html

 

Reportes feitos ao site da AAVSO mostram que o objeto ainda está aumentando o brilho.

https://www.aavso.org/apps/webobs/results/?star=TCP%20J04291884%2B4354232&num_results=200

A última estimativa mostra a nova já com magnitude 9,9.

A confirmação da nova se dá através da análise espectroscópica, esse é o link de confirmação, trata-se de uma nova clássica.

http://www.astronomerstelegram.org/?read=14224

 

Trata-se de uma nova bastante brilhante para os padrões desse tipo de estrela, nessa magnitude é possível observá-la com pequenos telescópios na faixa de 100 a 130mm e, em um céu com pouca poluição luminosa, quiçá com binóculos. Também é possível o registro fotográfico.  Assim, encorajamos os aficionados da astronomia a tentarem localizar a referida nova.

Imagem da Nova:

Dados: Mag. V= 10.22, I= 9.08, B= 10.90, position end figures 18s.88, 22".8 observed by K. Yoshimoto, Yamaguchi-ken, Japan, using 0.25-m f/3.4 reflector + CCD near Mayhill, New Mexico, remotoly

Carta de busca AAVSO:

Abaixo, dois gráficos mostrando a posição da estrela. Com referência a constelação de Perseu por completa e a estrela Capela.

ASASSN-20oh Nova na Grande Nuvem de Magalhães

Descoberta de Nova na Grande Nuvem de Magalhães

Na noite de 17/11/2020 a equipe do ASAS-SN usando dados do telescópio quádruplo "Cassius" de 14 cm, descobriu uma nova fonte transitória brilhante, provavelmente uma nova clássica, em direção à Grande Nuvem de Magalhães. No momento da descoberta, o transiente estava com magnitude 11.15. Essa magnitude se encontra dentro do limite de telescópios de diâmetro superior a 114mm.

Artigo da descoberta: http://www.astronomerstelegram.org/?read=14185

Ontem, dia 21/11, o evento foi classificado como uma Nova Clássica (explosão nuclear cataclísmica em uma estrela, causada pela acreção de hidrogênio em uma anã branca, o que dá início a fusão nuclear que faz com que a estrela aumente muito o seu brilho em questão de horas. Esses eventos luminosos podem durar dias ou até mesmo, meses).

Artigo da classificação: http://www.astronomerstelegram.org/?read=14203

Abaixo, dois gráficos mostrando a posição da Nova. O primeiro, mostra a Grande Nuvem de Magalhães por completa e o segundo dá destaque à distância angular para a estrela Mu Mensae (magnitude 5,5) que é visível a olho nu. Como também uma carta celeste mostrando as estrelas de comparação de magnitude. A carta possui campo de visão de 1,5°.

Observações serão úteis para futuro entendimento do comportamento desse evento. Essas observações devem ser enviadas à AAVSO usando o nome ASASSN-20oh.

Nova Sagittarii 2020 n° 3

Nova Sagittarii 2020 n° 3

Cerca de 24 horas após o anúncio da brilhante Nova na constelação de Reticulum, no hemisfério austral, fomos surpreendidos com o anuncio de uma outra Nova, dessa vez na constelação de Sagittarius, fato raro de acontecer em intervalo de tempo tão curto!

Designada inicialmente com o nome de PNV J17580848-3005376, a Nova Sagittarii 2020 n° 3 foi descoberta  em 16.51 de julho de 2020 por Shigehisa Fujikawa, de Kagawa (Japão), com magnitude 9.9, usando equipamento fotográfico especialmente configurado para essa finalidade. Busca de Novas e Cometas.

Shigehisa Fujikawa ao lado de seu equipamento.

Após o comunicado pela AAVSO, observadores brasileiros se mobilizaram para tentar observar essa Nova na noite imediatamente consecutiva ao anúncio da descoberta. É preciso salientar que em muitas regiões do país o céu encontrava-se encoberto, impedindo sua observação imediata.

Observações visuais e em outras bandas de detecção, incluindo imagens, são importantes nessa fase ainda de progressão de brilho das Novas, a fim de que seu comportamento seja melhor compreendido.

Luiz Araújo, desde a cidade de Pelotas, no Rio Grande do Sul, foi o primeiro brasileiro a registrar e reportar uma imagem . Ele utilizou uma câmera  Canon 6Ti, com acompanhamento motorizado, munida de uma lente de 250mm de distância focal,  para obter em uma exposição de 30s a imagem da Nova. (fig abaixo). A imagem foi em 16.97 de julho de 2020 e  sua magnitude visual  foi estimada em 10.4 V.

Imagem obtida por Luiz Araújo, do Rio Grande do Sul

Nessa mesma noite, o observador Antonio Padilla, do Rio de Janeiro, conseguiu observá-la visualmente com um Maksutov 127mm, tendo sido avaliada sua magnitude em 10.6. Essa observação foi feita a partir da janela do apartamento onde reside, no 14ª. andar de um prédio residencial na zona sul do Rio de Janeiro.

A observação de estrelas variáveis, inclusive as Novas, é perfeitamente possível de ser realizada a partir de centros urbanos, o que não deve constituir empecilho àqueles que almejam começar a observar!

No momento dos registros não havia ainda cartas de busca com as devidas estrelas de comparação. Recorreu-se então ao Stellarium para que fossem selecionadas estrelas próximas ao campo visual, que servissem de comparação de brilho. Essa seleção de estrelas deve levar em conta o tipo espectral de cada uma, que não tenham índice de cor muito distantes da Nova.

A constelação de Sagittarius está bem posicionada no céu logo no início da noite, estando essa Nova muito próxima a uma estrela de magnitude 7.6, posicionada cerca de 2° a oeste de Alnasl.

Ao contrário da Nova Reticuli, que pode ter chegado à magnitude visual de 3.7 antes de ser percebida, essa Nova não é muito brilhante, sendo necessário um instrumento de porte médio para seu acompanhamento nas noites que se seguirão.

Progressão de brilho e novas observações

Nos dias que se seguiram ao descobrimento dessa Nova, outras observações foram reportadas à AAVSO. Na madrugada de 19 de julho, quatro dias após sua descoberta, a Nova já estava com magnitude visual de 11.6.

Na curva de luz abaixo, algumas medidas feitas na banda V de imageamento digital ( em verde) apontam para uma concordância de dados com as estimativas visuais.

Recente Nova na constelação do Reticulum

Em um tópico postado no fórum de discussão da AAVSO por Patrick Schmeer ontem às 18:55 (Horário de Brasília) foi informado à comunidade astronômica uma recente observação de uma explosão de Nova na constelação do Reticulum, realizada pelo observador australiano Robert H. McNaught na mesma data (15/07), em Coonabarabran, Austrália.

O nosso colaborador Antônio Padilla do Rio de Janeiro nos enviou o tópico e então iniciamos os preparativos para a realização da observação.

Em uma rápida visita ao site da AAVSO percebemos que somente uma observação havia sido reportada, também por um Australiano.

O único fator que poderia atrapalhar a observação era o horário em que a estrela ficaria visível para uma confortável observação, de madrugada. Porém um fator foi decisivo para que um esforço fosse feito para observar, seria a primeira madrugada em que a estrela ficaria visível, e nós os próximos a observar.

Localização da Nova

Localização da Nova com medida de distância angular a partir da estrela Gamma do Dorado

Algumas observações visuais foram realizadas por observadores brasileiros.

Imagem gentilmente cedida por Luiz Reck

Imagem gentilmente cedida por Rodrigo Raffa com as marcações em verde sendo as constelações e a Nova marcada com o círculo branco.

Paulo Sérgio Reis Fernandes de Alto Paraíso de Goiás - GO, observou a estrela às 04:12 com magnitude 4.8, usando estrelas de comparação de magnitudes 4.6 e 5.0.

Marcos Silva, de Luminárias - MG, observou a estrela às 04:20 em magnitude 4.7, usando estrelas de comparação de magnitude 4.4 e 5.0. Havia um pouco de névoa, o que atrapalhou de início, mas a névoa logo se foi e a observação foi refinada.

Renato Veras Pereira, de Santa Maria - DF, às 04:25 estimou a estrela em magnitude 5.2 usando estrelas de comparação de magnitudes 4.4 e 5.4. Apesar da poluição luminosa atrapalhar, a observação foi reportada.

José de Souza Aguiar de Campinas foi outro brasileiro que conseguiu observar a estrela, sua estimativa de brilho é de magnitude 5.0, com estrelas de comparação de magnitudes 4.4 e 5.5.

Também na madrugada de hoje, o colaborador Luiz Reck nos enviou uma observação feita entre 2:15 e 2:30 hora local, da cidade de Pelotas/RS, onde foram tiradas em torno de 10 fotos e feita estimativa visual de magnitude, sendo estimada em 4,8 com estrelas de comparação 4,4 e 5,0. 

Rodrigo Felipe Raffa de Itapeteninga - SP também enviou uma imagem feita por ele, às 05:30.

O que é uma Nova?

Nova é uma categoria de explosão estelar onde a luminosidade da estrela aumenta temporariamente de vários milhares para até 100.000 vezes seu brilho normal. 

A luminosidade máxima de uma Nova é atingida dentro de poucas horas após a explosão e pode manter um brilho intenso por vários dias ou semanas, e o brilho vai diminuindo lentamente até voltar ao normal.

Normalmente as estrelas que se tornam novas são muito fracas antes da explosão e se destacam no céu após a explosão, dessa maneira muitas novas são avistadas por astrônomos amadores. As Novas ocorrem em sistemas binários de estrelas, normalmente uma gigante vermelha e uma anã-branca.

Em resumo, uma nova é uma explosão nuclear em uma estrela, causada pelo acumulo de massa de hidrogênio à superfície de uma anã branca provindo de uma companheira gigante vermelha, levando à ignição e iniciando a fusão nuclear (até então cessada). As novas não devem ser confundidas com as supernovas ou as novas luminosas vermelhas que são explosões que causam a morte da estrela.

Nós da Comissão de Estrelas Variáveis da União Brasileira de Astronomia incentivamos todos os interessados em observações astronômicas a realizar a observação desse fenômeno raramente visto a olho nu.
Estamos dispostos a ajudar em todo sentido. Desde a localização da estrela quanto ao reporte da observação.

A possível fusão do sistema V Sge (V Sagittae) em 2083

V Sge é uma Variável Cataclísmica, e como o próprio nome indica, são estrelas que apresentam explosões violentas ocasionais causadas por processos termonucleares, tanto em suas camadas superficiais quanto nos seus interiores. A maioria dessas variáveis são sistemas binários próximos, com seus componentes tendo forte influência mútua na evolução de cada estrela. Observa-se frequentemente que o componente anão quente do sistema é cercado por um disco de acreção formado por matéria perdida pelo outro componente, mais frio e maior em diâmetro.

Animação mostrando o comportamento de um sistema de Variável Cataclísmica

Estrelas variáveis cataclísmicas são objetos em que, como sugere seu nome, são observados aumentos súbitos de brilho (erupções ou cataclismos). Inicialmente foram observadas as erupções das chamadas novas, com grande amplitude (i.e., grande diferença entre o patamar de brilho normal do objeto e o brilho máximo). A seguir, no começo do século passado, foram identificadas erupções com amplitude e tempo de recorrência menores, que ficaram conhecidas como novas anãs.

Além das diferenças de amplitudes, os mecanismos físicos que geram essas duas erupções são bem distintos. No caso das novas, são reações termonucleares que subitamente voltam a ocorrer nas camadas superficiais das anãs brancas que compõem esses objetos. Nas novas anãs, as erupções ocorrem devido a um aumento súbito na taxa de transferência de massa no disco de acréscimo. O disco se forma em torno da anã branca quando esta não tem campos magnéticos muito intensos, abastecido pela matéria transferida de sua estrela companheira. O modelo mais aceito atualmente relaciona as erupções de novas anãs a instabilidades térmicas que ocorrem quando regiões desse disco alcançam uma condição física crítica.

Antecipamos no parágrafo acima, algumas informações que indicam que as variáveis cataclísmicas são sistemas binários. Mais especificamente, são sistemas binários compactos que contém uma anã branca (chamada primária) que recebe matéria de uma estrela companheira (a secundária), que geralmente é uma estrela de baixa massa da Sequência Principal. Essa definição abrange um um conjunto heterogêneo de binárias pois podem ser incluídas outras classes com primárias anãs brancas, como binárias compactas fontes de raios-X (as CBSS, do termo em inglês Compact Binary Supersoft X-ray Sources). As CBSS foram descobertas inicialmente nas Nuvens de Magalhães (galáxias satélites da Via Láctea) e são caracterizadas por elevadas taxas de transferência de massa proveniente da secundária (100 vezes maior que em variáveis cataclísmicas normais). V Sge dá nome a uma classe das CBSS (as estrelas V Sge) presentes em nossa Galáxia. As CBSS (e, consequentemente as estrelas V Sge) são fortíssimas candidatas à progenitoras das supernovas do tipo Ia (abreviadas por SNe Ia). As SNe Ia são as ferramentas mais úteis, precisas e consolidadas para determinação de distâncias extragalácticas, com alto valor científico em Cosmologia. Foram utilizadas para uma das descobertas científicas mais impactantes do último meio-século: a expansão acelerada do Universo.

Um assunto que chegou aos olhos do público entre o final de 2019 e início de 2020 disserta sobre uma previsão feita pelos astrônomos Bradley E. Schaefer, Juhan Frank e Manos Chatzopoulos, do Departamento de Física e Astronomia da Universidade Estadual da Louisiana e discutida na 235ª reunião da Sociedade Astronômica Americana em Honolulu, Havaí. Segundo eles, V Sge está com um comportamento digamos, extremo. A separação orbital (distância entre os centros das estrelas) do sistema está diminuindo, ou seja, as estrelas estão em constante espiral, o que as levará a se fundir no futuro. 

Mostraremos as evidências observacionais que levaram Schaefer, Frank e Chatzopoulos a concluir sobre a fusão das estrelas. Além disso, os autores estimaram a época que ela ocorrerá: no fim Séc. XXI, mais especificamente, ano de 2083 (com uma incerteza de 16 anos). Descrevem ainda o resultado final dessa fusão.  Existem três evidências  independentes e fortes de que o período e o raio orbitais de V Sge têm diminuído rapidamente, causando um movimento espiral de uma estrela em relação à outra:

1 -  Razão de massa > 1.

A primeira evidência é a medida das massas das estrelas. Como V Sge é um sistema binário espectroscópico e eclipsante, as massas são conhecidas de maneira confiável.  A razão de massa (i.e., a razão entre a massa da secundária e a massa da primária) é q = 3,9 ± 0,3. Há muito se sabe que variáveis cataclísmicas com q > 1 são necessariamente instáveis à transferência de massa que acontece de modo descontrolado e causa o movimento espiral que terminará na fusão das estrelas. É fácil entender o mecanismo físico para essa instabilidade descontrolada. Quando uma companheira relativamente massiva transfere massa, seu Lobo  de Roche* fica menor, aumentando ainda mais a taxa de transferência de massa, num efeito dominó. Esse tipo de instabilidade é conhecida há muito tempo, mas ninguém jamais viu em um sistema estelar além de V Sge. V Sge é a única variável cataclísmica conhecida que possui q > 1. Todos os outros sistemas têm q < 1, até mesmo outros objeto da classe V Sge têm q < 0,5. portanto, é o único caso conhecido em que essa instabilidade pode ser observada. 

*Lobo de Roche -  é a região (volume) do espaço ao redor de uma estrela de um sistema binário na qual uma partícula é gravitacionalmente ligada a essa estrela. Se, por algum motivo, o gás das camadas externas de uma estrela de um sistema binário ultrapassar o lobo de Roche, ele será capturado gravitacionalmente pela estrela companheira. É limitada por uma superfície equipotencial crítica, que tem o formato aproximado de uma gota, com a estrela no centro e ápice apontando para a estrela companheira. No ápice está localizado o ponto lagrangiano interno L₁, que é um ponto de equilíbrio instável, onde as duas estrelas exercem forças gravitacionais com mesma intensidade.  Qualquer pequeno movimento de uma partícula em torno L₁, na direção da linha que liga os centros das estrelas, fará com que ela seja capturada gravitacionalmente por uma das componentes. É diferente do limite de Roche, onde a distância na qual um objeto que se mantém unido somente pela gravidade começa a romper-se devido à força de maré. E também se distingue da Esfera de Roche (ou Hill), a qual se aproxima da esfera de influência gravitacional de um corpo astronômico face a perturbações de um outro corpo mais massivo, em torno da qual ele orbita. Por sua vez, as denominações lobo de Roche, limite de Roche, e esfera de Roche foram feitas em homenagem ao astrônomo francês Édouard Roche (1820-1883).

Figura 1 - Representação tridimensional do potencial gravitacional no plano orbital de um sistema binário. O plano inferior representa as posições x e y no plano da órbita dos objetos, e o eixo vertical é o valor do potencial gravitacional. Dentro dos dois "poços" da parte central da superfície estão localizadas as duas estrelas. Ao colocarmos uma partícula em uma posição qualquer da superfície de potencial, ela se moverá na direção da inclinação da superfície naquele ponto, como se estivesse caindo em uma ladeira de potencial. Caso uma das estrelas aumentar seu raio (ao sair da Sequência Principal, por exemplo), o gás de sua atmosfera começará a vazar pelo pequeno rebaixo que existe entre os poços, em direção a sua companheira. As curvas no plano inferior são as projeções das curvas de nível da superfície (curvas com mesmo valor de potencial no eixo vertical). Os dois pontos são os centros das duas estrelas. O contorno interno destacado, curvas no formato de gota que envolvem as estrelas, são seus respectivos lobos de Roche. O ponto lagrangiano interno L₁ está indicado. Outros pontos lagrangianos - L₂ e L₃ - também estão representados.

Fonte: http://hemel.waarnemen.com/Informatie/Sterren/hoofdstuk6.html#h6.2. Acessado em 12/01/2020.

2 - Observa-se que o período está diminuindo rapidamente.

V Sge é uma binária eclipsante, com amplitude de variação de brilho entre 8.6 e 13.9 magnitudes (na banda V) em um período de pouco mais de 12 horas. O instante de mínima luz do eclipse é uma medida aproximada do instante de conjunção na órbita (ou seja, o instante em que a secundária passa em frente à primária). Cronometrando o intervalo entre dois mínimos, o período orbital (P) pode ser medido com grande precisão. Pela coleta dos instantes de eclipse ao longo de muitas décadas, pode-se medir a variação temporal do período orbital. V Sge teve instantes de eclipse medidos com fotometria fotoelétrica e publicados na literatura de 1962 a 1994, e com fotometria CCD até 1998. Esses períodos de eclipse na literatura foram complementados com (a) arquivo de placas fotográficas, ampliando a base temporal até 1909, (b) curvas de luz de fotometria CCD  de astrônomos amadores de 2000 a 2018 e (c) com as impressionantes curvas de luz do TESS de julho e agosto de 2019. Um total 183 instantes de eclipse entre os anos de 1909 e 2019, mostram uma taxa de variação de P altamente significativa, flagrante e constante no período orbital. A taxa medida é  igual 4,73 × 10⁻¹⁰ dias/ciclo, onde o sinal negativo significa que o período de tempo está diminuindo. Para ser ter uma ideia mais clara de quanto essa taxa representa, ela é equivalente à uma redução de P de 0,03 segundos a cada ano. Portanto, existem observações diretas ao longo de 111 anos de que o período orbital está diminuindo. Na realidade, essa é a taxa de diminuição mais intensa já medida para qualquer variável cataclísmica! V Sge está em um movimento espiral muito rápido.

3 - Sistema está dobrando de brilho a cada 89 anos.

O sistema V Sge foi descoberto no ano de 1904, e houve estimativas de sua magnitude visual continuamente desde então. Além disso, V Sge foi registrada em fotografias antigas do céu, agora arquivadas, a partir de 1890, fornecendo outro registro das variações de brilho. É preciso cuidado para que todas as magnitudes individuais sejam colocadas com precisão em um único sistema de magnitudes moderno, mas não é complicado de ser feito comparando-se velhas imagens com as bandas fotométricas atuais. O resultado é uma curva de luz na banda V moderna, com 68.016 medidas de magnitude entre 1904–2019, mais uma curva de luz na banda B, com 1.531 medidas de 1890 até 2017.

As duas curvas de luz mostram, independentemente, que V Sge está aumentando de brilho sistematicamente de 1890 a 2019. Existe uma variabilidade caótica sobreposta a esse aumento sistemático de brilho. Além disso, a tendência de aumento de brilho não é perfeitamente linear. A estrela aumentou o brilho por um fator de 2,2 ± 0,2 de 1900 a 2000. A taxa média de brilho é de -0,84 magnitudes por século na banda V e -0,92 magnitudes por século na banda B. Um aumento linear nas magnitudes ao longo do tempo é o mesmo que um aumento exponencial no fluxo, o que pode ser expresso como uma escala de tempo para duplicação do brilho. Para V Sge, essa escala é de 89 ± 11 anos. As incertezas de na medição dessa escala são a fonte dominante de incerteza para prever a data de fusão das estrelas. Concluímos, portanto, que V Sge está duplicando seu brilho a cada 89 anos. Como o brilho do objeto é dominado pela radiação emitida pelo acréscimo de matéria na primária, isso significa que a taxa de acréscimo também dobra nesse nessa  escala. A única maneira desse fenômeno acontecer tão rapidamente é diminuindo o lobo de Roche e diminuindo a separação orbital, causando um movimento espiral das estrelas. Abaixo, uma curva de luz de astrônomos amadores mostrando a variabilidade do sistema com observações entre 1999 e 2020.

Figura 2 - Curva de luz de V Sge de observações feitas por astrônomos amadores da AAVSO. Os pontos verdes são medidas de magnitude na banda V, e os azuis na banda B. Na curva de luz é perceptível a variabilidade caótica do objeto. Além da variabilidade de curta escala de tempo (eclipses e modulações orbitais), o objeto exibe erupções e transições entre estados alto e baixo (além de outras variações em escalas de tempo menores).

Qual o destino final do sistema?

Apesar de argumentar que a previsão de fusão do sistema em 2083 é robusta, os autores destacam que há possibilidade de ação de efeitos físicos que não foram considerados no modelo simples utilizado para a estimativa da data. Além disso, a variabilidade caótica do objeto pode antecipar ou atrasar a previsão, já que o modelo considerou uma taxa de acréscimo média. Se no futuro V Sge se mantiver no estado alto de brilho na maior parte do tempo, por exemplo, a época da fusão poderá ser consideravelmente antecipada.

Os astrônomos também descrevem, qualitativamente, os instantes finais do sistema binário. O destino inevitável da binária será uma órbita espiral, com a taxa de transferência de massa crescente, até que - em seus últimos meses - alcance uma configuração de envelope comum: o núcleo restante da estrela secundária, depois de ter transferido a maior parte da sua massa, espiralando dentro das camadas externas de hidrogênio de uma gigante vermelha. Mas de onde saiu essa gigante vermelha? Ela é a anã branca revigorada pela matéria transferida de sua companheira. Para um observador da Terra, os dias finais deste processo de fusão exibirão uma erupção da chamada nova vermelha luminosa. Essas erupções são tipicamente mais brilhantes que as erupções de novas e mais fracas que supernovas, e caracterizadas por uma cor avermelhada à medida que seu brilho vai caindo.

Ansiosos para o espetáculo final? Toda comunidade astronômica também está! O acompanhamento do objeto nos próximo anos será fundamental para a consolidação da data prevista para fusão. Dessa maneira, os telescópios poderão estar preparados e não correremos o risco de perder todos os detalhes do show.

Agradecimentos especiais:

Gostaríamos de agradecer aos Professores:
Bernardo W. Borges;
Professor Associado;
Coordenadoria Especial de Física, Química e Matemática (FQM);
Universidade Federal de Santa Catarina (UFSC) - Campus de Araranguá/SC;
Graduação, mestrado e doutorado em Física pela UFSC - Área de concentração: Astrofísica;
Áreas de pesquisa/atuação: Astrofísica Estelar, Astronomia no Ótico;
E Alexandre Zabot
Físico, doutor em Física 2011, na área de Astrofísica. Professor da UFSC Joinville desde 2012.  Realiza pesquisa em Petrofísica Digital e desenvolve projetos de extensão para ensino de Astrofísica.

Que nos ajudaram na revisão e acréscimo de conteúdos da postagem, com muita humildade e gentileza. Nossos mais sinceros agradecimentos.

Referências:

https://www.lsu.edu/physics/files/v_sagittae/vsge_technical-details.pdf

Schaefer B. E., Frank J., Chatzopoulos M., 2020, AAS, 435.04

Formação e evolução de estrelas duplas compactas. Disponível em: <http://hemel.waarnemen.com/Informatie/Sterren/hoofdstuk6.html#mtr>. Acessado em: 12 jan. 2020.

Variáveis do tipo RCB

Introdução

Entre os astrônomos amadores, as estrelas Novas são objeto de grande interesse pelo principal motivo de serem estrelas que tem um abrilhantamento efêmero e, sendo assim, as observações se revestem de uma singularidade única e não repetitiva, na maioria dos casos. As ditas estrelas Novas apresentam um aumento de brilho de várias magnitudes repentinamente, em questão de um dia ou mais, quando se encontravam anteriormente em brilho estável.

Entretanto, uma outra classe de estrelas apresenta um comportamento inverso ao das Novas - por isso são chamadas também como Novas reversas. São estrelas variáveis que caem de brilho repentinamente - algumas diminuem mais de 10 magnitudes - e esta queda ocorre em questão de poucos dias e de uma maneira  imprevisível. Estas variáveis atraem a atenção de muitos astrônomos amadores, que as observam dia após dia, na expectativa de testemunhar  as chamadas 'crises de brilho', que são os episódios de enfraquecimento súbito de brilho.

Estas estrelas são chamadas variáveis do tipo R Coronae Borealis - RCBs.

São assim conhecidas em homenagem à primeira estrela deste tipo a ser descoberta, no ano de  1795, pelo astrônomo inglês Edward Pigott .

Quantas são

Atualmente são conhecidas apenas cerca de 150 variáveis deste tipo na nossa Galáxia e  algumas nas Nuvens de Magalhães, enquanto a expectativa é de que existam  pelo menos 1000 exemplares na Via-Láctea. As RCBs ainda não descobertas podem estar do outro lado da nossa Galáxia e, portanto, dificilmente serão observadas, pelo menos com a tecnologia atual.

É uma classe de estrela muito rara pois o estágio evolutivo em que se encontram dura pouco mais de dez mil anos.  Antes do início da prospecção de estrelas com a utilização de satélites ou instrumentos remotos e da fotometria automatizada, eram conhecidas  apenas cerca de 50 variáveis RCB - até meados da década de 70.

A constatação de que uma determinada estrela pertence ao tipo RCB demanda análise de observações anteriores, portanto da curva de luz, e também de suas características espectrais.  Uma queda súbita de brilho e recuperação rápida, se não forem observados  mais episódios semelhantes, não são suficientes para classificar a estrela como RCB. Variáveis Algol de longo período – como BL Telescopii e OW Geminorum - apresentam comportamento semelhante e só com observações continuadas foram reconhecidas como tal.

Não existem duas RCBs semelhantes; aliás, estrelas variáveis pertencentes a uma mesma classe ou tipo sempre apresentam peculiaridades próprias que as tornam únicas.

Sua observação continuada e persistente se torna de grande interesse para o melhor conhecimento destes objetos, e a participação do astrônomo amador atento é de grande valia para a comunidade científica. Comportamentos atípicos em algumas destas estrelas, como queda de brilho em patamares abaixo do previamente conhecido, se constituem em fatos novos anteriormente não percebidos.

A maioria das RCBs adicionadas recentemente aos catálogos e glossários de variáveis, como o Variable Star Index, possuem magnitudes muito fracas, mesmo no máximo brilho, ou então não possuem uma amplitude notável, o que torna a observação destes exemplares adequada a observadores muito experientes e com instrumentos de grande porte.

Características

As variáveis RCBs são estrelas supergigantes amarelas, de tipo espectral variado, principalmente F e G,  em sua maioria. Suas atmosferas são pobres em Hidrogênio e abundantes  em Carbono e Nitrogênio.

Acredita-se que as quedas  de brilho são causadas pela erupção de material carbônico vindo do interior da estrela e que passa orbitar o astro, obscurecendo seu disco estelar e, por conseguinte, diminuindo seu brilho aparente. Medidas realizadas no comprimento de onda infravermelho demonstram que não há mudança de brilho da estrela por baixo da fumaça de carbono, exceto variações devidas ao seu movimento cíclico  pulsatório.

Alguns estudos indicam que esta nuvem de fumaça situa-se na fotosfera da estrela enquanto outra teoria sugere que ela se situa a uma distância de 20 raios estelares. À medida que esta nuvem de carbono se dissipa, a estrela recupera seu brilho original. Algumas crises de brilho podem durar anos ou mesmo décadas, e a amplitude variação de brilho também não é sempre a mesma.

A maioria das RCBs apresenta, fora das crises de brilho, uma variação  cíclica que se parece com o tipo das cefeídas. RY Sagittarri,  por exemplo, varia entre mag. 6.3 e 6.8 a cada 38 dias.

Existem atualmente duas teorias para explicar o estágio evolutivo das estrelas RCBs.

Uma, bastante exótica,  sugere que estas estrelas são resultado da fusão de duas estrelas anãs-brancas.

Uma outra teoria sugere que se tratam de objetos que evoluíram  a partir do estágio de estrela central de uma nebulosa planetária em direção a uma fase efêmera de supergigantes, classificada como ‘final helium shell flash’.  De acordo com um estudo recente, a variável FG Sagittae seria um notável exemplo de estrela atravessando esta transição durante nossa existência, bem como também  a V4334 Sagittarii, conhecida como objeto Sakurai.

De todo modo, é possível que a diversidade de estrelas RCBs seja consequência de uma variedade de mecanismos em sua formação, ainda não totalmente entendidos pelos estudiosos.

A seguir, segue uma lista de estrelas RCB interessantes para o acompanhamento visual.

R Coronae Borealis

Foi descoberta por Pigott em 1795. Em seu máximo brilho esta estrela se situa em torno de 6ª. magnitude e durante as crises de brilho pode cair até a 15ª. magnitude. Pode ser observada com  binóculo em sua fase normal.

No gráfico acima pode-se verificar a famosa crise de brilho que se iniciou em 2007, durando quase oito anos. Somente em 2014 a estrela começou a se recuperar em direção ao máximo, ficando ali por alguns meses e caindo novamente de brilho. Os pequenos pontos em forma de triângulo invertido significam observações negativas (estrela abaixo do limite instrumental)  Cortesia AAVSO.

RY Sagittarii

A confirmação de que RY Sgr era uma variável foi anunciada em 1896 por Edward Pickering, após suspeitas levantadas por J. C. Kapteyn e estudos realizados pelo coronel Markwick e pela senhora Williamina Fleming, de forma independente. Em seu máximo brilho , RY Sagittarii pode ser observada com binóculo, que será suficiente para perceber variações cíclicas nesta estrela da ordem de meia magnitude.

Durante os últimos dez anos RY Sgr permaneceu inativa e sem crises, e os aficionados por esta estrela já estavam imaginando que uma crise iminente poderia começar a qualquer momento.

Subitamente, em outubro de 2019, sua queda de brilho foi percebida por alguns observadores, entre os quais o brasileiro Alexandre Amorim, que comunicou o fato à AAVSO.

Na curva de luz acima, relativa aos últimos 82 anos, vemos diversas crises de RY Sagittarii e percebe-se a queda sempre abrupta no seu brilho e a recuperação se dando de forma mais gradativa, com idas e vindas. Cortesia AAVSO.

V854 Centauri

Inicialmente denominada de NSV 6708, esta brilhante estrela austral do tipo RCB passou despercebida durante mais de século, sendo somente identificada como tal no ano de 1986 pelos astrônomos Mc Naught & Dawes.

Placas fotográficas de patrulha de Harvard, obtidas entre 1913 e 1937 sugerem uma sucessão de crises de brilho superpostas. Embora não haja muitos registros de brilho desta estrela anteriores à sua descoberta, acredita-se que seja uma variável RCB muito ativa, tendo passado longos períodos muito fraca em brilho. Talvez esta seja uma das razões de não ter sido notada anteriormente.

V854 Centauri é a terceira estrela deste tipo mais brilhante no firmamento, ficando atrás somente de R CrB e RY Sgr. Em seu brilho máximo, esta variável se situa em torno da sétima magnitude e durante as crises de brilho pode cair até a 15a. mag.

Curva de luz da então NSV6708 desde 1987. Percebe-se a grande atividade desta RCB, com sucessivas crises de brilho, na maioria ultrapassando a 14ª. magnitude. A recuperação de brilho é igualmente rápida. Cortesia AAVSO.

UW Centauri

Esta é uma RCB austral situada próxima ao  braço esquerdo do Cruzeiro do Sul, portanto fácil de ser encontrada. Em seu máximo situa-se em torno da 9ª. magnitude. Quando cai de brilho, pode chegar à 17ª. magnitude, estando, portanto, ao alcance apenas de instrumentos de grande abertura nesta ocasião.

A curva de luz acima apresenta a variação de brilho de UW Cen nos últimos cinqüenta anos. Vê-se que é uma RCB muito ativa e que permaneceu em brilho fraco entre os anos de  1997 a 2006. Em junho de 2019 iniciou uma nova crise. Cortesia AAVSO.

S Appodis

Esta é uma variável RCB bastante austral e relativamente brilhante no máximo brilho - 9a. magnitude. Encontra-se em um campo visual de pouca dificuldade, cerca de 3,5° ao sul de gama Trianguli Austrini. Nos últimos 32 anos, por exemplo, S Appodis só experimentou 7 crises de brilho, sendo que a última começou no final de 2018 e terminou em agosto de 2019. No mínimo de brilho S Aps é bem fraca, chegando à 17ª. magnitude.

Curva de luz de S Appodis nos últimos 32 anos. Cortesia AAVSO.

V Coronae Australis

Nos últimos 60 anos V Coronae Australis tem passado por grande atividade, com inúmeras crises, onde chega a quase 17a. magnitude. Desde abril de 2007, esta RCB tem  mantido um comportamento irregular, com uma pequena recuperação em 2010 que durou um ano para se completar. A partir de 2011 caiu novamente de brilho e não retornou até hoje ao seu patamar máximo. Nos últimos anos, as observações visuais tem sido muito escarsas.

Curva de luz de V CrA nos últimos 60 anos. Cortesia AAVSO.

FG Sagittae

Embora não seja ainda considerada uma RCB, esta peculiar variável tem atraído grande interesse dos estudiosos, por se acreditar que esteja numa fase de transição em direção a se tornar uma integrante desta classe. FG Sagittae é a estrela central da nebulosa planetária Henize 1-5 e desde agosto de 1992 vem apresentando sucessivas quedas e recuperações de brilho, atribuídas a emissões de material carbônico, semelhantes às RCBs.

Curva de luz de FG Sagittae desde 1968. Cortesia  AAVSO.

RS Telescopii

Esta variável pode ser observada com pequeno instrumental quando se encontra próxima ao máximo brilho, com magnitude visual de 9.6. Está muito próxima a uma estrela de magnitude 9.5, portanto as estimativas devem ser cuidadosas. A última crise de brilho de RS Tel ocorreu no ano de 2013, quando chegou quase à 15ª. mag. Portanto, pelo histórico de crises, pode ser que a próxima ocorra em breve!

Curva de luz de RS Telescopii desde 1963. Muitos mínimos não foram bem observados. Esta variável tem sido muito pouco observada nos últimos anos. Cortesia AAVSO.

Tabela de RCBs interessantes para o observador visual:

Bibliografia

W.A. Lawson and P. L. Cottrell, The R Coronae Borealis star NSV 6708; Mount John University Observatory, New Zealand

R Coronae Borealis, Variable Star of the month, Kate Davis, AAVSO Technical Assistant, Web - January 2000

Burnhan’s Celestial Handbook, vols. I, II e III, Dover Publications

R Coronae Borealis variable, Wikipedia

Variable Star Index, AAVSO

FG Sagittae: a newborn R Coronae Borealis Star?, Guillermo Gonzalez, David L. Lambert, George Wallerstein, Verne V. Smith e James K. McCarthy

The ever changing circunstellar nebula around UW Centauri, Geoffrey C. Clayton, F. Kerber, Karl D. Gordon, Warrick A. Lawson,

Michael J. Wolff, D. L. Pollacco, and E. Furlan