O Universo é um lugar muito, muito grande. Nós estamos a falar… imperceptivelmente grande! Na verdade, com base em décadas de observações, os astrônomos agora acreditam que o Universo observável mede cerca de 46 bilhões de anos-luz. A palavra-chave ali é observável, porque quando se leva em conta aquilo que não podemos ver, os cientistas pensam que na verdade é mais como 92 bilhões de anos-luz através.
A parte mais difícil em tudo isso é fazer medições precisas das distâncias envolvidas. Mas desde o nascimento da astronomia moderna, métodos cada vez mais precisos têm evoluído. Além do redshift e do exame da luz vinda de estrelas e galáxias distantes, astrônomos também dependem de uma classe de estrelas conhecida como Cepheid Variables (CVs) para determinar a distância de objetos dentro e fora da nossa Galáxia.
Definition:
As estrelas variáveis são essencialmente estrelas que experimentam flutuações em seu brilho (aka. luminosidade absoluta). As Cepheids Variables são tipos especiais de estrelas variáveis na medida em que são quentes e maciças – cinco a vinte vezes mais massa que o nosso Sol – e são conhecidas pela sua tendência para pulsar radialmente e variar tanto no diâmetro como na temperatura.
Além disso, estas pulsações estão directamente relacionadas com a sua luminosidade absoluta, que ocorre dentro de períodos de tempo bem definidos e previsíveis (variando de 1 a 100 dias). Quando traçada como uma relação magnitude vs. período, a forma da curva de luminosidade do Cephiad assemelha-se à de uma “barbatana de tubarão” – faz a sua subida e pico repentino, seguido de um declínio mais constante.
O nome é derivado de Delta Cephei, uma estrela variável na constelação Cepheus que foi o primeiro CV a ser identificado. A análise do espectro desta estrela sugere que os CVs também sofrem alterações em termos de temperatura (entre 5500 – 66oo K) e diâmetro (~15%) durante um período de pulsação.
Uso em Astronomia:
A relação entre o período de variabilidade e a luminosidade das estrelas CV torna-as muito úteis na determinação da distância dos objetos em nosso Universo. Uma vez que o período é medido, a luminosidade pode ser determinada, produzindo assim estimativas precisas da distância da estrela usando a equação do módulo de distância.
Esta equação afirma que: m – M = 5 log d – 5 – onde m é a magnitude aparente do objeto, M é a magnitude absoluta do objeto, e d é a distância até o objeto em parsecs. As variáveis do Cepheid podem ser vistas e medidas a uma distância de cerca de 20 milhões de anos-luz, em comparação com uma distância máxima de cerca de 65 anos-luz para medições da paralaxe terrestre e pouco mais de 326 anos-luz para a missão Hipparcos da ESA.
Porque eles são brilhantes, e podem ser vistos claramente a milhões de anos-luz de distância, eles podem ser facilmente distinguidos de outras estrelas brilhantes em suas proximidades. Combinado com a relação entre a sua variabilidade e luminosidade, isto torna-as ferramentas altamente úteis na dedução do tamanho e escala do nosso Universo.
Classes:
Variáveis do apartheid são divididas em duas subclasses – Cefeitos Clássicos e Cefeitos Tipo II – com base nas diferenças nas suas massas, idades e histórias evolutivas. Os Cefeídios Clássicos são variáveis da População I (ricas em metais) que são 4-20 vezes mais maciças que o Sol e até 100.000 vezes mais luminosas. Eles sofrem pulsações com períodos muito regulares na ordem de dias a meses.
Estes Cefeitos são tipicamente gigantes e super-gigantes amarelos brilhantes (classe espectral F6 – K2) e eles experimentam mudanças de raio nos milhões de quilômetros durante um ciclo de pulsação. Cefeitos clássicos são usados para determinar distâncias para galáxias dentro do Grupo Local e além, e são um meio pelo qual a Constante de Hubble pode ser estabelecida (ver abaixo).
Cefeitos do Tipo II são estrelas variáveis da População II (pobres em metal) que pulsam com períodos tipicamente entre 1 e 50 dias. Os Cefeitos Tipo II também são estrelas mais antigas (~10 bilhões de anos) que têm cerca de metade da massa do nosso Sol.
Cefeitos Tipo II também são subdivididos com base em seu período nas subclasses BL Her, W Virginis, e RV Tauri (nome derivado de exemplos específicos) – que têm períodos de 1-4 dias, 10-20 dias, e mais de 20 dias, respectivamente. Cefeitos tipo II são usados para estabelecer a distância até o Centro Galáctico, aglomerados globulares e galáxias vizinhas.
Há também aqueles que não se encaixam em nenhuma das categorias, que são conhecidos como Cefeitos Anômalos. Estas variáveis têm períodos inferiores a 2 dias (semelhantes a RR Lyrae) mas têm luminosidades mais elevadas. Elas também têm massas mais altas do que os Cefeitos Tipo II, e têm idades desconhecidas.
Uma pequena proporção de variáveis Cepheid também foi observada que pulsam em dois modos ao mesmo tempo, daí o nome Cefeitos de modo duplo. Um número muito pequeno de pulsações em três modos, ou uma combinação incomum de modos.
História da Observação:
A primeira variável de Cepheid a ser descoberta foi Eta Aquilae, que foi observada em 10 de setembro de 1784, pelo astrônomo inglês Edward Pigott. Delta Cephei, para a qual esta classe de estrelas é nomeada, foi descoberta alguns meses depois pelo astrônomo inglês amador John Goodricke.
Em 1908, durante uma investigação das estrelas variáveis nas nuvens de Magalhães, o astrônomo americano Henrietta Swan Leavitt descobriu a relação entre o período e a luminosidade dos Cepheids Clássicos. Após registrar os períodos de 25 diferentes estrelas variáveis, ela publicou suas descobertas em 1912.
Nos anos seguintes, vários outros astrônomos conduziriam pesquisas sobre os Cefeitos. Em 1925, Edwin Hubble foi capaz de estabelecer a distância entre a Via Láctea e a Galáxia Andrómeda com base nas variáveis do Cepheids dentro desta última. Essas descobertas foram fundamentais, pois estabeleceram o Grande Debate, onde astrônomos procuraram estabelecer se a Via Láctea era ou não única, ou uma das muitas galáxias do Universo.
Ao medir a distância entre a Via Láctea e várias outras galáxias, e combinando-a com as medidas de Vesto Slipher do seu redshift, Hubble e Milton L. Humason foram capazes de formular a Lei de Hubble. Em resumo, eles foram capazes de provar que o Universo está em um estado de expansão, algo que havia sido sugerido anos antes.
Outros desenvolvimentos durante o século 20 incluíram a divisão de Cefeitos em diferentes classes, o que ajudou a resolver problemas na determinação de distâncias astronômicas. Isso foi feito em grande parte por Walter Baade, que nos anos 40 reconheceu a diferença entre Cefeitos Clássicos e Cefeitos Tipo II com base em seu tamanho, idade e luminosidade.
Limitações:
Apesar de seu valor na determinação de distâncias astronômicas, há algumas limitações com esse método. A principal delas é o fato de que com os Cefeitos Tipo II, a relação entre período e luminosidade pode ser afetada por sua menor metalicidade, contaminação fotométrica, e o efeito variável e desconhecido que gás e poeira têm sobre a luz que emitem (extinção estelar).
Estas questões não resolvidas resultaram em diferentes valores citados para a Constante de Hubble – que variam entre 60 km/s por 1 milhão de parsecs (Mpc) e 80 km/s/Mpc. A resolução desta discrepância é um dos maiores problemas da cosmologia moderna, uma vez que o verdadeiro tamanho e taxa de expansão do Universo estão ligados.
No entanto, melhorias na instrumentação e metodologia estão aumentando a precisão com que as Variáveis de Cepheid são observadas. Com o tempo, espera-se que a observação destas curiosas e únicas estrelas produza valores verdadeiramente precisos, removendo assim uma fonte chave de dúvida sobre a nossa compreensão do Universo.
Escrevemos muitos artigos interessantes sobre as Variáveis de Cepheid aqui no Universo Hoje. Aqui estão Astrônomos Encontram Nova Forma de Medir Distâncias Cósmicas, Astrônomos Usam Eco da Luz para Medir a Distância de uma Estrela, e Astrônomos Fechando em Energia Escura com Constante Refinada de Hubble.
Astronomy Cast tem um episódio interessante que explica as diferenças entre População I e II estrelas – Episódio 75: Populações Estelares.