Perguntas mais Freqüentes sobre estrelas variáveis

O que são estrelas variáveis?

São estrelas que variam de brilho ao longo do tempo, de forma periódica ou não. A variação de brilho ocorre basicamente por dois motivos:

A rigor, se considerarmos uma estrela qualquer durante toda sua trajetória evolutiva, ela certamente irá variar de luminosidade em pelo menos uma fase de seu ciclo de vida. Sob esta óptica, poderíamos dizer que toda estrela é, foi, ou será variável. No entanto, o conceito mais popular de estrela variável aplica-se apenas à fase observável da estrela ao longo da existência humana.

Quantas são e como foram descobertas?

Atualmente são conhecidas mais de 100 mil estrelas variáveis na nossa galáxia e nas Nuvens de Magalhães. Outras dezenas de milhares estão sendo estudadas, pois são suspeitas de o serem também. Para fins da década de 2010, espera-se que a sonda espacial GAIA, a ser lançada naquele ano pela Agencia Espacila Européia, tenha identificado nada menos que dezoito milhões de novas variáveis!

A história das estrelas variáveis remonta à Antigüidade. Os antigos povos nômades dos desertos, bons conhecedores do céu noturno, já sabiam que a estrela Beta Persei (Algol) variava em brilho. Para os astrônomos ocidentais daquela época, as estrelas estavam fixas sobre uma abóbada celeste pela qual transitavam o Sol, a Lua e os planetas. Fixas que eram, seria razoável supor que também eram imutáveis em magnitude e posição. Essa idéia foi reforçada pela cosmologia aristotélica e pelo pensamento medieval cristão. Entretanto, estrelas Novas apareciam de tempos em tempos no firmamento, mas acreditava-se que seriam fenômenos de natureza meteorológica, bem aquém da esfera fixa. Há aproximadamente 230 avistamentos de Novas registrados por astrônomos Chineses, Japoneses, Coreanos e Árabes da Antigüidade e Idade Média. Foi somente em 1572 que este cenário começa a mudar depois que o astrônomo dinamarquês Tycho Brahe concluiu, através de cálculos paraláticos, que a Nova Cassiopeia daquele ano se situava muito além dos planetas e do Sol, tendo publicado suas conclusões em uma pequena obra histórica, chamada "De nova stella" (Sobre a Nova Estrela). Alguns anos mais tarde, em 1596, o astrônomo alemão David Faber, (também conhecido como Fabricius) observou na constelação de Cetus, a Baleia, uma estrela alaranjada onde anteriormente nada havia notado. Bom observador que era, registrou a posição da estrela. Em 1603, o alemão Johannes Bayer ao compilar seu famoso atlas celeste Uranometria, atribuiu a letra grega Omicron àquela estrela, sem perceber seu aspecto peculiar. Mas ela só foi definitivamente constatada como variável e seu período calculado em 11 meses no ano de 1638 pelo astrônomo holandês Johann Holwarda. Foi denominada por Hevelius como a Maravilha da Baleia, ou, em latim, Mira Ceti. Outras estrelas gradativamente foram sendo reconhecidas como variáveis em brilho. Na metade do século XIX ainda eram menos de 40. Entre os anos de 1852 e 1861, durante a confecção do atlas Bonner Durchmusterung pela equipe do astrônomo alemão Friedrich Argelander, outras descobertas foram realizadas e ficou constatado que era necessário empreender um estudo específico sobre as estrelas variáveis e criar uma designação especial para elas.

A denominação das Estrelas Variáveis

Argelander constatou que em algumas constelações extensas não só as letras gregas haviam se esgotado para denominar as estrelas mais brilhantes como também as letras minúsculas latinas de a a z e as maiúsculas de A a Q. Ficou estabelecido então que as variáveis que já tivessem sido nomeadas com letras gregas como omicron Ceti e beta Persei, ficariam como estavam. As variáveis novas que fossem então sendo descobertas teriam reservadas as letras R a Z, como por exemplo R Leonis, S Carinae, T Centauri. Isso daria um máximo de nove variáveis por constelação, o que pouco tempo mais tarde se mostraria insuficiente. Convencionou-se então repetir as letras, sempre de R a Z: RR Carinae, RS Scuti...ZZ Ceti. Mais variáveis iam sendo achadas, estendendo-se agora a denominação dobrada para o início do alfabeto: AA até AZ, BB até BZ, finalmente de QQ até QZ. A letra J não foi adotada por se parecer com a letra I. Isso totalizava 334 variáveis por constelação! A partir daí a variável que fosse descoberta receberia a denominação V335 acompanhada do genitivo da constelação. Em Sagittarius, por exemplo, estamos na V4742 Sagittarii! Também é comum se utilizar a denominação de Harvard para identificar cada variável. Trata-se de uma série de seis dígitos em que os quatro primeiros algarismos representam a Ascenção Reta e os dois últimos a Declinação da variável (para o equinócio de 1950.0), precedida pelo sinal + para boreais (esse sinal pode ser omitido) e - para austrais (esse sinal pode ser substituído pelo sublinhado). Exemplo: 1237+07 ou 123707 é R Virginis, 0018+38 ou 001838 é R Andromedae. Já 1409-59 ou 140959 é R Centauri e 1006-61 ou 100661 é S Carinae. Estas são as denominações mais usadas para as estrelas variáveis.

Qual a importância de seu estudo?

A Via-Láctea - nossa galáxia - contém 100 bilhões de estrelas aproximadamente, mas talvez menos de um milésimo delas sejam variáveis. Uma estrela pode passar pelo estágio de variável em uma escala de tempo muito curta se considerarmos todo seu processo evolutivo, que é da oredm de bilhões de anos para uma estrela de massa equivalente à solar. Mas, recenseando as estrelas variáveis conhecidas, estabelecendo suas curvas de luz, e compreendendo os processos físicos que determinam os seus formatos, estaremos lançando novas luzes sobre nossos conhecimentos da estrutura e da evolução das estrelas de forma geral - e, como subproduto desse conhecimento, entendendo também todo o processo de evolução das galáxias e do próprio Universo como um todo.

Como o astrônomo amador pode contribuir?

Estrelas variáveis requerem observações continuadas ao longo de muito tempo para avaliação de mudanças de curto, médio e longo prazos. Além do mais, elas são muitas! Sua avaliação de brilho pode ser realizada de forma visual direta, com a utilização de instrumental perfeitamente ao alcance do astrônomo amador - e também não é essencial um conhecimento profundo da astrofísica envolvida para observá-las. Abre-se aí um campo fértil ao trabalho do aficionado sério que deseja dar uma finalidade útil ao seu interesse pela observação celeste. Algumas centenas de variáveis são brilhantes o suficiente para serem acompanhadas com binóculos 7x50, muitas delas situadas no hemisfério celeste austral, onde o número de observações é reduzido quando se compara ao boreal. Se o observador possuir um pequeno refrator de 60mm de abertura o número de variáveis acessíveis chega a alguns milhares! Há projetos específicos para aqueles que dominam a técnica fotográfica e possuem equipamento, céu favorável e tempo: a procura por estrelas Novas, que também pode ser feita pelo método visual. Aficionados experientes e com equipamentos de maior porte e detetores como fotômetros ou cameras CCD (Charge Coupled Device) participam em projetos cooperativos com profissionais, no acompanhamento de estrelas variáveis de diversos tipos. A comunicação via internet tornou possível o compartilhamento de informações de forma quase que imediata. Ao se descobrir uma Nova, por exemplo, menos de uma hora após o alerta já há uma pequeno grupo de dedicados observadores acompanhando o desenvolvimento de seu brilho. Participar deste empreendimento é realmente fascinante e extremamente gratificante!

Por onde começar?

Antes de se aprender a técnica propriamente dita é preciso conhecer um pouco mais sobre as variáveis: como se classificam, quais os principais tipos, como se comportam, e quais as mais acessíveis àqueles que estão começando.

O que é uma "curva de luz"?

É simplesmente um gráfico onde são plotadas as variações de brilho da estrela no decorrer do tempo. Na sua forma, mais comum, as curvas de luz são construídas tendo as magnitudes aparentes colocadas no eixo vertical (eixo das ordenadas) e as medidas do tempo, no eixo horizontal (eixo das abscissas). A interpretação das curvas de luz é uma ferramenta poderosíssima para entendermos os processos físicos que estão ocorrendo na estrela, bem como para determinar-se vários de seus parâmetros, como massas, luminosidades intrínsecas, dimensões, etc. A construção da curva de luz de uma estrela variável com suas próprias estimativas é de longe a tarefa mais importante a que um amador (ou grupo de amadores) pode se dedicar neste campo.

Como se classificam as Estrelas Variáveis?

O "Catálogo Geral de Estrelas Variáveis (GCVS)", que é o padrão mais usado para catalogação de estrelas variáveis, agrupa-as em seis classes principais e distintas:

Pulsantes

Nestas estrelas ocorrem expansões e contrações de suas camadas mais externas, através de pulsações radiais, com a conseqüente alteração de brilho.

Eruptivas

Estrelas que variam de brilho em função de violentos processos eruptivos em suas cromosferas ou coroas, ocorrendo geralmente expulsão de matéria sob ação de ventos estelares.

Eclipsantes

Estas variáveis constituem-se em sistemas estelares duplos - ou raras vezes múltiplos - em que a variação de brilho decorre em conseqüência de eclipses, parciais ou totais, entre seus componentes. (figura 1)

Cataclísmicas

Nesta classe estão agrupadas as estrelas Novas e assemelhadas. São sistemas estelares duplos (ou múltiplos) mas a variação ocorre pelo desequilíbrio gravitacional entre seus componentes, uma estrela anã-branca e uma subgigante ou gigante. Há um fluxo de matéria que une as duas componentes e as explosões podem ocorrer ali ou na superfície da estrela mais massiva. As estrelas Supernovas (SN) estão agrupadas nesta classe por conveniência, mas seu processo explosivo (ao menos das supernovas dos Tipos Ib, Ic e II) é de outra natureza. Após a explosão de uma SN, sua estrutura é totalmente modificada, restando de seu núcleo (quando resta algo) apenas uma estrela de neutrons (pulsar), além de uma nebulosa em expansão que contém os elementos químicos pesados, que se formaram na explosão.

Rotacionais

São estrelas com brilho superficial não-uniforme (grande manchas) ou de forma elipsoidal. A variação de brilho é apenas aparente pois ocorre pela rotação axial da estrela. Se formos rigorosos o Sol pertenceria a esta classe mas suas manchas superficiais, mesmo no pico de atividade solar, representariam apenas 0,01% de perda de luminosidade aparente.

Raios-X

Aqui se agrupam estrelas que não estão nas categorias acima mas que são opticamente variáveis e também fortes fontes de Raios-X.

Além das seis classes principais, o GCVS apresenta uma sétima, formada por objetos cujas características não se enquadram em nenhum dos casos acima vistos - como os quasares ou núcleos ativos de galáxias, que (quando de sua descoberta) foram erroneamente classificados como estrelas variáveis.

Principais tipos de Estrelas Variáveis

Pulsantes

Miras (M)

Também conhecidas como Variáveis de Longo Período - ou LPVs - são estrelas gigantes vermelhas, normalmente de tipo espectral M, que apresentam oscilações de brilho em torno de seis magnitudes entre o máximo e o mínimo brilho. Chama-se "amplitude" ao intervalo de brilho - em magnitudes - entre o máximo e o mínimo. O período destas variáveis - definido como o intervalo entre dois máximos consecutivos - é em média de um ano aproximadamente. Esses valores podem variar entre diferentes LPVs ou mesmo em diferentes ciclos de uma mesma estrela. Exemplos: Mira Ceti, R Carinae, R Leonis, Chi Cygni, R Hydrae, R Centauri.

Cefeidas (DCEP)

São estrelas gigantes amarelas muito luminosas, com período médio de uma semana e amplitude de variação superior a duas magnitudes. Apresentam grande precisão em suas pulsações, de maneira que a amplitude e o período de cada estrela são sempre regulares de ciclo para ciclo. São ótimos indicadores de distância galáctica, uma vez que apresentam uma relação direta e bem definida entre seus períodos e suas luminosidades: quanto mais longo o período, mais luminosa é a Cefeida. Exemplos: Delta Cephei, Eta Aquilae, l Carinae, beta Doradus.

Semi-Regulares (SR)

São estrelas gigantes vermelhas com períodos pouco definidos, acompanhados de inatividade aperiódica e amplitude de variação entre uma a duas magnitudes em média. Os períodos são geralmente pouco mais curtos do que as Miras, porém há exceções: esta classe está longe de ser homogênea. Exemplos: Alpha Herculis, RR Carinae, V744 Centauri, L2 Puppis.

Irregulares (L)

São estrelas gigantes de tipos espectrais variados que apresentam muito pouca evidência de periodicidade, senão total ausência desta. Aqui também estão agrupadas variáveis pouco estudadas que foram incluídas aqui por conveniência. Exemplos: Alpha Orionis (Betelgeuse), Tau4 Serpentis, TX Piscium, AO Crucis.

RV Tauri (RV)

São estrelas supergigantes alaranjadas - em sua maioria - que apresentam máximos e mínimos de brilho de intensidades diferentes, em ciclos superpostos. A variação pode chegar a três magnitudes e o período - medido entre dois mínimos consecutivos para estas variáveis - se situa entre 30 a 150 dias. Nesta categoria está incluída R Scuti, variável ideal para quem está começando, sendo uma das preferidas também pelos mais experientes. Exemplos: R Scuti, U Monocerotis, AC Herculis, IW Carinae, RV Tauri.

RR Lyrae (RR)

Também conhecidas como variáveis de aglomerados. Comportam-se com grande precisão, tanto no período - inferior a um dia - como na amplitude de variação - em torno de uma magnitude. São muito comuns em aglomerados globulares. Exemplos: RR Lyrae, V499 Centauri, SV Hydrae.

Cefeidas-anãs (Duas classes: DSCT e SXPHE)

Assemelham-se às RR Lyrae mas possuem período e amplitude menores. Exemplo: SX Phoenicis, CY Aquarii. As Delta Scuti (DSCT) pertencem à População I, habitando portanto o disco galáctico, enquanto que as SX Phoenicis são de População II, sendo mais encontradas no halo e nos aglomerados globulares.

Variáveis Eclipsantes

Classificação genérica

Algólicas (EA)

Variáveis eclipsantes que têm em Beta Persei (Algol) sua reprentante clássica. São sistemas estelares duplos em que as componentes estão de tal maneira afastadas entre si que a fase de eclipse é curta em relação ao período orbital total. Há um eclipse primário expressivo e bem definido na curva de luz, enquanto o secundário é - em muitos casos - imperceptível. Eis um tipo de variável excelente para o observador visual - até para os iniciantes - desde que se coonheça com antecipação o horário aproximado dos eclipses primários. A cronometragem precisa das estimativas de brilho, que devem ser realizadas ao longo do eclipse, é fundamental para que se possa ter algum valor o acompanhamento do evento. Após a redução das observações, pode-se inferir o momento exato do mínimo primário e compará-lo com as efemérides estabelecidas em catálogo. Muitas atualizações têm sido feitas apenas com o trabalho do astrônomo amador. Nas variáveis eclipsantes, o período é o tempo decorrido entre dois mínimos primários sucessivos. Os sistemas eclipsantes podem ter um terceiro ou outros componentes mas que não têm participação direta nos eclipses. A própria Algol, por exemplo, é um sistema triplo. Exemplos: U Sagittae, Beta Persei, U Cephei.

Saiba mais sobre as variáveis tipo algol (figura 2).

Beta Lyrae (EB)

O sistema Beta Lyrae é considerado o paradigma deste tipo de variável eclipsante. Neste caso as componentes do sistema binário estão muito próximas entre si, quase em contacto, de tal forma que a variação de brilho é contínua e a determinação do início e fim dos eclipses é muito difícil de ser realizada visualmente. São necessárias várias séries de observações para se determinar - por superposição dos resultados - o centro dos eclipses. Neste caso, o eclipse secundário é expressivo em relação ao primário. Exemplos: Beta Lyrae, V Puppis, RU Centauri, AC Velorum.

W Ursae Majoris (EW)

Também conhecidas como eclipsantes-anãs. São sistemas binários de rápida revolução em que os componentes estão quase em contacto, de tal forma que não se pode determinar com precisão o início e fim dos eclipses a partir da observação visual. Os mínimos primário e secundário têm igual amplitude e a variação de brilho geralmente é inferior a 0,8 mag. O período entre os mínimos é menor que 1 dia. Exemplos: OO Aquilae, U Pegasi, W Ursae Majoris, RR Centauri.

Cataclísmicas

Novas (N)

Sistemas estelares binários em que a componente mais massiva é uma anã-branca de temperatura elevada. De forma totalmente imprevisível e brusca seu brilho aumenta entre 7 a 10 magnitudes em questão de poucas horas ou dias - na maioria dos casos. Acredita-se que dezenas de Novas ocorram na Via-Láctea anualmente, mas somente algumas são percebidas durante o andamento de sua explosão, de tal forma que, dado o alerta, o desenvolvimento de seu brilho possa ser acompanhado por muitos observadores. A queda de brilho de uma Nova é muito mais lenta que a ascensão, sendo que algumas passam mais de um ano sendo observadas com instrumental amador. A componente mais fria do sistema geralmente é uma gigante ou subgigante de tipo espectral K a M. Projetos específicos para procura de Novas são desenvolvidos por aficionados, podendo ser visuais ou fotográficos. Atualmente a maior parte das Novas é descoberta pelo método fotográfico. Exemplos: Nova Aquilae (1918) - mag. -1.4; Nova Puppis (1942) - mag. 0.4; Nova Cygni (1975) - mag. 1.8.

Novas Recorrentes (NR)

São Novas que apresentaram um segundo episódio explosivo, ou outros, em um intervalo de 10 a 80 anos. Elas diferem das Novas clássicas pois sua amplitude de variação é mais modesta e retornam mais rapidamente ao brilho original. Existem muitos que acreditam, porém, que todas as novas sejam recorrentes em essência, e neste caso a diferença entre elas seria apenas o tempo decorrido entre cada explosão. Exemplos: T Pyxidis, RS Ophiuchi, T Coronae Borealis.

Novas-anãs (UG)

Também conhecidas como variáveis do tipo U Geminorum. Comportam-se como Novas em miniatura, pois apresentam aumento súbito de brilho, entre 2 a 6 magnitudes, para retornarem ao brilho habitual vagarosamente, ao longo de uma semana ou mais. O fenômeno se repete a intervalos relativamente regulares, geralmente superiores a um mês. Nestes sistemas há uma intensa receptação de matéria em direção à componente mais massiva - anã-branca - com a presença de um disco de acresção uunindo as duas estrelas. Exemplos: U Geminorum, SS Cygni, VW Hydrii.

Z Andromedae (ZAnd)

São também chamadas de variáveis simbióticas em função da interdependência entre os componentes deste sistema estelar, constituído por uma estrela quente, uma vermelha semi-regular e um envelope de matéria extenso. O conjunto varia até quatro magnitudes e apresenta espectro similar às Novas nos episódios explosivos. É um grupo de variáveis heterogêneo denominado genericamente como Semelhantes às Novas, por alguns autores. Exemplos: Z Andromedae, AG Pegasi, R Aquarii, CH Cygni, CI Cygni.

Supernovas (SN)

Estrelas que aumentam subitamente de brilho em ordens de cerca de 20 magnitudes como resultado de violenta explosão, enfraquecendo lentamente ao longo de semanas, meses ou anos. O resultado da explosão é a total alteração da estrutura da estrela, restando em seu lugar (quando resta algo) uma estrela de neutrons (pulsar) e uma nebulosa de expansão. Em 1987 uma Supernova explodiu na Grande Nuvem de Magalhães, chegando à magnitude aparente 3, tendo sido acompanhado o desenvolvimento de seu brilho por inúmeros aficionados brasileiros. Exemplos: SN1987A - mag. 2.9; Supernova de 1572 (Tycho's Star) - mag. -4; Supernova de 1604 (Kepler's Star) - mag. -2.

Rotacionais

BY Draconis

Estrelas anãs com intensa atividade cromosférica, apresentando grande manchas em sua superfície. A variação de brilho ocorre pelo movimento axial da estrela, nos mostrando faces do disco estelar mais ou menos luminosas. As variações de brilho podem chegar a 0,5 mag. O Sol, a rigor, seria uma variável deste tipo mas suas manchas, mesmo no período de maior intensidade do ciclo solar, não representariam obscurecimento do disco superior a 0,01 %. Exemplos: BY Draconis.

Reflexivas

Também chamadas de variáveis de Reflexão, constituem-se em sistemas binários em que a componente mais quente provoca efeito de reflexão ou re-radiação na estrela mais fria, aumentando seu brilho aparente quando ela está voltada para nós. Muitas variáveis eclipsantes apresentam este efeito mas aqui estão incluídos apenas as estrelas que não sofrem eclipses parciais ou totais. A amplitude de variação pode chegar a uma magnitude. Exemplo: KV Velorum.

Existem outros tipos de Variáveis Rotacionais, mas aqui incluímos apenas aquelas cuja variação possa ser percebida visualmente sem grande dificuldade.

Raios-X

Outros tipos de variáveis são fontes fracas de Raios-X, mas aqui estão agrupadas aquelas que apresentam variação visual, além de serem fortes emissores de Raios-X. É uma classe heterogênea em que o observador visual pouco pode fazer. Exemplo: V818 Scorpii.

Outros Objetos Variáveis

Objetos BL Lacertae

Núcleos galácticos pontuais de brilho variável, confundidos inicialmente com estrelas variáveis. São fortes fontes emissoras de radioondas e radiação infravermelha. Exemplos: BL Lacertae, W Comae Berenices.

Quasares

Objetos quase-estelares opticamente variáveis. Descobertos na década de 60, como objetos pontuais, foram identificados posteriormente como núcleos de galáxias muito distantes. Exemplo: Quasar 3C 273.

Texto preparado por Antonio Padilla Filho (2001)
Revisto e atualizado por Tasso Augusto Napoleão (2004)

Fontes de Consulta

Webb Society Deep- Sky Observer's Handbook, vol. VIII, Variable Stars; John Isles (writer), Enslow Publishers, USA, 1990.
Burnham's Celestial Handbook, vols. I, II, III; Robert Burnham Jr. Dover Publications, USA, 1978.
Estrelas Variáveis,alguns aspectos teóricos e práticos; Luiz Augusto L. da Silva, Brasil, 1980.
Dicionário Enciclopédico de Astronomia e Astronáutica; Ronaldo Rogério de Freitas Mourão, Ed. Nova Fronteira, Brasil, 1987.