O que são variáveis Cefeidas?
São estrelas gigantes amarelas de classe espectral G ou F que já saíram da sequência principal e que já começaram a queima de combustível da concha externa. Elas possuem uma massa de 3 a 15 massas solares e elas sofrem variações de brilho com períodos de dias ou semanas. O protótipo dessas estrelas é a estrela Delta Cephei, porque esta foi a primeira estrela observada a apresentar essa variabilidade e por isso essa categoria de variáveis se chama Cefeidas. As Cefeidas variam de brilho porque a pressão, o raio e a temperatura da estrela gigante variam constantemente, fazendo a estrela se contrair e se dilatar, logo fazendo a estrela ficar mais brilhante em certos momentos e mais fraca em outros momentos.
O fluxo de energia da estrela pode ser representado no seguinte cálculo:
A razão da luminosidade da estrela pelo valor da área da estrela.
Fr=L/4•π•r^2
L=luminosidade da estrela ( em Watts)
R=raio do corpo
Fr=Fluxo de energia da estrela (em Watts por metro quadrado).
O fluxo de energia da estrela pode ser representado no seguinte cálculo:
A razão da luminosidade da estrela pelo valor da área da estrela.
Fr=L/4•π•r^2
L=luminosidade da estrela ( em Watts)
R=raio do corpo
Fr=Fluxo de energia da estrela (em Watts por metro quadrado).
A curva de luz das variáveis cefeidas. As características mais perceptíveis da curva de luz das cefeidas é que as reduções de brilho são mais rápidas e maiores que o seu aumento de brilho.
Um histórico de observações das variáveis Cefeidas:
A primeira estrela descoberta dessa categoria foi observada pela primeira vez em 1784 pelo astronômo Jonh Goodricke, quando este observou a estrela Delta Cephei por várias noites e ele percebeu que a estrela tornava-se mais brilhante e depois diminuía seu brilho. Goodricke percebeu que as flutuações de brilho dessa estrela se apresentavam um período regular que era de aproximadamente cinco dias. Essa foi a primeira Cefeida descoberta pelo homem.
Em 1908, No colégio de Havard (EUA), Henrietta Leavitt analisou algumas fotografias das galáxias anãs mais próximas da Via-Láctea, as Nuvem de Mangalhães (Pequena e Grande nuvem de Magalhães). Henrietta estudou as Cefeidas existentes nestes corpos e logo notou um padrão de flutuação no brilho destas: as mais brilhantes possuíam períodos de flutuações maiores que as menos brilhantes. Por meio destes estudos, Leavitt elaborou uma que uma relação lei que mostra uma relação entre o período e a luminosidade destas,logo, elaborando um diagrama período-luminosidade.
fonte: https://en.wikipedia.org/wiki/Henrietta_Swan_Leavitt
Henrietta Leavitt.
Já em 1920, o astrônomo Edwin Hubble realizou uma importante descoberta. Por meio de diversas imagens obtidas pelo telescópio com 2,5 metros no monte Wilson na Califórnia. Ele descobriu Cefeidas na "nebulosa de Andrômeda". Calculando a distância dessas estrelas por meio da relação período-luminosidade, Hubble descobriu que a "nebulosa de Andrômeda" estava muito distante da Via-Láctea e que essa "nebulosa" não era uma realmente uma "nebulosa", mas sim uma galáxia totalmente independente da Via-Láctea. Hoje em dia, essa galáxia recebe o humilde nome de galáxia de Andrômeda.
Fonte:https://astronomylinks.wikispaces.com/Edwin+Hubble
Edwin Hubble.
Como já dito, pode-se determinar a distância de uma cefeida da relação período-luminosidade e seu brilho. Isso pode ser demonstrado a partir da seguinte fórmula:
d(em parsecs)=10^(m - M + 5)/5
Onde,
d=distância do objeto
L=luminosidade da estrela
m= magnitude aparente da estrela
M= magnitude absoluta da estrela
Em 1908, No colégio de Havard (EUA), Henrietta Leavitt analisou algumas fotografias das galáxias anãs mais próximas da Via-Láctea, as Nuvem de Mangalhães (Pequena e Grande nuvem de Magalhães). Henrietta estudou as Cefeidas existentes nestes corpos e logo notou um padrão de flutuação no brilho destas: as mais brilhantes possuíam períodos de flutuações maiores que as menos brilhantes. Por meio destes estudos, Leavitt elaborou uma que uma relação lei que mostra uma relação entre o período e a luminosidade destas,logo, elaborando um diagrama período-luminosidade.
fonte: https://en.wikipedia.org/wiki/Henrietta_Swan_Leavitt
Henrietta Leavitt.
Já em 1920, o astrônomo Edwin Hubble realizou uma importante descoberta. Por meio de diversas imagens obtidas pelo telescópio com 2,5 metros no monte Wilson na Califórnia. Ele descobriu Cefeidas na "nebulosa de Andrômeda". Calculando a distância dessas estrelas por meio da relação período-luminosidade, Hubble descobriu que a "nebulosa de Andrômeda" estava muito distante da Via-Láctea e que essa "nebulosa" não era uma realmente uma "nebulosa", mas sim uma galáxia totalmente independente da Via-Láctea. Hoje em dia, essa galáxia recebe o humilde nome de galáxia de Andrômeda.
Fonte:https://astronomylinks.wikispaces.com/Edwin+Hubble
Edwin Hubble.
Relação período-luminosidade:
Por quase um século, as Cefeidas desempenharam uma grande função na determinação de distâncias cósmicas. Tudo isso graças a relação período-luminosidade que é dada por:
M=a (log P - 1,0) + b
A partir desta fórmula, podemos dizer que esta é a relação entre o período de pulsação de uma Cefeida clássica P em dias e sua magnitude absoluta M.
Onde os valores a e b variam dependendo de qual método se utiliza para derivá-los. O termo a representa o gradiente e b representa o ponto zero da equação. O ponto zero da equação é ajustado a partir da distância da Grande Nuvem de Magalhães à Terra.
A relação período-luminosidade pode ser usada para determinar a magnitude absoluta de uma cefeida em qualquer comprimento de onda do espectro eletromagnético, sendo que a magnitude absoluta na parte visível do espectro é uma das mais utilizadas na determinação de distância destas estrelas.
A relação empírica entre o período de pulsação P (em dias) de uma Cefeida clássica, e sua magnitude absoluta no espectro visível Mv é dada por:
M=a (log P - 1,0) + b
A partir desta fórmula, podemos dizer que esta é a relação entre o período de pulsação de uma Cefeida clássica P em dias e sua magnitude absoluta M.
Onde os valores a e b variam dependendo de qual método se utiliza para derivá-los. O termo a representa o gradiente e b representa o ponto zero da equação. O ponto zero da equação é ajustado a partir da distância da Grande Nuvem de Magalhães à Terra.
A relação período-luminosidade pode ser usada para determinar a magnitude absoluta de uma cefeida em qualquer comprimento de onda do espectro eletromagnético, sendo que a magnitude absoluta na parte visível do espectro é uma das mais utilizadas na determinação de distância destas estrelas.
A relação empírica entre o período de pulsação P (em dias) de uma Cefeida clássica, e sua magnitude absoluta no espectro visível Mv é dada por:
Mv= -4,05- -2,43(log P-1,0)
Esta relação acima é encontrada apenas em Cefeidas clássicas. A mesma sofreu diversas calibrações ao longo do tempo.
Esta relação existe porque: Quanto mais uma Cefeida for luminosa, maior será seu período de variação de brilho, pois quanto maior for o volume da estrela maior será o trajeto que as ondas de pressão irão percorrer.
Esta relação existe porque: Quanto mais uma Cefeida for luminosa, maior será seu período de variação de brilho, pois quanto maior for o volume da estrela maior será o trajeto que as ondas de pressão irão percorrer.
A partir do momento em que se conhece o período de pulsação de sua Cefeida, o que pode ser facilmente mensurável, a relação período luminosidade nos permite facilmente conhecer sua luminosidade intrínseca. Por meio de uma simples comparação com sua luminosidade aparente, deduz-se sua distância, e com isso até a distância da galáxia onde ela se localiza.
Com a nossa tecnologia atual e o fato de estas estrelas serem facilmente detectáveis, as cefeidas conseguem ser detectadas em outras galáxias até uma distância de 80 milhões de anos-luz. O satélite espacial Hubble realizou diversas contribuições na busca de Cefeidas.
Ao determinar a luminosidade de uma cefeida a partir da relação-período luminosidade, deve-se lembrar que as galáxias, logo as cefeidas também não são idênticas devido ao fato de possuírem diferentes composições químicas.
Contribuições da relação período-luminosidade e do diagrama HR:
Com a relação período-luminosidade, foi possível determinar a magnitude absoluta das Cefeidas, mas foi graças ao diagrama HR (ou Hertzsprung-Russel) que foi possível determinar a luminosidade das Cefeidas a partir de sua magnitude absoluta. Após diversos estudos, os astrônomos descobriram que as Cefeidas se localizam em uma parte do diagrama HR chamada faixa de instabilidade e que ela acontece apenas depois que a estrela passa pela sequência principal, fase da vida estelar onde elas passam a mais de 90% de sua vida.
Fonte:http://www.ebah.com.br/content/ABAAABRD4AD/fundamentos-astronomia?part=2
O período de pulsação das Cefeidas pode também ser empiricamente relacionado com seu raio a partir da seguinte fórmula:
log R= a log P +b
Nesta expressão, a e b representam respectivamente o gradiente e o ponto zero da equação e P representa o período em dias. R é o da estrela em raios solares.
Assim como a relação período-luminosidade das Cefeidas, a relação entre o período e o raio destas estrelas foi sendo bastante calibrada ao longo do tempo.
Exemplo de calibração da fórmula:
log R= 1,244 log P + 2,326
O período de pulsação de uma Cefeida é tão importante que pode determinar diversos parâmetros e propriedades destas estrelas, o que torna prático o estudo delas.
Tais parâmetros são determinados através de relações semelhantes a da relação período - luminosidade.
Cefeidas como determinadores de distâncias extragaláticas:
O período de pulsação das Cefeidas pode também ser empiricamente relacionado com seu raio a partir da seguinte fórmula:
log R= a log P +b
Nesta expressão, a e b representam respectivamente o gradiente e o ponto zero da equação e P representa o período em dias. R é o da estrela em raios solares.
Assim como a relação período-luminosidade das Cefeidas, a relação entre o período e o raio destas estrelas foi sendo bastante calibrada ao longo do tempo.
Exemplo de calibração da fórmula:
log R= 1,244 log P + 2,326
O período de pulsação de uma Cefeida é tão importante que pode determinar diversos parâmetros e propriedades destas estrelas, o que torna prático o estudo delas.
Tais parâmetros são determinados através de relações semelhantes a da relação período - luminosidade.
Cefeidas como determinadores de distâncias extragaláticas:
Como já dito, pode-se determinar a distância de uma cefeida da relação período-luminosidade e seu brilho. Isso pode ser demonstrado a partir da seguinte fórmula:
d(em parsecs)=10^(m - M + 5)/5
Onde,
d=distância do objeto
L=luminosidade da estrela
m= magnitude aparente da estrela
M= magnitude absoluta da estrela
Tipos de Cefeida:
Entre as estrelas Cefeidas, existem dois tipos de Cefeidas que são: As Cefeidas do tipo I ou Cefeidas clássicas e as Cefeidas do tipo II ou W Virginis.
As Cefeidas clássicas apresentam as seguintes características:
-Estrelas pertencentes a população I, ou seja, são estrelas relativamente jovens
-São mais novas, massivas, bastante luminosas e apresentam uma enorme metalicidade
-Apresentam períodos entre meses e dias.
As Cefeidas do tipo II ou W Virginis as seguintes características;
-Estrelas pertencentes a população II, sendo assim, mais velhas que as Cefeidas clássicas.
-Apresentam menos massa, luminosidade e apresentam metalicidade menor que as Cefeidas do tipo I.
-Períodos entre 1 a 50 dias.
Referências:
5-http://www.astro.iag.usp.br/~carciofi/aulas_aga0210/aula7.pdf
6-http://slideplayer.com.br/slide/12215272/
7-http://www.if.ufrj.br/~orca/intcosmo/122/Aula3Cap7.pdf
8-http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/146/4/93/pdf
9-https://en.wikipedia.org/wiki/Classical_Cepheid_variable
10-https://www.caglow.com/info/wtopic/cepheid
11-https://en.wikipedia.org/wiki/Type_II_Cepheid
12-https://arxiv.org/pdf/1103.0275.pdf
13-https://arxiv.org/pdf/1708.09851.pdf
14-http://slideplayer.com/slide/7525241/
15-https://uu.diva-portal.org/smash/get/diva2:1106912/FULLTEXT01.pdf
16-http://www.meyersix.org/a_survey_of_cepheids.htm
17-https://pdfs.semanticscholar.org/d2e7/b749ccef3bfae24528bb118053137f387a38.pdf
18-https://hal.archives-ouvertes.fr/hal-00008751/document
19-http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1989ApJ...342..467G&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf
20-https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/20130011787.pdf
21-https://arxiv.org/pdf/1412.1511.pdf
22-https://arxiv.org/pdf/1711.06966.pdf
23-https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2011/10/aa17155-11.pdf
24-http://www.ifa.hawaii.edu/users/kud/preprints/ceph_z_n.pdf^
25-https://www.ta3.sk/caosp/Eedition/FullTexts/vol43no1/pp27-46.pdf
6-http://slideplayer.com.br/slide/12215272/
7-http://www.if.ufrj.br/~orca/intcosmo/122/Aula3Cap7.pdf
8-http://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/146/4/93/pdf
9-https://en.wikipedia.org/wiki/Classical_Cepheid_variable
10-https://www.caglow.com/info/wtopic/cepheid
11-https://en.wikipedia.org/wiki/Type_II_Cepheid
12-https://arxiv.org/pdf/1103.0275.pdf
13-https://arxiv.org/pdf/1708.09851.pdf
14-http://slideplayer.com/slide/7525241/
15-https://uu.diva-portal.org/smash/get/diva2:1106912/FULLTEXT01.pdf
16-http://www.meyersix.org/a_survey_of_cepheids.htm
17-https://pdfs.semanticscholar.org/d2e7/b749ccef3bfae24528bb118053137f387a38.pdf
18-https://hal.archives-ouvertes.fr/hal-00008751/document
19-http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?1989ApJ...342..467G&data_type=PDF_HIGH&whole_paper=YES&type=PRINTER&filetype=.pdf
20-https://ntrs.nasa.gov/archive/nasa/casi.ntrs.nasa.gov/20130011787.pdf
21-https://arxiv.org/pdf/1412.1511.pdf
22-https://arxiv.org/pdf/1711.06966.pdf
23-https://www.aanda.org/articles/aa/pdf/2011/10/aa17155-11.pdf
24-http://www.ifa.hawaii.edu/users/kud/preprints/ceph_z_n.pdf^
25-https://www.ta3.sk/caosp/Eedition/FullTexts/vol43no1/pp27-46.pdf
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