Variável Cefeida Clássica - Classical Cepheid variable

Diagrama de Hertzsprung-Russell mostrando a localização de vários tipos de estrelas variáveis sobrepostas em uma exibição das diferentes classes de luminosidade .

As cefeidas clássicas (também conhecidas como cefeidas de população I , cefeidas do tipo I ou variáveis ​​Delta-cefeidas ) são um tipo de estrela variável da cefeida . Elas são estrelas variáveis ​​da população I que exibem pulsações radiais regulares com períodos de alguns dias a algumas semanas e amplitudes visuais de alguns décimos de magnitude a cerca de 2 magnitudes.

Não existe uma estrutura bem definida relação entre um Cefeida clássica luminosidade e o período de pulsação, garantindo Cepheids como viáveis velas padrão para estabelecer as galáxias e escalas de distância extragalácticas . As observações do Telescópio Espacial Hubble (HST) de variáveis ​​Cefeidas clássicas permitiram restrições mais firmes na lei de Hubble . As cefeidas clássicas também têm sido usadas para esclarecer muitas características de nossa galáxia, como a estrutura espiral local e a altura do Sol acima do plano galáctico.

Cerca de 800 cefeidas clássicas são conhecidas na galáxia da Via Láctea , de um total esperado de mais de 6.000. Vários milhares mais são conhecidos nas Nuvens de Magalhães , com mais conhecidos em outras galáxias; o telescópio espacial Hubble identificou alguns em NGC 4603 , que está a 100 milhões de anos-luz de distância.

Propriedades

A trilha evolutiva da estrela 5  M _☉ cruzando a faixa de instabilidade durante um ciclo azul de queima de hélio

As variáveis ​​cefeidas clássicas são 4 a 20 vezes mais massivas que o Sol e cerca de 1.000 a 50.000 (mais de 200.000 para o incomum V810 Centauri ) vezes mais luminosas. Espectroscopicamente, eles são gigantes brilhantes ou supergigantes de baixa luminosidade da classe espectral F6 - K2. A temperatura e o tipo espectral variam conforme eles pulsam. Seus raios são algumas dezenas a algumas centenas de vezes maiores que os do sol. As cefeidas mais luminosas são mais frias, maiores e têm períodos mais longos. Junto com as mudanças de temperatura, seus raios também mudam durante cada pulsação (por exemplo, em ~ 25% para o período mais longo l Car ), resultando em variações de brilho de até duas magnitudes. As mudanças de brilho são mais pronunciadas em comprimentos de onda mais curtos.

As variáveis ​​cefeidas podem pulsar em um modo fundamental , o primeiro som harmônico ou raramente em um modo misto. Pulsações em tom mais alto que o primeiro são raras, mas interessantes. A maioria das Cefeidas clássicas são consideradas pulsadoras de modo fundamental, embora não seja fácil distinguir o modo da forma da curva de luz. As estrelas que pulsam em sobretom são mais luminosas e maiores do que um pulsador de modo fundamental com o mesmo período.

Quando uma estrela de massa intermediária (IMS) se distancia pela primeira vez da sequência principal , ela atravessa a faixa de instabilidade muito rapidamente enquanto a camada de hidrogênio ainda está queimando. Quando o núcleo de hélio se inflama em um IMS, ele pode executar um loop azul e cruzar a faixa de instabilidade novamente, uma vez enquanto evolui para altas temperaturas e novamente evoluindo de volta para o ramo gigante assintótico . Estrelas com mais massa do que cerca de 8–12  M _☉ começam a queimar o hélio central antes de alcançar o ramo gigante vermelho e se tornar supergigantes vermelhas , mas ainda podem executar um loop azul através da faixa de instabilidade. A duração e até a existência de loops azuis é muito sensível à massa, metalicidade e abundância de hélio da estrela. Em alguns casos, as estrelas podem cruzar a faixa de instabilidade pela quarta e quinta vez, quando a queima da camada de hélio começa. A taxa de variação do período de uma variável Cefeida, junto com as abundâncias químicas detectáveis ​​no espectro, pode ser usada para deduzir qual cruzamento uma estrela em particular está fazendo.

As variáveis ​​cefeidas clássicas eram estrelas da sequência principal do tipo B antes de B7, possivelmente estrelas O tardias, antes de ficarem sem hidrogênio em seus núcleos. Estrelas mais massivas e mais quentes se desenvolvem em cefeidas mais luminosas com períodos mais longos, embora seja esperado que estrelas jovens dentro de nossa própria galáxia, perto da metalicidade solar, geralmente percam massa suficiente no momento em que atingirem a faixa de instabilidade em que terão períodos de 50 dias ou menos. Acima de uma certa massa, 20-50  M _☉ dependendo da metalicidade, as supergigantes vermelhas irão evoluir de volta para supergigantes azuis em vez de executar um loop azul, mas farão isso como hipergigantes amarelos instáveis ​​em vez de variáveis ​​Cefeidas pulsantes regularmente. Estrelas muito massivas nunca esfriam o suficiente para atingir a faixa de instabilidade e nunca se tornam cefeidas. Em baixa metalicidade, por exemplo nas Nuvens de Magalhães, as estrelas podem reter mais massa e se tornar cefeidas mais luminosas com períodos mais longos.

Curvas de luz

Curva de luz Delta Cephei

Curvas de luz UBVRI em fase dobrada de Delta Cephei, protótipo das cefeidas clássicas, mostrando magnitude versus fase de pulsação

Uma curva de luz Cefeida é tipicamente assimétrica com um rápido aumento para a luz máxima seguida por uma queda mais lenta para o mínimo (por exemplo, Delta Cephei ). Isso se deve à diferença de fase entre as variações de raio e temperatura e é considerado característico de um pulsador de modo fundamental, o tipo mais comum de cefeida tipo I. Em alguns casos, a suave curva de luz pseudo-sinusoidal mostra um "solavanco", uma breve desaceleração do declínio ou mesmo um pequeno aumento no brilho, que se acredita ser devido a uma ressonância entre o tom fundamental e o segundo harmônico. A protuberância é mais comumente vista no ramo descendente de estrelas com períodos em torno de 6 dias (por exemplo, Eta Aquilae ). À medida que o período aumenta, a localização da saliência se aproxima do máximo e pode causar um máximo duplo, ou se tornar indistinguível do máximo primário, para estrelas com períodos em torno de 10 dias (por exemplo, Zeta Geminorum ). Em períodos mais longos, a saliência pode ser vista no ramo ascendente da curva de luz (por exemplo, X Cygni ), mas por um período superior a 20 dias, a ressonância desaparece.

Uma minoria das cefeidas clássicas mostra curvas de luz sinusoidal quase simétricas. Eles são chamados de s-cefeidas, geralmente têm amplitudes mais baixas e geralmente têm períodos curtos. Acredita-se que a maioria deles sejam primeiros harmônicos (por exemplo, X Sagittarii ), ou superiores, pulsadores, embora algumas estrelas incomuns aparentemente pulsando no modo fundamental também mostrem esta forma de curva de luz (por exemplo, S Vulpeculae ). Espera-se que as estrelas que pulsam no primeiro sobretom ocorram apenas com curtos períodos em nossa galáxia, embora possam ter períodos um pouco mais longos em menor metalicidade, por exemplo, nas Nuvens de Magalhães. Pulsadores de sobretons mais altos e Cefeidas pulsando em dois sobretons ao mesmo tempo também são mais comuns nas Nuvens de Magalhães e geralmente têm curvas de luz um tanto irregulares de baixa amplitude.

Descoberta

Curvas de luz históricas de W Sagittarii e Eta Aquilae

Em 10 de setembro de 1784, Edward Pigott detectou a variabilidade de Eta Aquilae , o primeiro representante conhecido da classe das variáveis ​​cefeidas clássicas. No entanto, o homônimo das cefeidas clássicas é a estrela Delta Cephei , que John Goodricke descobriu ser variável um mês depois. Delta Cephei também é de particular importância como um calibrador para a relação período-luminosidade, uma vez que sua distância está entre as mais precisamente estabelecidas para uma Cefeida, em parte graças à sua participação em um aglomerado de estrelas e à disponibilidade de telescópio espacial Hubble e paralaxes Hipparcos precisos .

Relação período-luminosidade

As duas características de luminosidade do período das cefeidas clássicas e do tipo II

A luminosidade de uma cefeida clássica está diretamente relacionada ao seu período de variação. Quanto mais longo o período de pulsação, mais luminosa é a estrela. A relação período-luminosidade para as cefeidas clássicas foi descoberta em 1908 por Henrietta Swan Leavitt em uma investigação de milhares de estrelas variáveis ​​nas Nuvens de Magalhães . Ela o publicou em 1912 com mais evidências. Uma vez calibrada a relação período-luminosidade, pode-se estabelecer a luminosidade de uma determinada Cefeida cujo período é conhecido. Sua distância é então determinada de seu brilho aparente. A relação período-luminosidade foi calibrada por muitos astrônomos ao longo do século XX, começando com Hertzsprung . Calibrar a relação período-luminosidade tem sido problemático; no entanto, uma calibração galáctica firme foi estabelecida por Benedict et al. 2007 usando paralaxes HST precisas para 10 Cefeidas clássicas próximas. Além disso, em 2008, os astrônomos do ESO estimaram com uma precisão de 1% a distância ao Cepheid RS Puppis , usando ecos de luz de uma nebulosa na qual está embutido. No entanto, esse último achado tem sido ativamente debatido na literatura.

As seguintes correlações experimentais entre o período P de uma Cefeida da População I e sua magnitude absoluta média M _v foram estabelecidas a partir de paralaxes trigonométricas do Telescópio Espacial Hubble para 10 Cefeidas próximas:

${\ displaystyle M _ {\ mathrm {v}} = (- 2,43 \ pm 0,12) \ left (\ log _ {10} P-1 \ right) - (4,05 \ pm 0,02) \,}$

com P medido em dias. As seguintes relações também podem ser usadas para calcular a distância d até as cefeidas clássicas:

${\ displaystyle 5 \ log _ {10} {d} = V + 3,34 \ log _ {10} {P} -2,45 (VI) +7,52 \ ,.}$

ou

${\ displaystyle 5 \ log _ {10} {d} = V + 3,37 \ log _ {10} {P} -2,55 (VI) +7,48 \ ,.}$

I e V representam magnitudes médias aparentes visuais e de infravermelho próximo, respectivamente.

Cefeidas de pequena amplitude

As variáveis ​​cefeidas clássicas com amplitudes visuais abaixo de 0,5 magnitudes, curvas de luz sinusoidal quase simétricas e períodos curtos foram definidas como um grupo separado denominado cefeidas de pequena amplitude. Eles recebem a sigla DCEPS no GCVS. Os períodos são geralmente inferiores a 7 dias, embora o limite exato ainda seja debatido. O termo s-Cefeida é usado para cefeidas de curta amplitude e pequena amplitude com curvas de luz senoidais que são consideradas os primeiros pulsadores harmônicos. Eles são encontrados perto da borda vermelha da faixa de instabilidade. Alguns autores usam s-Cepheid como sinônimo para estrelas DECPS de pequena amplitude, enquanto outros preferem restringi-la apenas às primeiras estrelas harmônicas.

As cefeidas de pequena amplitude (DCEPS) incluem Polaris e FF Aquilae , embora ambas possam estar pulsando no modo fundamental. Os primeiros pulsadores harmônicos confirmados incluem BG Crucis e BP Circini .

Incertezas na Cefeida distâncias determinadas

As principais incertezas ligadas à escala de distância Cefeida são: a natureza da relação período-luminosidade em várias bandas de passagem, o impacto da metalicidade no ponto zero e na inclinação dessas relações e os efeitos da contaminação fotométrica (combinação) e uma lei de extinção em mudança (normalmente desconhecida) nas distâncias cefeidas clássicas. Todos esses tópicos são ativamente debatidos na literatura.

Essas questões não resolvidas resultaram em valores citados para a constante de Hubble variando entre 60 km / s / Mpc e 80 km / s / Mpc. Resolver essa discrepância é um dos principais problemas da astronomia, uma vez que os parâmetros cosmológicos do Universo podem ser restringidos pelo fornecimento de um valor preciso da constante de Hubble.

Exemplos

Diversas Cefeidas clássicas têm variações que podem ser registradas com observação a olho nu treinada noite a noite, incluindo o protótipo Delta Cephei no extremo norte, Zeta Geminorum e Eta Aquilae, ideais para observação nos trópicos (perto da eclíptica e, portanto, do zodíaco) e no extremo sul Beta Doradus . O membro da classe mais próximo é a Estrela do Norte ( Polaris ), cuja distância é debatida e cuja variabilidade atual é de aproximadamente 0,05 de magnitude.

Veja também

• Variável RR Lyrae
• Pulsação estelar
• Cefeida Tipo II

Referências

links externos

• The Cepheid Distance Scale: A History, de Nick Allen
• Lista de cefeidas clássicas no arquivo de fotometria e velocidade radial de McMaster
• Associação Americana de Observadores de Estrelas Variáveis
• OGLE Atlas de curvas de luz variável da estrela - Cefeidas clássicas