Nesse universo cheio de mistérios há estrelas pulsantes, que variam de
luminosidade, mas que não são pulsares.! Essas são as Estrelas
Variáveis. Elas são um pequeno grupo de estrelas que são instáveis. Elas
mudam de luminosidade, de raio, de tamanho, temperatura e pressão em
períodos de tempo, como se fossem ciclos.
Mas, o Sol também varia então porque ele não é considerado uma
estrela variável.? Isso porque, assim como o Sol e todas as estrelas,
ele possui um ciclo que dura 11 anos ( no caso do Sol ), mas com
alterações mínimas.! Entre o mínimo e o máximo solar, o Sol sofre apenas
0,1% de mudanças. Comparada as Estrelas Variáveis que sofrem tanta
transformação que aumentam sua magnitude visual em até 5 graus.!
As estrelas variáveis estão localizadas na Faixa de Instabilidade, e
por mudarem constantemente quase não são colocadas em Diagramas H-R.
Sua transformação é cíclica e periódica, podendo ocorrer em períodos de 5
horas até 100 anos.! Elas são divididas quanto as características que
apresentam.
Existem as Estrelas Variáveis Eclipsantes que, na verdade, é um
sistema binário de estrelas onde uma estrela eclipsa a outra, ofuscando a
outra estrela e diminuindo sua luminosidade. Nesse tipo de variante,
não há alteração de raio, temperatura, tamanho ou de pressão. Há apenas
uma pequena variação de luminosidade do sistema binário.
Outro modelo são as Estrelas Variáveis Cataclísmicas ou Novas. Essa é
um caso comum de transferência de massa em sistemas binários com uma
estrela e uma anã branca. Nestes casos a anã branca é pobre em
Hidrogênio e Hélio e quando esse material cai na estrela pelo disco de
acreção na superfície da anã, essa massa de H e He envolve a anã,
impedindo que a radiação escape.
Com isso a temperatura dessa nuvem que circunda a anã atinge uma temperatura de 107
K.! Entretanto, o H entra em fusão, expulsando toda a energia liberada e
aprisionada pela nuvem. Desta forma há uma variação muito alta de
luminosidade, evento chamado de Nova. Com o tempo, a anã volta a fazer
essa mesma nuvem em torno dela mesma e a Nova se repete em períodos.
Agora também há estrelas normais que estão passando pela faixa de
instabilidade e estão sofrendo pulsações. Essas são classificadas em
duas categorias conforme o seu período. As que possuem um período menor
que um dia são chamadas de RR Lyrae, e as que possuem um período maior
que um dia de Cefeidas. Mas para que estas variem, elas precisam de um
mecanismo de oscilação. Esse mecanismo, é responsáveis por fazer essa
estrela pulsar sem perder uma grande quantidade de massa, e nem morrer.
Segundo a teoria, uma estrela começa a expandir suas camadas
exteriores, expandindo também a zona de ionização que é responsável por
aprisionar a energia liberada pelo núcleo. Com isso a zona de ionização
libera essa energia, fazendo com que as camadas exteriores se expandem
mais rapidamente. Em consequência, a perda de energia da zona de
ionização faz com que a gravidade consiga frear essa expansão,
comprimindo as camadas exteriores e a zona de ionização.
No momento que elas se contraem, a zona de ionização acumula
energia. E quando essa energia guardada cria uma pressão mais forte que a
força gravitacional, a estrela cessa a contração e começa a se expandir
novamente. A cada vez que a estrela retoma ao estado inicial é chamado
de ciclo, e o tempo decorrido dessa variação é chamado de período. Para
que ocorra esse fenômeno, a estrela tem que ter uma zona de ionização
bem posicionada, além das variáveis entre massa e temperatura serem
proporcionais.
Um exemplo, se a estrela for quente demais não há pulsações porque a
zona de ionização está muito próxima à superfície, e se for muito fria,
a zona estará muito longe. Outra relação que se pode observar é que,
quanto mais massa a estrela variante tiver mais demorado será seu
período, denominado-as de Cefeidas e se a massa for menor, ela irá ter
pulsações mais rapidamente, denominado-as de RR Lyrae.
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