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.

Fonte:rea-brasil.org