VLT observa estrelas variáveis do tipo Mira em Centauro A pela primeira vez

2003-06-24

Curvas de luz de 4 variáveis do tipo Mira. Note-se a variação da magnitude a 2,2 mícron (banda Ks no infravermelho próximo) em função da fase de pulsação (uma fase de 0,5 corresponde a meio período). Uma diferença de 1 magnitude equivale a uma variação de brilho de 2,5 vezes. Para cada caso, o período (P) indicado está expresso em dias. Crédito: European Southern Observatory (ESO).
Das estrelas
estrela
Uma estrela é um objecto celeste gasoso que gera energia no seu núcleo através de reacções de fusão nuclear. Para que tal possa suceder, é necessário que o objecto possua uma massa superior a 8% da massa do Sol. Existem vários tipos de estrelas, de acordo com as suas temperaturas efectivas, cores, idades e composição química.
que podemos ver à vista desarmada, aproximadamente uma em cada 300 possui variações de brilho
brilho
O brilho de um astro refere-se à quantidade de luz que dele provém, ou seja, a quantidade de energia por ele emitida por unidade de área por unidade de tempo. Dado que o brilho observado, ou medido, depende da distância ao objecto, distingue-se o brilho aparente (quando medido a uma determinada distância), do brilho intrínseco (conceptualmente medido na supefície do próprio astro).
, sendo por isso designada pelos astrónomos por estrela variável. A fracção de estrelas variáveis é muito maior no caso de estrelas grandes e frias, como as gigantes vermelhas
estrela gigante vermelha
As estrelas gigantes vermelhas são estrelas gigantes com temperaturas à superfície entre 2500 e 3500°C, do tipo espectral M ou K. As estrelas gigantes são um estado evoluído de estrelas anãs, como o Sol - as estrelas anãs, ao terminarem o processo de fusão de hidrogénio no seu núcleo, arrefecem e expandem-se, evoluindo para estrelas gigantes. Um dos seguintes processos, ou os dois, ocorre agora: a fusão de hidrogénio em hélio numa camada à volta do núcleo; a fusão de hélio em carbono e oxigénio no núcleo. As estrelas gigantes são muito luminosas: num diagrama Hertzsprung-Russell, o ramo das estrelas gigantes é mais luminoso do que a sequência principal.
. De facto, quase todas as estrelas luminosas deste tipo são variáveis, sendo designadas por variáveis do tipo Mira. Esta designação vem do facto da estrela mais importante desta classe de estrelas ser a estrela Omicron Ceti, da constelação
constelação
Designa-se por constelação cada uma das 88 regiões em que se divide a abóbada celeste, por convenção de 1922.
da Baleia, mas também conhecida como “Stella Mira” (Estrela Maravilhosa). O seu brilho varia com um período de 332 dias e é cerca de 1500 vezes mais brilhante na fase máxima (magnitude visual
magnitude aparente visual
Magnitude aparente visual é a magnitude aparente de um astro na banda do visível, nos comprimentos de onda compreendidos entre os 500 e 600 nanómetros. A olho nu, podemos observar estrelas até à magnitude aparente visual 6.
=2, ou seja uma das 50 estrelas mais brilhantes do céu) do que na fase mínima (magnitude visual=10, só visível com um pequeno telescópio). Astronomicamente, as estrelas do tipo Mira definem-se como sendo variáveis com períodos entre 100 e 1000 dias e com variações de brilho no domínio do visível de cerca de 2,5 magnitudes de amplitude.

Estrelas como Omicron Ceti encontram-se na fase final das suas vidas. Possuem um diâmetro muito grande, desde 100 até 1000 vezes o diâmetro do Sol
Sol
O Sol é a estrela nossa vizinha, que se encontra no centro do Sistema Solar. Trata-se de uma estrela anã adulta (dita da sequência principal) de classe espectral G. A temperatura na sua superfície é aproximadamente 5800 graus centígrados e o seu raio atinge os 700 mil quilómetros.
. A variabilidade é devida à pulsação das estrelas, durante a qual a temperatura e o tamanho variam drasticamente. Posteriormente, as camadas exteriores destas estrelas são libertadas para o espaço, e as estrelas entram então na fase de nebulosa planetária
nebulosa planetária
As nebulosas planetárias são nebulosas formadas por camadas de gás expelido por estrelas de pequena massa, que terminaram a sua fase de estrela gigante vermelha e se encontram no fim da sua vida. No centro da nebulosa planetária, a estrela transforma-se numa anã branca quente e é a radiação que emite que faz a nebulosa brilhar. As nebulosas planetárias não têm nada a ver com planetas, mas obtiveram o seu nome porque quando observadas através de um pequeno telescópio, se assemelham a um disco de um planeta.
, com uma estrela anã branca
anã branca
Uma anã branca, sendo o núcleo exposto de uma gigante vermelha, é uma estrela degenerada muito densa na qual se encontra esgotada qualquer fonte de energia termonuclear. As anãs brancas, que constituem uma fase final da evolução das estrelas de pequena massa, representam cerca de 10 % das estrelas da nossa galáxia, e são por isso muito comuns. O nosso Sol passará um dia pela fase de anã branca, altura em que terá um diâmetro de apenas 10 000 km.
quente e compacta no centro de uma nebulosa
nebulosa
Uma nebulosa é uma nuvem de gás e poeira interestelares.
de gás e poeira. Na Via Láctea
Via Láctea
A Via Láctea é a galáxia de que faz parte o nosso Sistema Solar. Trata-se de uma galáxia espiral gigante, com um diâmetro de cerca de 160 mil anos-luz e uma massa da ordem de 100 mil milhões de vezes a massa do Sol.
conhecem-se alguns milhares de estrelas variáveis do tipo Mira, enquanto que em galáxias
galáxia
Um vasto conjunto de estrelas, nebulosas, gás e poeira interestelar gravitacionalmente ligados. As galáxias classificam-se em três categorias principais: espirais, elípticas e irregulares.
vizinhas, incluindo as Nuvens de Magalhães
Nuvens de Magalhães
As Nuvens de Magalhães são duas pequenas galáxias irregulares - a Grande Nuvem de Magalhães e a Pequena Nuvem de Magalhães - que orbitam a nossa galáxia muito próximo de nós e podem ser observadas a partir do hemisfério Sul.
, se encontraram apenas algumas centenas.

Uma equipa internacional de astrónomos, liderada por M. Rejkuba do Observatório Europeu do Sul
European Southern Observatory (ESO)
O Observatório Europeu do Sul é uma organização europeia de Astronomia para o estudo do céu austral fundada em 1962. Conta actualmente com a participação de 10 países europeus e ainda do Chile. Portugal tornou-se membro do ESO em 1 de Janeiro de 2001, no seguimento de um acordo de cooperação que durou cerca de 10 anos.
(ESO), efectuou agora uma busca de estrelas do tipo Mira em dois campos na periferia da galáxia Centauro A (Cen A), respectivamente a 30 000 e a 57 000 anos-luz
ano-luz (al)
O ano-luz (al) é uma unidade de distância igual a 9,467305 x 1012 km, que corresponde à distância percorrida pela luz, no vácuo, durante um ano.
do centro da galáxia. Esta galáxia, também designada por NGC 5128, é a galáxia gigante mais próxima de nós, a cerca de 13 milhões de anos-luz, na vizinhança imediata do nosso Grupo Local
Grupo Local de galáxias
O Grupo Local de galáxias é o enxame de galáxias a que a Via Láctea pertence. É um enxame pequeno, constituído por duas galáxias espirais grandes - Andrómeda e a Via Láctea - e por mais de quarenta pequenas galáxias, muitas só descobertas recentemente.
de Galáxias. Trata-se de uma galáxia elíptica, em interacção com uma galáxia vizinha. No seu centro existe um buraco negro
buraco negro
Um buraco negro é um objecto cuja gravidade é tão forte que a sua velocidade de escape é superior à velocidade da luz. Em Astronomia, distinguem-se dois tipos de buraco negro: os buracos negros estelares, que resultam da morte de uma estrela de massa elevada, e os buracos negros galácticos, que existem no centro das galáxias activas.
de massa
massa
A massa é uma medida da quantidade de matéria de um dado corpo.
extremamente elevada, sendo por isso uma potente fonte de raios-X
raios-X
A radiação X é a radiação electromagnética cujo comprimento de onda está compreendido entre o ultravioleta e os raios gama, ou seja, pertence ao intervalo de aproximadamente 0,1 Å a 100 Å. Descobertos em 1895, os raios-X tambêm são, por vezes, chamados de raios de Röntgen em homenagem ao seu descobridor. A radiação X é altamente penetrante, o que a torna muito útil, por exemplo, para obter radiografias.
e de radiofrequência.

Este projecto de investigação foi baseado em observações no infravermelho próximo
infravermelho próximo
Região do espectro electromagnético compreendida entre os comprimentos de onda de 0,7 e 5 mícrones. Esta banda permite observar astros ou fenómenos com temperaturas entre 740 e 5200 graus Kelvin.
obtidas com um dos telescópios de 8,2 m do Very Large Telescope
Very Large Telescope (VLT)
O Very Large Telescope é um observatório operado pelo Observatório Europeu do Sul (ESO) e localizado no Cerro Paranal, no deserto de Atacama, no Chile. O VLT é composto por 4 telescópios de 8,2 m de diâmetro que podem trabalhar simultaneamente, constituindo um interferómetro óptico, ou independentemente.
 (ESO), no Observatório do Cerro Paranal (Chile), entre Abril de 1999 e Julho de 2002. A partir destas observações foram identificadas mais de 1000 estrelas variáveis do tipo Mira, sendo de longe o maior número de estrelas variáveis alguma vez detectadas numa galáxia fora do nosso Grupo Local. Este é um resultado importante já que no nosso Grupo Local não existem galáxias elípticas gigantes como Cen A, e é a primeira vez que se consegue identificar este tipo de estrelas numa galáxia elíptica.

Com este trabalho ficamos desde já a saber que ficou confirmada a existência de duas populações de estrelas no halo de Cen A, uma de idade intermédia e outra de idade jovem. A população jovem parece encontrar-se ao longo do eixo do jacto produzido pelo buraco negro central.

Por outro lado, a pulsação das variáveis do tipo Mira obedece a uma relação entre o seu período e a sua luminosidade
luminosidade
A luminosidade (L) é a quantidade de energia que um objecto celeste emite por unidade de tempo e em determinado comprimento de onda, ou em determinada banda de comprimentos de onda.
: quanto maior for o período, maior é a sua luminosidade. Isto permite usar este tipo de estrelas para determinar distâncias. De facto, medindo o período da variabilidade através das curvas de luz podemos inferir a luminosidade intrínseca da estrela, e medindo o seu brilho aparente ficamos a conhecer a distância a que se encontra.

Para cada uma destas estrelas, a partir das chamadas curvas de luz (isto é, gráficos do brilho da estrela em função do tempo) foram determinados o período de pulsação e a amplitude da variação de brilho, tendo sido gerado um catálogo destas propriedades.

Este trabalho de investigação será publicado num dos próximos números da revista europeia da especialidade Astronomy & Astrophysics.

Fonte da notícia: http://www.eso.org/outreach/press-rel/pr-2003/pr-13-03.html