Crónicas de uma morte anunciada

2007-06-08

Em cima: visão artística da estrutura que envolve S Ori. As observações realizadas no infravermelho e em rádio permitiram caracterizar as diferentes camadas. Em baixo: a evolução de S Ori ao longo do ciclo de pulsação. As duas primeiras imagens representam a fase do mínimo de brilho da estrela, quando a maior parte da poeira é produzida; a terceira imagem mostra a fase logo após o máximo de brilho da estrela, quando a camada de poeira já está expandida. Crédito: ESO.
S Orionis (S Ori) é uma estrela
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.
variável do tipo Mira. É uma estrela com massa solar
massa solar
Massa solar é a quantidade de massa existente no Sol e, simultaneamente, a unidade na qual os astrónomos exprimem as massas das estrelas, nebulosas e galáxias. Uma massa solar é igual a 1,989x1030 kg.
que, tal como o nosso 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.
daqui a 5 mil milhões de anos, está a chegar ao fim da sua vida e em breve transformar-se-á numa 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.
. As estrelas do tipo Mira são enormes e perdem grandes quantidades de massa
massa
A massa é uma medida da quantidade de matéria de um dado corpo.
. Todos os anos, S Ori perde, para o espaço interstelar, o equivalente à massa da Terra.

S Ori é uma estrela variável porque pulsa com um período de 420 dias: ao longo do ciclo da pulsação, o seu diâmetro varia cerca de 20%, o que faz com que o seu 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).
varie por um factor da ordem dos 500.

Apesar destas estrelas terem, tipicamente, diâmetros algumas centenas de vezes superior ao diâmetro do Sol, elas encontram-se longe, o que dificulta o estudo detalhado dos diferentes envelopes de matéria que envolvem a estrela. Esse estudo só é possível aplicando técnicas de interferometria
interferometria
A interferometria é uma técnica de observação baseada em padrões de interferência causados pela combinação de ondas electromagnéticas: quando duas ondas estão em fase, o sinal é mais forte e diz-se que a interferência é construtiva; quando as duas ondas estão exactamente fora de fase, a interferência é destrutiva e não há sinal.
.

Os astrónomos observaram S Ori com dois dos maiores telescópios disponíveis: o Interferómetro do VLT
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.
- o VLTI- do ESO
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.
, no Observatório do Paranal (Chile), que realizou 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.
e médio, e a rede de radiotelescópios VLBA
Very Large Baseline Array (VLBA)
O VLBA é um sistema de dez radiotelescópios, espalhados pelos EUA continental e os seus territórios nas Ilhas Virgens e no Havai. Os radiotelescópios podem operar simultaneamente e são controlados remotamente em Socorro (Novo México). Cada estação do VLBA consiste numa antena com um prato de 25 m e um edifício de controlo. O VLBA é operado pela NRAO (National Radio Astronomy Observatory).
operada pela NRAO
National Radio Astronomy Observatory (NRAO)
O NRAO é o Observatório Nacional de Radioastronomia dos EUA e opera vários radiotelescópios, como o VLA, o VLBA, o GBT, o EVLA e o ALMA.
.

Devido à variabilidade do brilho da estrela, os astrónomos observaram-na simultaneamente com os dois instrumentos, em diferentes fases do seu ciclo de variação de brilho.

Os astrónomos determinaram que o diâmetro da estrela varia, ao longo de uma pulsação, entre 7,9 e 9,7 milissegundos de arco. Quer dizer que a estrela contrai e expande de forma que o seu raio varia entre 400 e 500 raios solares.

As observações permitiram estudar pormenorizadamente as diferentes camadas que envolvem a estrela: uma camada molecular, uma camada de poeira e uma camada com masers
Microwave Amplification by Stimulated Emission of Radiation (MASER)
A palavra MASER designa uma amplificação de microondas por emissão estimulada de radiação. O princípio físico por trás deste fenómeno é a emissão estimulada: sob certas condições, um fotão atinge um átomo excitado e provoca a emissão de um fotão. O átomo emite dois fotões: o fotão estimulador, que passa incólume, e o fotão estimulado, que tem o mesmo comprimento de onda, a mesma fase, a mesma polarização e a mesma direcção de propagação que o fotão estimulador. Se cada um destes fotões estimular mais átomos, o feixe inicial de fotões é assim amplificado. O primeiro MASER de laboratório foi construído em 1953, mas os MASERs também ocorrem na natureza: o primeiro MASER cósmico foi observado em 1965.
. A maior parte da camada de poeira é constituída por grãos de óxido de alumínio, com tamanhos da ordem de 10 milionésimos (10x10-6) do centímetro e é detectada no infravermelho
infravermelho
Região do espectro electromagnético compreendida entre os comprimentos de onda de 0,7 e 350 mícrones. Esta banda permite observar astros, fenómenos, ou processos físicos com temperaturas entre 10 e 5200 graus Kelvin.
. Os masers são detectados pela emissão rádio
rádio
O rádio é a banda do espectro electromagnético de maior comprimento de onda (menor frequência) e cobre a gama de comprimentos de onda superiores a 0,85 milímetros. O domínio do rádio divide-se no submilímetro, milímetro, microondas e rádio.
das moléculas
molécula
Uma molécula é a unidade mais pequena de um composto químico, sendo constituída por um ou mais átomos, ligados entre si pelas interacções dos seus electrões.
de monóxido de silício. As velocidades dos pontos maser indicam que o gás está a expandir-se radialmente, a uma velocidade de cerca de 10 km/s.

A análise das observações nos diferentes comprimentos de onda
comprimento de onda
Designa-se por comprimento de onda a distância entre dois pontos sucessivos de amplitude máxima (ou mínima) de uma onda.
ao longo do ciclo levaram os astrónomos a concluir que há mais produção de poeira e ejecção de matéria perto da fase de brilho mínimo. Quando a estrela chega à fase de brilho máximo apresenta uma camada de poeira muito maior.

Fonte da notícia: http://www.eso.org/public/outreach/press-rel/pr-2007/pr-25-07.html