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Cefeidas e estrelas variáveis

O que é um Cepheid?

 Tradução automáticaTradução automática Categoria: estrelas
Actualização 16 de junho de 2014

A Cepheid é uma estrela jovem e um gigante brilhante, mas é principalmente uma variável periódica, ou seja, o seu brilho varia ao longo do tempo. Sua massa é de 4 a 20 vezes a massa do Sol. O nome Cepheid vem da estrela variável descoberta em 1784 (delta Cephei) na constelação de Cepheus.
As cefeidas são verdadeiros velas padrão, porque eles variam não só em tamanho, mas no brilho com uma grande regularidade (o período é entre 1 e 135 dias). Seu brilho varia substancialmente de 0,1 a 2 magnitudes de acordo com o período. Essas estrelas variáveis ​​cintilantes são visíveis em todas as galáxias. Estas estrelas são muito interessantes porque há uma forte correlação entre o período de pulsação, o brilho ea distância. Medindo o período de pulsação de uma cefeida, deduzimos a sua luminosidade e, consequentemente, a sua distância.
Se você compactais uma estrela variável ele rebate, se estende para fora, ele cai, mas quais são as causas e o motor de estas palpitações ou de estas pulsações estelares?
Na verdade, requer um motor que fornecem continuamente empurrões e puxões. A explicação foi encontrado em 1926 pelo astrofísico britânico Arthur Eddington Stanley (1882-1944).
As estrelas são caracterizados por suas massas, seus raios, suas luminosidades e suas temperaturas. A estrela recém-nascida está em sua principal seqüência é uma bola de gás que emite luz, porque é quente, é na fase em que ele queima seus hidrogênio, os átomos em alta temperatura emitem fótons e são esses fótons que vemos.
O gás da estrela está em equilíbrio constante sob duas forças opostas, a pressão intrínseca que tende a expandir a estrela e a força da gravidade, que tende a comprimir. A estrela continuamente perde energia que emite uma grande quantidade de calor no espaço frio, mas a mesma quantidade de calor é gerado por meio de reacções termonucleares no centro da estrela (transformação de hidrogénio em hélio) isso compensa a perda de energia por radiação. Quando não há mais hidrogênio em seu coração, ele queima hidrogênio em suas camadas intermediárias, a diminuição da pressão do gás e ela incha. Torna-se muito brilhante, então é uma gigante vermelha, em seguida, ele vai queimar o seu coração o hélio. É neste estado particular que o gigante vai começar a "Flash". Esse fenômeno diz respeito às cefeidas, mas também as estrelas W Virginis muito antigas de pouco massivas (1 massa solar) que pulsam com um período entre 1 e 60 dias e RR Lyrae bem menos massivas (0,5 M) com um período de 0,5 dias.

 

A Cepheid é uma jovem estrela, mas como ele é um gigante, é mais evoluído do que o Sol, é consumida uma grande quantidade de hidrogênio e sua energia da luz é agora devido a reações de fusão nuclear de hélio que se transforma em carbono. Normalmente, quando você comprimir um gás, ele aquece acima e esfria quando se expande, mas em determinadas temperaturas, o hidrogênio ou hélio são forçados a passar de um estado de ionização (extração ou adição de elétrons), a um outro, em seguida, retornar ao estado inicial durante o resfriamento. Isto é o que acontece em estrelas variáveis​​.
As pulsações são realmente inchaços e contrações dos diferentes camadas da estrela, eles caem umas sobre as outras contratando e ricocheteam e incham novamente. O coração da estrela não pulso, apenas as camadas intermediárias e externas pulsam, a camada mais externa sofre a pulsação mais violenta.
O fenómeno da ionização parcial do hidrogénio e do hélio está, em uma das camadas interior que provoca os outros. Mais um gás é quente menos absorve luz e se torna mais brilhante, ao contrário, mais um gás é frio e mais absorve a luz e torna-se opaco. A opacidade de um gás é uma medida da sua capacidade para absorver a luz.
Quando o gás de esta camada de ionização atinge uma certa compressão, a ionização se produce, a opacidade do gás aumenta, a camada de gás actua em seguida, como uma válvula que fecha, a pressão aumenta e empurra-se as outros camadas. Em seguida, os diferentes camadas expandem-se e arrefecem-se, a ionização do hidrogénio e do hélio será invertida, o gás irá retornar ao seu estado inicial, a opacidade diminui subitamente e a radiação inunda as camadas da estrela deixando cair a pressão do gás. A pressão do gás é agora demasiado baixa para suportar os camadas que caem umas sobre as outras, esperando o próximo ciclo para ricochetem. Este fenômeno é chamado a válvula de Eddington.
Todas as estrelas não pulsam, isso só se aplica a certas estrelas, uma vez que depende da profundidade das zonas de ionização. Esta característica das estrelas variáveis permite aos astrônomos usam como indicadores de distância. Eles podem calcular aproximações sucessivas, as distâncias para a grande escala das galáxias e assim volta para as profundezas do universo observável.

nota: O limite de Eddington ou luminosidade de Eddington, correspondente ao brilho máximo pode chegar uma estrela de uma massa dada. Além começa a perder os camadas superiores da atmosfera.

 

Imagem: Esta montagem de vídeo foi criado a partir das observações do Hubble Space Telescope da NASA / ESA para mostrar pulsações da estrela variável RS Puppis e su grosso ambiente de nuvens escuros. RS Puppis é um Cepheid, um tipo de estrela variável na constelação de Puppis. Poeira em torno de RS Puppis permite ver um fenômeno conhecido como um eco de luz em torno da estrela, com uma clareza impressionante. Este eco de luz cria a ilusão de nuvem de gás em expansão a partir de RS Puppis. As observações do Hubble foram tomadas ao longo de um período de cinco semanas, em 2010, para capturar a estrela variável em diferentes fases do seu ciclo de vida, varia em brilho por um fator de cinco ou mais a cada 40 dias. O curto vídeo é repetido várias vezes, para mostrar mais claramente o mecanismo de eco de luz. Estas observações do Hubble mostram o objeto em um céu escuro cheio de galáxias de fundo. Isto porque RS Puppis está situado em uma grande nebulosa que os astrônomos foram capazes de medir sua distância por ecos de luz resultando das partículas da nebulosa. Eles têm determinado com precisão que a Cepheid situava-se a 6.500 ± 90 anos-luz da Terra. A precisão da medição é importante porque as Cefeidas são usadas como marcador (vela standard) para as distâncias dentro de nossa galáxia e das galáxias próximas.
Crédito: NASA, ESA, G. Bacon (STScI), l'équipe Hubble Heritage (STScI / AURA) Collaboration Hubble, et H. Bond (STScI et Pennsylvania State University).

           
           
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