RR Lyrae

RR Lyrae, campo de 1 grau, placa de pesquisa DSS I
(copyright 1993-1995 CalTech/STScI)

Nossa estrela variável da série Season retorna do hiato com uma jóia astronômica há muito negligenciada: RR Lyrae, o protótipo de uma das mais importantes classes de estrelas variáveis em astronomia. RR Lyrae e a classe de estrelas variáveis pulsantes que leva seu nome tiveram uma profunda influência na astrofísica do século 20, e é provável que nossa compreensão tanto do tamanho quanto da natureza do nosso Universo seria muito mais incompleta sem essas estrelas importantes. RR Lyrae em si é uma variável facilmente visível pela maioria dos observadores do Norte com telescópios ou binóculos modestos, e no entanto continua a ser um alvo para os principais observatórios e programas de pesquisa. Tanto a sua proeminência visual como a sua estatura histórica fazem dela um alvo adequado para a Estrela Variável da Temporada de Setembro de 2010.

RR Lyrae: a história começa

Harvard College foi uma colmeia de actividade estelar variável no final do século XIX. O diretor, Edward Charles Pickering, e sua extensa equipe de “computadores” — mulheres que cuidadosamente conduziram muitos dos tediosos cálculos ou buscas de placas fotográficas no observatório — lançaram dezenas de papéis e catálogos detalhando seus esforços em cartografia estelar e fotometria, buscas de asteróides e fotometria, e estrelas variáveis. Um deles foi um pequeno artigo na Circular nº 29 de Harvard (1898) descrevendo uma técnica simples para o estudo de variáveis de curto período. Nele, Pickering descreve uma técnica para obter múltiplas exposições fotográficas de uma estrela em um curto espaço de tempo — uma forma primitiva mas eficaz de fotometria de série temporal. Uma placa fotográfica foi exposta alternadamente e coberta em intervalos pré-estabelecidos em um telescópio cujo alinhamento e taxa de rastreamento não estavam precisamente alinhados com o céu. O resultado é que múltiplas exposições de uma determinada estrela foram obtidas durante a observação de uma noite, e que os períodos para estrelas curtas poderiam ser obtidos de forma mais eficiente.

A 1901 Astrophysical Journal paper by Pickering fornece uma lista de sessenta e quatro novas variáveis, uma das quais — uma estrela na constelação Lyra — foi encontrada usando o método acima em uma placa a partir de 13 de julho de 1899. O exame desta placa por um dos funcionários de Pickering, Wilhelmina Fleming, revelou uma estrela de curta duração e alta amplitude. A estrela, com um intervalo de mais de 3/4 de magnitude e período de pouco mais de meio dia, assemelhava-se claramente às variáveis de cluster (também descobertas por Fleming em sua análise das placas da pesquisa de cluster de Solon Bailey, em 1893). Observações regulares desta brilhante “variável de cluster” do campo começaram em Harvard, bem como em outros grandes observatórios, incluindo Lick e Mt. Wilson. O brilho de RR Lyrae (entre a 7ª e 8ª magnitude) tornou-a suficientemente brilhante para observar espectroscopicamente de tal forma que as mudanças no seu espectro pudessem ser rastreadas ao longo do seu ciclo de variabilidade. Isto permitiu aos astrônomos medir as mudanças no tipo espectral, assim como detectar a presença de linhas de emissão.

Em seu abrangente trabalho de revisão de 1916 sobre RR Lyrae, Harlow Shapley deixou claro que a hipótese binária para variações nas “variáveis de Cepheid” (com as quais ele incluiu as variáveis de cluster) era inconsistente com as variações espectroscópicas e fotométricas; os espectros sugeriam que as “órbitas” desses binários teriam que ser microfisicamente pequenas, cuja fotometria mostrando variações no tempo de elevação ao máximo das variações não-físicas necessárias nos parâmetros orbitais hipotéticos. Shapley também notou um fato importante sobre RR Lyrae usando as observações de Oliver Wendell de Harvard assim como as suas próprias: os tempos de máximo e a forma da curva de luz de RR Lyrae varia de forma cíclica com um período de cerca de 40 dias. Este efeito, mais tarde conhecido como Efeito Blazhko, continuou a fornecer um puzzle para os astrofísicos até aos dias de hoje.

Embora RR Lyrae não tenha sido a primeira “estrela RR Lyrae” descoberta — tanto as variáveis de cluster como as duas estrelas de campo U Lep e S Ara vieram primeiro — RR Lyrae é de longe o mais brilhante, e o seu brilho tornou-o um alvo fácil tanto para fotometristas como para espectroscopistas. O nome RR Lyrae tornou-se posteriormente um título apropriado para esta importante classe de estrelas.

A Tira de Instabilidade

Os RR Lyrae são membros de uma classe de elite de variáveis pulsantes conhecidas como pulsadores de tira de instabilidade. Estas estrelas, todas confinadas a uma região estreita do diagrama Hertzsprung-Russell, pulsam pelo mesmo motivo: as pulsações são impulsionadas pela radiação sendo parcialmente bloqueadas para não escapar da estrela, e o aumento resultante na pressão e temperatura as faz expandir. Quando a gravidade as faz contrair novamente, o ciclo se repete. Devido às propriedades físicas das estrelas e dos interiores estelares, somente estrelas com propriedades físicas muito específicas podem fazer isso, e aquelas que podem estar sobre uma estreita faixa diagonal do diagrama H-R que vai de estrelas quentes, azuis e fracas na parte inferior esquerda, a estrelas mais frias, vermelhas e brilhantes na parte superior direita. Onde esta faixa intersecta uma população comum de estrelas dentro do diagrama H-R é onde você normalmente encontrará pulsadores. Onde ela intercepta a seqüência da anã branca, você encontra as estrelas ZZ Ceti (DAV anã branca). Onde ela intercepta a seqüência principal, você encontra as estrelas delta Scuti. Onde intercepta a sequência pós-moderna, você encontra as variáveis Cepheid e as estrelas W Virginis. E nas populações estelares de baixa metalicidade, onde intercepta o ramo horizontal, é onde se encontram as estrelas RR Lyrae. As estrelas RR Lyrae têm luminosidades intermediárias entre as dos Cefeitos (mais brilhantes) e as estrelas (mais fracas) delta Scuti.

As estrelas RR Lyrae são membros muito evoluídos de populações estelares de baixa metalicidade. Elas evoluíram através da seqüência principal, queimaram todo o hidrogênio em seus núcleos, e então fizeram uma rápida corrida até o ramo gigante vermelho da seqüência pós-metal e se estabeleceram de volta no ramo horizontal — um curto período de vida de uma estrela de baixa metalicidade onde ela queima hélio em seu núcleo e hidrogênio em uma concha ao redor do núcleo. As estrelas RR Lyrae são sub-gigantes, mais luminosas do que o nosso Sol, mas menos luminosas do que as variáveis do Cepheid. Aglomerados globulares com ramos horizontais bem definidos podem por vezes ter números significativos de estrelas RR Lyrae neles, um facto que podemos colocar muito bem aqui na Terra.

Variáveis de cluster, o Universo, e Tudo

>RR Lyrae estrelas são astrofisicamente interessantes por direito próprio, mas o que as torna mais interessantes é como podem ser usadas. Outro dos computadores de Harvard, Henrietta Swan Leavitt, foi em grande parte responsável pela descoberta de outra peculiaridade das estrelas na faixa de instabilidade. Leavitt estudou as variáveis do Cepheid na Pequena Nuvem de Magalhães, medindo as suas magnitudes aparentes e os seus períodos de pulsação. A Pequena Nuvem de Magalhães era um alvo importante porque se supunha (correctamente) que todas as estrelas na Nuvem estavam fisicamente associadas, e que estavam aproximadamente à mesma distância da Terra. Em 1912 Leavitt estabeleceu uma relação clara entre o brilho aparente dessas variáveis do Cepheid no SMC e seus períodos de pulsação — quanto mais brilhante a estrela, mais longo o período. Além disso, era uma relação muito estreita e bem definida. Você poderia estimar com muito boa precisão o brilho de um Cepheid e vice-versa.

A relação PL para Cepheids no SMC, mostrando magnitude no eixo y versus log(Período, dias) no eixo x. De Leavitt e Pickering 1912 (Harvard Circular 173).

Esta foi uma descoberta surpreendente por causa do que ela implica: (a) se a relação período-luminosidade é universal para todas as estrelas, e (b) se você pode encontrar alguma forma de calibrar a relação usando Cefeides de distância conhecida, então você pode usar Cefeides e outros pulsadores de tira de instabilidade para medir distâncias. Os astrônomos logo foram capazes de calibrar essa relação usando estrelas próximas com distâncias conhecidas por paralaxe, e eles de fato confirmaram que a relação entre período e luminosidade era real e universal. Esta relação, conhecida como relação período-luminosidade, foi criticamente importante para a nossa eventual compreensão da natureza e tamanho da Via Láctea e do tamanho do Universo. Os astrônomos de Harvard Solon Bailey e Harlow Shapley foram os principais atores por trás da adoção e uso das variáveis de agrupamento como indicadores de distância. Shapley foi ele próprio um participante do Grande Debate de 1920 entre ele e Heber Curtis sobre o tema do tamanho da Via Láctea e a natureza das “nebulosas espirais” (agora conhecidas por serem outras galáxias como a nossa). Grande parte da discussão centrou-se nos aglomerados globulares — suas distâncias e localização dentro da Via Láctea. Partes da argumentação de Shapley articulavam ambos sobre a distribuição dos aglomerados globulares, e suas distâncias de nós. As variáveis do cluster — principalmente as estrelas RR Lyrae — foram usadas como “velas padrão” para medir as distâncias aos clusters globulares, e assim nos forneceu um primeiro vislumbre do verdadeiro tamanho da Via Láctea.

RR Lyrae estrelas em Messier 3 (imagens e animação copyright J. Hartmann, Harvard U.., e K. Stanek, Ohio State U.)

A relação entre o período de um pulsador e a sua luminosidade é conhecida como a Lei Leavitt. Tem sido usada para medir tudo desde as distâncias a Cefeitos, RR Lyrae e delta Scuti dentro da Via Láctea, até medir as distâncias a galáxias a quase 100 milhões de anos-luz de distância. Ele ainda é usado hoje como uma ferramenta de medição no cosmos, e há esforços constantes para entender e refinar essa relação para todas as classes individuais de estrelas na faixa de instabilidade.

Um mistério centenário: o efeito Blazhko

Em 1907 o astrônomo russo Sergei Blazhko notou pela primeira vez a amplitude moduladora da curva de pulsação de luz do RW Draconis. Ao contrário de outros pulsadores similares, sua curva de luz não era regular de ciclo para ciclo, mas mudou tanto em amplitude quanto em forma de forma regular e previsível. Este efeito veio a ser chamado de efeito Blazhko, e foi logo descoberto em muitas outras estrelas de alta amplitude RR Lyrae (aquelas do tipo RRab). O protótipo de classe RR Lyrae foi descoberto por Harlow Shapley como uma estrela Blazhko, com um período Blazhko (o tempo que leva para passar por um ciclo de modulação Blazhko) de cerca de 40 dias. Assim, a mais brilhante das estrelas de RR Lyrae também tem esta peculiaridade na pulsação. Pode-se supor que desde que as estrelas Blazhko são conhecidas há tanto tempo e incluem o membro mais brilhante da classe que o efeito já seria bem compreendido, mas este curioso fenômeno tem permanecido misterioso até os dias atuais. Existem várias explicações e grandes progressos foram feitos muito recentemente, mas uma causa definitiva ainda não foi provada.

O que são algumas idéias? Uma das primeiras hipóteses era que as estrelas Blazhko eram pulsadores multimodo em que a pulsação principal — o modo radial fundamental — estava interagindo com um ou mais modos não radial fracos para criar o padrão de batimento das modulações de amplitude. Alguns refinamentos adicionais a isso incluíam a adição de rotação e uma interação não linear entre os modos de pulsação. Outra possibilidade era que existem ciclos magnéticos dentro destas estrelas de natureza similar ao ciclo magnético solar de 11 anos, mas em uma escala de tempo mais curta. Outros refinamentos a essa teoria incluem a ideia de que o eixo de rotação da estrela não está alinhado com os pólos magnéticos, que há uma interacção com campos magnéticos e convecção, ou talvez alguma combinação de todos eles. Trabalho de Chadid et al sugere que os campos magnéticos provavelmente não são a causa do efeito Blazhko; ela e seus colaboradores descobriram que RR Lyrae em si não tem um campo magnético forte (pelo menos acima de um limite de 80 Gauss), e assim o seu efeito Blazhko deve ser devido a algo mais. No entanto, nenhuma teoria foi provada sem sombra de dúvida.

O fenómeno Blazhko continua a ser um tema de investigação importante para a comunidade da variabilidade estelar, e existem várias instalações importantes (incluindo o satélite CoRoT aqui mostrado) a passar tempo a observar estas estrelas. Para onde se dirige o campo? Neste momento, há duas coisas necessárias para fazer bons progressos: fotometria de muito alta precisão e espectroscopia de alta resolução em série temporal. A fotometria de alta precisão ajudará os pesquisadores a medir com precisão a forma da curva da luz e, nas estrelas Blazhko, cada pequeno choque e agitação pode ter significado. A fotometria terrestre ao nível de alguns milimagnitudes de precisão ainda está sendo coletada e utilizada, mas a precisão da micromagnitude e a cobertura sem gafe oferecida por satélites como o CoRoT e o Kepler podem fornecer importantes novas pistas próprias. De fato, Szabó et al. (2010) podem ter encontrado uma pista importante para o efeito Blazhko usando observações ultra-precisas do Kepler de meia dúzia de estrelas. Eles sugerem que a “duplicação do período” causada por uma ressonância de dois modos de pulsação pode ser responsável. A duplicação do período, onde há variação aparente ao dobro do período real, é vista nas estrelas Tauri e (às vezes) W Vir, embora nesses casos produza uma irregularidade muito maior.

Likewise, grandes telescópios terrestres com espectrógrafos de alta resolução também estão sendo voltados para essas estrelas, mais notadamente o próprio RR Lyrae. Como Geza Kovács observou em sua revisão de 2009, “…a análise precisa da linha espectral da série temporal revela quaisquer possíveis componentes não radiais e, portanto, deixe incluir (ou excluir) os modos não radiais na explicação do fenômeno Blazhko”. Por que isso acontece? Uma pulsação não radial significa que a estrela não está pulsando em simetria esférica — diferentes partes da superfície da estrela estão se movendo para dentro e para fora em momentos diferentes, e a forma da superfície depende do tipo de modo que está pulsando. Como diferentes partes da estrela estão se movendo em diferentes direções a diferentes velocidades, e isto pode aparecer em um espectro da estrela como assimetrias nos perfis das linhas de absorção. Uma linha de absorção em um gás estacionário terá um perfil de linha similar a um gaussiano — simétrico, com um pico central. Mas se diferentes partes da estrela estiverem se movendo a velocidades diferentes em relação à nossa linha de visão, então cada parcela de gás terá seu próprio perfil de linha com deslocamento vermelho ou azul, resultando em um único perfil de linha com ondas e solavancos. Estas características também podem mudar em comprimento de onda se a estrela estiver em rotação. A análise cuidadosa das mudanças no perfil da linha com o tempo pode revelar a presença de modos não radiais, ou pode eliminar a possibilidade.

Como aqueles que fazem espectroscopia sabem, é muito mais fácil obter um espectro de uma estrela brilhante, e quanto maior a resolução do espectro, mais tempo leva para obter um bom sinal-para-ruído. Isso é tão verdadeiro para um espectrógrafo em um telescópio terrestre principal quanto para o do C11 no seu quintal. Como RR Lyrae é a estrela Blazhko mais brilhante do grupo, ele continua sendo um alvo importante para observações espectroscópicas e fotométricas pela comunidade de pesquisa. Em particular, RR Lyrae foi um alvo principal do Projeto Blazhko da Universidade de Viena, e a estrela tem sido alvo de vários programas de observação colaborativa de Horace Smith de Michigan, Katrien Kohlenberg de Viena, e muitos outros colaboradores.

RR Lyrae e a AAVSO

Embora não seja formalmente uma das estrelas alvo da Secção de Pulsadores de Curto Período da AAVSO (nem da sua antecessora, a AAVSO RR Lyrae Committee), a AAVSO tem mais de 8500 observações de RR Lyrae, cerca de metade das quais são visuais, e a outra metade é de séries temporais intensivas de CCD por dois observadores. A AAVSO tem pequenos trechos de observações visuais, tipicamente uma estação por um observador, entre 1976 e 1995, dos quais podem ser deduzidos tempos visuais de máximo (TOMs). A partir de 1995, a comunidade visual da AAVSO começou a observar esta estrela a sério, e há uma série de ciclos dos quais os TOMs podem ser derivados até aos dias de hoje, inclusive. Os dados para RR Lyrae datam, no entanto, muito antes do arquivo da AAVSO; você pode encontrar alguns desses dados arquivados no banco de dados GEOS RR Lyrae.

Diagramas de fase de RR Lyrae usando dados da AAVSO: (esquerda) Dados visuais, JD 2450200-2450400; (direita) Dados da banda V, JD 2453941-2453992, onde cores diferentes são ciclos diferentes.

A comunidade de pesquisa RR Lyrae afastou-se das observações visuais para o uso de temporizações CCD, uma vez que elas permitem maior precisão de tempo e magnitude e podem revelar detalhes mais finos no comportamento das temporizações das estrelas RR Lyrae do que os dados visuais. Enquanto os complexos problemas da astrofísica RR Lyrae requerem observações instrumentais para TOMs e para a análise da curva de luz, RR Lyrae permanece um alvo visual agradável com mudanças minuto a minuto às vezes visíveis durante o ramo crescente da pulsação.

A equipe da AAVSO Sequence atualizou e ampliou a seqüência recentemente; os observadores visuais devem usar gráficos em escala B e observar com um instrumento de campo amplo como binóculos ou um telescópio de baixa potência. Os observadores instrumentais devem ter um número de estrelas de comparação para escolher dentro do campo, mas comparações comparáveis em brilho ao próprio RR Lyrae (entre V=7,2 e 8,2) produzirão um ótimo sinal-ruído. Tal como na observação visual, uma câmara de campo amplo fornecerá a maior variedade de estrelas de comparação. Como sempre, encorajamos os observadores instrumentais a reduzir totalmente, calibrar e transformar suas observações, incluindo correções de massa de ar e transformação em um sistema padrão. Isto tornará muito mais fácil combinar suas observações com as de outros observadores.

RR Lyrae é uma jóia subestimada entre as estrelas variáveis nos arquivos da AAVSO. Embora existam muitas estrelas RR Lyrae procuradas activamente pelos observadores da AAVSO e pela comunidade de investigação, RR Lyrae em si continua a ser um alvo importante para os astrofísicos modernos. Mais de um século após a sua descoberta, os segredos desta brilhante variável norte ainda não foram totalmente descobertos. No entanto, há verdadeira esperança e excitação dentro da comunidade astrofísica de que os complexos problemas da variabilidade de RR Lyrae e outras estrelas como ela possam finalmente estar cedendo a mais e melhores dados observacionais mais de um século após sua descoberta. Nossa Estrela Variável da Temporada, RR Lyrae, mostra a cadeia ininterrupta de descoberta e compreensão iniciada há mais de 100 anos e que se estende até os dias de hoje.

Para mais informações:

• Chadid, M., et al, 2004, “No evidence of a strong magnetic field in the Blazhko star RR Lyrae”, Astronomia & Astrofísica 413, 1087
• Davis, Katherine, 2003, “XZ Cygni” (Variable Star of the Season)
• Gay, Pamela, 2005, “AH Leo” (Variable Star of the Season)
• Hartmann, J. e Stanek, K., 2004, “M3: Inconstant Star Cluster” (APOD para 12 de outubro de 2004)
• Kolenberg, K., et al., 2010, “An in-depth spectroscopic analysis of the Blazhko star RR Lyrae”, Astronomia & Astrophysics 519 (in press)
• Kolenberg, K., et al., 2006, “The Blazhko effect of RR Lyrae in 2003-2004”, Astronomia & Astrofísica 459, 577
• Kovács, G., 2009, “The Blazhko Effect”, em Pulsação Estelar: Challenges for Theory and Observation, AIP Conf. Proc. 1170
• Pickering, E.C., et al., 1901, “Sixty-four new variable stars”, Astrophysical Journal 13, 226
• Pickering, E.C., 1898, “Variable Stars of Short Period”, Harvard Circ. #29
• Shapley, H., 1916, “On the changes in the spectrum, period, and lightcurve of the Cepheid variable RR Lyrae”, Astrophysical Journal 43, 217
• Smith, H., et al, 2003, “The Blazhko Effect of RR Lyrae in 1996”, PASP 115, 43
• Smith, Horace, 1995, RR Lyrae Stars (New York: Cambridge U. Press)
• Szabó, R., et al., 2010, “Does Kepler revealil the mystery of the Blazhko effect? Primeira detecção de duplicação do período em Kepler Blazhko RR Lyrae estrelas”, MNRAS (no prelo)
• A Secção de Pulsadores de Curto Período da AAVSO
• A base de dados GEOS RR Lyrae
• O Projecto Blazhko na Universidade de Viena
• Gráficos de Plotts de RR Lyrae com o Plotador de Estrelas Variáveis da AAVSO
• Recursos da AAVSO para Observadores de Estrelas Variáveis