Estrelas Simbióticas

Estrela simbiótica R - Aquarii (representação)

          Por PGAPereira. Em um sistema estelar binário, o espectro combinado delas incluem uma componente de faixa de absorção molecular, tipicamente envolvendo a presença de faixas de  TiO, e uma componente de linha de emissão, tais como linhas de emissão de íons de mais alta ionização do He II 4686 angstrom e do O III com 5007 angstrom. As componentes de uma estrela simbiótica são uma estrela gigante e uma pequena estrela quente, tal como uma anã-branca, contornada por uma nebulosidade. Estrelas simbióticas são provavelmente progenitoras de nebulosas planetárias bipolares e elas formam alguns dos sistemas que depois explodem como supernovae do Tipo Ia, espetaculares explosões visíveis cruzando as distâncias cosmológicas. Os espectros das estrelas simbióticas sugerem que existem 3 regiões as quais emitem radiações: as próprias estrelas individuais e a nebulosidade que contorna a ambas. A nebulosidade é suposta originar-se da gigante vermelha, a qual no processo perde massa muito rapidamente seja através do vento estelar ou através da pulsação. A fase simbiótica representa um estágio posterior na evolução estelar e um breve momento na vida do sistema binário. Em vista da curta escala de tempo envolvida, as estrelas simbióticas são objetos raros. Apenas poucas centenas são conhecidas, uma das mais próximas de nós é CH Cygni. A maioria delas estão na nossa galáxia Milky Way, Via-Láctea, embora algumas sejam extra-galácticas, incluindo a de Draco Dwarf Galaxy, e várias nas Grande e Pequena Nuvens de Magalhães, as quais são satélites da nossa própria galáxia Via-Láctea.

Gigante Vermelha

          Uma estrela gigante evolui com uma temperatura de superfície de 2.500 a 3.500 ° C, um tipo espectral  M ou K , e um diâmetro entre os tempos de 10 e 100 vezes a do Sol.As gigantes vermelhas representam uma fase tardia na evolução de estrelas com uma variedade de massas, de pouco menos a massa do Sol, para dezenas de massas solares. As maiores gigantes vermelhas, que fazem a maioria maciça de estrelas, são conhecidas como supergigantes vermelhas. Quando uma gigante vermelha esgotou a sua fonte principal de hidrogênio, ela passa agora para a fase de fusão de hidrogênio em hélio em um escudo fora do núcleo. A gigante vermelha  mais próxima do Sol é Gacrux (Gamma Crucis).

 Distâncias, massas, e raios de gigantes vermelhas

Apesar das gigantes vermelhas serem bastante comuns entre as estrelas visíveis a olho nu, elas são realmente muito raras no espaço. Isso é porque elas duram apenas uma pequena fração da vida de uma estrela. Antes da década de 1990, as distâncias das gigantes vermelhas (e, portanto, suas luminosidades) não eram bem conhecidas. Graças à missão Hipparcos (1989-1993), as distâncias a muitas gigantes vermelham foram determinadas com uma boa precisão. Apenas algumas poucas gigantes vermelhas têm massas bem determinadas. A massa de uma estrela pode ser medida diretamente apenas se a estrela tem uma companheira binária. No caso de uma gigante vermelha, o companheiro teria sido engolido se estivesse muito perto da estrela em evolução. Se se encontrasse muito mais longe, o período orbital seria de séculos ou mais e, portanto, menos fácil de determinar com precisão. Os raios das gigantes vermelhas não são só difíceis de medir, mas também são difíceis de definir, por causa da natureza frágil das atmosferas das estrelas. Em comprimentos de onda em que a atmosfera é muito opaca, a estrela parece ser muito maior. Um bom progresso está sendo feito agora, no entanto, usando interferômetros ópticos e infravermelhos para calcular e medir os diâmetros destas estrelas.

Gigantes vermelhas e variabilidade

          Acredita-se que todas as gigantes vermelhas pulsam e, portanto, sejam variáveis. Uma estrela que só agora se torne uma gigante vermelha pode pulsar e variar de brilho com apenas uma amplitude muito pequena, porém a amplitude aumenta com o tempo. Quando as pulsações são grandes, a estrela é dita ser uma variável Mira. Eventualmente, as pulsações ajudam a expulsar as partes mais externas da estrela, produzindo uma camada, Shell, circum-estellar de gás e poeira e deixando para trás um núcleo remanescente como anã-branca. Por alguns milhares de anos antes que esfrie, a anã-branca quente pode iluminar os gases ao seu redor, dando origem ao fenômeno de nebulosa planetária. Cerca de um décimo das estrelas visíveis a olho nu estar vibrando como gigantes vermelhas, tipo espectral K5 ou mais fria, a maioria com amplitude muito pequena.

           Gigantes vermelhas pulsantes (exceto as estrelas do tipo Mira) foram muito menos estudadas do que as variáveis ​​cefeidas, por exemplo, principalmente por causa de sua irregularidade, leva anos ou décadas de observações para compreender essas estrelas. Na década de 1970, o falecido Olin Eggen passou vários anos pesquisando, estudando, e classificando essas estrelas. Em uma série de documentos (por exemplo, Eggen 1973), ele definiu as variáveis vermelhas em pequena, média e grande amplitudes (SARVs, MARVs e LARVs), e até mesmo um grupo de variáveis de ultra-baixa amplitude ​​que ele chamou de Estrelas Sigma Librae. O sistema de classificação do Catálogo Geral de Estrelas Variáveis ​​classifica as gigantes vermelhas pulsantes em variáveis semi-regulares (SR) ​​com qualquer um "periodicidade persistente" (SRA) ou "mal periodicidade expressa" (SRB), há também variáveis lentas e irregulares (L). As supergigantes vermelhas pulsantes são classificadas por analogia como SRc ou Lc. Agora sabemos que existe um espectro completo de comportamento entre as gigantes vermelhas, de quase periódica a bastante irregular, e gigantes K5 quase constantes, a estrelas hipervariáveis ​​Mira com tipos espectrais M9 ou mais fria.

Foto - A anã-branca Sirius-B aparece como um ponto à esquerda inferior desta imagem do Hubble. Ela orbita a companheira brilhante Sírius-A circunscrevendo-a em 50 anos. Foto da NASA.

Anãs-brancas

São estrelas muito diminutas, densas, do tamanho de planetas que caracterizam o final evolucionário para todas, exceto para as estrelas mais massivas. A primeira anã-branca a ser descoberta, em 1862, e a mais próxima ao Sol foi a companheira de Sírius. As anãs-brancas formam-se do colapso de núcleos estelares nos quais a fusão nuclear parou, e são expostas ao espaço seguindo a perda do invólucro exterior soprado pela velha estrela,  tipicamente como uma nebulosa planetária. Esta consiste em matéria degenerada em elétrons que proporciona a pressão necessária para prevenir um colapso posterior, estabelecendo que a massa da anã não exceda o limite de Chandrasekhar de cerca de 1,4 massa solar. Mesmo uma medianamente grande anã-branca, com massa similar a do Sol, teria o tamanho da Terra. Uma colher pequena cheia de sua matéria pesaria tanto quanto um hipopótamo.

Tipos de anãs-brancas

As estrelas de massas mais leves que nunca chegaram a entrar no estágio de combustão do carbono em seus núcleos dão surgimento a anãs-brancas de carbono-oxigênio, enquanto as estrelas que iniciam com uma massa mínima de 4 sóis podem surgimento a anãs-brancas de neôneo-oxigênio. Além disso, as anãs-brancas diferem em termos de seus espectros que são ditados pelos elementos que dominam suas superfícies. Três variáveis- dA, dB e dO (onde d significa “degenerado”) – têm aproximadamente superfícies puras  de hidrogênio ou hélio jazendo por cima de seus núcleos, enquanto as estrelas PG 1159 parecem ter núcleos parcialmente expostos. As anãs-brancas também podem ter uma mistura de elementos sobre suas superfícies e são cognonimadas conformemente. Por exemplo, estrelas dAB contêm hidrogênio e hélio neutros, enquanto as estrelas dAO têm hidrogênio e hélio ionizados. 

 Classificação das anãs-brancas  

 dA – Apenas linhas de Balmer: nenhuma de Hélio I ou de Metais. dB – Linhas de He I: nenhuma de H ou de metais. dC – Espectro continuo, pouca ou nenhuma linha visível. dO – He II forte : He I ou H presentes. dZ – Apenas linhas de metais: nenhuma linha de H ou He. dQ – Características do carbono, atômico ou molecular em qualquer porção do espectro. À direita representação de várias estruturas internas de vários tipos de anãs-brancas.
Anãs-brancas e supernovas
Anãs-brancas que consomem matéria de suas companheiras podem explodir como supernovae do tipo 1a as quais são usadas como velas padrões para medir distâncias cósmicas. Em 1988 essas supernovae proporcionaram evidências da aceleração da expansão do universo quando se descobriu ser menor do que o esperado.
A menor Anã-branca
A anã-branca de massa mais leve conhecida é a SDSS J091799.55+463821.8 com apenas 17% da massa do Sol. Ela jaz a 7.400 anos-luz próxima às margens das constelações Lynx e Ursa Major. Ela é um membro de um sistema estelar binário e evidentemente perdeu  no passado muito de sua matéria estelar para a estrela companheira a qual parece também ser uma anã-branca. As duas agora orbitam uma em torno da outra cada7,6 horas a uma distância de 1.040.000 km com uma velocidade de 536 km/h.