SEARA DA CIÊNCIA
CURIOSIDADES DA FÍSICA
José Maria Bassalo



As Variáveis (Estrelas) Cefeidas.

As variáveis cefeidas são estrelas cujo brilho varia em períodos (de dias para umas e de meses para outras). A primeira observação da variação do brilho de uma estrela foi feita pelo teólogo e astrônomo holandês David Fabricius (1564-1617) ao notar que a estrela na Constelação da Baleia (“Cetus”), de segunda magnitude, declinou em brilho regularmente até desaparecer, em outubro de 1596. Em vista disso, deu-lhe o nome de Mira Ceti (“a maravilhosa”). Uma nova observação dessa estrela foi realizada, em 1638, pelo astrônomo holandês John Phocylides Holwarda (1618-1651). O período de variação do brilho dessa estrela foi medido pelo astrônomo francês Ismael Bullialdus (Boulliou) (1605-1694), em 1667, que encontrou o valor de 333 dias. É oportuno registrar que, por volta de 1640, esse astrônomo formulou a hipótese de que a força de atração gravitacional variava com o quadrado da distância.
Nova observação sobre a variação do brilho das estrelas foi realizada mais de cem anos depois. Com efeito, em novembro de 1782, o astrônomo amador inglês, de origem holandesa, John Goodricke (1764-1786) notou que o brilho da estrela Algol, a da constelação de Perseu, variava por um período de aproximadamente três dias. Note-se que, provavelmente, pela observação da variação de seu brilho, os árabes a tenham chamado de Algol, que significa “vampiro”, em árabe. Em 16 de outubro de 1784, Goodricke começou a observar o “eclipse” da estrela da constelação de Cephei, que passou a representar o protótipo das estrelas variáveis: as cefeidas. Dois anos depois, em 1786 (Philosophical Transactions of the Royal Society of London 76, p. 48), ele publicou o resultado de suas observações, afirmando: A estrela marcada como por Bayer, próxima da cabeça de Cepheu, mostra variações em sua luminosidade. O período determinado por ele foi de 5d (dias) e 8h (horas) (valor atual: 5d8h52m27,46s). Observe-se que o astrônomo alemão John Bayer (1572-1625), em 01 de setembro de 1603, publicou o Uranometria, um catálogo de estrelas no qual há uma associação delas com as constelações a que pertencem. Assim, Bételgeuse, a maior estrela da Constelação de Órion, passou a ser denominada de de Órion; a Rigel transformou-se em de Órion; e Belatriz, a de Órion. Desse modo, algumas das maiores estrelas observadas na época de Bayer receberam apenas a letra inicial do alfabeto grego, como aconteceu, por exemplo, com a de Centauro. Registre-se que, ainda em 1784, o astrônomo inglês Edward Pigott (1753-1825) observou a variação no brilho da estrela da Constelação de Áquila (“Águia”). Registre-se, também, que em 1894, o astrônomo russo Aristarkh Apollonovich Belopolskii (1854-1934) observou deslocamentos nas linhas espectrais da de Cephei, e concluiu que a sua atmosfera estava variando de tamanho.
Embora a variação do brilho de algumas estrelas tenha sido observada há cerca de 200 anos antes de Goodricke, conforme vimos acima, o seu grande mérito, além, é claro, da própria observação, foi o de apresentar a primeira explicação para esse fenômeno. Para Goodricke, a variação do brilho da de Cephei se devia ao fato de que sua “companheira invisível” eclipsava a sua luz quando passava entre ela e o Sol. Por causa dessa explicação, Goodricke, que era surdo-mudo e morreu cedo, com 21 anos, recebeu a Medalha Copley da Royal Society of London, em 1783.
As variáveis cefeidas começaram a ser catalogadas, em 1888, pelo astrônomo norte-americano Seth Carlo Chandler Junior (1846-1913), ocasião em que registrou 225 delas, sendo 160 periódicas. É oportuno notar que Chandler foi o descobridor da variação dos pólos geográficos terrestres, em 1891. Essa variação é hoje conhecida como o bamboleio de Chandler (“Chandler wobble”).
Um estudo quantitativo do brilho das variáveis cefeídas começou a ser realizado pela astrônoma norte-americana Henrietta Swan Leavitt (1868-1921), depois da descoberta que fez, em 1908, de cerca de 1.777 variáveis cefeidas, nas Nuvens de Magalhães. Assim, em 1912 (Annals of Harvard College Observatory 173, p. 1), o exame da luminosidade dessas estrelas levou Leavitt à descoberta de que a magnitude aparente das mesmas decrescia linearmente com o aumento do logaritmo de seu período. Em vista dessa descoberta, acreditou que poderia determinar a distância entre as estrelas cefeidas comparando os seus brilhos real e aparente. No entanto, quando foi conversar com o astrônomo norte-americano Edward Charles Pickering (1846-1919), que era Diretor do Harvard College Observatory, sobre a sua idéia, Pickering, no entanto, dissuadiu-a dizendo que as mulheres que trabalhavam para ele estavam lá apenas para coletar dados e não para interpretá-los. Desse modo, em 1913 (Astronomische Nachrichten 196, p. 201), o astrônomo dinamarquês Ejnar Hertzsprung (1873-1966) foi o primeiro a medir a distância entre as estrelas cefeídas nas Nuvens de Magalhães, utilizando a curva brilho versus período preparada por Leavitt. Nesse trabalho, Hertzsprung estimou em 30.000 anos-luz as dimensões da Pequena Nuvem de Magalhães. É oportuno destacar que Leavitt descobriu quatro novas e mais de 2.400 estrelas cefeidas.
Uma nova utilização da curva de luminosidade periódica das estrelas cefeidas criadas por Leavitt deveu-se ao astrônomo norte-americano Harlow Shapley (1885-1972). Vejamos como. Em 1901, aos 16 anos de idade, Shapley era repórter criminal do Daily Sun de uma pequena cidade do Estado de Kansas. Ao saber que a Universidade de Missouri, de seu estado natal, abriria uma Escola de Jornalismo, matriculou-se nessa Universidade, em 1907. Contudo, como essa Escola não foi aberta naquele ano, ele então estudou astronomia e seu gosto por essa ciência foi intensificado ao ser escolhido assistente do astrônomo norte-americano Frederick Hanley Seares (1873-1964), Diretor do Laws Observatory. Depois de defender o Mestrado naquela Universidade, em 1911, Shapley foi realizar o Doutorado na Universidade de Princeton com o astrônomo norte-americano Henry Norris Russell (1877-1957), que trabalhava com as estrelas cefeidas, também conhecidas como binárias eclipsantes, já que, desde os trabalhos de Goodricke, acreditava-se que elas eram estrelas binárias (A-B), e que o eclipse de uma delas (A, por exemplo) decorria da passagem, rumo ao Sol, da “companheira invisível” (B) por A, segundo a explicação dada por Goodricke, conforme dissemos acima.
Em 1913, Shapley completou sua Tese de Doutorado na Universidade de Princeton. Contudo, antes de completá-la, esteve no Harvard College Observatory, ocasião em que recebeu do astrônomo norte-americano Solon Irving Bailey (1854-1931), que havia estudado as estrelas eclipsantes em aglomerados (“clusters”) globulares nos céus meridionais, a sugestão de estudar esse tipo de estrelas, no Observatório do Monte Wilson, em Pasadena, na Califórnia. Ainda em Harvard, Shapley também teve contato com o trabalho de Leavitt. Assim, usando essas informações e o resultado das pesquisas que fizera para a sua Tese de Doutoramento, Shapley publicou então um trabalho, em 1914 (Astrophysical Journal 40, p. 448), no qual analisou a natureza e a causa da variação da luminosidade das estrelas cefeidas. Nesse trabalho, ele deu uma outra interpretação para essas estrelas eclipsantes, qual seja, a de que a variação de seu brilho decorre do fato que elas não são estrelas binárias, mas sim, estrelas que pulsam, mudando a sua luminosidade à medida que mudam de tamanho. Registre-se que sua Tese de Doutorado, intitulada A Study of the Orbits of Eclipsing Binaries, foi publicada em 1915 (Princeton University Observatory Contributions 3).
Quando Shapley chegou em Pasadena, em 1915, para trabalhar no Observatório do Monte Wilson, seu interesse continuou voltado para o cálculo da distância entre as várias camadas que compõem os aglomerados (“clusters”) globulares. Desse modo, entre 1916 e 1921, usando a variabilidade sistemática das estrelas Lyra RR (período entre 1 e 12 horas) e a das cefeidas, Shapley escreveu uma série de artigos, nos quais estudou as magnitudes e as cores das estrelas de diversos aglomerados distribuídos no Universo, inclusive de nossa Galáxia, a Via Láctea. [Ver a relação desses artigos, em: Owen Gingerich, Harlow Shapley, IN: Charles Coulston Gillispie (Editor), Dictionary of Scientific Biography (Charles Scribner´s Sons, 1981.]
Nos estudos referidos acima, Shapley descobriu que os aglomerados globulares formavam um gigantesco sistema esférico e que não estavam centrados no Sol, mas sim, em uma região distante da Via Láctea, na direção da Constelação de Sagitário. Em conseqüência disso, formulou, então, em 1918 (Astrophysical Journal 48, p. 89), a idéia audaciosa de que o Sol não se encontrava no centro da Via Láctea, e sim, a uma distância de 50.000 anos-luz. A audácia dessa proposta era a de que ela destronava o Sol como o centro de nossa Galáxia, conforme fora proposto pelo astrônomo holandês Jacobus Cornelius Kapteyn (1851-1922) em seu pequeno livro intitulado Plan of Selected Áreas, publicado em 1906, em Groningen. Nesse livro, Kapteyn apresentou também algumas propriedades estelares (movimento próprio, paralaxe, tipo espectral e velocidade radial) de cerca de 200.000 estrelas, distribuídas em 206 áreas estelares, uniformemente demarcadas no céu e nas declinações de + 900, + 750, + 600, + 450, ... até - 900.
Em seu artigo de 1918, Shapley deu números à forma do disco achatado de nossa Via Láctea, forma essa proposta pelo astrônomo germano-inglês Sir Friedrich Wilhelm (William) Herschel (1738-1822), em 1784-1785, e que também defendia a hipótese de ser o Sol o centro de nossa Galáxia. Para Shapley, esse disco apresentava um diâmetro equatorial de 300.000 anos-luz e uma espessura de 10.000 anos-luz. Esses números foram retificados por Kapteyn, em 1922 (Astrophysical Journal 55, p. 302), para, respectivamente, 55.000 e 11.000 anos-luz. Observe-se que as dimensões da Via Láctea já sido objeto de um grande debate entre Shapley e o astrônomo norte-americano Heber Doust Curtis (1872-1942) em artigos que publicaram, em 1921 (Bulletin of the National Academy of Science 2, pgs. 171; 194). Para mais detalhes sobre esse debate, ver: Malcolm S. Longair, IN: Twentieth Century Physics, Volume III (Institute of Physics Publishing and American Institute of Physics Press, 1995). É oportuno destacar que, em 1927, o astrônomo holandês Jan Hendrik Oort (1900-1992) anunciou novos dados para a Via Láctea: 100.000 anos luz de diâmetro, 10.000 anos luz de espessura, e 30.000 anos-luz da distância do Sol ao centro dessa nossa Galáxia.
Na conclusão deste verbete, é oportuno fazer um comentário sobre a explicação física das variáveis cefeídas. Conforme vimos acima, a primeira explicação sobre essas estrelas foi dada por Goodricke, em 1784/1786: elas eram estrelas binárias, que se eclipsavam pela passagem de uma delas (invisível) através da outra, em sua passagem para o Sol. Somente mais de 100 anos depois, Shapley, em 1914, afirmou que se tratavam de estrelas que pulsavam. Contudo, 35 anos antes, em 1879 (Wiedmanns Annalen 8, p. 172), o físico alemão Georg Dietrich August Ritter (1826-1908) sugeriu que pulsações não radiais, seguidas de variações na temperatura superficial da estrela eclipsante, poderiam ser responsáveis pela variação periódica em seu brilho. Em 1890 (Philosophical Magazine 29, 173), o físico inglês John William Strutt (Lord Rayleigh) (1842-1919) estudou a vibração na atmosfera estelar. Por sua vez, o astrofísico suíço Robert Emden (1862-1940) publicou, em 1907, o livro intitulado Gaskugeln, Anwendungen der mechanischen Wärmetheorie auf kosmologische und meteorologische Probleme, no qual apresentou um modelo de evolução estelar como sendo devido à contração de uma esfera de gás perfeito (ver verbete nesta série). Logo depois, em 1909 (Astrophysical Journal 29, p. 257), o astrofísico norte-americano Forest Ray Moulton (1872-1952) também tratou das contrações estelares. Em 1913 (The Observatory 36, p. 59), o meteorologista inglês Sir David Brunt (1886-1965) apresentou uma discussão sobre as variáveis cefeídas.
O estudo sistemático sobre as variáveis cefeidas foi desenvolvido pelo astrofísico inglês Sir Arthur Stanley Eddington (1882-1944). Com efeito, em 1917 (The Observatory 40, p. 290) e, em 1918 (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society of London 79, p. 177), ele desenvolveu a teoria das pulsações adiabáticas em uma estrela gasosa com uma dada distribuição de densidades, obtendo uma dependência com a densidade similar àquela encontrada pelo astrônomo francês Jean Richer (1630-1696), por volta de 1672, para uma estrela homogênea. Em 1926, Eddington publicou o livro intitulado The Internal Constitutions of the Stars, pela Universidade de Cambridge, no qual demonstrou que a origem das estrelas era subatômica, decorrente do aniquilamento entre elétrons e as partículas positivas constituintes do núcleo Rutherfordiano. Em 1932 (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society of London 92, p. 471), Eddington propôs que os períodos de pulsação das variáveis cefeidas requerem que elas sejam muito mais homogêneas do que as estrelas da seqüência principal do diagrama de Hertzsprung-Russell (vide verbete nesta série), daí elas se situarem numa região peculiar chamada faixa de instabilidade (“instability strip”) desse diagrama. Em 1941 (Monthly Notices of the Royal Astronomical Society of London 101, p. 182), Eddington formulou uma teoria da variação da luminosidade das variáveis cefeidas. Em 1942 (The Observatory 64, p. 231), dois anos antes de morrer, Eddington deu uma nova contribuição ao estudo dessas estrelas pulsantes, ao propor que é a mudança de transparência na atmosfera que causa as pulsações. Assim, a atmosfera da estrela retém o calor e causa a expansão, que por sua vez causa a redução de opacidade permitindo que a luz escape, esfriando a atmosfera e causando o colapso. Por fim, em 1960 (Astrophysical Journal 132, p. 594), o astrônomo norte-americano John Paul Cox (1926-1984) descobriu ser a ionização parcial do gás hélio (He) a fonte da opacidade e, portanto, da pulsação das variáveis cefeidas. Para maiores detalhes sobre as variáveis cefeídas, ver: Isaac Asimov, Os Gênios da Humanidade (Bloch Editores S. A., 1974); J. R. Roy, L´Astronomie et son Histoire (Presses de l´Université du Québec, 1982); Carl Sagan, Cosmos (Livraria Francisco Alves Editora, 1984); Combined General Catalogue of Variable Stars, Edição de dezembro de 2007; C. Oliveira e V. Jatenco-Pereira, Fundamentos de Astronomia – Capítulo 13 [Observatórios Virtuais – Internet (acesso; 27/05/2008)], e, também no site: http://astro.if.ufrg.br/estrelas/variaveis/htm (acesso: 27/05/2008) .