KEPLER descobre variabilidade nas "SETE IRMÃS"

Esta imagem obtida pelo Telescópio Espacial Kepler mostra os membros do enxame das Plêiades. O enxame abrange 42 CCDs das 95 que constituem a câmara do Kepler. As estrelas mais brilhantes - Alcyone, Atlas, Electra, Maia, Merope, Taygeta e Pleione - são visíveis a olho nu. O Kepler não foi desenhado para observar estrelas assim tão brilhantes; fazem com que a câmara fique saturada, produzindo picos e outros artefactos. Apesar desta séria degradação, a nova técnica permitiu que os astrónomos medissem cuidadosamente as mudanças no brilho destas estrelas enquanto o Kepler as observava durante quase três meses.Crédito: NASA/Universidade de Aarhus/T. White

As Sete Irmãs, assim conhecidas pelos antigos gregos, são agora conhecidas pelos astrónomos modernos como M45, ou como o enxame estelar das Plêiades - um conjunto de estrelas visíveis a olho nu e estudadas há já milhares de anos por culturas espalhadas por todo o mundo. O Dr. Tim White do Centro de Astrofísica Estelar da Universidade de Aarhus, juntamente com a sua equipa de astrónomos dinamarqueses e internacionais, demonstraram uma poderosa nova técnica para observar estrelas como estas que, normalmente, são demasiado brilhantes para avistar com telescópios de alto desempenho. 

O seu trabalho foi publicado na revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Usando um novo algoritmo para melhorar as observações do Telescópio Espacial Kepler na sua missão K2, a equipa realizou o estudo mais detalhado, até agora, da variabilidade destas estrelas. O Kepler está desenhado para procurar planetas em órbita de estrelas distantes através da deteção da diminuição do brilho quando estes passam à sua frente, e também para fazer asterossismologia (sismologia estelar), estudando a estrutura e evolução de estrelas tal como revelado pelas mudanças no seu brilho.

Tendo em conta que a missão Kepler foi desenhada para observar milhares de estrelas fracas de uma só vez, algumas das estrelas mais brilhantes são na verdade demasiado brilhantes para observar. A luz de uma estrela brilhante, apontada a um detetor, fará com que os pixéis centrais da imagem da estrela fiquem saturados, o que provoca uma perda de precisão muito significativa na medição do brilho total da estrela. Este é o mesmo processo que causa uma perda de alcance dinâmico nas câmaras digitais comuns, que não conseguem ver detalhes ténues e brilhantes na mesma exposição.

"A solução para a observação de estrelas brilhantes com o Kepler acabou por ser bastante simples," comenta o autor principal Tim White. "Estamos principalmente preocupados com as mudanças relativas, não absolutas, no brilho. Nós podemos medir essas alterações nos pixéis insaturados próximos e ignorar completamente as áreas saturadas."

Mas as mudanças no movimento do satélite e ligeiras imperfeições no detetor podem ainda ocultar o sinal de variabilidade estelar. Para superar este facto, os autores desenvolveram uma nova técnica para "pesar" a contribuição de cada pixel a fim de encontrar o equilíbrio certo onde os efeitos instrumentais são cancelados, revelando a verdadeira variabilidade estelar. Este novo método foi denominado fotometria halo, um algoritmo simples e rápido que os autores lançaram como software livre de código aberto.

A maioria das sete estrelas são estrelas B de pulsação lenta, uma classe de estrela variável em que o brilho estelar muda com períodos razoavelmente longos (poucos dias). As frequências destas pulsações são fundamentais para explorar alguns dos processos mal compreendidos no núcleo destas estrelas.

A sétima estrela, Maia, é diferente: varia com um período regular de 10 dias. Estudos anteriores mostraram que Maia pertence a uma classe de estrelas com concentrações superficiais anormais de alguns elementos químicos, como o manganês. Para saber se estes elementos estavam relacionados, foram realizadas várias observações espectroscópicas com o Telescópio Hertzsprung SONG.

"O que vimos foi que as mudanças de brilho observadas pelo Kepler acompanham as mudanças na força da absorção do manganês na atmosfera de Maia," comenta a Dra. Victoria Antoci, coautora do trabalho e professora assistente do Centro de Astrofísica Estelar da Universidade de Aarhus. "Nós concluímos que as variações são provocadas por uma grande mancha química à superfície da estrela, que se torna visível com a rotação da estrela ao longo do período de 10 dias."

"Há sessenta anos atrás, os astrónomos pensaram que tinham observado variabilidade em Maia com um período de algumas horas e sugeriram que esta era a primeira estrela de uma nova classe de variáveis chamadas 'Variáveis Maia'," explica White, "mas as nossas novas observações mostram que Maia não é, ela própria, uma Variável Maia!"

Não foram detetados sinais de trânsitos exoplanetários neste estudo, mas os autores mostram que o seu novo algoritmo pode alcançar a precisão necessária para o Kepler e os futuros telescópios espaciais como o TESS (Transiting Exoplanet Survey Satellite) detetarem planetas em trânsito de estrelas tão brilhantes quanto a nossa vizinha Alpha Centauri. Estas estrelas brilhantes e próximas são os melhores alvos para futuras missões, como o Telescópio Espacial James Webb, que deverá ser lançado no final de 2018.

Fonte: Astronomia OnLine