Na noite de 18 de Agosto de 1600, o cartógrafo holandês Willem Blaeu, ex-pupilo de Tycho Brahe, descobriu uma “estrela nova” de magnitude 3 na constelação do Cisne, junto a Sadr, a estrela que marca o peito da ave. Blaue assinalou a posição da sua nova num dos vários globos celestes que produziu com a legenda “Nova Stella anni 1600”. Mas a estrela, baptizada de P Cygni pelo astrónomo Johannes Bayer, nome que permanece até aos nossos dias, não era uma nova normal. Manteve-se na magnitude 3 durante 6 anos após o que o seu brilho começou a diminuir, deixando de ser visível a olho nu em 1626. Depois de duas outras erupções menores em 1655 e 1665 a estrela entrou num estado quiescente, com magnitude 5, a partir de 1715, exibindo apenas pequenas flutuações de brilho. O que Blaeu não podia adivinhar na altura é que a sua estrela nova era na realidade uma das estrelas mais luminosas da Via Láctea a lutar desesperadamente pela sobrevivência.
Globo celeste de Willem Blaue onde se pode ver a constelação do Cisne e a posição da P Cygni assinalada com a frase “Nova Stella anni 1600”.
Detalhe do globo com a referência a P Cygni.
Uma estrela vive sempre no fio da navalha. Por um lado, o peso do gás ionizado (plasma) que a constitui tenta constantemente esmagá-la, pois as estrelas não são corpos rígidos. Por outro lado, a radiação libertada pelas reacções de fusão no seu âmago, em que átomos mais complexos são sintetizados a partir de outros mais simples, exerce uma pressão no plasma, forçando a sua expansão. O delicado equilíbrio entre estas duas forças antagónicas — designado por equilíbrio hidrostático — tem de ser mantido ao longo da vida da estrela. Algumas estrelas, no entanto, são tão maciças e tão luminosas que a pressão da radiação está próxima do valor máximo teórico a partir do qual a estrela se dispersaria completamente para o espaço. Este valor é designado por “Limite de Eddington”. P Cygni é uma destas estrelas.
A localização de P Cygni, junto à estrela γ (gama) do Cisne, Sadr, que marca o peito da ave. A constelação aparece por volta das 22 horas no início de Maio, junto ao horizonte nordeste. No final da Primavera e durante o Verão é proeminente logo ao anoitecer.
Crédito: software Stellarium, edição pelo autor.
P Cygni é uma hipergigante azul; os astrónomos descrevem sinteticamente as suas características com a notação B1Ia+, em que “B1” se refere à temperatura da fotosfera da estrela (cerca de 19000 Kelvin) e “Ia+” à sua classe de luminosidade (uma supergigante extremamente luminosa). Tem uma massa estimada de 30 vezes a solar, um raio de 75 vezes o solar e uma luminosidade total de 800 mil vezes a do nosso Sol! A estrela pertence a uma pequena elite designada de “Variáveis Azuis Luminosas” (Luminous Blue Variables ou LBV, em inglês) cujos membros têm luminosidades centenas de milhar ou até mesmo alguns milhões de vezes a solar. São estrelas raríssimas, não só porque as estrelas muito maciças são pouco comuns mas também por que as LBV correspondem a uma fase evolucionária das estrelas mais maciças que é relativamente breve. Estima-se que existam apenas 200 na Via Láctea.
As linhas de emissão (picos no gráfico) no espectro da P Cygni mostram que se encontra rodeada de uma atmosfera densa e quente, rica em hidrogénio (H) e hélio (He), que esconde parcialmente a verdadeira fotosfera da estrela. Parte desse material, já mais frio, desloca-se na direcção da Terra e dá origem a uma linha de absorção (picos invertidos) correspondente do lado azul (menor comprimento de onda) do espectro, devido ao efeito de Doppler. Esta bifurcação característica das linhas espectrais (ver linhas assinaladas com um *) foi identificada pela primeira vez no espectro desta estrela mas ocorre em muitos outros contextos astrofísicos sendo designada por “perfil P Cygni”.
Com base em observações detalhadas e modelos teóricos da evolução de estrelas maciças, os astrónomos deduziram que P Cygni teria inicialmente cerca de 50 massas solares. Estrelas com massas tão elevadas são tão luminosas que perdem as camadas exteriores para o espaço interestelar a um ritmo alucinante, através de um vento estelar poderoso. No seu estado actual, a estrela perde cerca de 1 centésimo milionésimo de massa solar por ano. Parece pouco mas isso corresponde a 10 massas solares por milhão de anos e durante as relativamente curtas erupções a perda de massa ocorre a um ritmo ainda mais intenso.
Esta imagem no infravermelho próximo, num comprimento de onda emitido por átomos de ferro sem um electrão (FeII), mostra parte da nebulosa que circunda a P Cygni. A imagem da estrela foi obstruída com um coronógrafo, permitindo a observação da nebulosa subtil que a envolve. A nebulosidade visível foi provavelmente ejectada durante a erupção de 1600.
Crédito: Adam Ginsburg.
P Cygni está rodeada de uma nebulosa constituída pelas suas camadas exteriores, expelidas ao longo de centenas de milhares de anos, formadas essencialmente por hidrogénio e hélio mas enriquecidas já com nitrogénio, proveniente do seu interior. De facto, existem fragmentos de nebulosidade que sugerem que a estrela teve, para além da erupção de 1600, episódios semelhantes há 900, 2000 e 20000 anos. Quem sabe se a próxima erupção estará para breve?
(Referências: Lamers & de Groot)
1 comentário
Muito bom.