As Sete Irmãs, como eram conhecidas pelos antigos gregos, agora são conhecidas pelos astrônomos modernos como o conjunto de estrelas das Plêiades - um conjunto de estrelas visíveis a olho nu e estudadas há milhares de anos por culturas em todo o mundo. Agora, o Dr. Tim White, do Centro de Astrofísica Estelar da Universidade de Aarhus e sua equipe de astrônomos dinamarqueses e internacionais, demonstraram uma nova técnica poderosa para observar estrelas como essas. O trabalho deles é publicado nas Mensagens Mensais da Royal Astronomical Society.
Usando um novo algoritmo para melhorar as observações do telescópio espacial Kepler em sua missão K2, a equipe realizou o estudo mais detalhado sobre a variabilidade dessas estrelas. Satélites, como Kepler, são projetados para procurar planetas orbitando estrelas distantes, procurando diminuição em seu brilho, à medida que os planetas passam na frente, e também para fazer asteroseismologia - estudo das oscilações nas estrelas -, estudando a estrutura e a evolução das estrelas como revelado pelas mudanças em seu brilho.
Como a missão Kepler foi projetada para olhar milhares de estrelas fracas por vez, algumas das estrelas mais brilhantes são realmente muito difíceis para observar. Captar um feixe de luz de uma estrela brilhante em um ponto em um detector de câmera fará com que os pixels centrais da imagem da estrela sejam saturados, o que causa uma perda de precisão muito significativa na medida do brilho total da estrela. Este é o mesmo processo que causa uma perda de alcance dinâmico em câmeras digitais comuns, que não podem ver detalhes fracos e brilhantes na mesma exposição.
"A solução para observar estrelas brilhantes com o Kepler acabou por ser bastante simples", disse o autor principal, Dr. Tim White. "Estamos principalmente preocupados com as mudanças relativas, em vez de absolutas, no brilho. Nós podemos apenas medir essas mudanças de pixels insaturados próximos e ignorar completamente as áreas saturadas".
Mas mudanças no movimento do satélite e pequenas imperfeições no detector ainda podem ocultar o sinal da variabilidade estelar. Para superar isso, os autores desenvolveram uma nova técnica para pesar a contribuição de cada pixel para 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 revela-se como estrelas de tipo B, uma classe de estrela variável em que o brilho da estrela muda em períodos de um dia. As freqüências dessas pulsações são a chave para explorar alguns dos processos mal compreendidos no núcleo dessas 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. Uma explicação para as variações da luz cíclica é que camadas escuras e leves associadas a esses elementos químicos atravessam o globo da estrela à medida que gira. Para confirmar essa ideia, White e seus colaboradores do estado de Geórgia usaram o Centro da Universidade Estadual de Georgia para a Átomo de Alta Resolução Angular (CHARA, na sigla em inglês) para determinar o tamanho real da estrela.
O CHARA Array do Observatório Mount Wilson na Califórnia é o maior interferômetro óptico do mundo, e é ideal para observações de perto das estrelas. As observações de Maia pelo CHARA confirmaram que a estrela tem o tamanho certo para explicar a variação da luz como resultado de uma estrela rotativa manchada.
Nenhum sinal de trânsito exoplanetário foi detectado neste estudo.
Fonte: Space Daily
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