Observações Espectroscópicas de Eta Carinae
INTRODUÇÃO :
O espectro "normal" de Eta Carinae apresenta muitas linhas fortes de emissão, correspondendo a estados de alta excitação. Entre outras, estão presentes várias linhas de HeI, de [NII] e de [NeIII], além das linhas de hidrogênio ionizado. Este estado costuma ser geralmente referido como "high state".
No entanto, nas épocas do evento espectroscópico cíclico descoberto pelo astrônomo brasileiro Augusto Damineli em meados da década de 1990, que ocorre com uma periodicidade de 2020 dias (cerca de 5.53 anos), as linhas de alta excitação se enfraquecem e podem mesmo desaparecer. Eta Carinae mostra nessas situações um espectro dominado por linhas de baixa excitação, como as linhas de emissão de hidrogênio e de FeII. Este estado costuma ser referido como "low state".
Parece ser claro que as linhas de alta excitação não vêm diretamente da fotosfera ou cromosfera da estrela central (ou estrelas centrais), mas sim da região que circunda Eta Carinae - uma nebulosa em forma de halteres ejetada nas grandes erupções do século XIX, conhecida popularmente como "Nebulosa do Homunculo".
As teorias que procuram explicar a existência do ciclo de 2020 dias vão desde o modelo binário (desenvolvido pelo próprio Damineli em fins da década passada, e que é hoje aceito amplamente na comunidade astronômica), até modelos de pulsação baseados numa estrela única supermassiva, e que atribuem as variações do espectro a fatores como instabilidades ou ejeções de massa (teses essas defendidas por outros pesquisadores). Ainda não se pode dizer que haja "consenso universal" sobre o modelo correto, embora nos últimos anos o modelo binário tenha encontrado crescente aceitação.
No modelo de Damineli, Eta Carinae é composta por um sistema binário em que as componentes estão imersas no Homunculo e separadas entre si por uma distância aproximadamente equivalente à distância entre o Sol e Jupiter. As estrelas seguem orbitas excentricas, sendo que o periastro se dá a cada 5.53 anos. Ambas as estrelas possuem fortes ventos estelares: a componente maior é mais fria (cerca de 15 000 K) e a menor, mais quente (cerca de 30 000 K); quando a secundária se aproxima do periastro, penetra no intenso vento estelar da primária, provocando o apagamento das linhas de alta excitação e transformando o espectro de Eta Car no "low state". O choque dos ventos provoca ainda um aquecimento do gás a temperaturas da ordem de 63 milhões de graus K, detetável através de observações em raios-X como um aumento intenso do fluxo, seguido de uma queda brusca.
Uma forma de decidir a controvérsia sobre os modelos é identificar, por meio da espectroscopia, se o evento se dá precisamente no período de 2020 dias, ou se, ao contrário, ele pode ocorrer "atrasado" ou "adiantado" em cada evento por um intervalo de tempo significativo - por exemplo, alguns meses a mais ou a menos em relação às previsões do modelo de Damineli. A ocorrência de períodos muito precisos entre dois eventos consecutivos tornaria difícil sustentar a hipótese de que os eventos são causados pela pulsação de uma só estrela supermassiva.
O evento de fins de 1997 ocorreu exatamente dentro das previsões do modelo binário, o que já parece ser uma boa razão para a confirmação dessa teoria. Entretanto, para uma confirmação final, através da observação do evento previsto para fins de junho de 2003, um intenso e complexo programa internacional foi montado entre diversos observatórios profissionais, envolvendo o Hubble Space Telescope, o Laboratório Nacional de Astrofísica (LNA) no Brasil, além de observatórios na Austrália, Chile, Argentina e satélites em R-X como o Chandra e o RXTE.
NOSSO TRABALHO :
Em março de 2003, decidimos também acompanhar o evento espectroscópico atual
de Eta Car, concentrando-nos em duas regiões espectrais cobrindo linhas de
emissão específicas: (1) a linha de HeI em 6678 Angstroms e (2) as linhas de
[NII] em 5755 A, e a de HeI 5874 A próxima desta. Obviamente, não esperávamos
que nossos resultados pudessem acrescentar nada aos espectros de muito maior
resolução obtidos nos grandes observatórios profissionais. Ao contrário, o
que queríamos demonstrar era que o evento poderia ser também detetado em
telescópios pequenos e em nosso espectroscópio amador - verificando ou não a
transição do "high state" para o "low state" nas datas
previstas.
Dentro de nossas limitações instrumentais, nossos resultados indicaram que o evento realmente se deu como previsto, com as linhas observadas atingindo um forte atenuamento, que parece ter se tornado mais intenso em fins de junho de 2003 - época em que as linhas de HeI 6678, [NII] 5755 e HeI 5874 se tornaram extremamente fracas. Um resumo de nossas observações pode ser visto nas Figuras de 1 a 4.
As Figuras 1 e 2 demonstram o comportamento da linha de HeI 6678 A em três ocasiões: 03 de abril de 2003 (high state), 11 de junho de 2003 e 26 de junho de 2003 (low state). Nos três casos, usamos um telescópio Meade LX-200 com 12 pol abertura, acoplado ao espectroscópio da REA e a uma camera CCD ST-7E.
Os espectros foram obtidos com um tempo de integração de 30 minutos cada (três imagens de 10 min somadas). As imagens foram processadas com os excelentes softwares IRIS (de Christian Buil) e VisualSpec (de Valérie Desnoux), ambos disponíveis na Web.
Fig. 1
A figura 1 tem apenas objetivo estético. Nela, vê-se o espectro sintético (processado) obtido nas três ocasiões. A linha de emissão saturada, à esquerda da imagem, é a linha Balmer de Hidrogênio Alfa em 6563 A. Mesmo nessa representação com fins estéticos, é visível a evolução temporal da intensidade da linha de emissão de HeI 6678, a meio caminho entre o extremo esquerdo e o centro.
Já a figura 2, ao contrário, é mais representativa: trata-se dos perfis espectrais da região considerada (calibrada através do VisualSpec para os comprimentos de onda respectivos) nas três ocasiões. Claramente nela pode-se notar a queda de intensidade da linha de HeI 6678 desde o "high state" em 03 de abril (curva rosa) para o "low state" em 11 de junho (curva azul) e 26 de junho (curva verde). Nessa ultima ocasião, por sinal, quase confundindo-se com o contínuo.
Fig. 2
As Figuras 3 e 4 demonstram o comportamento das linhas de [NII] 5755 E HeI 5874 nas mesmas ocasiões. O equipamento, condições operacionais e processamento foram identicos. Na Figura 3 - semelhante à Figura 1 e também incluída aqui por motivos estéticos - percebe-se visualmente o desvanecimento progressivo de ambas as linhas, vistas respectivamente ao centro e a meio caminho entre o centro e a extrema direita.
Fig.3
A Figura 4 demonstra a evolução dos perfis espectrais (calibrados de forma idêntica à da Fig 2) das linhas de [NII] 5755 e HeI 5874. É evidente o enfraquecimento de ambas as linhas desde o high state em Abril 03 (curva rosa) até o low state em Junho 11 (curva verde) e Junho 26 (curva azul).
Fig.4
Em nossa interpretação, ficou evidente por nossos dados que o registro do evento espectroscópico pode ser perfeitamente feito com equipamento amador, apesar de todas as limitações instrumentais. Acreditamos que este tipo de observação amadora seja pioneira para Eta Carinae, e é uma demonstração das imensas possibilidades que a espectroscopia amadora nos oferece.
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