Lyra
Lyra (latim para 'lira', do grego antigo: λύρα LY-rə) é uma pequena constelação. É uma das 48 listadas pelo astrônomo do século II Ptolomeu, e é uma das 88 constelações modernas reconhecidas pela União Astronômica Internacional. Lyra era frequentemente representada em mapas estelares como um abutre ou uma águia carregando uma lira e, portanto, às vezes é chamada de Vultur Cadens ou Aquila Cadens ("Falling Vulture& #34; ou "Falling Eagle"), respectivamente. Começando no norte, Lyra faz fronteira com Draco, Hercules, Vulpecula e Cygnus. Lyra está quase acima das latitudes temperadas do norte logo após a meia-noite no início do verão. Do equador até cerca do paralelo 40º sul, é visível baixo no céu do norte durante os mesmos meses (portanto, inverno).
Vega, a estrela mais brilhante de Lyra, é uma das estrelas mais brilhantes do céu noturno e forma um canto do famoso asterismo do Triângulo de Verão. Beta Lyrae é o protótipo de uma classe de estrelas binárias conhecidas como variáveis Beta Lyrae. Essas estrelas binárias estão tão próximas umas das outras que se tornam ovais e o material flui de uma para a outra. Epsilon Lyrae, conhecido informalmente como Double Double, é um complexo sistema estelar múltiplo. Lyra também hospeda a Nebulosa do Anel, a segunda nebulosa planetária descoberta e a mais conhecida.
História
Na mitologia grega, Lyra representa a lira de Orfeu. Feita por Hermes a partir de uma carapaça de tartaruga, dada a Apolo como uma pechincha, dizia-se que foi a primeira lira já produzida. Dizia-se que a música de Orfeu era tão boa que até objetos inanimados, como pedras, podiam ser enfeitiçados. Juntando Jasão e os Argonautas, sua música foi capaz de abafar as vozes das perigosas Sereias, que entoavam canções tentadoras para os Argonautas.
A certa altura, Orfeu casou-se com Eurídice, uma ninfa. Ao fugir de um ataque de Aristeu, ela pisou em uma cobra que a picou, matando-a. Para recuperá-la, Orfeu entrou no submundo, onde a música de sua lira encantou Hades. Hades cedeu e deixou Orfeu trazer Eurídice de volta, com a condição de que ele nunca olhasse para trás até fora. Infelizmente, perto do fim, Orfeu vacilou e olhou para trás, fazendo com que Eurídice fosse deixada no submundo para sempre. Orfeu passou o resto de sua vida dedilhando sua lira enquanto vagava sem rumo pela terra, rejeitando todas as ofertas de casamento de mulheres.
Existem dois mitos concorrentes relacionados à morte de Orfeu. De acordo com Eratóstenes, Orfeu falhou em fazer um sacrifício necessário a Dionísio devido a sua consideração por Apolo como a divindade suprema. Dionísio então enviou seus seguidores para destruir Orfeu. Ovídio conta uma história bem diferente, dizendo que as mulheres, em retribuição à rejeição de Orfeu às ofertas de casamento, se agruparam e atiraram pedras e lanças. A princípio, sua música também os encantou, mas eventualmente seus números e clamor superaram sua música e ele foi atingido pelas lanças. Ambos os mitos afirmam que sua lira foi colocada no céu por Zeus e os ossos de Orfeu foram enterrados pelas musas.
Vega e suas estrelas circundantes também são tratadas como uma constelação em outras culturas. A área correspondente a Lyra era vista pelos árabes como um abutre ou uma águia mergulhando com as asas dobradas. No País de Gales, Lyra é conhecida como Harpa do Rei Arthur (Talyn Arthur) e Harpa do Rei David. O Hafiz persa chamou de Lira de Zurah. Tem sido chamado de Manjedoura do Menino Salvador, Praesepe Salvatoris. Na astronomia aborígine australiana, Lyra é conhecida pelo povo Boorong em Victoria como a constelação de Malleefowl. Lyra era conhecida como Urcuchillay pelos Incas e era adorada como uma divindade animal.
Características
Lyra faz fronteira com Vulpecula ao sul, Hércules a oeste, Draco ao norte e Cygnus a leste. Cobrindo 286,5 graus quadrados, ocupa o 52º lugar entre as 88 constelações modernas em tamanho. Aparece proeminentemente no céu do norte durante o verão do Hemisfério Norte, e toda a constelação é visível por pelo menos parte do ano para observadores ao norte da latitude 42°S. Seu asterismo principal consiste em seis estrelas, e 73 estrelas no total são mais brilhantes do que magnitude 6,5. Os limites da constelação, definidos pelo astrônomo belga Eugène Delporte em 1930, são definidos por um polígono de 17 lados. No sistema de coordenadas equatoriais, as coordenadas de ascensão reta dessas fronteiras estão entre 18h 14m e 19h 28m , enquanto as coordenadas de declinação estão entre +25,66° e +47,71°. A União Astronômica Internacional (IAU) adotou a abreviação de três letras "Lyr" para a constelação em 1922.
Recursos
Estrelas
O cartógrafo alemão Johann Bayer usou as letras gregas alfa a nu para rotular as estrelas mais proeminentes da constelação. O astrônomo inglês John Flamsteed observou e rotulou duas estrelas cada uma como delta, epsilon, zeta e nu. Ele adicionou pi e rho, não usando xi e omicron como Bayer usou essas letras para denotar Cygnus e Hercules em seu mapa.
A estrela mais brilhante da constelação é Vega (Alpha Lyrae), uma estrela da sequência principal do tipo espectral A0Va. A apenas 7,7 parsecs de distância, Vega é uma variável Delta Scuti, variando entre as magnitudes −0,02 e 0,07 ao longo de 0,2 dias. Em média, é a segunda estrela mais brilhante do hemisfério norte (depois de Arcturus) e a quinta estrela mais brilhante de todas, superada apenas por Arcturus, Alpha Centauri, Canopus e Sirius. Vega foi a estrela polar no ano 12.000 aC e voltará a ser a estrela polar por volta de 14.000 dC.
Vega é uma das mais magníficas de todas as estrelas e tem sido chamada de "indiscutivelmente a próxima estrela mais importante no céu depois do Sol". Vega foi a primeira estrela além do Sol a ser fotografada, bem como a primeira a ter um espectro claro registrado, mostrando linhas de absorção pela primeira vez. A estrela foi a primeira estrela única da sequência principal além do Sol a emitir raios-X, e é cercada por um disco de detritos circunstelares, semelhante ao Cinturão de Kuiper. Vega forma um canto do famoso asterismo do Triângulo de Verão; junto com Altair e Deneb, essas três estrelas formam um triângulo proeminente durante o verão do hemisfério norte.
Vega também forma um vértice de um triângulo muito menor, juntamente com Epsilon e Zeta Lyrae. Zeta forma uma grande estrela binária visível em binóculos, consistindo de uma estrela Am e uma subgigante do tipo F. A estrela Am tem uma companheira próxima adicional, elevando o número total de estrelas no sistema para três. Epsilon é um binário largo mais famoso que pode até ser separado a olho nu em excelentes condições. Ambos os componentes são binários próximos que podem ser vistos com telescópios como consistindo de estrelas do tipo A e F, e uma estrela fraca foi recentemente encontrada orbitando o componente C também, para um total de cinco estrelas.
Em contraste com Zeta e Epsilon Lyrae, Delta Lyrae é um duplo óptico, com as duas estrelas simplesmente posicionadas ao longo da mesma linha de visão a leste de Zeta. O mais brilhante e mais próximo dos dois, Delta2 Lyrae, é um gigante vermelho brilhante de 4ª magnitude que varia semirregularmente em cerca de 0,2 magnitudes com um período dominante de 79 dias, enquanto o mais fraco Delta1 Lyrae é um binário espectroscópico que consiste em um primário tipo B e um secundário desconhecido. Ambos os sistemas, no entanto, têm velocidades radiais muito semelhantes e são os dois membros mais brilhantes de um aglomerado aberto esparso conhecido como aglomerado Delta Lyrae. Ao sul de Delta está Gamma Lyrae, uma gigante azul e a segunda estrela mais brilhante da constelação. Cerca de 190 parsecs de distância, tem sido referido como um "superficialmente normal" estrela.
A estrela final que forma a figura da lira é Beta Lyrae, também um binário composto por uma gigante azul brilhante e uma estrela do tipo B. Nesse caso, as estrelas estão tão próximas que a gigante maior está transbordando seu lóbulo de Roche e transferindo material para a secundária, formando um sistema semi-separado. O secundário, originalmente o menos massivo dos dois, acumulou tanta massa que agora é substancialmente mais massivo, embora menor, que o primário, e está rodeado por um espesso disco de acreção. O plano da órbita está alinhado com a Terra e, portanto, o sistema mostra eclipses, caindo quase uma magnitude total de sua linha de base de 3ª magnitude a cada 13 dias, embora seu período esteja aumentando em cerca de 19 segundos por ano. É o protótipo das variáveis Beta Lyrae, eclipsando binárias semi-separadas de tipos espectrais primitivos nos quais não há inícios exatos de eclipses, mas sim mudanças contínuas no brilho.
Outra variável fácil de detectar é a brilhante R Lyrae, a norte do asterismo principal. Também conhecido como 13 Lyrae, é uma variável semirregular gigante vermelha de 4ª magnitude que varia em vários décimos de magnitude. A sua periodicidade é complexa, com vários períodos diferentes de duração variável, destacando-se um de 46 dias e outro de 64 dias. Ainda mais ao norte está FL Lyrae, uma variável Algol de 9ª magnitude muito mais fraca que cai meia magnitude a cada 2,18 dias durante o eclipse primário. Ambos os componentes são estrelas da sequência principal, sendo a principal do tipo F tardio e a secundária do tipo G tardio. O sistema foi um dos primeiros binários eclipsantes de sequência principal contendo estrelas do tipo G a ter suas propriedades conhecidas, bem como os binários eclipsantes de tipo inicial mais bem estudados.
No extremo norte da constelação está o ainda mais fraco V361 Lyrae, um binário eclipsante que não se enquadra facilmente em uma das classes tradicionais, com características de Beta Lyrae, W Ursae Majoris e variáveis cataclísmicas. Pode ser um representante de uma fase muito breve em que o sistema está em transição para um binário de contato. Ele pode ser encontrado a menos de um grau de distância da estrela a olho nu 16 Lyrae, uma subgigante tipo A de 5ª magnitude localizada a cerca de 37 parsecs de distância.
A estrela mais brilhante não incluída no asterismo e a mais ocidental catalogada por Bayer ou Flamsteed é Kappa Lyrae, uma típica gigante vermelha a cerca de 73 parsecs de distância. Gigantes alaranjados ou vermelhos semelhantes incluem Theta Lyrae, Lambda Lyrae e HD 173780 de 4ª magnitude. Lambda está localizada ao sul de Gamma, Theta está posicionada no leste e HD 173780, a estrela mais brilhante da constelação sem Bayer ou Designação de Flamsteed, é mais meridional. Ao norte de Theta e quase exatamente da mesma magnitude está Eta Lyrae, uma subgigante azul com uma abundância de metal quase solar. Também próximo está o fraco HP Lyrae, uma estrela pós-assintótica do ramo gigante (AGB) que mostra variabilidade. O motivo de sua variabilidade ainda é um mistério: primeiro catalogado como um binário eclipsante, foi teorizado como uma variável RV Tauri em 2002, mas se assim for, seria de longe a variável mais quente descoberta.
No extremo leste está RR Lyrae, o protótipo da grande classe de variáveis conhecidas como variáveis RR Lyrae, que são variáveis pulsantes semelhantes às Cefeidas, mas são estrelas evoluídas da população II de tipos espectrais A e F. Essas estrelas são geralmente não encontrado no disco fino de uma galáxia, mas sim no halo galáctico. Essas estrelas servem como velas padrão e, portanto, são uma maneira confiável de calcular as distâncias dos aglomerados globulares nos quais residem. O próprio RR Lyrae varia entre as magnitudes 7 e 8 enquanto exibe o efeito Blazhko. A estrela mais oriental designada por Flamsteed, 19 Lyrae, também é uma variável de pequena amplitude, uma variável Alpha2 Canum Venaticorum com um período de pouco mais de um dia.
Outra estrela evoluída é a variável visível a olho nu XY Lyrae, uma gigante vermelha brilhante ao norte de Vega que varia entre a 6ª e a 7ª magnitudes durante um período de 120 dias. Também visível a olho nu está a peculiar Cepheid V473 Lyrae clássica. É único por ser a única Cefeida conhecida na Via Láctea a sofrer mudanças periódicas de fase e amplitude, análogas ao efeito Blazhko nas estrelas RR Lyrae. Com 1,5 dia, seu período foi o mais curto conhecido para uma Cefeida clássica na época de sua descoberta. W e S Lyrae são duas das muitas variáveis Mira em Lyra. W varia entre 7ª e 12ª magnitudes ao longo de aproximadamente 200 dias, enquanto S, ligeiramente mais fraco, é uma estrela de carbono de silicato, provavelmente do tipo J. Outra estrela evoluída é EP Lyrae, uma fraca variável RV Tauri e um "exemplo extremo" de uma estrela pós-AGB. Ele e um provável companheiro estão rodeados por um disco circunstelar de material.
Bem perto da Terra, a uma distância de apenas 16 parsecs (52 ly), está Gliese 758. A estrela primária parecida com o Sol tem uma companheira anã marrom, a mais fria já registrada em torno de uma estrela parecida com o Sol em luz termal quando foi descoberta em 2009. Apenas um pouco mais distante está V478 Lyrae, uma variável eclipsante RS Canum Venaticorum cuja estrela primária mostra atividade de manchas estelares ativas.
Um dos sistemas mais peculiares de Lyra é o MV Lyrae, uma estrela parecida com uma nova que consiste em uma anã vermelha e uma anã branca. Originalmente classificado como uma estrela VY Sculptoris devido a passar a maior parte do tempo com brilho máximo, desde cerca de 1979 o sistema tem sido predominantemente com brilho mínimo, com explosões periódicas. Sua natureza ainda não é totalmente compreendida. Outra estrela em explosão é AY Lyrae, uma nova anã do tipo SU Ursae Majoris que passou por várias superexplosões. Do mesmo tipo é V344 Lyrae, notável por um período extremamente curto entre superexplosões, juntamente com uma das maiores amplitudes para tal período. A verdadeira nova HR Lyrae explodiu em 1919 com uma magnitude máxima de 6,5, mais de 9,5 magnitudes acima do estado de repouso. Algumas de suas características são semelhantes às das novas recorrentes.
Objetos do céu profundo
M57, também conhecida como "Nebulosa do Anel" e NGC 6720, a uma distância de 2.000 anos-luz da Terra é uma das nebulosas planetárias mais conhecidas e a segunda a ser descoberta; sua magnitude integrada é 8,8. Foi descoberto em 1779 por Antoine Darquier, 15 anos depois que Charles Messier descobriu a Nebulosa Dumbbell. Os astrônomos determinaram que ele tem entre 6.000 e 8.000 anos; tem aproximadamente um ano-luz de diâmetro. A parte externa da nebulosa aparece vermelha nas fotografias por causa da emissão do hidrogênio ionizado. A região do meio é colorida de verde; oxigênio duplamente ionizado emite luz azul-esverdeada. A região mais quente, mais próxima da estrela central, aparece azul por causa da emissão do hélio. A própria estrela central é uma anã branca com uma temperatura de 120.000 kelvins. Nos telescópios, a nebulosa aparece como um anel visível com uma coloração verde; é ligeiramente elíptico porque sua forma tridimensional é um toro ou cilindro visto de um pequeno ângulo. Pode ser encontrado a meio caminho entre Gamma Lyrae e Beta Lyrae.
Outra nebulosa planetária em Lyra é Abell 46. A estrela central, V477 Lyrae, é um binário pós-envelope comum eclipsante, consistindo de uma anã branca primária e um componente secundário superdimensionado devido à recente acreção. A própria nebulosa tem um brilho de superfície relativamente baixo em comparação com a estrela central e é subdimensionada para a massa da primária por razões ainda não totalmente compreendidas.
NGC 6791 é um aglomerado de estrelas em Lyra. Ele contém três faixas etárias de estrelas: anãs brancas de 4 bilhões de anos, anãs brancas de 6 bilhões de anos e estrelas normais de 8 bilhões de anos.
NGC 6745 é uma galáxia espiral irregular em Lyra que está a uma distância de 208 milhões de anos-luz. Vários milhões de anos atrás, ele colidiu com uma galáxia menor, que criou uma região repleta de estrelas jovens, quentes e azuis. Os astrônomos não sabem se a colisão foi simplesmente um golpe de raspão ou um prelúdio para uma fusão total, que terminaria com as duas galáxias incorporadas em uma galáxia maior, provavelmente elíptica.
Uma notável explosão de raios gama de longa duração foi a GRB 050525A, que explodiu em 2005. O arrebol reapareceu 33 minutos após a explosão original, apenas a terceira encontrada exibindo tal efeito no período de tempo e incapaz de ser completamente explicada por fenômenos conhecidos. A curva de luz observada nos próximos 100 dias foi consistente com a de uma supernova ou mesmo uma hipernova, apelidada de SN 2005nc. A galáxia hospedeira provou ser difícil de encontrar no início, embora tenha sido posteriormente identificada.
Exoplanetas
Em órbita em torno da estrela subgigante laranja HD 177830 está um dos primeiros exoplanetas a ser detectado. Um planeta de massa joviana, orbita em uma órbita excêntrica com um período de 390 dias. Um segundo planeta mais próximo da estrela foi descoberto em 2011. Visíveis a olho nu são HD 173416, um gigante amarelo que hospeda um planeta com o dobro da massa de Júpiter descoberto em 2009; e HD 176051, uma estrela binária de baixa massa contendo outro planeta de grande massa. Pouco abaixo da visibilidade a olho nu está HD 178911, um sistema triplo que consiste em um binário próximo e uma estrela semelhante ao sol visualmente separável. A estrela parecida com o sol tem um planeta com mais de 6 massas de Júpiter descoberto em 2001, o segundo encontrado em um sistema triplo após o de 16 Cygni.
Um dos exoplanetas mais estudados no céu noturno é TrES-1b, em órbita da estrela GSC 02652-01324. Detectado a partir de um trânsito de sua estrela-mãe, o planeta tem cerca de 3/4 da massa de Júpiter, mas orbita sua estrela-mãe em apenas três dias. Os trânsitos foram relatados com anomalias várias vezes. Originalmente pensado para ser possivelmente devido à presença de um planeta parecido com a Terra, agora é aceito que as irregularidades são devidas a uma grande mancha estelar. Também descoberto pelo método de trânsito é o WASP-3b, com 1,75 vezes a massa de Júpiter. Na época de sua descoberta, era um dos exoplanetas mais quentes conhecidos, orbitando a estrela WASP-3 da sequência principal do tipo F. Semelhante ao TrES-1b, as irregularidades nos trânsitos deixaram em aberto a possibilidade de um segundo planeta, embora isso agora também pareça improvável.
Lyra é uma das três constelações (juntamente com as vizinhas Cygnus e Draco) a estar no campo de visão da Missão Kepler e, como tal, contém muito mais exoplanetas conhecidos do que a maioria das constelações. Um dos primeiros descobertos pela missão é Kepler-7b, um exoplaneta de densidade extremamente baixa com menos da metade da massa de Júpiter, mas quase 1,5 vezes o raio. Quase tão esparso é o Kepler-8b, apenas um pouco mais massivo e de raio semelhante. O sistema Kepler-20 contém cinco planetas conhecidos; três deles são apenas ligeiramente menores que Netuno, enquanto os outros dois são alguns dos primeiros exoplanetas do tamanho da Terra a serem descobertos. Kepler-37 é outra estrela com um exoplaneta descoberto por Kepler; o planeta é o menor planeta extrasolar conhecido conhecido em fevereiro de 2013.
Em abril de 2013, foi anunciado que dos cinco planetas orbitando Kepler-62, pelo menos dois — Kepler-62e e Kepler-62f — estão dentro dos limites da zona habitável dessa estrela, onde os cientistas acreditam que a água líquida poderia existem e são ambos candidatos a ser um planeta sólido, rochoso e parecido com a Terra. Os exoplanetas têm 1,6 e 1,4 vezes o diâmetro da Terra, respectivamente, com sua estrela Kepler-62 a uma distância de 1.200 anos-luz.
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