W Crucis – Uma Binária Intrigante
 

                                                                                                        Avelino Alcebíades Alves
 
 

                  O artigo que acompanha a carta de busca, em Universo 4, # 16, descreve aspectos de W Crucis, entre eles o seguinte:

                  "W Crucis (AR 12h 09.6min , Dec -58.5 graus) varia de 8.0 a 9.5 magnitudes num período de 198.53 dias. Este período é muito longo para ser W Crucis do tipo b Lyrae (período de 12.6 dias), com uma variação contínua da curva de luz, o que implicaria num sistema em contato ou muito próximo. O período de 198.53 dias foi determinado por O’Connell em 1936 fotograficamente... Segundo Mirek J. Plavec (1984) os mínimos podem ser preditos pela fórmula:
 
 

                                                                T = 2440731.6 + 198.53 x E
 
 

                 Onde E é o número de períodos transcorridos. Sendo o mínimo muito largo e difuso, requer cuidados nas observações, pois o descenso leva cerca de 30 dias e outros tantos para recuperar o brilho normal. Também não se sabe se a curva de luz é plana no mínimo e por quanto tempo. Este é um assunto de interesse, pois uma curva plana indica um eclipse total, e, se não é plana, o eclipse é parcial. Portanto os elementos orbitais não são bem conhecidos. De acordo com as medidas da velocidade radial feitas por Woolf em 1962, a estrela secundária , a menos brilhante, deveria ter uma massa maior que a mais brilhante. Se, por exemplo, a primária tivesse 8 MS (massas solares), a secundária deveria ter 15 MS. Medidas recentes realizadas por Paul B. Etzel, podem ser interpretadas como sendo W Crucis uma estrela do tipo G1, supergigante. Entretanto o modelo proposto por O’Connell e depois por Kopal (1941) a estrela secundária seria algo mais fria que a primária (tipo espectral G8), porém aproximadamente o dobro de diâmetro. Isto faria que ambas fossem visíveis, coisa que não se observa.

                O trabalho que segue pretende oferecer elementos para elucidar, em parte, as questões expostas acima.
 

1.      DESENVOLVIMENTO

              Em curva publicada pela LIADA em Universo 5, # 19 (1985), a partir de observações feitas por Luiz Augusto L. Silva e Yamandu Fernandez; e a anexa feita pelo autor, nota-se que a curva é bicuda.
 

                                                  Figura 1 : Dois eclipses observados por Avelino Alves
 
                O primeiro e o segundo eclipse observado pelo autor foi em maio/junho de 1989 e junho/julho de 1990 respectivamente, ou seja, em intervalos de 2 x 198.53 dias, desde o eclipse observado por Victor G. Trombotto (em que a curva também mostrou-se "bicuda"). As curvas de luz apresentam-se igualmente "bicudas", caracterizando eclipses parciais, durando cerca de 43 dias cada um.

               Convém atentar que os eclipses descritos até aqui foram observados em intervalos pares, deixando o autor curioso, na expectativa de verificar o comportamento da estrela num intervalo ímpar, relativo aos já observados. Até então a queda de luz foi de apenas 1.0 magnitude, enquanto que a carta de busca indicava uma queda de 1.5 magnitudes. Haveria um eclipse secundário mais profundo?

              Em meados de dezembro/90 e janeiro/91 aconteceria um eclipse num intervalo ímpar, com a Crux despontando pela madrugada. Sendo verão, não foi difícil levantar bem cedo e quando o eclipse começou com uma queda brusca de magnitude (0.9) em apenas 8 dias, achou-se que desta vez decairia até 9.5. No entanto a queda de parou em mag. 9 por cerca de 20 dias, com pequenas flutuações de 0.1 mags , recuperando o brilho normal em mais 9 dias. A planura desta curva indicava um eclipse total, com duração menor que os eclipses parciais anteriormente observados. Em julho-agosto/91 e fevereiro/92 mais 2 eclipses foram observados, um parcial e outro total, com características semelhantes aos anteriores.

            Diante das evidências da alternância de eclipses parciais e totais a cada 198.53 dias, passamos a conceber um modelo de órbita que justificasse tal comportamento.

            Deduzimos o seguinte:

1. A órbita da estrela menos massiva, chamada aqui por secundária, duraria 397.06 dias ( 2 x 198.53 dias).
2. A órbita deveria ser uma elipse relativamente alongada, ensejando passagens periástricas e apoástricas da secundária, com, naturalmente, velocidades diferentes, onde os eclipses periástricos seriam de menor duração do que os apoástricos.
3. A linha de visada da Terra não estaria no mesmo plano da elipse e sim numa pequeno ângulo de maneira que, nas passagens periástricas deveria haver uma superposição completa das duas componentes do sistema (eclipse total) e nas passagens apoástricas a superposição não se completaria (eclipse parcial).
4. Considerando que a ascensão de brilho é mais rápida que a queda nos eclipses parciais e mais lenta nos totais, sugere que a linha de visada da Terra estaria também deslocada angularmente do eixo maior da elipse.

                                         Figura 3 : Superposição de 3 eclipses parciais observados por A.Alves
 
 

1. CONSIDERAÇÕES FINAIS

        Como se vê, o trabalho não é conclusivo, no entanto abre espaço para uma contínua investigação de W Crucis, onde astrônomos mais bem equipados, poderiam dar uma maior contribuição.
 

      (extraído de REA – reporte #6, pags 34-7)

      Copyright 1993 A.A.Alves

      Produced in 1993, 1999 by A.A.Alves and A.Amorim
 

     (volta)