Estrella variable

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La estrella supergigante roja, Betelgeuse, vista desde una distancia de 8 unidades astronómicas

Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo. Algunas son muy conocidas y son el "prototipo" de una clase de variables, como Algol (Beta Persei), algólidas, Mira (Omicron Ceti), tipo Mira, Delta Cephei, cefeidas.

La mayoría de las estrellas tiene una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro de su ciclo solar, que dura 11 años). Sin embargo, muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables.

Las estrellas variables de una constelación se denominan por el orden de descubrimiento si no tienen nombre propio. Si no es así se nombrarán con el alfabeto desde la R a Z, y si hay más se colocará doble letra: RR, RS, RT... ZZ. Si estas resultaran cortas, se haría el procedimiento de doble letra desde a la A a P, eliminando J. Esto hace un total de 334 estrellas, si hubiera más, se llamaría V, seguido del número de descubrimiento y el genitivo de la constelación.

Clasificación de las estrellas variables[editar]

Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.

  • Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:
    • Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.
    • Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.
    • Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.
  • Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:
    • Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.
    • Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.

Estos sugrupos se pueden dividir en varios tipos más específicos, los cuales generalmente obtienen su designación del nombre de la estrella prototípica. Por ejemplo, las novas enanas son llamadas estrellas U Geminorum, pues la primera estrella de este tipo en ser identificada fue U Geminorum.

Observación de estrellas variables[editar]

Las estrellas variables son generalmente analizadas mediante la fotometría y la fotoespectrometría. Observaciones de su brillantez comparada con la de estrellas no variables de magnitud conocida son usadas para obtener una curva de luz. En el caso de estrellas variables regulares, puede determinarse con precisión su período de variabilidad y la amplitud del mismo. No obstante, para muchas de ellas, esas cantidades varían lentamente en determinado período, inclusive de período a período. Los momentos de mayor brillantes son nombrados como máxima, mientras que los de menor brillantez se conocen como mínima.

Los astrónomos aficionados pueden y suelen hacer aportaciones significativas al estudio de las estrellas variables, comparando esas estrellas con otras estrellas dentro del mismo campo visual de sus telescopios que tengan magnitudes constantes y bien conocidas. Estimando la magnitud de la estrella variable y anotando la hora en que se hace la observación, se puede construir la curva de luz visual. La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables recibe dichas observaciones de participantes alrededor del mundo, las cuales comparte con la comunidad científica internacional. De hecho la primera variable del tipo binaria eclipsante descubierta en el joven cúmulo abierto Stephenson 1, situado en Lyra, la estrella BD +36 3317, lo fue por dos aficionados españoles del Observatorio Astronómico de Cáceres trabajando durante el año 2007.

Estrellas variables intrínsecas[editar]

A continuación, se presentan los tipos de estrellas variables intrínsecas.

Estrellas variables pulsantes[editar]

Variables α Cygni[editar]

Estas son supergigantes pulsantes no radiales de clase espectral Bep a AepIa. Sus períodos van desde varios días a varias semanas, y la amplitud de su variabilidad está en el orden de 0,1 de magnitud. Los cambios en brillo, que parecen irregulares, son causados por la superposición de muchas oscilaciones de período corto. Deneb (α Cyg), en la constelación de Cygnus es la estrella prototipo.

Variables β Cephei[editar]

Estas estrellas experimentan cortos períodos de pulsaciones en el orden de 0,1 a 0,6 días, con una amplitud de 0,01 a 0,03 de magnitud. Son más brillantes cuando se encuentran en el mínimo de su contracción.

Variables δ Cephei (Cefeidas)[editar]

Este es uno de los tipos más importantes de estrellas variables: gigantes amarillas (tipo espectral F-G y clase de luminosidad I) que experimentan pulsaciones con períodos muy regulares (días o semanas). Usualmente llamadas variables Cefeidas, su nombre proviene de la estrella δ Cephei, la primera en ser descubierta. Sus períodos van de un día a varias semanas.

Las Cefeidas son importantes porque sirven como un estándar. Su luminosidad está directamente relacionada al período de variación, con una pequeña dependencia en su metalicidad. Cuanto más largo sea el período de pulsación, más luminosa será la estrella. Una vez esta relación período-luminosidad es calibrada, puede determinarse la luminosidad de una Cefeida cuyo período sea conocido. La distancia a la que se encuentra también puede ser fácilmente conocida a partir de su brillo aparente. Por ello, la observación de las variables Cefeidas es muy importante para determinar la distancia de las galaxias del Grupo Local e incluso más allá.

El astrónomo norteamericano Edwin Hubble usó este método para probar que las hasta entonces llamadas nebulosas espirales eran en realidad otras galaxias.

De las estrellas más brillantes en el cielo nocturno, Polaris, la Estrella Polar, es una Cefeida, aunque un poco inusual.

Variables W Virginis[editar]

Estas son muy similares a las Cefeidas, pero pertenecen a la Población II, por lo que tienen un grado de metalicidad más bajo y, por ello, una relación período-luminosidad ligeramente distinta.

Variables δ Scuti[editar]

Estas también son similares a las Cefeidas, pero son mucho más tenues y tienen períodos más cortos(tipo espectral A, clase de luminosidad IV, V). Anteriormente se las llamaba Cefeidas Enanas. Usualmente muestras muchos períodos superpuestos, que se combinan para formar una curva de luz muy compleja. La típica δ (delta) Scuti tiene una amplitud de 0,003 a 0,9 magnitudes, con un período de 0,01 a 0,2 días. Su tipo espectral usualmente es entre A0 y F5.

Variables Mira[editar]

Las variables tipo Mira son supergigantes rojas de temperatura moderada que experimentan pulsaciones muy amplias. En períodos que por lo usual duran muchos meses, pueden aumentar su brillo 2,5 y hasta 11 magnitudes antes de volver a opacarse. La propia Mira, u Omicron Ceti, varía de magnitud 2 a magnitud 10 en un período de 332 días.

Variables PV Telescopium[editar]

Las estrellas en esta clase son supergigantes de helio con períodos de 0,1 a 1 día, con una amplitud de 0,1 de magnitud en promedio.

Variables RR Lyrae[editar]

Estas estrellas son, en cierta medida, similares a las Cefeidas, excepto que no son tan luminosas. Asimismo, son más antiguas que las Cefeidas; pertenecen a la Población II. Debido a su alta frecuencia en los cúmulos globulares, ocasionalmente se les denomina Cefeidas de cúmulo. También tienen relaciones período-luminosidad bien conocidos, por lo que, al igual que las otras, se usan para medir distancias. Estas estrellas, de tipo espectral A, varían en 0,2 a 2 magnitudes en un período que va de algunas horas hasta un día o más. Su brillo es mayor cuando su radio está en máxima.

Variables RV Tauri[editar]

Estas son supergigantes amarillas que alternan entre un mínimo pronunciado o ligero. Esta variación de doble pico típicamente tienen períodos de entre 30 y 100 días, con una amplitud de 3 a 4 magnitudes. Superimpuesta a esta variación, puede que experimenten variaciones de larga duración en períodos de algunos años. Sus tipos espectrales son F o G cuando están en máximo, y K o M en mínimo.

Variables Semiregulares[editar]

Usualmente son supergigantes rojas. Muestran un período definido ocasionalmente, pero también experimentan períodos irregulares de variación. El ejemplo más conocido de este tipo de variable semirregular es Betelgeuse, en la constelación de Orión, cuya magnitud varía entre +0,2 y +1,2.

Variables SX Phoenicis[editar]

Estas estrellas de tipo espectral A2 a F5 son similares a las variables δ Scuti. Se encuentran principalmente en cúmulos globulares. Exhiben fluctuaciones en el orden de 0,7 de magnitud cada 1 ó 2 horas.

Variables ZZ Ceti[editar]

Estas estrellas pulsantes no radiales tienen períodos de 0,5 a no más de 25 minutos, con una pequeña fluctuación de 0,001 a 0,2 de magnitud.

Variables irregulares[editar]

Usualmente, estas son supergigantes rojas con poca o ninguna periodicidad. Frecuentemente resultan ser semirregulares pobremente estudiadas que necesitan reclasificarse.

Estrellas variables eruptivas[editar]

Estrellas fulgurantes[editar]

Las estrellas fulgurantes, también conocidas como las estrellas UV Ceti, son estrellas muy débiles de secuencia principal, que despiden llamaradas regularmente. Incrementan su brillo hasta dos magnitudes en sólo unos pocos segundos, y entonces comienzan a palidecer a su brillo normal en media hora o menos. Varias enanas rojas cercanas son estrellas fulgurantes, como Próxima Centauri y Wolf 359.

Variables FU Orionis[editar]

Estas estrellas residen en nebulosas de reflexión y muestran un incremento gradual en su luminosidad del orden de seis magnitudes seguidas por una prolongada fase de brillo constante. Palidecen entonces dos magnitudes aproximadamente durante un período de varios años. V1057 Cygni por ejemplo descendió 2,5 magnitudes durante un período de once años. Las variables FU Orionis abarcan desde el tipo espectral A hasta el G y posiblemente sean una fase evolutiva de las estrellas T Tauri.

Variables γ Cassiopeiae[editar]

Estrellas de esta clase son las del tipo BIII-IVe que fluctúan irregularmente por encima de las 1,5 magnitudes debido a la expulsión de materia en sus regiones ecuatoriales causada por una elevada velocidad de rotación.

Variables Orión[editar]

Las variables Orión son estrellas jóvenes y calientes, anteriores a la secuencia principal, normalmente envueltas en nebulosidad. Tienen períodos irregulares que abarcan distintas magnitudes. Un subtipo bien conocido de variables Orión son las variables T Tauri.

Variables luminosas azules[editar]

También conocidas como variables S Doradus, la estrella más luminosa conocida perteneciente a esta clase. Otros ejemplos son las hipergigantes Eta Carinae y P Cygni.

Variables R Coronae Borealis[editar]

Clasificadas como variables eruptivas, estas estrellas no experimentan incrementos periódicos de brillo; en su lugar, invierten la mayor parte del tiempo en su fase de brillo máximo. A intervalos irregulares, caen de repente del orden de 1 a 9 magnitudes, recuperándose lentamente hasta su brillo máximo en un espacio que abarca de meses a años. Se cree que esta variación está causada por episodios de formación de polvo en la atmósfera de la estrella. A medida que se forma y aleja de la estrella, finalmente se enfría por debajo del punto de condensación, momento en que la nube se vuelve opaca, causando que el brillo de la estrella caiga. La disipación posterior del polvo se traduce en el subsiguiente lento aumento del brillo.

R Coronae Borealis (R CrB) es la estrella prototípica de esta clase. Otros ejemplos son Z Ursae Minoris (Z UMi) y SU Tauri (SU Tau).

Variables RS Canum Venaticorum[editar]

Hay sistemas binarios muy próximos con una período de actividad cromosférica más largo, llamaradas incluidas, que normalmente tardan de 1 a 4 años. Este ciclo de actividad es comparable al ciclo del Sol. Este tipo se abrevia normalmente por RS CVn. El prototipo de esta clase de estrella, RS Canum Venaticorum, es también una estrella binaria eclipsante.

Variables Wolf-Rayet[editar]

Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas masivas calientes que experimentan expulsiones periódicas de gran cantidad de masa causándoles un aumento de brillo de 0,1 magnitud en promedio. Exhiben una líneas espectrales amplias, incluyendo las del helio, nitrógeno, carbono y el oxígeno.

Estimación del brillo de una variable[editar]

Existen dos métodos parecidos. El primero y más fácil es la interpolación del brillo de la estrella entre dos estrellas cercanas que tengan un brillo similar. Después de identificar las estrellas, se mira con un software (tipo Stellarium o Cartes du Ciel) la magnitud de las estrellas. Es recomendable sacar una carta de un programa e identificar las estrellas cercanas y que no tengan mucha variación de magnitud con al variable y anotar su magnitud para hacer la comparación in situ.

Es siguiente método es el método de los pasos, o fraccional de Agrelander. Localizamos la estrella variable y escogemos las que podamos (cuantas más mejor) de las cercanías y de magnitud con no más diferencia de 1,5 magnitudes. Cuando vayamos a observar, establecemos un grado de los cinco que hay de comparación de la variable con cada estrella escogida. Estos son los grados:

  • Grado 1: En primera instancia la estrella nos parece de igual brillo que la variable, pero detenidamente, se observa una ligera diferencia
  • Grado 2: La estrella variable parece del mismo brillo, pero en seguida se ve que tienen una pequeña diferencia
  • Grado 3: Desde el primer momento se observa una diferencia
  • Grado 4: Existe una diferencia notable entre ambas
  • Grado 5: Hay una clara desproporción entre los brillos

Se necesita comparar con al menos dos estrellas, si lo hacemos con más estrellas, podemos hacer una magnitud media. Es decir usamos A y B, sacamos la magnitud comparando con A-B. Si usamos la estrella de comparación C, podemos hacer la magnitud de A-B, A-C y B-C, pudiendo hacer la media de estas observaciones.

El brillo de la variable se estima mediante la ecuación:  m_a + \left( \frac{g_a}{g_a+g_b} \right)\times (m_b - m_a) = \text{Magnitud de la variable}

Siendo: m_a magnitud de A (1ª estrella comparación); m_b= magnitud de B (2ª estrella comparación); g_a= grado de A; g_b= grado de B.

Véase también[editar]

Enlaces externos[editar]