Estrella variable - Variable star

La Nebulosa Trífida contiene variables Cefeidas estrellas
La estrella variable Mira en dos momentos diferentes.

Una estrella variable es una estrella cuyo brillo, visto desde la Tierra (su magnitud aparente ) fluctúa.

Esta variación puede ser causada por un cambio en la luz emitida o por algo que bloquea parcialmente la luz, por lo que las estrellas variables se clasifican como:

  • Variables intrínsecas, cuya luminosidad cambia realmente; por ejemplo, porque la estrella se hincha y encoge periódicamente.
  • Variables extrínsecas, cuyos aparentes cambios de brillo se deben a cambios en la cantidad de luz que puede llegar a la Tierra; por ejemplo, porque la estrella tiene un compañero en órbita que a veces la eclipsa.

Muchas, posiblemente la mayoría, de las estrellas tienen al menos alguna variación en la luminosidad: la producción de energía de nuestro Sol , por ejemplo, varía aproximadamente en un 0,1% durante un ciclo solar de 11 años .

Descubrimiento

Un antiguo calendario egipcio de días afortunados y desafortunados compuesto hace unos 3.200 años puede ser el documento histórico más antiguo conservado del descubrimiento de una estrella variable, la binaria eclipsante Algol .

De los astrónomos modernos, la primera estrella variable fue identificada en 1638 cuando Johannes Holwarda notó que Omicron Ceti (más tarde llamado Mira) pulsaba en un ciclo que tomaba 11 meses; la estrella había sido descrita previamente como una nova por David Fabricius en 1596. Este descubrimiento, combinado con las supernovas observadas en 1572 y 1604, demostró que el cielo estrellado no era eternamente invariable como Aristóteles y otros filósofos antiguos habían enseñado. De esta forma, el descubrimiento de estrellas variables contribuyó a la revolución astronómica del siglo XVI y principios del XVII.

La segunda estrella variable descrita fue la variable eclipsante Algol, de Geminiano Montanari en 1669; John Goodricke dio la explicación correcta de su variabilidad en 1784. Chi Cygni fue identificado en 1686 por G. Kirch , luego R Hydrae en 1704 por GD Maraldi . En 1786 se conocían diez estrellas variables. El propio John Goodricke descubrió a Delta Cephei y Beta Lyrae . Desde 1850, el número de estrellas variables conocidas ha aumentado rápidamente, especialmente después de 1890, cuando fue posible identificar estrellas variables mediante la fotografía.

La última edición del Catálogo General de Estrellas Variables (2008) enumera más de 46.000 estrellas variables en la Vía Láctea, así como 10.000 en otras galaxias, y más de 10.000 variables "sospechosas".

Detectando variabilidad

Los tipos más comunes de variabilidad involucran cambios en el brillo, pero también ocurren otros tipos de variabilidad, en particular cambios en el espectro . Al combinar los datos de la curva de luz con los cambios espectrales observados, los astrónomos a menudo pueden explicar por qué una estrella en particular es variable.

Observaciones de estrellas variables

Una estrella variable fotogénica, Eta Carinae , incrustada en la Nebulosa Carina

Las estrellas variables se analizan generalmente mediante fotometría , espectrofotometría y espectroscopia . Las mediciones de sus cambios de brillo se pueden trazar para producir curvas de luz . Para las variables regulares, el período de variación y su amplitud pueden estar muy bien establecidos; Sin embargo, para muchas estrellas variables, estas cantidades pueden variar lentamente con el tiempo, o incluso de un período a otro. Los picos de brillo en la curva de luz se conocen como máximos , mientras que los valles se conocen como mínimos .

Los astrónomos aficionados pueden realizar un estudio científico útil de las estrellas variables comparando visualmente la estrella con otras estrellas dentro del mismo campo de visión telescópica cuyas magnitudes son conocidas y constantes. Estimando la magnitud de la variable y tomando nota del tiempo de observación, se puede construir una curva de luz visual. La Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables recopila tales observaciones de participantes de todo el mundo y comparte los datos con la comunidad científica.

De la curva de luz se derivan los siguientes datos:

  • ¿Las variaciones de brillo son periódicas, semiperiódicas, irregulares o únicas?
  • ¿Cuál es el período de las fluctuaciones de brillo?
  • ¿Cuál es la forma de la curva de luz (simétrica o no, angular o de variación suave, cada ciclo tiene solo uno o más de un mínimo, etcétera)?

Del espectro se derivan los siguientes datos:

  • ¿Qué tipo de estrella es? ¿Cuál es su temperatura, su clase de luminosidad ( estrella enana , estrella gigante , supergigante , etc.)?
  • ¿Es una estrella única o una binaria? (el espectro combinado de una estrella binaria puede mostrar elementos de los espectros de cada una de las estrellas miembro)
  • ¿El espectro cambia con el tiempo? (por ejemplo, la estrella puede volverse más caliente y más fría periódicamente)
  • los cambios en el brillo pueden depender en gran medida de la parte del espectro que se observa (por ejemplo, grandes variaciones en la luz visible pero casi ningún cambio en el infrarrojo)
  • si las longitudes de onda de las líneas espectrales se desplazan, esto apunta a movimientos (por ejemplo, una hinchazón y contracción periódica de la estrella, o su rotación, o una capa de gas en expansión) ( efecto Doppler )
  • fuertes campos magnéticos en la estrella se delatan en el espectro
  • Las líneas de emisión o absorción anormales pueden indicar una atmósfera estelar caliente o nubes de gas que rodean la estrella.

En muy pocos casos es posible realizar fotografías de un disco estelar. Estos pueden mostrar manchas más oscuras en su superficie.

Interpretación de observaciones

La combinación de curvas de luz con datos espectrales a menudo da una pista sobre los cambios que ocurren en una estrella variable. Por ejemplo, la evidencia de una estrella pulsante se encuentra en su espectro cambiante porque su superficie se mueve periódicamente hacia nosotros y se aleja de nosotros, con la misma frecuencia que su brillo cambiante.

Aproximadamente dos tercios de todas las estrellas variables parecen estar pulsando. En la década de 1930, el astrónomo Arthur Stanley Eddington demostró que las ecuaciones matemáticas que describen el interior de una estrella pueden conducir a inestabilidades que hacen que la estrella vibre. El tipo más común de inestabilidad está relacionado con oscilaciones en el grado de ionización en las capas convectivas externas de la estrella.

Cuando la estrella está en la fase de hinchamiento, sus capas externas se expanden y hacen que se enfríen. Debido a la temperatura decreciente, el grado de ionización también disminuye. Esto hace que el gas sea más transparente y, por lo tanto, facilita que la estrella irradie su energía. Esto, a su vez, hace que la estrella comience a contraerse. A medida que el gas se comprime, se calienta y el grado de ionización aumenta de nuevo. Esto hace que el gas sea más opaco y la radiación se captura temporalmente en el gas. Esto calienta aún más el gas, lo que hace que se expanda una vez más. Así se mantiene un ciclo de expansión y compresión (hinchamiento y contracción).

Se sabe que la pulsación de las cefeidas es impulsada por oscilaciones en la ionización del helio (de He ++ a He + y de regreso a He ++ ).

Nomenclatura

En una constelación determinada, las primeras estrellas variables descubiertas se designaron con letras de la R a la Z, por ejemplo, R Andromedae . Este sistema de nomenclatura fue desarrollado por Friedrich W. Argelander , quien dio a la primera variable previamente sin nombre en una constelación la letra R, la primera letra no utilizada por Bayer . Las letras RR a RZ, SS a SZ, hasta ZZ se utilizan para los próximos descubrimientos, por ejemplo, RR Lyrae . Los descubrimientos posteriores usaron letras AA a AZ, BB a BZ y hasta QQ a QZ (con J omitida). Una vez que se agotan esas 334 combinaciones, las variables se numeran en orden de descubrimiento, comenzando con el prefijo V335 en adelante.

Clasificación

Las estrellas variables pueden ser intrínsecas o extrínsecas .

  • Estrellas variables intrínsecas : estrellas en las que la variabilidad se debe a cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría se puede dividir en tres subgrupos.
    • Variables pulsantes, estrellas cuyo radio se expande y contrae alternativamente como parte de sus procesos evolutivos naturales de envejecimiento.
    • Variables eruptivas, estrellas que experimentan erupciones en sus superficies como llamaradas o eyecciones de masa.
    • Variables cataclísmicas o explosivas, estrellas que sufren un cambio cataclísmico en sus propiedades como novas y supernovas .
  • Estrellas variables extrínsecas : estrellas en las que la variabilidad es causada por propiedades externas como la rotación o los eclipses. Hay dos subgrupos principales.
    • Binarias eclipsantes, estrellas dobles donde, vistas desde el punto de vista de la Tierra , las estrellas ocasionalmente se eclipsan unas a otras mientras orbitan.
    • Variables rotativas, estrellas cuya variabilidad está provocada por fenómenos relacionados con su rotación. Algunos ejemplos son las estrellas con "manchas solares" extremas que afectan el brillo aparente o las estrellas que tienen velocidades de rotación rápidas, lo que hace que adquieran una forma elipsoidal.

Estos subgrupos en sí mismos se dividen en tipos específicos de estrellas variables que generalmente reciben el nombre de su prototipo. Por ejemplo, las novas enanas se denominan estrellas U Geminorum después de la primera estrella reconocida en la clase, U Geminorum .

Estrellas variables intrínsecas

Tipos de variables intrínsecas en el diagrama de Hertzsprung-Russell

A continuación se ofrecen ejemplos de tipos dentro de estas divisiones.

Estrellas variables pulsantes

Las estrellas pulsantes se hinchan y encogen, afectando su brillo y espectro. Las pulsaciones generalmente se dividen en: radial , donde toda la estrella se expande y se contrae como un todo; y no radial , donde una parte de la estrella se expande mientras que otra parte se contrae.

Dependiendo del tipo de pulsación y su ubicación dentro de la estrella, existe una frecuencia natural o fundamental que determina el período de la estrella. Las estrellas también pueden pulsar en un armónico o sobretono que es una frecuencia más alta, correspondiente a un período más corto. Las estrellas variables pulsantes a veces tienen un solo período bien definido, pero a menudo pulsan simultáneamente con múltiples frecuencias y se requiere un análisis complejo para determinar los períodos de interferencia separados . En algunos casos, las pulsaciones no tienen una frecuencia definida, lo que provoca una variación aleatoria, denominada estocástica . El estudio de los interiores estelares utilizando sus pulsaciones se conoce como astrosismología .

La fase de expansión de una pulsación es causada por el bloqueo del flujo de energía interno por material con una alta opacidad, pero esto debe ocurrir a una profundidad particular de la estrella para crear pulsaciones visibles. Si la expansión ocurre debajo de una zona convectiva, entonces no se observará ninguna variación en la superficie. Si la expansión ocurre demasiado cerca de la superficie, la fuerza restauradora será demasiado débil para crear una pulsación. La fuerza de restauración para crear la fase de contracción de una pulsación puede ser presión si la pulsación se produce en una capa no degenerada en el interior de una estrella, y esto se denomina modo de pulsación acústico o de presión , abreviado como modo p . En otros casos, la fuerza de restauración es la gravedad y esto se llama modo g . Las estrellas variables pulsantes suelen pulsar sólo en uno de estos modos.

Cefeidas y variables similares a las cefeidas

Este grupo consta de varios tipos de estrellas pulsantes, todas encontradas en la franja de inestabilidad , que se hinchan y encogen con mucha regularidad debido a la propia resonancia de masa de la estrella , generalmente por la frecuencia fundamental . Generalmente, se cree que el mecanismo de la válvula de Eddington para las variables pulsantes explica las pulsaciones similares a las cefeidas. Cada uno de los subgrupos de la franja de inestabilidad tiene una relación fija entre el período y la magnitud absoluta, así como una relación entre el período y la densidad media de la estrella. La relación período-luminosidad fue establecida por primera vez para las cefeidas delta por Henrietta Leavitt , y hace que estas cefeidas de alta luminosidad sean muy útiles para determinar distancias a las galaxias dentro del grupo local y más allá. Edwin Hubble utilizó este método para demostrar que las llamadas nebulosas espirales son de hecho galaxias distantes.

Tenga en cuenta que las cefeidas se nombran solo por Delta Cephei , mientras que una clase de variables completamente separada lleva el nombre de Beta Cephei .

Variables cefeidas clásicas

Las cefeidas clásicas (o variables Delta Cephei) son supergigantes amarillas de la población I (jóvenes, masivas y luminosas) que experimentan pulsaciones con períodos muy regulares del orden de días a meses. El 10 de septiembre de 1784, Edward Pigott detectó la variabilidad de Eta Aquilae , el primer representante conocido de la clase de variables cefeidas. Sin embargo, el homónimo de las cefeidas clásicas es la estrella Delta Cephei , descubierta como variable por John Goodricke unos meses más tarde.

Cefeidas tipo II

Las cefeidas de tipo II (históricamente denominadas estrellas W Virginis) tienen pulsaciones de luz extremadamente regulares y una relación de luminosidad muy parecida a las variables δ Cephei, por lo que inicialmente se confundieron con la última categoría. Las estrellas cefeidas de tipo II pertenecen a estrellas más antiguas de la población II , que las cefeidas de tipo I. El Tipo II tiene una metalicidad algo más baja , una masa mucho más baja, una luminosidad algo más baja y una relación entre el período y la luminosidad ligeramente desplazada, por lo que siempre es importante saber qué tipo de estrella se está observando.

Variables de RR Lyrae

Estas estrellas son algo similares a las cefeidas, pero no son tan luminosas y tienen períodos más cortos. Son más antiguas que las cefeidas tipo I, pertenecientes a la Población II , pero de menor masa que las cefeidas tipo II. Debido a su ocurrencia común en los cúmulos globulares , ocasionalmente se les conoce como cefeidas de cúmulo . También tienen una relación período-luminosidad bien establecida, por lo que también son útiles como indicadores de distancia. Estas estrellas de tipo A varían en aproximadamente 0,2–2 magnitudes (20% a más de 500% de cambio de luminosidad) durante un período de varias horas a un día o más.

Variables Delta Scuti

Las variables Delta Scuti (δ Sct) son similares a las cefeidas pero mucho más débiles y con períodos mucho más cortos. Alguna vez fueron conocidas como cefeidas enanas . A menudo muestran muchos períodos superpuestos, que se combinan para formar una curva de luz extremadamente compleja. La estrella típica δ Scuti tiene una amplitud de 0.003-0.9 magnitudes (0.3% a aproximadamente 130% de cambio en la luminosidad) y un período de 0.01-0.2 días. Su tipo espectral suele estar entre A0 y F5.

Variables de SX Phoenicis

Estas estrellas de tipo espectral A2 a F5, similares a las variables δ Scuti, se encuentran principalmente en cúmulos globulares. Presentan fluctuaciones en su brillo del orden de 0,7 de magnitud (alrededor del 100% de cambio de luminosidad) aproximadamente cada 1 a 2 horas.

Variables Ap de oscilación rápida

Estas estrellas de tipo espectral A u ocasionalmente F0, una subclase de variables δ Scuti que se encuentran en la secuencia principal. Tienen variaciones extremadamente rápidas con períodos de unos pocos minutos y amplitudes de unas milésimas de magnitud.

Variables de largo período

Las variables de período largo son estrellas frías evolucionadas que pulsan con períodos en el rango de semanas a varios años.

Mira variables

Las variables de Mira son gigantes rojas AGB. Durante períodos de muchos meses, se desvanecen y brillan entre 2,5 y 11 magnitudes , un cambio de luminosidad de entre 6 y 30.000 veces. El propio Mira , también conocido como Omicron Ceti (ο Cet), varía en brillo desde casi la segunda magnitud hasta tan tenue como la décima magnitud con un período de aproximadamente 332 días. Las amplitudes visuales muy grandes se deben principalmente al desplazamiento de la producción de energía entre visual e infrarroja a medida que cambia la temperatura de la estrella. En unos pocos casos, las variables de Mira muestran cambios de período dramáticos durante un período de décadas, que se cree que están relacionados con el ciclo de pulsaciones térmicas de las estrellas AGB más avanzadas.

Variables semirregulares

Estos son gigantes rojos o supergigantes . Las variables semirregulares pueden mostrar un período definido en ocasiones, pero más a menudo muestran variaciones menos definidas que a veces pueden resolverse en múltiples períodos. Un ejemplo bien conocido de una variable semirregular es Betelgeuse , que varía desde aproximadamente magnitudes +0,2 a +1,2 (un factor de cambio de 2,5 en la luminosidad). Al menos algunas de las variables semi-regulares están muy relacionadas con las variables de Mira, posiblemente la única diferencia sea pulsando en un armónico diferente.

Variables irregulares lentas

Se trata de gigantes rojas o supergigantes con poca o ninguna periodicidad detectable. Algunas son variables semirregulares poco estudiadas, a menudo con períodos múltiples, pero otras pueden ser simplemente caóticas.

Variables de largo período secundario

Muchas gigantes rojas y supergigantes variables muestran variaciones durante varios cientos a varios miles de días. El brillo puede cambiar en varias magnitudes aunque a menudo es mucho menor, con las variaciones primarias más rápidas que se superponen. Las razones de este tipo de variación no se comprenden claramente, y se atribuyen de diversas formas a las pulsaciones, la binariedad y la rotación estelar.

Variables Beta Cephei

Las variables Beta Cephei (β Cep) (a veces llamadas variables Beta Canis Majoris , especialmente en Europa) experimentan pulsaciones de período corto del orden de 0,1–0,6 días con una amplitud de 0,01–0,3 magnitudes (1% a 30% de cambio de luminosidad). Están más brillantes durante la contracción mínima. Muchas estrellas de este tipo exhiben múltiples períodos de pulsación.

Estrellas de tipo B de pulsación lenta

Las estrellas B (SPB) de pulsación lenta son estrellas calientes de la secuencia principal ligeramente menos luminosas que las estrellas Beta Cephei, con períodos más largos y amplitudes más grandes.

Estrellas calientes (subenanas B) de pulsación muy rápida

El prototipo de esta rara clase es V361 Hydrae , una estrella B subenana de magnitud 15 . Pulsan con períodos de unos pocos minutos y pueden pulsar simultáneamente con múltiples períodos. Tienen amplitudes de unas pocas centésimas de magnitud y se les da el acrónimo RPHS de GCVS. Son pulsadores de modo p .

Variables PV Telescopii

Las estrellas de esta clase son supergigantes de tipo Bp con un período de 0,1 a 1 día y una amplitud de 0,1 de magnitud en promedio. Sus espectros son peculiares por tener hidrógeno débil mientras que, por otro lado, las líneas de carbono y helio son extra fuertes, un tipo de estrella de helio extrema .

Variables RV Tauri

Estas son estrellas supergigantes amarillas (en realidad, estrellas post-AGB de baja masa en la etapa más luminosa de sus vidas) que alternan mínimos profundos y superficiales. Esta variación de doble pico suele tener períodos de 30 a 100 días y amplitudes de 3 a 4 magnitudes. Superpuesta a esta variación, puede haber variaciones a largo plazo en períodos de varios años. Sus espectros son de tipo F o G a máxima luz y de tipo K o M a mínima luminosidad. Se encuentran cerca de la franja de inestabilidad, más frías que las cefeidas tipo I y más luminosas que las cefeidas tipo II. Sus pulsaciones son causadas por los mismos mecanismos básicos relacionados con la opacidad del helio, pero se encuentran en una etapa muy diferente de sus vidas.

Variables Alpha Cygni

Las variables Alpha Cygni (α Cyg) son supergigantes que no pulsan radialmente de las clases espectrales B ep a A ep Ia. Sus períodos varían de varios días a varias semanas, y sus amplitudes de variación son típicamente del orden de 0,1 magnitudes. Los cambios de luz, que a menudo parecen irregulares, se deben a la superposición de muchas oscilaciones con períodos cercanos. Deneb , en la constelación de Cygnus es el prototipo de esta clase.

Variables de Gamma Doradus

Las variables Gamma Doradus (γ Dor) son estrellas de secuencia principal que no pulsan radialmente de clases espectrales F a finales de A. Sus períodos son alrededor de un día y sus amplitudes típicamente del orden de 0,1 magnitudes.

Enanas blancas pulsantes

Estas estrellas que no pulsan radialmente tienen períodos cortos de cientos a miles de segundos con pequeñas fluctuaciones de 0,001 a 0,2 magnitudes. Los tipos conocidos de enanas blancas pulsantes (o pre-enanas blancas) incluyen las estrellas DAV , o ZZ Ceti , con atmósferas dominadas por hidrógeno y el tipo espectral DA; DBV , o V777 Her , estrellas, con atmósferas dominadas por helio y el tipo espectral DB; y estrellas GW Vir , con atmósferas dominadas por helio, carbono y oxígeno. Las estrellas GW Vir pueden subdividirse en estrellas DOV y PNNV .

Oscilaciones de tipo solar

El Sol oscila con amplitud muy baja en una gran cantidad de modos con periodos de alrededor de 5 minutos. El estudio de estas oscilaciones se conoce como heliosismología . Las oscilaciones en el Sol son impulsadas estocásticamente por convección en sus capas externas. El término oscilaciones de tipo solar se utiliza para describir las oscilaciones en otras estrellas que se excitan de la misma manera y el estudio de estas oscilaciones es una de las principales áreas de investigación activa en el campo de la astrosismología .

Variables BLAP

Un pulsador azul de gran amplitud (BLAP) es una estrella pulsante caracterizada por cambios de 0,2 a 0,4 magnitudes con períodos típicos de 20 a 40 minutos.

Estrellas variables eruptivas

Las estrellas variables en erupción muestran variaciones de brillo irregulares o semirregulares causadas por la pérdida de material de la estrella o, en algunos casos, por la acumulación de material. A pesar del nombre, estos no son eventos explosivos, son las variables cataclísmicas.

Protoestrellas

Las protoestrellas son objetos jóvenes que aún no han completado el proceso de contracción de una nebulosa de gas a una verdadera estrella. La mayoría de las protoestrellas presentan variaciones de brillo irregulares.

Herbig Ae / Be estrellas

Se cree que la variabilidad de las estrellas Herbig Ae / Be más masivas (2-8 masas solares ) se debe a los cúmulos de gas y polvo que orbitan en los discos circunestelares.

Variables de Orion

Las variables de Orión son estrellas jóvenes y calientes antes de la secuencia principal, generalmente incrustadas en la nebulosidad. Tienen períodos irregulares con amplitudes de varias magnitudes. Un subtipo bien conocido de variables de Orión son las variables T Tauri . La variabilidad de las estrellas T Tauri se debe a las manchas en la superficie estelar y a los grupos de polvo de gas que orbitan en los discos circunestelares.

Variables de FU Orionis

Estas estrellas residen en nebulosas de reflexión y muestran incrementos graduales en su luminosidad del orden de 6 magnitudes seguidas de una fase prolongada de brillo constante. Luego se atenúan en 2 magnitudes (seis veces más atenuadas) más o menos durante un período de muchos años. V1057 Cygni, por ejemplo, atenuado en una magnitud de 2,5 (diez veces más atenuado) durante un período de once años. Las variables de FU Orionis son de tipo espectral A a G y posiblemente sean una fase evolutiva en la vida de las estrellas T Tauri .

Gigantes y supergigantes

Las estrellas grandes pierden su materia con relativa facilidad. Por esta razón, la variabilidad debida a erupciones y pérdida de masa es bastante común entre gigantes y supergigantes.

Variables azules luminosas

También conocidas como las variables S Doradus , las estrellas más luminosas conocidas pertenecen a esta clase. Los ejemplos incluyen las hipergigantes η Carinae y P Cygni . Tienen una gran pérdida de masa permanente, pero a intervalos de años las pulsaciones internas hacen que la estrella exceda su límite de Eddington y la pérdida de masa aumenta enormemente. El brillo visual aumenta, aunque la luminosidad general se mantiene prácticamente sin cambios. Las erupciones gigantes observadas en unos pocos LBV aumentan la luminosidad, tanto que han sido etiquetadas como impostores de supernovas y pueden ser un tipo diferente de evento.

Hipergigantes amarillas

Estas estrellas evolucionadas masivas son inestables debido a su alta luminosidad y posición sobre la franja de inestabilidad, y exhiben cambios fotométricos y espectroscópicos lentos pero a veces grandes debido a una gran pérdida de masa y erupciones ocasionales más grandes, combinadas con una variación secular en una escala de tiempo observable. El ejemplo más conocido es Rho Cassiopeiae .

Variables R Coronae Borealis

Aunque clasificadas como variables eruptivas, estas estrellas no experimentan aumentos periódicos de brillo. En cambio, pasan la mayor parte de su tiempo con el brillo máximo, pero a intervalos irregulares se desvanecen repentinamente de 1 a 9 magnitudes (2,5 a 4000 veces más tenues) antes de recuperar su brillo inicial durante meses o años. La mayoría se clasifica como supergigantes amarillas por su luminosidad, aunque en realidad son estrellas post-AGB, pero hay estrellas R CrB gigantes rojas y azules. R Coronae Borealis (R CrB) es la estrella prototipo. Las variables DY Persei son una subclase de variables R CrB que tienen una variabilidad periódica además de sus erupciones.

Variables de Wolf-Rayet

Las estrellas de la población clásica I Wolf-Rayet son estrellas calientes masivas que a veces muestran variabilidad, probablemente debido a varias causas diferentes, incluidas las interacciones binarias y los cúmulos de gas en rotación alrededor de la estrella. Presentan amplios espectros de líneas de emisión con líneas de helio , nitrógeno , carbono y oxígeno . Las variaciones en algunas estrellas parecen ser estocásticas, mientras que otras muestran múltiples períodos.

Variables de Gamma Cassiopeiae

Las variables Gamma Cassiopeiae (γ Cas) son estrellas de tipo línea de emisión de clase B de rotación rápida no supergigantes que fluctúan irregularmente hasta en 1,5 magnitudes (cambio de 4 veces en la luminosidad) debido a la eyección de materia en sus regiones ecuatoriales causada por la rápida velocidad de rotación.

Estrellas llamativas

En las estrellas de la secuencia principal, la mayor variabilidad eruptiva es excepcional. Es común solo entre las estrellas de destellos , también conocidas como variables UV Ceti , estrellas muy débiles de la secuencia principal que experimentan destellos regulares. Aumentan su brillo hasta en dos magnitudes (seis veces más brillantes) en solo unos segundos y luego vuelven a su brillo normal en media hora o menos. Varias enanas rojas cercanas son estrellas llamativas, incluidas Proxima Centauri y Wolf 359 .

Variables de RS Canum Venaticorum

Estos son sistemas binarios cercanos con cromosferas muy activas, que incluyen enormes manchas solares y llamaradas, que se cree que mejoran con el compañero cercano. Las escalas de variabilidad van desde días, cerca del período orbital y, a veces, también con eclipses, hasta años a medida que varía la actividad de las manchas solares.

Estrellas variables cataclísmicas o explosivas

Supernovas

Las supernovas son el tipo más dramático de variable cataclísmica, siendo algunos de los eventos más energéticos del universo. Una supernova puede emitir brevemente tanta energía como una galaxia entera , iluminando en más de 20 magnitudes (más de cien millones de veces más brillante). La explosión de la supernova es causada por una enana blanca o un núcleo de estrella que alcanza un cierto límite de masa / densidad, el límite de Chandrasekhar , lo que hace que el objeto colapse en una fracción de segundo. Este colapso "rebota" y hace que la estrella explote y emita esta enorme cantidad de energía. Las capas externas de estas estrellas son expulsadas a velocidades de muchos miles de kilómetros por segundo. La materia expulsada puede formar nebulosas llamadas remanentes de supernova . Un ejemplo bien conocido de tal nebulosa es la Nebulosa del Cangrejo , que quedó de una supernova que se observó en China y en otros lugares en 1054. El objeto progenitor puede desintegrarse completamente en la explosión o, en el caso de una estrella masiva, el núcleo puede convertirse en una estrella de neutrones (generalmente un púlsar ).

Las supernovas pueden resultar de la muerte de una estrella extremadamente masiva, muchas veces más pesada que el Sol. Al final de la vida de esta estrella masiva, se forma un núcleo de hierro no fusible a partir de cenizas de fusión. Este núcleo de hierro es empujado hacia el límite de Chandrasekhar hasta que lo supera y, por lo tanto, colapsa. Una de las supernovas de este tipo más estudiadas es SN 1987A en la Gran Nube de Magallanes .

Una supernova también puede resultar de la transferencia de masa a una enana blanca desde una estrella compañera en un sistema de estrellas dobles. El límite de Chandrasekhar se supera desde la materia que cae. La luminosidad absoluta de este último tipo está relacionada con las propiedades de su curva de luz, por lo que estas supernovas pueden utilizarse para establecer la distancia a otras galaxias.

Nova roja luminosa

Imágenes que muestran la expansión del eco de luz de V838 Monocerotis

Las novas rojas luminosas son explosiones estelares provocadas por la fusión de dos estrellas. No están relacionados con las novas clásicas . Tienen una apariencia roja característica y un declive muy lento después del estallido inicial.

Novae

Las novas también son el resultado de explosiones dramáticas, pero a diferencia de las supernovas, no resultan en la destrucción de la estrella progenitora. También a diferencia de las supernovas, las novas se encienden por el inicio repentino de la fusión termonuclear, que bajo ciertas condiciones de alta presión ( materia degenerada ) se acelera explosivamente. Se forman en sistemas binarios cercanos , siendo un componente una enana blanca que acrecienta materia del otro componente estelar ordinario, y pueden repetirse durante períodos de décadas, siglos o milenios. Las novas se clasifican en rápidas , lentas o muy lentas , según el comportamiento de su curva de luz. Se han registrado varias novas a simple vista , siendo Nova Cygni 1975 la más brillante de la historia reciente, alcanzando la segunda magnitud.

Nova enana

Las novas enanas son estrellas dobles que involucran a una enana blanca en la que la transferencia de materia entre los componentes da lugar a estallidos regulares. Hay tres tipos de nova enana:

  • Las estrellas U Geminorum , que tienen estallidos que duran aproximadamente entre 5 y 20 días seguidos de períodos tranquilos de unos pocos cientos de días. Durante un arrebato, se iluminan típicamente de 2 a 6 magnitudes. Estas estrellas también se conocen como variables SS Cygni por la variable en Cygnus que produce una de las pantallas más brillantes y frecuentes de este tipo de variable.
  • Estrellas Z Camelopardalis , en las que se observan mesetas ocasionales de brillo llamadas paradas , a medio camino entre el brillo máximo y mínimo.
  • Las estrellas SU Ursae Majoris , que sufren tanto frecuentes pequeños estallidos como superrrápidos más raros pero más grandes . Estos sistemas binarios suelen tener períodos orbitales de menos de 2,5 horas.

Variables DQ Herculis

Los sistemas DQ Herculis son binarios interactivos en los que una estrella de baja masa transfiere masa a una enana blanca altamente magnética. El período de giro de la enana blanca es significativamente más corto que el período orbital binario y, a veces, puede detectarse como una periodicidad fotométrica. Un disco de acreción generalmente se forma alrededor de la enana blanca, pero sus regiones más internas están truncadas magnéticamente por la enana blanca. Una vez capturado por el campo magnético de la enana blanca, el material del disco interno viaja a lo largo de las líneas del campo magnético hasta que se acumula. En casos extremos, el magnetismo de la enana blanca evita la formación de un disco de acreción.

Variables AM Herculis

En estas variables cataclísmicas, el campo magnético de la enana blanca es tan fuerte que sincroniza el período de giro de la enana blanca con el período orbital binario. En lugar de formar un disco de acreción, el flujo de acreción se canaliza a lo largo de las líneas del campo magnético de la enana blanca hasta que impacta a la enana blanca cerca de un polo magnético. La radiación de ciclotrón emitida desde la región de acreción puede causar variaciones orbitales de varias magnitudes.

Variables de Z Andromedae

Estos sistemas binarios simbióticos están compuestos por una gigante roja y una estrella azul caliente envuelta en una nube de gas y polvo. Sufren estallidos parecidos a una nova con amplitudes de hasta 4 magnitudes. El prototipo de esta clase es Z Andromedae .

Variables AM CVn

Las variables AM CVn son binarias simbióticas en las que una enana blanca está acumulando material rico en helio de otra enana blanca, una estrella de helio o una estrella de secuencia principal evolucionada. Sufren variaciones complejas, o en ocasiones ninguna variación, con períodos ultracortos.

Estrellas variables extrínsecas

Hay dos grupos principales de variables extrínsecas: estrellas en rotación y estrellas eclipsantes.

Estrellas variables giratorias

Las estrellas con manchas solares considerables pueden mostrar variaciones significativas en el brillo a medida que giran, y las áreas más brillantes de la superficie se muestran a la vista. Los puntos brillantes también ocurren en los polos magnéticos de las estrellas magnéticas. Las estrellas con formas elipsoidales también pueden mostrar cambios en el brillo, ya que presentan al observador áreas variables de sus superficies.

Estrellas no esféricas

Variables elipsoidales

Estos son binarios muy cercanos, cuyos componentes no son esféricos debido a su interacción de mareas. A medida que las estrellas giran, el área de su superficie presentada hacia el observador cambia y esto, a su vez, afecta su brillo visto desde la Tierra.

Manchas estelares

La superficie de la estrella no es uniformemente brillante, pero tiene áreas más oscuras y brillantes (como las manchas solares del sol ). La cromosfera de la estrella también puede variar en brillo. A medida que la estrella gira, observamos variaciones de brillo de unas pocas décimas de magnitudes.

Variables de FK Comae Berenices

Estas estrellas giran extremadamente rápido (~ 100 km / s en el ecuador ); por tanto, tienen forma elipsoidal . Son (aparentemente) estrellas gigantes individuales con tipos espectrales G y K y muestran fuertes líneas de emisión cromosférica . Algunos ejemplos son FK Com , V1794 Cygni y UZ Librae . Una posible explicación de la rápida rotación de las estrellas FK Comae es que son el resultado de la fusión de un binario (de contacto) .

POR Draconis estrellas variables

BY Las estrellas Draconis son de clase espectral K o M y varían en menos de 0,5 magnitudes (70% de cambio de luminosidad).

Campos magnéticos

Variables alfa-2 de Canum Venaticorum

Las variables Alpha-2 Canum Venaticorum (α 2 CVn) son estrellas de secuencia principal de clase espectral B8-A7 que muestran fluctuaciones de 0.01 a 0.1 magnitudes (1% a 10%) debido a cambios en sus campos magnéticos.

Variables SX Arietis

Las estrellas de esta clase exhiben fluctuaciones de brillo de una magnitud aproximada de 0,1 causadas por cambios en sus campos magnéticos debido a las altas velocidades de rotación.

Púlsares ópticamente variables

Se han detectado pocos púlsares en luz visible . Estas estrellas de neutrones cambian de brillo a medida que giran. Debido a la rápida rotación, las variaciones de brillo son extremadamente rápidas, desde milisegundos hasta unos pocos segundos. El primer y más conocido ejemplo es el Crab Pulsar .

Eclipsando binarios

Cómo varían en brillo los binarios eclipsantes

Las variables extrínsecas tienen variaciones en su brillo, como las ven los observadores terrestres, debido a alguna fuente externa. Una de las razones más comunes de esto es la presencia de una estrella compañera binaria, de modo que las dos juntas forman una estrella binaria . Cuando se ve desde ciertos ángulos, una estrella puede eclipsar a la otra, provocando una reducción del brillo. Uno de los binarios eclipsantes más famosos es Algol , o Beta Persei (β Per).

Variables de algoritmo

Las variables de Algol sufren eclipses con uno o dos mínimos separados por períodos de luz casi constante. El prototipo de esta clase es Algol en la constelación de Perseo .

Variables periódicas dobles

Las variables periódicas dobles exhiben un intercambio de masa cíclico que hace que el período orbital varíe de manera predecible durante un período muy largo. El ejemplo más conocido es V393 Scorpii .

Variables Beta Lyrae

Las variables Beta Lyrae (β Lyr) son binarias extremadamente cercanas, llamadas así por la estrella Sheliak . Las curvas de luz de esta clase de variables eclipsantes cambian constantemente, por lo que es casi imposible determinar el inicio y el final exactos de cada eclipse.

Variables de W Serpentis

W Serpentis es el prototipo de una clase de binarios adosados ​​que incluyen un material de transferencia gigante o supergigante a una estrella masiva más compacta. Se caracterizan, y se distinguen de los sistemas similares de β Lyr, por una fuerte emisión de UV de los puntos calientes de acumulación en un disco de material.

Variables de W Ursae Majoris

Las estrellas de este grupo muestran períodos de menos de un día. Las estrellas están tan cerca unas de otras que sus superficies están casi en contacto entre sí.

Tránsitos planetarios

Las estrellas con planetas también pueden mostrar variaciones de brillo si sus planetas pasan entre la Tierra y la estrella. Estas variaciones son mucho más pequeñas que las observadas con compañeros estelares y solo son detectables con observaciones extremadamente precisas. Los ejemplos incluyen HD 209458 y GSC 02652-01324 , y todos los planetas y candidatos a planetas detectados por la Misión Kepler .

Ver también

Referencias

enlaces externos