Estrellas variables

Variables extrínsecas:

Variables intrínsecas:

Variables eruptivas:

Supernovas:

Espectro de las estrellas:

 

Las estrellas variables comprenden una etapa crítica en al vida de una estrella, de la cual todavía se tiene muy poco conocimiento. Estas etapas por las que pasan todas las estrellas son muy interesantes de estudiar, recordar que al igual que los seres vivos las estrellas tienen un nacimiento,  infancia, madures, vejes y muerte, es así que podemos encontrar estrellas jóvenes como la T Tauri     ( que explicaremos mas delante de que se trata) o las viejas del tipo Mira. El objetivo fundamental de estas observaciones es el de contribuir a realizar modelos físicos que expliquen  el comportamiento observado de la estrella.

Este tipo de observaciones es un trabajo realizado casi exclusivamente por aficionados. Las observaciones son  posibles de hacer con instrumentos no muy grandes, solo con prismáticos o inclusive a simple vista, en una sola noche de observación es posible valorar varias estrellas variables. Una de las cosas que deben quedar bien en claro al aficionado, es que los grandes observatorios no pueden ocupar sus noches de observación en por ejemplo intentar observar el máximo de una estrella tipo SS Cygni, ya que sus máximos son imprevisibles, no siendo, por tanto, a fecha fija. Además, una simple observación de una variable no sirve para nada, sino que es necesario un seguimiento del comportamiento de la estrella lo mas continuo posible.

Las estrellas variables se pueden clasificar en dos grandes grupos:

 

 

A) Variables extrínsecas

 

 

B) Variables intrínsecas

 

La clasificación general más moderna es la siguiente:

Extrínsecas

 

Geométricas o

Eclipsantes

Intrínsecas

Pulsantes

Cefeidas

 

 

Largo periodo

 

 

Gigantes rojas

 

Eruptivas

Erráticas

 

 

Novas

 

 

Supernovas

 

 

Contractivas

 

Variables extrínsecas:

Las estrellas extrínsecas, no se pueden considerar como verdaderas variables, ya que la variabilidad de la luz es producida por causas físicas externas, ajenas a la propia estrella.

Este grupo es formado principalmente por variables eclipsantes, que tienen las siguientes características. Estrellas binarias que periódicamente se eclipsan cambiando de luminosidad por ese motivo. Todas las estrellas pertenecientes a este grupo son binarias espectroscópicas, es decir, que la presencia de la estrella secundaria solo se puede descubrir mediante el análisis de su espectro. En los espectros de estas estrellas se observa cómo las líneas se desplazan hacia el azul y hacia el rojo con el mismo periodo que las variaciones luminosas. Esto es el "Efecto Doppler" según el cual las líneas espectrales de una estrella se desplazan hacia el azul si la fuente se acerca al observador y hacia el rojo si se aleja, y tanto mayor es el corrimiento cuanto mayor es la velocidad del movimiento. Gracias a esto se deduce que la estrella es binaria: puesto que el plano orbital está apenas inclinado con respecto a nuestra línea visual, vemos que cada estrella en su movimiento orbital se acerca y se aleja de nosotros, y también debido a esto las estrellas se eclipsan mútuamente, de manera que la luz que procedía antes de las dos estrellas, procede ahora solo de una. Esta es la explicación de la variación de luminosidad en este tipo de estrellas. Dada la regularidad del movimiento orbital, los mínimos en la curva de luz se suceden puntualmente. Estos mínimos se producen cuando la estrella principal, más luminosa y caliente, es ocultada por la secundaria, menos luminosa y más fría. Entre dos mínimos de luz puede haber un mínimo secundario menos pronunciado que se produce cuando la estrella más luminosa oculta a la menos luminosa. Si la órbita es circular este mínimo secundario se produce justo en medio de los dos mínimos principales, si es elíptica, se produce cerca de uno de estos. Al igual que ocurre en los eclipses de sol en la binarias eclipsantes existen eclipses totales, anulares y parciales. No es que se pueda observar directamente, pero si deducir de la forma de la curva de luz en los eclipses parciales los mínimos son bastante bruscos, mientras que en los eclipses totales y anulares son achatados. El prototipo de variables eclipsantes es b Persei (Algol),  Las podemos dividir en tres grandes grupos:

 

 

Eclipsantes tipo b Persei

 

 

Eclipsantes tipo b Lyrae

 

 

Eclipsantes tipo W Ursae maioris

 

 

Eclipsantes tipo b Persei.

Se trata de dos estrellas aproximadamente esféricas

Variables eclipsantes con curvas de luz y amplitudes de magnitud  fijas y que no varían en el tiempo, los periodos conocidos van de 2-3 días y 5-8  días, alcanzando las variaciones de luz varias magnitudes

Eclipsantes tipo b Lyrae.

Se trata de dos estrellas elipsoidales de diferente tamaño que giran una alrededor de la otra. Variables eclipsantes con curvas de luz y periodos no fijos, sino que varían con el curso de los ciclos. Siempre se puede observar un mínimo secundario, aparte del mínimo principal. Los períodos no exceden generalmente de 1 día, y las variaciones de luz no exceden  de 2 magnitudes. Las clases espectrales de estas estrellas pertenecen  a los tipos menos evolucionados del espectro (O,B,A,F) ver anexo 3

 Eclipsantes tipo W Ursae majoris.

Se trata de dos estrellas elipsoidales de casi igual tamaño que giran una alrededor de la otra. Variables con periodos de menos de 1 día. Son sistemas en los cuales las estrellas están casi en contacto. Sus curvas de luz no permiten fijar el momento de comienzo o el final del eclipse. Las amplitudes son generalmente de menos de 0.8 magnitudes.

Las estrellas pertenecen a las clases espectrales F, G.

 

Ejemplos:

 

Estrella

Máximo

Mínimo

Periodo (días)

 b Persei

2,12

3,39

2,86

 b Aurigae

1,89

1,98

3,96

 b Lyrae

3,25

4,36

12,91

 a Coronae Borialis

2,21

2,32

17,36

 a Virginis

0,95

1,05

4,01

 d Librae

4,91

5,90

2,32

 

 

Variables intrínsecas:

Las variables intrínsecas son aquellas en que sus variaciones de magnitud se deben a cambios en la estructura interna de la estrella cuyas formas de manifestación son muy diversas.

La nomenclatura de las estrellas variables se realiza de la siguiente manera: siempre que la estrella no tengan una denominación ya establecida ( como b Persei, d Cephei, etc)las variables reciben una letra latina de la R a la Z; por ejemplo S Andromedae.

Las estrellas variables están designadas por la denominada designación de Harvard, compuesta por letras y números Por ejemplo SS Cyg. 213843, las primeras cifras indican la hora y minutos de ascensión recta, y las dos cifras ultimas, los grados de declinación de la variable, calculadas para el año 1900. Si la última cifra esta subrayada o con signo de menos (-) adelante, esto indica que la variable se encuentra al Sur del Ecuador, y, por tanto, tiene declinación negativa.

El orden secuencial viene determinado por la fecha de descubrimiento. Cuando se agotan las letras de la R a la Z se siguen con RR, RS,......, RZ, SS, ST, ...... SZ, etc., hasta  ZZ.

Luego si se agotan se sigue con AA, AB,......, AZ, BB, BC,......, BZ hasta QQ,QR,....QZ.

Si no fueran suficientes estas 334 siglas se sigue con V335, V336, etc.

Al igual que las letras griegas, siempre se agrega el genitivo latino  de la constelación, por ej. HS Orionis o 737 Cygni.

Dentro de las variables intrínsecas se pueden considerara dos grandes grupos:

 

A)Variables  intrínsecas pulsantes

 

 

B)Variables  intrínsecas eruptivas

 

Variables pulsantes Cefeidas de largo periodo

En el diagrama de Hertzsprung-Russell existe una región entre la secuencia principal y la rama de las gigantes por la que cuando una estrella pasa experimenta unos fenómenos de pulsación. En cuanto la estrella sale de esta región, los fenómenos desaparecen. Estos fenómenos se deben a que los estratos externos alternativamente dejan o no dejan pasar el flujo energético procedente del interior, y esto determina variaciones en el radio del astro. El aumento del radio provoca el enfriamiento de la estrella y el descenso de la luminosidad, cuando se  contrae, la luminosidad y la temperatura aumentan.

Estas variables son periódicas pulsantes de gran luminosidad con periodos de 1 a 70 días, con variaciones de magnitud comprendida entre 0.1 a 0.2 magnitud, el periodo y la forma de su curva de luz son siempre constantes. Las clases espectrales son  en el máximo de luminosidad, F, y en él minimo G - K.   Existe una relación entre la luminosidad y el periodo. En el año1912 la señorita H. Lavitt constato mediante observación de las cefeidas en la Pequeña Nube de Magallanes, una notable relación entre el periodo y el brillo aparente. Dado que las variables de la  Pequeña Nube de Magallanes, están prácticamente a la misma distancia de la Tierra, existe tambien una relación entre periodo y magnitud absoluta. Esta relación periodo - luminosidad fue calibrada con cefeidas más próximas para las cuales se pudo determinar la distancia y, por tanto, su magnitud absoluta.

 Las cefeidas más luminosas tienen periodos más largos. Las 706 cefeidas conocidas se pueden dividir en  dos sub-clases: Las cefeidas clásicas  (d Cephei) y las W Virginis.  Las primeras pertenecen a la población I ( las estrellas de población I tienen una composición parecida al sol) y las segundas, a la Población II (las estrellas de la población II muestran, dentro del mismo tipo espectral, líneas metálicas más débiles. La relación hidrogeno/metales es una 10 veces superior a las estrellas de la población I) Las cefeidas clásicas son las más luminosas y se concentran en el plano ecuatorial de la galaxia. Las W Virginis presentan periodos superiores a un día, se encuentran en los cúmulos globulares, en el halo y en el bulbo central de la galaxia y son estrellas muy viejas. El prototipo de las cefeidas es la estrella d Cephei, que fue la primera en descubrirse por el joven astrónomo John Goodrike en 1784.

Ejemplos:

Estrella

Máximo

Mínimo

Periodo (días)

d Cephei

3,8

4,6

5,37

 

h Aquilae

3,7

4,4

7,18

 

z Geminorum

3,6

4,2

10,15

 

Variables pulsantes Cefeidas de corto periodo

 Las RR Lyrae, que son estrellas con periodos inferiores a un 1.5 días. No presentan la relación periodo - luminosidad porque constituyen una clase muy homogénea, en la que todas las estrellas tienen aproximadamente la misma magnitud absoluta media.

Estas variables tienen las propiedades  y características de las cefeidas pero su periodo de variación comprendidos entre 0.05 a 1.2 días, su clase espectral es A, variando de magnitud entre 1 y 2 magnitudes. La mayoría de estas estrellas pertenecen al componente esférico de la Galaxia. Se conocen aproximadamente unas 600 en los cúmulos globulares por eso tambien se llaman variables de cumulo. Como dato curioso es de destacar que existe un gran numero de estas estrellas con  períodos de 13 horas.

Las RR Lyrae son mucho más frecuentes que las cefeidas. Las curvas de luz no son tan estables como la cefeidas Sobre todo la forma de la curva  y la altura de los máximos están sometidas a variaciones ( efecto Blaschko,  se refiere a variables del tipo RR Lyrae y consiste en una variación periódica tanto de su período como de su curva de luz. ). Al parecer se trata de varias superposiciones de varias oscilaciones simultaneas de la pulsación. En RR Lyrae por ejemplo se superponen 3 periodos de 0.5668 día, 40 días y 122 días. Pero los periodos tambien pueden sufrir saltos o variaciones irregulares

Ejemplos:

 

Estrella

Máximo

Mínimo

Periodo (días)

RR Lyrae

7,1

8,0

0,57

 

 

 

 

 

Variables tipos b Canis Maioris o b Cephei:

Son estrellas pulsantes con periodos muy cortos de variación entre 2.5 y 8.5 horas, El espectro característico de estas estrellas es B. Son estrellas gigantes y supergigantes azules. La variación de la luz en estos astros no supera de 0.25 de magnitud y los períodos son siempre inferiores a un día y raras veces supera las 6 horas. Observando los desplazamientos periódicos de las líneas espectrales debidos al Efecto Doppler, que presentan un periodo idéntico al de las variaciones luminosas, se ha llegado a la conclusión de que se trata de variables pulsantes, es decir, estrellas cuyo radio varía de tamaño el máximo de brillo corresponde a cuando la estrella tiene su radio minimo. El prototipo de estas estrellas es la b Cephei.

Ejemplos:

 

Estrella

Máximo

Mínimo

Periodo (días)

b Cephei

3,16

3,27

0,19

Variables tipo d Scuti:

De este tipo poco frecuente se conocen pocos objetos Son astros blanco - amarillentos de tipo espectral A y F. La variación luminosa se cumple en un período extremadamente corto de pulsación y de luminosidad de solamente 1 hora, pero es muy pequeña ya que no supera la décima magnitud. Se asemejan a las RR Lyrae. El prototipo es la d Scuti., se conocen 17 objetos de este tipo

Ejemplos:

Estrella

Máximo

Mínimo

Periodo (días)

d Scuti

4,60

4,79

0,19

Variables tipo a² Canun Venaticorum

Estrellas de la clase espectral A, muestran variaciones de intensidad en determinados grupos de rayas espectrales, con líneas anómalas e intensas en su espectro, de silicio, estroncio y cromo. Los periodos de variación de luz están entre 1 y 25 días, no excediendo la variación de luz de 0.1 magnitud, las estrellas de este tipo tienen a menudo  fluctuaciones del campo magnético. Las oscilaciones de la velocidad radial son pequeñas, siendo, por tanto, débiles pulsaciones, se conocen 28 estrellas de este tipo.

 

Estrella

Máximo

Mínimo

Periodo (días)

a² Canun Venaticorum

2,84

2,98

5,46

 

Variables magnéticas:  

Son estrellas blancas, de tipo espectral Ap (donde la "p" significa peculiar). En sus espectros se observa gran cantidad de elementos químicos muy raros en estrellas normales. Pero la característica principal de estas estrellas es su intenso campo magnético, varios miles de veces mayor que el solar. Si no contamos a las estrellas neutrónicas, los campos magnéticos de estas estrellas son lo más intensos que se conocen. La intensidad del campo es variable, con periodos de entre 2 días y un mes, y al mismo tiempo se producen también variaciones en la luz, generalmente inferior a una décima de magnitud. Los motivos de estas variaciones se desconocen.

 

Variables tipo RV Tauri:

Son estrellas de alta luminosidad de las clases espectrales F, G o K, son estrellas que van desde un tipo un poco más caliente que el Sol, con luz amarillenta, hasta estrellas un poco más frías, con luz anaranjada, pasando por astros de tipo solar. No es un grupo muy numeroso. La curva de luz de las RV Tauri recuerda a las cefeidas del tipo           W Virginis, con periodos de unos 20 días aunque los rasgos de irregularidad están en el caso de las W Virginis muy acentuados. La curva de luz de las RV Tauri presenta una alternancia entre mínimos principales más profundos y mínimos secundarios. La variación luminosa por lo general no supera las 3 magnitudes y el periodo está comprendido entre 30 y 150 días. A veces se pueden presentar irregularidades. También puede darse el hecho de que se produzca una inversión en la secuencia: los mínimos más profundos ocupan el lugar de los secundarios y viceversa. Esta inversión puede manifestarse durante mucho tiempo. Existe una relación entre el periodo y la luminosidad: a mayor luminosidad, mayor periodo, lo mismo que en las cefeidas. El prototipo es la estrella RV Tauri.

 

Variables pulsantes de largo periodo tipo Mira u oCeti

Este tipo de variables lleva el nombre de su prototipo: Mira u Ο Ceti (omicron Ceti)en la ballena. Son muy numerosas, se conocen hoy en día unas 5.000 que representan el 30% de las variables de nuestra galaxia. Su periodo puede situarse entre 80 días y más de 1000. Existe una relación entre la luminosidad de la estrella y el periodo: a menor luminosidad, mayor periodo. Las estrellas pertenecientes a este grupo son gigantes o supergigantes rojas y las variaciones de luminosidad podrían deberse a una continua variación del radio estelar, una pulsación. Las causas precisas que determinan estas pulsaciones se desconocen todavía. Estas estrellas tienen una bajísima densidad que puede ser del orden de una diezmilésima de la densidad del aire al nivel del mar. Esta podría ser la causa de que los periodos de las variables Mira(O Ceti) sean tan largos las variaciones de luz esta entre 2.5 y más de 6 magnitudes. O Ceti fue la primera variable descubierta por Fabricius en 1596. Los espectros de las estrellas tipo Mira pertenecen a las clases M, S, N y R.

Las variables de clase espectral M, se conocen unas 2500. Sus amplitudes son de 4 a 10 magnitudes, el espectro está caracterizado por bandas de oxido de titanio y bandas de emisión de hidrogeno, en su máximo de luz. Prototipo  O Ceti

Las variables de clase espectral S, se conocen 25 miembros con periodos comprendidos entre 200 y 600 días, Bandas espectrales de oxido de circonio.

Prototipo R Camelopardis

Las variables de clase espectral N, se conocen unas 25, varían en 4 magnitudes en periodos de 250 a 580 días, con mayoría de 425 días. Bandas de hidrocarburos. Prototipo R Leporis

A largo plazo se han comprobado variaciones del periodo en algunas estrellas tipo Mira. El periodo de R Hydrae, por ejemplo, entre 1784 y 1950 disminuyó de 497 días a 388 días

Ejemplos:

Estrella

Máximo

Mínimo

Periodo (días)

O Ceti

2,0

10,1

331,96

X Cygnus

2,3

14,2

408,05

R Hydrae

3,5

10,9

388,87

R Leonis

4,4

11,6

309,95

R Triangulum

5,4

12,6

266,90

RR Scorpi

5,0

12,4

281,45

U Orionis

4,8

13,0

360,30

Variables pulsantes semirregulares:

Se trata de estrellas gigantes y supergigantes pulsantes  que varían entre 30 a 100 días. Sus curvas de luz son muy diversas ya que sus variaciones no son estrictamente periódicas

Son estrellas que aunque son muy diferentes entre sí por su tipo espectral, tienen en común un comportamiento especial de sus curvas de luz, más irregular que las RV Tauri, pero más regulares que las Mira Ceti. Según su tipo espectral, las semirregulares se dividen en dos sub-clases: las semirregulares amarillas (muy raras) y las semirregulares rojas:

Semirregulares rojas:

A este grupo pertenecen casi 2.600 estrellas. Se trata de astros rojizos, de tipos espectrales M, C y S. Son supergigantes con atmósferas frías y extensas. La variación luminosa de alrededor de 1 o 2 magnitudes y sus periodos están comprendidas entre 30 y varios miles de días.

 Las semirregulares rojas están divididas a su vez en tres subclases:

SRa: Gigantes de los últimos tipos espectrales, con variaciones de luz menores  de 2.5 magnitudes. Muchas de estas variables parecen del tipo Mira, aunque no pueden ser consideradas como tales,  debido a su pequeña variación de luz.

SRb: Gigantes de los últimos tipos espectrales  aunque presentando a diferencia de las anteriores unas periodicidades muy relativas, ya que es muy difícil  determinar sus máximos y mínimos, debido  a las diferencias que existen en la duración de sus ciclos. Prototipo RR Corona Borealis.

 SRc: Supergigantes de los últimos tipos espectrales, se encuentran en el plano galáctico Al pasar a esta  la curva de luz se vuelve más irregular hasta el punto de que la periodicidad en las SRc está apenas esbozada. A esta clase SRc pertenecen muchas estrellas famosas de nuestro cielo como Betelgeuse y Antares, aunque el prototipo es la m Cephei.

 

Semirregulares amarillas:

También llamadas con las siglas SRd. A este grupo solo lo integran una cincuentena de estrellas supergigantes. Se trata de astros de color amarillo o anaranjado, de tipos espectrales F, G y K. con magnitudes absolutas en torno a -1,6. La variación luminosa no supera normalmente las 2,5 magnitudes y sus periodos están comprendidos entre 35 y 150 días. Hay una relación entre el periodo y la luminosidad: a periodos mayores corresponden luminosidades menores, al contrario que las cefeidas.

 Ejemplos:

Estrella

Máximo

Mínimo

Periodo (días)

m Cephei

3,43

5,1

730

a Orionis

0,0

1,3

2335

a Scorpii

0,88

1,8

1733

a Herculis

2,74

4,0

100

 

Variables intrínsecas eruptivas:

Dentro de estas variables eruptivas se pueden considerar dos grandes grupos

 Variables irregulares

Variables novas o cuasi novas

 

 

Variable irregulares eruptivas :

 Estas variables están conectadas con nubosidad difusa observables en las nebulosas(Ia),  son estrellas del tipo espectral O-A  la estrella prototipo es BU Tauri (Pleione) (, son estrellas del tipo  T Orionis  (In) jóvenes  de clase espectral O-A, estas variables son de la clase espectrald intermedio o tardío AHOrionis del tipo  espectral F- M (Inb)

Variables de destello ( Flash, UVn):

Variables conectadas a nubosidades se parecen mucho al tipo Orión de clase espectral tardías

Son estrellas de baja luminosidad, con magnitudes absolutas comprendidas entre +10 y +17. Pero de vez en cuando su luminosidad aumenta un centenar de veces. Las variables de destello conocidas no se encuentran a más de una decena de pársec de distancia del Sol. Son de tipo espectral M4 y M5, lo que indica que son estrellas rojas muy frías. Superpuestos a sus espectros se observan líneas de emisión de Hidrógeno y Calcio, señal de que en sus atmósferas se producen fenómenos de inestabilidad casi continuos. En la curva de luz de estas variables se puede ver un rapidísimo aumento de casi un cuarto de magnitud en un segundo, mientras que el regreso a la normalidad suele ser más lento y comienza unos minutos después de que la estrella haya alcanzado el máximo

 

Variables  R Corona borealis:

Se trata de supergigantes  que muestran durante largo tiempo  un brillo constante , par luego , repentinamente , sufrir un descenso de brillo de varias magnitudes. Después aumenta el brillo , ya sea inmediatamente o después de una estadía mas o menos prolongada del mínimo en todos los casos se puede constatar una periodicidad  o amplitud constante. Resulta muy llamativa la presencia de estrellas del tipo espectral R , en su espectro el carbono esta presente en gran cantidad , las causas de estas variaciones permanecen inexplicadas aun.

 

Variables irregulares rápidas RW Aurigae :

Estrellas variables no conectadas a nubosidades, la amplitud de magnitudes están comprendidas entra 0.5 y 1 mag. RW Aurigae, son estrellas  con una variación de luz  completamente irregular . EL brillo permanece  a menudo constante durante muchas semanas para luego mostrar rápidas fluctuaciones, la RW Aurigae   son en su mayoría estrellas de la secuencia principal pero entre ellas también hay supergigantes se conocen menos de una docena: existen además los  tipos Isa e Isb.

 Isa) Variables irregulares rápidas del tipo espectral joven O- A y la estrella prototipo es XX Ophiuchi .

 Isb)Variables irregulares rápidas  del tipo espectral tardío F-M.

 

Variable T Tauri (Flash stars ):

Todas las nebulosas con estrellas en formación contienen este tipo de variables, que son astros fríos y en vías de contracción por tanto se les suele llamar variables nebulosas . Las estrellas se forman como consecuencia de la fragmentación de nubes oscuras de gas y polvo, y de la condensación de estos fragmentos. Pero la evolución posterior es un misterio. Se cree que la energía gravitatoria liberada durante el colapso podría transmitirse a la superficie de manera violenta y discontinua provocando gigantescos destellos. Se trata de bruscos aumentos de la luminosidad del orden de cientos o miles de veces. La estrella que hasta el momento era invisible, o visible solamente en el infrarrojo por su bajísima temperatura (unos 400º o 500º K) se vuelve extremadamente brillante. Una vez alcanzado el máximo, el esplendor decae de manera lenta e irregular. El proceso se puede repetir varias veces siguiendo curvas de luz distintas hasta que la protoestrella inicia las reacciones termonucleares en su interior y se instala en la secuencia principal. Hasta hoy se conocen más de 700 variables T Tauri. El espectro de estas estrellas presenta la característica de ser muy similar a la cromosfera solar. A veces aparecen en grupos (asociaciones T Tauri) como ocurre  que la región dela nebulosa Cabeza de Caballo en Orion donde se han descubierto 400 estrellas ( estrellas destello) . No se excluye que prácticamente todas las enanas rojas del tipo espectral M  muestren ocasionalmente estas erupciones

 

Variables U Geminorum o SS Cygni:

En estas estrella su brillo oscila en forma escasa alrededor de un valor normal, en un periodo de 1 a 5 días, y en 2 a 6 magnitudes . Producen un descenso paulatino luego de 10 a 50 días , no existiendo una periodicidad estricta en el aumento de brillo, pero los intervalos entre erupciones son de entre 20 a 600 días. El lapso entre dos máximo es tanto  mayor, por lo general, cuando mayor es la amplitud luminosa , También se les llama “novas enanas” por un cierto parecido a las “novas recurrentes”. En 1944 se descubrió que la gran mayoría de este tipo eran pares cercanos de estrellas, por lo era posible que las erupciones fueran ocasionadas por este echo , en años posteriores se vio que así era  ya que existía un intercambio de materia desde  la estrella enana y la gigante del par.

 

Variables Z Camelopardis:

Son un grupo parecido al grupo anterior U Geminorum  , pero con interrupciones ocasionales, el brillo persiste durante varios ciclos en la mitad entre un mínimo y un máximo, generalmente estas variables no tienen un ciclo exacto de días, aunque presentan extensos periodos de tiempo (incluso años ) en los cuales la estrella mantiene un brillo constante, estos periodos se mezclan con otros en los cuales su comportamiento es totalmente errático.

Variables irregulares del tipo UV Ceti :

Enanas rojas con líneas de emisión intensas del hidrógeno ionizado en emisión dMe ( ver anexo 3) El prototipo de esta clase de variables es la estrella UV Ceti. En ocasiones los destellos son dobles y en los casos notables la estrella puede llegar a aumentar hasta 100 veces su luminosidad. La causa de estos destellos es aún desconocidos, se cree parecidos a los solares, las amplitudes de estos destellos van de 1 a 6 mag. El máximo se alcanza en segundos volviendo  a su magnitud original en una decena de minutos, se las llama  Flare stars (estrellas eruptivas ) .Una Flare  star conocida es  Próxima Centauri ( la estrella mas cercana al Sol) y V 371 Orionis . Por demás , la duración de los “flares” es en general tanto mas corta  cuanto mas tardío es el tipo espectral, en estrellas  K5 es por termino medio de 110 minutos , en las estrellas M0 de 60 y en M5  de 20 minutos , se supone que las erupciones de las estrellas UV Ceti son erupciones (“flares”) como se dan en menor escala en el sol, aunque allí no tienen una variación esencial del brillo de la luz total. Debido a la escasa duración de las erupciones, la probabilidad de descubrir estrellas de este tipo no son muy grandes.

Variables irregulares tipo Novas  o Cuasi – novas:

En la antigüedad se observaron algunas novas , pero no fue hasta el siglo XX cuando se supo con certeza que no se trataban de estrellas nuevas sino  de la violenta explosión de una estrella existente, lo que ocurría es que la explosión es tan grande que antiguamente era imposible demostrar la existencia de la estrella original, o sea la prenova, en la actualidad siempre es posible consultar placas fotográficas del mismo  campo estelar de la nova para identificar la estrella que dio origen a esa explosión . la prenovas son generalmente estrellas enanas de gran temperatura superficial . El incremento súbito  de brillo esta comprendido entre 7 a 16 magnitudes ( esto supone una multiplicación de brillo original por un factor de en el 150000 aproximadamente ), El máximo,  principal suele ser muy marcado. El descenso de brillo comienza  ,  inmediatamente en el curso de una  o varias decenas de días, primero deprisa para luego ir disminuyendo lentamente en el trascurso de  varios meses o incluso  años  hasta alcanzar el estadio de postnova  o exnova, y en el se siguen dando fluctuaciones de  brillo irregulares  de menor amplitud . por lo demás la postnova se parece a la prenova sobre todo en lo que afecta a su magnitud absoluta. Cerca de su máximo de luz presentan espectros de absorción , como los observados en la estrellas gigantes de  tipo espectral A-F.

Después del máximo presentan bandas anchas de emisión de hidrógeno, helio y otros elementos en su espectro. A lo largo del periodo de descenso, aparecen en su espectro las líneas características de las nebulosa gaseosas, esto apunta a envolturas gaseosas en expansión , como se puede deducir de los corrimientos Doppler hacia el extremo violeta del espectro. A veces estas estructuras se pueden ver fotográficamente algún tiempo después de la erupción, Las velocidades de expansión de estas  oscilan entre 50 y 4000 Km./s pero las masas expulsadas no es mas que 0.1 – 1 por 1000 de la masa total de la estrella, La energía irradiada  en la explosión equivale aproximadamente al 1/10.000 de la reserva total de energía  de la estrella.

Cuando la estrella  recobra su magnitud de original prenova, se espectro se asemeja a las denominadas  de Wolf-Rayet. Según  su curva de luz y su máximo alcanzado se distinguen las siguientes clases de novas :

Na: Novas típicas de rápido, muy rápido  y mediano  desarrollo. Se caracterizan por rápidos incrementos de brillo y decrecimiento del mismo , con una amplitud de 3 magnitudes con un periodo  de 100 días o menos depuse del máximo. La estrella prototipos es CK Persei (nova Persei 1901)  

Nb: Novas lentas. Permaneciendo en su máximo durante años , volviendo a su estado de postnova en un periodo de 200 días

Nc: Novas muy lentas:después del máximo el tiempo de disminución para 3 magnitudes de 1000 días son del tipo RT Serpentis.

Nd: Novas recurrentes. Se diferencian únicamente de las novas , en que sus explosiones se producen con cierta periodicidad se cree que los intervalos entre explosiones pueden estar comprendidos entre 30 y 40 años. Ejemplos: RS Ophiuchi  ha mostrado tres máximos en 1898, 1933 y 1953, con 4.3 magnitudes. En T Pyxidis se observaron máximos en 1890,1902,1920 y 1944. el brillo estaba en 6.5 y 7.1. Es también posible que las erupciones se  repitan en las novas normales de los tipos Na, Nb y Nc, aunque con periodos de muchos milenios.. Cabe que exista una relación entre periodo y la amplitud de la erupción : cuanto mas largo el periodo mayor la amplitud. De echo las novas recurrentes muestran amplitudes mucho menores.

Nl: Estrellas Cuasi novas. Se asemejan a ellas por el carácter de sus variaciones de luz , o semejanza en sus espectros prototipo P Cygni.

Supernovas:

Estas estrellas a diferencia de las novas normales poseen una amplitud bastante mayor , pueden incrementar su brillo hasta en 20 magnitudes, lo cual representa una multiplicación de brillo por un factor de multiplicación de 100 millones , las supernovas son extraordinariamente raras, se catalogan entre 7 y 10 objetos en nuestra galaxia desde el principio de nuestra era , aunque se incluyen algunos residuos que solo se conocen como radiofuentes.. Hay que distinguir dos tipos de supernovas: las Tipo I y Tipo II

 Tipo I. Son las que el brillo aumenta de 0.2 a 0.5 magnitudes por día y en las que el descenso es muy brusco en los primeros días y ( 3 mag. en 20 a 40 días)

 Tipo II. En este tipo el descenso es menos rápido ( 1 mag. en 20 días) y después mucho mas lento e irregular.. Las desviaciones de este esquema son , sin embargo , frecuentes.

Sus curvas de luz son semejantes a las novas , presentando en su espectro bandas muy anchas de emisión , anchura que excede varias veces a las del espectro de una nova.

En las galaxias  elípticas  e irregulares se dan exclusivamente el Tipo I. En las nebulosa espirales ambos.

 La frecuencia real de las supernovas del Tipo I podría ser de 5 milenios en la Vía Láctea y de 25  las del Tipo II  siendo solo una pequeña parte vista desde la Tierra. Restos de una supernova del Tipo I se encuentra en la constelación de Taurus , existiendo registros de la misma del 4/7/1054 la cual dio origen a la Nebulosa del Cangrejo ( M1), cuyos filamentos gaseosos se expanden a una velocidad de 1300 Km./

Anexo 1

Estrellas variables periódicas - Características generales

Tipo

Período

Amplitud

Espectro

Magnitud absoluta

Distribución galáctica

Frecuencia de observación

Cefeidas enanas (DSCT)

3 horas

1 mag.

A y F

+2

Brazos espirales

A intervalos de 5 ó 10 minutos

RR Lyrae (RR)

12 horas

1 mag.

A

+0,1

Halo y cerca del centro galáctico

A intervalos de 5 ó 10 minutos

Cefeidas clásicas (DCEP)

7 días

1 mag.

F y G

-3

Brazos espirales

Dos veces por noche

W Virginis (CW)

15 días

1 mag.

F y G

-2

Halo y cerca del centro galáctico

Una vez por noche

RV Tauri

75 días

2 mag.

G y K

-2

Halo y cerca del centro galáctico

Cada dos noches

Largo Período (período corto) (M)

175 días

5 mag.

M

-1

Halo y cerca del centro galáctico

Cada tres noches

Largo Período (período largo) (M)

350 días

6 mag.

M

0

Brazos espirales

Cada cinco noches

Semirregu- lares (SR)

1000 días

1 mag.

M

-2

Halo y cerca del centro galáctico

Vigilar a diario: irregularidades imprevista

Anexo 2

Estrellas variables aperiódicas - Características generales

Tipo

Amplitud

Espectro

Magnitud absoluta

Distribución galáctica

Frecuencia de observación

Irregulares (L)

1 mag.

M

-2

Halo y cerca del centro galáctico

Una vez por noche

T Tauri (INT, IT)

1 mag.

dG

7

Brazos espirales

Una vez por noche

Nebulares tipo T Ori (IN)

1 mag.

F

5

Brazos espirales

Varias veces por noche

Flash (INF)

5 mag.

dK

7

Brazos espirales

Vigilar a intervalos de 5 á 10 minutos dada la rapidez del fenómeno

RW Aurigae (IS)

2 mag.

F

5

Brazos espirales

Vigilar a intervalos de 5 á 10 minutos

Flare (UV Ceti) (UV)

6 mag

dMe

10

Cinturón de Gould

Vigilar a intervalos de 5 á 10 minutos dada la rapidez del fenómeno

R Coronae Borealis (RCB)

1 a 9 mag.

K

-7

Brazos espirales

Una vez por noche

U Gem (UG)

2 a 6 mag.

Peculiar

4

Brazos espirales

Una vez por noche

Z And (ZAND)

Errática

Peculiar

 

Brazos espirales

Una vez por noche

Novoides (NL)

7 mag.

Peculiar

 

Brazos espirales

Cada dos o tres noche

Anexo 3

Espectro de las estrellas:

Hacia principios siglo XX, se establecieron las clases espectrales, como indicadoras del aspecto que presentaban los espectrogramas obtenidos de las estrellas. La astrónoma estadounidense Antonia C. Maury 1866-1952) percibió que la clasificación unidimensional propuesta en el Harvard College Observatory, donde ella estaba trabajando, no podía explicar serias diferencias entre espectrogramas correspondientes a clases similares, y propuso la primera clasificación bidimensional. W. W. Morgan (1906- ), propusieron una clasificación bidimensional que constituye un perfeccionamiento de la de Miss Maury, y que es la de uso común en la actualidad. Esta clasificación consiste en la lineal del Catálogo de Henry Draper (1837-1882) que, a su vez, clasifica a las estrellas de acuerdo a su temperatura superficial, mediante letras romanas mayúsculas que son las siguientes: W, O, B, A, F, G, K, M, N, R, S (de las más calientes a las más frías,  y números arábigos que acompañan a esas letras, que dan una mayor distribución de temperaturas. Para una división mas fina se desglosan las clases B a K en otras diez  subclases por ejemplo B6, G2, K4, etc, aclaremos que los tipos W,O,R,N y S son muy raros); y a ésta se une la clasificación por luminosidad intrínseca, que consiste en números romanos y letras romanas minúsculas, siguiendo este criterio:

 

Clase                                                                        Descripción

W

Sobre un  continuo muy brillante, se observan anchas bandas de emisión de hidrógeno así como de helio neutro y ionizado ( estrellas de Wolf-Rayet; están rodeadas de envolturas gaseosas en expansión y son por lo general componentes binarias espectroscópicas).

O

Sobre un continuo brillante aparecen rayas de absorción de helio neutro, hidrógeno y oxigeno ionizado.

 

B

Sobre el continuo se observan principalmente rayas de absorción del helio neutro

Hacia la clase de B9 se debilitan estas rayas, mientras que las del hidrógeno aparecen más fuertes

A

El espectro esta dominado por rayas de hidrógeno, aunque hacia la A9 se debilitan un poco. Aparecen algunas rayas de metales y, hacia A9 las rayas H y K del calcio ionizado

 

F

Las rayas del hidrógeno están aún debilitadas, mientras que las rayas H y K aparecen reforzadas.  La así llamada banda G esta formada por rayas muy juntas del hierro, titanio y calcio

 

G

Las rayas H y K son las mas fuertes; las de hidrógeno , por el contrario , aun mas débiles. Aparecen abundantes rayas de metales, Hacia G9 son incluso más fuertes las rayas del hierro, titanio y calcio son incluso más fuertes las rayas de hierro que las de hidrógeno. El sol tiene el tipo espectral G2

 

K

El continuo se debilita notablemente en el azules decir en ondas cortas. Banda G muy marcada. Las rayas de hidrógeno apenas son visibles, aparecen bandas de oxido de titanio y las rayas H y K son muy fuertes.

 

M

Las bandas de oxido de titanio son las mas fuertes. La banda G aparece degradada en rayas sueltas. El extremo azul del continuo casi a desaparecido.

 

R

Predominan las bandas de monóxido de carbono y cianógeno (CN)

 

N

Parecido a R. Mas allá de 4500 Å no se puede observar ya ningún continuo. Debido a las bandas del carbono que aparecen en las clases R y N, estas estrellas reciben el nombre de estrellas de carbono

 

S   Parecido a M y N, con bandas de oxido de zirconio  

 

 

Ia

Supergigantes muy luminosas

Ib

Supergigantes menos luminosas

II

Gigantes brillantes

III

Gigantes normales

IV

Subgigantes

V

Estrellas de la secuencia principal

VI

Subenanas

Lógicamente, esta clasificación da directamente la idea de su estado evolutivo, o sea su ubicación en el diagrama de Hertzprung-Russell. Hasta hace algunos años se tenia erróneamente  esta secuencia espectral por una secuencia evolutiva . Así se explica que aun hoy se  designen como”primitivas” las clases W a A, como “medias” las F y G  y como tardías las que van de la K a S.

ejemplos: O4 Ia, G5 IV, F2 III, etc.

Aun pueden existir unas letras minúsculas, tales como g, d, y e, que amplían la información y que significan, respectivamente: gigante, enana y emisión; las dos primeras preceden a las letra mayúsculas, mientras que la e aparece inmediatamente después del número arábigo. Así: dM3e significará enana roja con líneas anchas e intensas del hidrógeno ionizado en emisión.

 

Anexo 4

Breve glosario para el estudio de las estrellas variables

Amplitud - Así como el rango es el intervalo en magnitudes dentro del cual tiene lugar la variación, la amplitud es la diferencia entre la magnitud mínima y la magnitud máxima que, por lo tanto, es siempre positiva. O sea, que la amplitud es el diámetro del intervalo.

Ciclo - Es otra forma de referirse al período.

Duración del eclipse - En el caso de tratarse de estrellas binarias eclipsantes , se define la duración del eclipse como el intervalo de tiempo entre el comienzo de la disminución del brillo y el retorno al brillo máximo.

Efemérides - Son las predicciones de los eventuales instantes de máximo o mínimo. Se calcula mediante la relación fase predicha (Tp) igual a la suma de la fase inicial más el producto del período (P) por el número de época. O sea:

 Tp = To + P. E

 Elementos de la curva de luz - Para el análisis de las curvas de luz y su descripción, se utilizan los siguientes elementos:

- Rama ascendente: Parte de la curva que antecede al máximo y/o sucede al mínimo; de pendiente positiva.

- Rama descendente: Parte de la curva que sucede al máximo y/o antecede al mínimo; de pendiente negativa.

- Rama estacionaria: Sector llano de la curva; de pendiente nula.

Epoca - Cuando la estrella está en su máximo brillo se dice que pasa por una época de máximo. Cosa similar se dice respecto a los mínimos. O sea que, hablar de épocas, es hablar de instantes de máximo o mínimo. Se simboliza con la letra E aunque, a veces, se utiliza la letra I.

Fase - Cuando se mencionan mínimo o máximo, o cualquier etapa intermedia, se quiere dar una idea de la configuración geométrica de la curva de luz en cada instante. A estas configuraciones se las denomina fases. Las fases principales son las de máximo y mínimo. Se simboliza, en general, con la letra T, aunque es muy común encontrar la letra griega Phi (Ø).

Fase inicial - Es la fecha juliana de un instante de máximo o mínimo, tomado como base para encontrar otros instantes de igual fase, de allí el vocablo inicial. Se simboliza To.

(M-m) - Separación, en tiempo, entre un máximo y un mínimo

(M-m/P) - Separación entre el máximo y el mínimo dada en unidades de período. Este número permite definir la forma de la curva de luz. Sus valores oscilan entre 0 y 1, y lógicamente, son siempre positivos. Si este número es menor que 0,5 se estará frente a una variable con la rama ascendente más larga que la descendente, en tanto que si es mayor ocurre lo contrario. Si el valor es exactamente 0,5 significará una curva simétrica, es decir, con ambas ramas iguales.

(O-C) - Se lee o menos c y significa la diferencia en tiempo entre la fase observada y la predicha. También se llama residuo.

 

Bibliografía consultada :

Atlas de astronomía de Joachin Herrmann 1993
Guía de los cielos Australes  de Jorge Ianiszewski Rojas 1999
 Red de observadores del Uruguay Nº 28, 29, 30 1995

Manual de variables del Instituto Copernico ; Dr Jaime R. García   www.institutocorpernico.org/obser.htm

 

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