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Estrellas variables
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
estrellas variables se pueden clasificar en dos grandes grupos:
La
clasificación general más moderna es la siguiente:
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. 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:
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:
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:
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:
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:
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:
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.
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:
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:
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