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Estrellas variables
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Introducción.
Las estrellas variables son aquellas cuyo brillo varía en un lapso determinado, a intervalos que pueden ser regulares como irregulares. Se subdividen en varios tipos, dependiendo justamente de factores asociados a este cambio de luminosidad.El periodo de variación puede ser tan breve como unas pocas horas o tan largo como varios años, con aumentos graduales o bruscos de luminosidad. Los astrónomos analizan las estrellas variables en función de su curva de luminosidad, es decir, un esquema gráfico donde se evidencia el periodo de la estrella al ir aumentando o disminuyendo su magnitud. Estas variaciones son más frecuentes en estrellas gigantes y supergigantes, debido au un proceso de expansión y contracción de sus capas exteriores, hacia el final de su vida. Es una de las áreas más analizadas también por astrónomos aficionados, ya que el seguimiento de variables es una tarea que demanda mucho tiempo de observación, el cual no siempre está disponible para los profesionales. Puedes ver una descripción más extensa y especializada del tema, en el apartado de artículos del Web.
Clasificación de estrellas variables.
Estrellas variables extrínsecas
Variables extrínsecas son aquellas donde la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o al ser eclipsada por otra estrella, por tanto se trata de factores ajenos a la estrella en sí y, de cierta forma, no se les puede considerar como variables "verdaderas". Las variables extrínsecas se dividen en:
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Variables eclipsantes
Son sistemas binarios en donde la estrella eclipsa a la otra, cuando se cruzan sus órbitas, como por ejemplo, Beta Lyrae. Desde la Tierra, se aprecia como un descenso periódico de producción de luz, seguido de un retorno a su luminosidad normal. Todas las variables eclipsantes se las reconoce como binarias espectroscópicas, o sea, que su estrella compañera es detectable únicamente mediante el análisis espectral. En estos espectros se evidencia que sus líneas se mueven periódicamente hacia el azul y el rojo, en el mismo lapso de la variación del brillo, comprobándose que es un sistema binario. El prototipo de este tipo de estrellas es Beta Persei (Algol), y se subdividen en:
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Tipo B Persei:
Estrellas de forma esferoidal, con cambios de magnitud puntuales e invariables en el tiempo, con periodos entre 2-3 días y 5-8 días.
Tipo B Lyrae:
Estrellas de forma elipsoidal, de diferente tamaño unas de otras. Sus cambios de magnitud son variables y su periodo es generalmente de hasta 1 día.
Tipo W Ursae Majoris:
Estrellas de forma elipsoidal, muy cercanas entre sí, con aumentos de hasta 0.8 magnitudes y un periodo que es menor a un 1 día.
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Variables rotantes
Son estrellas cuya variabilidad, de pequeños cambios, tiene que ver con un aspecto de su rotación. Por ejemplo, aquellas con manchas solares intentas que lleguen a afectar su brillo, o bien aquellas con una alta velocidad de rotación, provocando que la estrella adquiera una forma elipsoidal, y que las partes de su superficie brillen a distinta intensidad. Las variables rotantes forman frecuentemente parte de sistemas binarios.
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Estrellas variables intrínsecas
Variables intrínsecas son aquellas donde la variabilidad es causada por propiedades internas de la estrella, por tanto se trata de factores inherentes a la estrella en sí y, por tanto, se les puede considerar como variables "verdaderas". Las variables intrínsecas se dividen en:
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Variables pulsantes
Son estrellas cuya variabilidad consiste en una expansión y contracción de sus capas exteriores cíclicamente, constituyendo un proceso evolutivo natural que hace variar su luminosidad. Cuando aumenta el radio de la estrella, ésta se enfría y desciende su luminosidad, mientras que cuando se contae, se hace más caliente y su temperatura aumenta. Existen varios prototipos de estrellas pulsantes, pero destacan especialmente las cefeidas, las cuales presentan pulsaciones muy regulares y son usadas por los astrónomos como "estrellas estándar" para calcular distancias a ciertas galaxias. Los tipos de variables pulsantes son:
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Tipo D Cephei (Cefeidas):
Las estrellas tipo Delta Cephei, mejor conocidas como Cefeidas, son uno de los más importantes tipos de variables, debido a que sus cambios de luminosidad se producen en ciclos muy regulares, y se les usa como "estándar" para medir distancias a galaxias cercanas. Sus periodos oscilan entre 1 y 70 días, y su luminosidad se relaciona directamente con el período.
Tipo B Cephei:
Estrellas de periodo corto (entre 2.5 y 8.5 hrs), variando entre 0.01 a 0.03 magnitudes. Se las asocia a gigantes y supergigantes azules.
Tipo A Cygni:
Estrellas con periodos que de algunos días a varias semanas, con una amplitud de 0.1 de su variabilidad. Se las asocia a estrellas supergigantes.
Tipo W Virginis:
Estrellas que pertenecen a la Población II las cuales tienen una metalicidad muy baja (a diferencia de las cefeidas, de la Población I); tienen periodos mayores a 1 día y se asocian a estrellas viejas.
Tipo D Scuti:
Estrellas similares a las cefeidas, muy inusuales y de muy corto periodo, que puede ir hasta sólo 1 hora, con una variabilidad de sólo entre 0,003 a 0,9 magnitudes. Son cuerpos blanco-amarillos de tipo espectral A y F.
Tipo Mira:
Estrellas variables también muy conocidas y abundantes, con un periodo que puede abarcar entre 80 y 1000+ días, pero con aumentos de magnitud entre 2,5 y hasta 10 magnitudes. En estas estrellas, una menor luminosidad está asociada a un mayor periodo y viceversa; se asocian a estrellas gigantes y supergigantes rojas.
Tipo RR Lyrae:
Estrellas más antiguas y frecuentes que las cefeidas, pertenecientes a la Población II. Debido a su regularidad, también se las usa como estrellas "estándar" para calcular distancias. Tienen periodos entre algunas horas hasta 1.5 días, variando su luminosidad entre 0,2 a 2 magnitudes. Se las encuentra frecuentemente en los cúmulos globulares.
Tipo RV Tauri:
Estrellas muy luminosas, de tipo espectral F, G, K ó M (rango similar al del Sol) cuyo periodo está entre 30 y 150 días, y una variación entre 3 a 4 magnitudes, con posibles irregularidades y periodos superpuestos. En estos objetos, se relaciona una mayor luminosidad con un mayor periodo, mismo caso de las cefeidas.
Tipo SX Phoenicis:
Estrellas asociadas principalmente a cúmulos globulares, y a los tipos espectrales A y F. Tienen periodos entre 1 y 2 horas, con variación de unas 0,5 a 0,7 magnitudes.
Tipo ZZ Ceti:
Estrellas de periodo muy corto, que van entre 0,5 hasta sólo 25 minutos, y variaciones de luminosidad de apenas 0,001 a 0,2 magnitudes.
Variables semirregulares:
Estrellas asociadas a supergigantes rojas, con un periodo que a veces es definido, pero también pasa por momentos de irregularidad, mostrando curvas de luz erráticas. Su periodo va entre 30 a 100 días, con variaciones entre 1 y 2 magnitudes. Se las subdivide en:
- Semirregulares rojas: Asociadas a supergigantes de tipo espectral M, C y S. Periodos entre 30 y miles de días, con variación de 1 a 2 magnitudes. A su vez, éstas se subdividen en las clases SRa (gigantes, con periodos más o menos regulares); SRb (gigantes, con periodos muy relativos); SRc (supergigantes, periodo muy irregular).
- Semirregulares amarillas: Muy inusuales, también llamadas SRd, son supergigantes amarillas o naranjas con periodo entre 30 y 150 días, con variaciones hasta 2,5 magnitudes.
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Variables eruptivas
Aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas ("flares") o eyecciones de materia, a causa de potentes variaciones del flujo energético; el cambio de brillo tiene entonces un origen violento, donde las eyecciones pueden tener intensidad variable, debido a la interacción con el material cercano; muestran cambios seguidos en el espectro, y son de las estrellas más interesantes a observar por el aficionado, debido a sus cambios de luminosidad inesperados que pueden ser reportados según sea el caso. A veces en este apartado también se incluye a las variables cataclísmicas, pero aquí se tomarán por separado. Se dividen en:
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Tipo Fulgurantes (UV Ceti):
Estrellas enanas rojas, emiten "llamaradas" regularmente, en periodos sumamente cortos, que fluctuan entre 20, 60 o 110 minutos, alcanzando su máximo en sólo unos breves segundos, con una variación entre 1 a 6 magnitudes.
Tipo FU Orionis:
Estrellas con variaciones irregulares, entre los tipos espectrales A y G, con periodos que pueden abarcar varios años, con variaciones entre 2 y 6 magnitudes. Asociadas a estrellas en nebulosas de reflexión, son un subtipo de las T Tauri.
Tipo G Cassiopeiae:
Estrellas caracterizadas por una rápida rotación, la cual hace expulsar materia y origina las variaciones luminosas. Suelen tener periodos entre 0,4 y 3 días, a veces con periodos superpuestos, y una variación de entre 0,01 y 0,3 magnitudes.
Tipo T Tauri:
Estrellas comunes en nebulosas con estrellas en formación, donde se piensa que las energías liberadas al condensarse sus núcleos producen los enormes destellos, que pueden aumenta hasta miles de veces su luminosidad. Son irregulares tanto en el periodo como en su variación de magnitudes.
Tipo S Doradus:
Estrellas también conocidas como variables luminosas azules, aluden a hipergigantes muy brillantes que cambian de brillo en periodos irregulares, con una variación entre 1 a 7 magnitudes. Una estrella conocida de este tipo es Eta Carina.
Tipo R Coronae Borealis:
Estrellas supergigantes que en sus ciclos pasan más tiempo mostrando su mayor luminosidad, en un periodo de varios meses o años, con variación de entre 1 a 9 magnitudes. Suelen ser el tipo espectral R.
Tipo RS Canum Venaticorum:
Estrellas en sistemas binarios cercanos con variaciones casi periódicas, algunas pueden ser también binarias eclipsantes; su variación la producen "manchas solares", mucho mayores que las del Sol. El periodo de variación se liga al periodo orbital, con variaciones entre 0,2 a 0,6 magnitudes.
Tipo Wolf Rayet:
Estrellas muy masivas, luminosas y calientes, con expulsiones regulares de mucho material, causando variaciones de 0,1 magnitudes.
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Variables cataclísmicas
Aquellas que sufren un cambio súbito, violento y cataclísmico en sus propiedades físicas, mediante una explosión termonuclear, la cual puede ocurrir en sus regiones superficiales (como una nova) o en sus regiones internas (como una supernova); pero más comúnmente existen las de tipo "nova-like", con situaciones similares a las novas. Suelen consistir en sistemas binarios donde una estrella enana y caliente le "roba" material a una estrella compañera gigante y fría. En esta categoría existen las siguientes divisiones:
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Novas:
Ocurren en enanas blancas de alta temperatura, caracterizadas por "robarle" material a una estrella compañera gigante y fría, acumulando dicho material en un disco de acreción que, llegado un momento, ejecuta reacciones que originan una súbita explosión superficial, con un destello que puede ir entre 7 a 16 magnitudes. Luego de un tiempo, el destello va decreciendo luego de algunos días, pero el ritmo se va haciendo más lento. Este proceso puede repetirse si queda material suficiente para "robar" en la estrella compañera. Se subdividen a su vez en:
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Na: Novas tradicionales, con un rápido ascenso y descenso del brillo, con periodos de ~100 días y una variación de unas 3 magnitudes.
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Nb: Novas "lentas", que se mantienen en su máxima luminosidad por varios años, para luego decrecer en periodo de unos 200 días.
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Nc: Novas "muy lentas", que se mantienen en su máxima luminosidad por largo tiempo, y luego decrecen en periodo de unos 1000 días.
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Nd: Novas "recurrentes", se caracterizan por presentar explosiones sucesivas y periódicas, de alrededor de 30-40 años; se estima que mientras más largo es su periodo, habrá mayor amplitud de luminosidad; asimismo, es posible que las novas Na, Nb y Nc también tengan explosiones sucesivas, pero en el curso de varios milenios.
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Nl: Nova-like, se puede decir que son parecidas a las novas por el modo en que varían su luminosidad. Un ejemplo conocido es U Geminorum, la cual tiene periodos irregulares de más y menos brillo, con un periodo de descenso entre 10-50 días y ascensos entre 20-600 días, variando entre 2 a 6 magnitudes.
Supernovas:
Ocurren cuando una estrella supergigante roja explota, prácticamente destruyendo a la estrella, mediante una violenta explosión mucho más brillante que una nova, con ascensos de brillo hasta 20 magnitudes; el descenso del brillo es gradual, del orden de algunos meses, tras lo cual lo único que queda es un remanente de gases mucho menos brillantes, además de una estrella de neutrones o agujero negro; las supernovas son muy inusuales, estimándose que ocurre 1 cada 2 siglos. Se subdividen a su vez en:
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Tipo I: Supernovas que aumentan su brillo entre unas 0,2 a 0,5 magnitudes diarias, con un descenso brusco y regular en los primeros días (3 magnitudes en unos 30-40 días). Se caracterizan por no tener líneas Balmer de hidrógeno, y subclasifican en los tipos Ia (enanas blancas que acretaron demasiada masa obtenida de una estrella compañera); Ib y Ic (estrellas al borde de su extinción)
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Tipo II: Supernovas con un descenso de brillo más lento (1 magnitud en unos 20 días), volviéndose luego más irregular y lento aún. Se caracterizan por tener líneas Balmer de hidrógeno y explotar al ser incapaces de seguir produciendo reacciones nucleares; subclasifican en los tipos II-P (que trazan un decrecimiento de tipo "meseta" en su curva de luz) y II-L (que traza un decrecimiento de tipo "lineal" en su curva de luz).
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