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Delta Cephei

Curva de luz de la estrella Delta Cephei, prototipo de las variables Cefeidas.
Gráfico: http://www.uranometrianova.pro.br/

 

Estrellas variables

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

Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría:

Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.

Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.

Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:

Variables pulsantes: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.

Variables eruptivas: aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.

Variables cataclísmicas: aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas.

Cataclismic

V838 Monocerotis una variable cataclísmica reciente.
Una tímida estrella en la oscura constelación del Unicornio (Monoceros), de pronto llegó a ser 600.000 veces más luminosa que el Sol en enero de 2002, convirtiéndose temporalmente en la estrella más luminosa de toda la Vía Láctea. Esta secuencia de fotografías del Telescopio Espacial Hubble, muestran la estrella rodeada de una cubierta de polvo iluminado por lo que se conoce como “Eco de Luz”, que es la luz de la explosión haciendo eco en el polvo. La luz de la explosión llega directo a la Tierra y meses después llega la luz que rebota del polvo iluminado.
Foto: NASA, ESA and H.E. Bond (STScI)

 

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Tipos de estrellas variables

Los subgrupos anteriores se dividen en varios tipos más específicos, los cuales generalmente obtienen su designación del nombre de la estrella prototípica. Por ejemplo, las variables Cefeidas se denominan así porque son similares a Delta Cephei, la primera variable de su tipo en ser descubierta.

 

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Estrellas variables físicas (intrínsecas)

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Estrellas variables pulsantes

Alpha Cygni (Deneb) es parte de un sistema triple y su componente principal es una supergigante luminosa, prototipo de las variables pulsantes ACYG.
Foto: http://www.astrogea.org/

 

 

ACYG
Variables Tipo Alpha Cygni
Estas son supergigantes pulsantes en ondas no simétricas (no radiales) de clase espectral Bep a AepIa. Sus períodos van desde varios días a varias semanas, y la amplitud de su variabilidad está en el orden de 0,1 de magnitud. Los cambios en brillo, que parecen irregulares, son causados por la superposición de muchas oscilaciones de período corto.

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

DCEP
Variables Tipo Delta Cephei (Cefeidas)
Pulsantes radiales de alta luminosidad (Clases lb-ll) con periodos en el rango de 1 a 135 días y amplitud de la variación desde centésimas hasta 2 magnitudes. Su tipo espectral a la máxima luz es F y a la mínima son de tipo G o K. A mayor periodo de la variación, más tardío es el tipo espectral.

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

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

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

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

DSCTC
Grupo de baja amplitud de las variables Delta Scuti, cuya amplitud en la variación de luz es menor a 0.1 mag. La mayoría de este tipo representativo de estrellas es clase V de luminosidad. Los objetos de este subtipo generalmente son representativos de las Variables Delta Sct en los cúmulos abiertos.

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

Mira

U Omicron Ceti (Mira) es una estrella binaria roja prototipo de las variables pulsantes tipo M.
Foto: © T. Credner & S. Kohle, AlltheSky.com

 

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

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

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

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

SR
Variables semiregulares. Gigantes o supergigantes de tipo espectral intermedio y tardío (K, M y más allá) que experimentan notables periodicidades en sus cambios de luminosidad, acompañadas o algunas veces interrumpidas por varias irregularidades. Sus periodos quedan en el rango de 20 a 2,000 días o más, y la amplitud de su variación visual usualmente va de 1 a 2 M.

SRA
Variables semiregulares de tipo tardío (M, C y S). Gigantes que despliegan periodicidades persistentes y pequeñas e inusuales variaciones de amplitud (menores a 2.5 mag) Sus periodos van de 35 a 1,200 días. Muchas de estas estrellas difieren de las de tipo Mira sólo por sus variaciones de amplitud más pequeñas.

SRB
Variables Semiregulares de Tipo tardío. Gigantes o supergigantes rojas cuya periodicidad es muy poco definida o con intervalos alternados de cambios irregulares e incluso con intervalos de luz constante (como RR Coronae Borealis) Sus periodos promedio van de 20 a 2,300 días.

SRC
Variables Semiregulares de Tipo tardío. Gigantes o supergigantes rojas con una amplitud de variación de cerca de 1 mag y periodos de variación de luz de 30 a varios miles de días.

SRD
Variables Semiregulares gigantes y supergigantes de tipo espectral F, G o K cuyos espectros muestran algunas veces líneas de emisión. Las amplitudes en la variación de luz van de 0.1 a 4 mag. y el rango de sus periodos es de 30 a 1,100 días. (como SV Ursae Majoris)

ZZC
Variables ZZ Ceti
Estas estrellas pulsantes no radiales (las pulsaciones se presentan en ondas no simétricas) tienen períodos de 0,5 a no más de 25 minutos, con una pequeña fluctuación de 0,001 a 0,2 de magnitud.

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Estrellas variables eruptivas

 

Gamma Cassiopeia

Gamma Cassiopeia es parte de un sistema de 4 estrellas, con tres componentes visuales y uno descubierto por espectroscopía. La principal es el prototipo de las variables eruptivas tipo GCAS.
Foto: George Greaney http://www.astroimages.com/

 

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

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

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

INA
Variables Tipo Orion
Las variables Orion son estrellas jóvenes y calientes, anteriores a la secuencia principal, normalmente asociadas a una nebulosa. Tienen períodos irregulares que abarcan distintas magnitudes.

INT
Variables Orion del Tipo T Tauri. Las estrellas de este tipo son similares a las variables Orión pero se diferencian en que sus espectros presentan líneas de emisión en el rango Fe-Me. Estas variables usualmente son observadas en nebulosas de difusión.


Eta Carinae

Eta Carinae, variable tipo SDOR.
Estrella supermasiva, variable y rodeada de una gran nebulosa de emisión. Tiene una masa de 100 millones de soles y su luminosidad es de 4 millones de veces la del Sol. Mantiene su estabilidad estelar arrojando enormes cantidades de materia al espacio, lo que genera la nebulosa de 200 AL de diámetro que rodea la estrella. Es variable eruptiva tipo SDOR y es la principal de un sistema múltiple con hasta 15 componentes. Se encuentra a 9,000 AL
Foto: NASA and Jon Morse (University of Colorado)

 

SDOR
Variables Tipo S Doradus. Estrellas azules de alta luminosidad que muestran variaciones irregulares y a veces cíclicas con amplitudes en el rango de 1 a 7 mag. Como regla, están conectadas con nebulosas de difusión y rodeadas por una envoltura expansiva de materia. El prototipo S Doradus es la estrella más luminosa conocida de esta clase. Otros ejemplos son las hipergigantes Eta Carinae y P Cygni

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

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

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

   

Wolf-Rayet

Estrella WR124 variable tipo Wolf Rayet, rodeada de una nebulosa en la constelación de Sagitario.
Foto: Yves Grosdidier (University of Montreal and Observatoire de Strasbourg), Anthony Moffat (Universitie de Montreal), Gilles Joncas (Universite Laval), Agnes Acker (Observatoire de Strasbourg), and NASA

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Variables ópticas (extrínsecas)

 

Diagrama que muestra la mecánica de los eclipses en un sistema binario, causa de la variabilidad de este tipo de sistemas.
Adaptación de un diagrama original de: www.daviddarling.info

 

Variables eclipsantes

 

E
Sistemas binarios eclipsantes.
Son sistemas binarios con planos orbitales tan cerca de la línea de nuestro punto de vista que los componentes se eclipsan unos a otros periódicamente.
Consecuentemente se observan cambios en la aparente combinación de brillo del sistema con un periodo coincidente con el del movimiento orbital de los componentes.
Mediante la observación de sus curvas de luz (gráfica de las altas y bajas en la variación de luz) se detectan dos mínimas: primaria y secundaria. La mínima primaria es cuando el componente de menor brillo pasa frente al de mayor brillo (la variación es mayor) y la secundaria es lo contrario, cuando el de mayor brillo oculta al de menor brillo (la variación es menor).

EA
Sistemas eclipsantes tipo Algol (Beta Persei)
Binarias con componentes esféricos o ligeramente elipsoidales, en los que es posible especificar, por sus curvas de luz, los momentos del principio y el final de los eclipses. Entre eclipses su luz se mantiene constante o con variaciones insignificantes. La mínima secundaria puede estar ausente. Observan periodos en un amplio rango de duración que va de 0.2 a 10,000 días y las amplitudes de la variación son muy diferentes y pueden abarcar varias magnitudes.

 

Beta Persei

Curva de luz de la estrella Beta Persei (Algol), prototipo de las variables eclipsantes tipo EA
Imagen: http://www.teleskopy.net/

 

EB
Sistemas eclipsantes tipo Beta Lyrae
Son binarias con componentes elipsoidales, para los cuales es imposible de especificar mediante sus curvas de luz, los principios y finales de los eclipses, debido a los continuos cambios de la combinación aparente de su brillo entre los eclipses. La mínima secundaria se observa en todos los casos y su profundidad es considerablemente menor que la mínima primaria. Usualmente sus periodos son mayores de un día y la amplitud de la variación es menor a 2 magnitudes. Los componentes generalmente pertenecen a tipos espectrales de B a A.

EW
Sistemas eclipsantes tipo W Ursae Majoris.
Son binarias también con componentes elipsoidales, para los cuales es imposible de especificar los principios y finales de los eclipses en sus curvas de luz, pero están tan cercanos uno del otro que casi se tocan y por ello la variación de su brillo combinado es muy pequeña. La profundidad de la mínima primaria y secundaria es casi siempre igual o difiere insignificantemente. Sus periodos son menores a 1 día y la amplitud de la variación es usualmente, menor a 0.8 magnitudes. Sus componentes por lo general son de tipo espectral F y G y más tardíos.

Clasificaciones complementarias de sistemas binarios.

D
Sistemas abiertos cuyos componentes no llenan sus lóbulos de Roche internos.

DM
Sistemas abiertos cuyos componentes son de la secuencia principal y no llenan sus lóbulos de Roche internos.

GS
Sistemas con uno o ambos componentes gigantes o supergigantes y uno de ellos puede ser de la secuencia principal.

 

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Variables rotantes

Son estrellas cuya brillantez cambia conforme giran sobre su propio eje, debido a variaciones en la superficie o a su forma elipsoidal. Las irregularidades en la superficie puede deberse a grandes manchas oscuras (como las manchas solares) o a efectos de su campo magnético.

 

    ACV
Variables tipo Alpha2 Canum Venaticorum
Estrellas de la secuencia principal con espectros tipo B8p-A7p que despliegan fuertes campos magnéticos.
Sus espectros muestran fuertes líneas de Silicio, Estroncio, Cromo y Tierras raras cuyas intensidades varían con la rotación. El campo magnético y su brillantez cambian en periodos de 0.5 a 160 días o más y la amplitud de la variación usualmente va de 0.01 a 0.1 magnitudes.

ACVO
Variables tipo Alpha2 Canum Venaticorum de oscilación rápida
Son estrellas pulsantes con ondas expansivas no simétricas (no radiales) y de rotación magnética y su tipo espectral es Ap. Sus periodos de pulsación están en el rango de 0.06 a 0.12 magnitudes entre 0.004 y 0.01 días, mientras que la variación de luz causada por la rotación es alrededor de 0.01 magnitudes. Las variaciones por la pulsación se sobre imponen a las causadas por la rotación.

ELL
Variables rotantes elipsoidales.
Estos son sistemas binarios cerrados con componentes elipsoidales cuyos periodos en los cambios de brillantez combinada son iguales a los de su movimiento orbital, pero sin eclipsarse en dirección del observador. Los cambios son debidos a que al orbitarse, sus formas elipsoidales se ven en diferentes ángulos alterando el brillo combinado y por ello la variación no es tan grande como en las eclipsantes. La amplitud de la variación no excede de 0.1 magnitudes.

BY
Variables rotantes tipo BY Draconis
Estrellas enanas de tipo espectral G, K o M, que muestran cambios de luz casi periódicos desde unas cuantas horas hasta 120 días y la variación de su amplitud va de unas cuantas centésimas a 0.5 magnitudes. Las variaciones se deben a características de su superficie como las manchas estelares que pasan por el campo de vista del observador conforme la estrella gira sobre su eje. Algunas de estas estrellas también muestran llamaradas, similares a las estrellas tipo UV Ceti, en cuyo caso pertenecen a ambos tipos de variables.

FK Com
Variables tipo FK Comae Berenices
Estrellas gigantes de rotación rápida de tipo espectral G o K, cuyos cambios de brillo tienen el mismo periodo que su rotación, típicamente de unos cuantos días. Los cambios de brillo, de unas cuantas décimas de magnitud, son causadas por su superficie que en algunas áreas son más luminosas que otras.

SXARI
Variables tipo SX Arietis
Estrellas de la secuencia principal tipo B0p-B9p con intensidad variable en las líneas de emisión de Helio I y Silicón III y en sus campos magnéticos. Algunas veces son llamadas Variables de Helio. Los periodos de cambios de luz y del campo magnético, cercanos a un día, coinciden con sus periodos de rotación, y la amplitud de variación es aproximadamente de 0.1 magnitudes.

 

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Variables irregulares

   

 

I
Variables irregulares muy poco estudiadas con características desconocidas en la variación de luz y tipos espectrales. Este es un grupo de objetos muy poco homogéneo.

IA
Variables irregulares muy poco estudiadas de tipo espectral temprano (O – A).

LC
Variables irregulares que usualmente son supergigantes rojas con poca o ninguna periodicidad. Frecuentemente resultan ser semirregulares pobremente estudiadas que necesitan reclasificarse.

LB
Variables irregulares de tipo espectral tardío (K,M,C,S) que generalmente son gigantes.


    Otras clasificaciones

S
Variables no estudiadas con rápidos cambios de luz.

CST
Estrellas no variables originalmente sospechadas de ser variables y clasificadas apresuradamente como tales. Posteriores observaciones no confirmaron su variabilidad.

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