CLASIFCACION DE ESTRELLAS VARIABLES
Por Pablo Lonnie Pacheco Railey
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Cuando vemos las estrellas en una noche despejada, las podemos contar por miles y de no ser porque unas se ven
más brillantes que otras, podíamos asegurar que todas son iguales. Los astrónomos han tenido que trabajar con los
escasos rayos luminosos que nos llegan desde tan lejos y así han descubierto un vasto reino de estrellas de todo
tipo: grandes y pequeñas, frías y calientes, jóvenes y ancianas, imperturbables o explosivas. Y aunque la mayoría
parece emitir un brillo imperturbable, la realidad es que una gran cantidad de estrellas es inestable, su brillo
presenta fluctuaciones que pueden o no ser predecibles, dependiendo de su edad o de la influencia de otra estrella:
Se llaman estrellas variables.
CLASIFICACION DE ESTRELLAS VARIABLES
Intrínsecas
Extrínsecas
(Falsas variables)
- pulsantes
- ceféidas
- RR Lyrae
- variables de período largo, Tipo Mira
- irregulares/semi regulares (viejas)
- irregulares (inmaduras) y otras
- eruptivas
- Variables azules luminosas, Tipo P Cygni
- UG U Geminoirum
- UV UV Ceti ó Fulgurantes
- RCrB R Coronae Borealis
- Novas / Sistemas múltiples
- Supernovas / Sistemas múltiples y otras
- por rotación / Tipo BY Draconis
- por traslación ( Sistemas múltiples/binarios)
- eclipsantes / Tipo Algol
- Tipo Beta Lyrae
- No eclipsantes y otras
Las estrellas variables son astros cuyo brillo sufre cambios que transforman su aspecto en cuestión de horas, días o
años. El comportamiento de una estrella variable se describe mediante una gráfica o perfil donde se indican los
cambios de luminosidad contra el tiempo transcurrido. Algunas variables son tan constantes que permiten predecir
los cambios con mucha exactitud. Se llama período al ciclo de las estrellas variables si son regulares. Algunas son
semirregulares y otras son completamente impredecibles. En su límite inferior luminoso, una estrella puede
opacarse tanto que se oculte de nuestra vista y sólo pueda ser detectada mediante el uso de potentes telescopios. Las
variables son producidas por fenómenos diversos. La mayoría de las variables observadas se encuentran en
extremos opuestos de su existencia: o son muy jóvenes e inmaduras, o su comportamiento irregular anuncia que se
avecina la muerte de la estrella (ya está chocheando). Otras variables son falsas, pues los cambios observados en el
brillo de la estrella no están relacionados con la estructura de la misma sino con la perspectiva que percibimos
desde la Tierra, debido a los movimientos de rotación y traslación de la o las estrellas.
Estrellas Variables intrínsecas (por evolución)
Estas estrellas sufren cambios propios que alteran su temperatura, color, luminosidad y tamaño. Están
experimentando un desequilibrio entre la contracción gravitacional y su presión interna. Son estrellas muy jóvenes
o de edad avanzada (evolucionadas). Las variables por evolución pueden ser pulsantes o eruptivas.
Variables pulsantes- son estrellas que varían por contracción y expansión. La mayoría son estrellas viejas
gigantes o súper gigantes. Los cambios en su diámetro provocan que la temperatura superficial varíe, así como su
brillantez. Unas pocas mueren en estallidos violentos llamados supernovas (variable eruptiva).
Las variables pulsantes más comunes son:
Variables Ceféidas
Nombradas así en honor de Delta Cephei. Son estrellas supergigantes rojas, muy evolucionadas. El hidrógeno y
helio en su núcleo está agotándose. Sus períodos son de 1 a 70 días con una diferencia de brillo de 0.2 a 2
magnitudes. Son muy útiles para determinar grandes distancias. El período de una ceféida está relacionado con su
máxima luminosidad. A mayor período, mayor luminosidad.
Ejemplos:
Nombre
Delta Cephei
U Carinae
T Monocerotis
X Cygni
RT Aurigae
Magnitud
3.5 – 4.4
5.7 – 7.0
5.5 – 6.6
5.9 – 6.9
5.00 – 5.82
Período
5.36 días
38.8 días
27 días
16.4 días
3.72 días
Variables RR Lyrae
Nombradas así por esta estrella. Son de masa superior al Sol, ya avejentadas. Algunos las denominan “Ceféidas de
Período Corto”. Su período va de 1 a 30 horas, aproximadamente, presentando cambios de 1 a 2 magnitudes. Son
muy comunes en los cúmulos globulares y se utilizan también para establecer distancias enormes. Shapley (1915)
se valió de ellas para medir el tamaño de la Galaxia.
Ejemplos:
Nombre
RR Lyrae
UV Octantis
MT Telescopii
V Indi
SS Fornacis
Magnitud
7.06 – 8.12
8.92 – 9.79
8.68 – 9.28
9.12 - 10.48
9.45 – 10.60
Período
13.6 horas
13.00 horas
7.6 horas
11.51 horas
11.89 horas
Variables de período largo, Tipo Mira
Mira (La Maravillosa), llamada también omicron Ceti –en la constelación de Cetus- es el ejemplo más famoso de
las estrellas de este tipo. Son gigantes rojas de masa muy inferior al Sol. Están moribundas y son muy abundantes.
Son muy regulares y las diferencias de brillo son sorprendentes: de 2 a 8 magnitudes. Según cada caso, sus
períodos varían de 80 a 1000 días, aproximadamente.
Ejemplos:
Nombre
Omicron Ceti
R Carinae
R Hydrae
T Cephei
V Orionis
Magnitud
2.0 – 10.1
3.9 – 10.5
4.5 – 9.5
5.2 – 11.3
4.8 – 12.6
Período
332 días
308.7 días
389.6 días
388 días
372 días
Variables irregulares/semi regulares (viejas) / Tipos Lb, Lc, SR
Son estrellas ancianas y dilatadas de masa similar o superior al Sol. Sus cambios –casi impredecibles-no son muy
bruscos. Algunas son gigantes y otras supergigantes. Posiblemente su clasificación mejore a medida que el estudio
de dichas estrellas sea más completo.
Ejemplos:
Nombre
Magnitud
Período
Betelgeuse (Alfa Orionis)
Antares (Alfa Scorpii)
Mu Cephei
R Lyrae
L2 Puppis
0.40 – 1.30
0.9 – 1.80
3.4 – 5.1
3.9 – 5.0
2.6 – 6.2
+- 2110 días
+- 1733 días
+- 730 días
+- 46 días
+- 140 días
Variables Irregulares (inmaduras) Tipo T Tauri / Tipos In, InT
Son estrellas muy jóvenes, frecuentemente con edades menores a 1 millón de años, su actividad es irregular y
errática, completamente impredecible. Las de Tipo In e InT están aún rodeadas por la nube que las formó. Casi
todas tienen una masa inferior al Sol y todavía no están en la Secuencia Principal (son tan jóvenes que aún no
aprenden bien su tarea de fusionar Hidrógeno en Helio)
Ejemplos:
Nombre
T Tauri
AK Scorpii (masiva)
XY Persei (masiva)
RY Tauri
AB Aurigae (masiva)
KX Orionis
NV Orionis
Magnitud
8.4 – 13.5
8.8 – 10.3
9.2 – 10.6
9.3 – 13.00
6.9 – 8.40
6.9 – 8.10
8.7 – 11.3
Tipos Is, IsT.-Son estrellas muy jóvenes, frecuentemente con edades menores a 1 millón de años, su actividad es
irregular y errática, completamente impredecible. Las de Tipo Is e IsT ya abandonaron la nube que las formó. Su
variabilidad es brusca, incrementando su brillo de 0.5 a 1 magnitud durante unas horas o pocos días.
Ejemplos:
Nombre
CE Cygni (masiva)
V 538 Cassiopeiae (masiva)
VY Tauri
UX Orionis (masiva)
Magnitud
9.00 – 10.60
9.40 – 10.60
9.00 – 14.50
8.70 – 12.80
Variables eruptivas.- son estrellas que sufren emisiones súbitas o explosiones que afectan el brillo de la misma.
Las explosiones pueden darse en una región de la estrella o en su totalidad (variables cataclísmicas). Algunas
variables eruptivas son discretas y en lugar de explotar desprenden calladamente formidables bocanadas de gas y
polvo cósmico
Las variables eruptivas más comunes son:
Variables Azules Luminosas (LBV, por sus siglas en inglés)
Tipo P Cyngi
Son estrellas super masivas (masa superior a 40 Masas solares) reconocidas por sus emisiones masivas
esporádicas. Incluye estrellas tipo P Cygni y tipo Hubble-Sandage (en las galaxias M31 y M33). Son las estrellas
más brillantes que existen. La inestabilidad interna proviene de la intensa radiación de alta energía producida en el
núcleo. Son irregulares. Pueden incrementar súbitamente su brillo hasta poor 3 magnitudes y mantenerse así de
cientos a miles de años. Las variaciones más pequeñas, menores a mag 0.5 duran de meses a años.
Ejemplos:
Nombre
Eta Carinae
AG Carinae
P Cygni
S Doradus
Magnitud
-0.8 a 7.9
Período
Irregular
Variables Fulgurantes o Tipo UV (UV Ceti)
Son estrellas enanas rojas, de baja temperatura, que presentan explosiones en regiones localizadas de su superficie.
La estrella incrementa su brillo súbita y brevemente. En cuestión de segundos la estrella puede incrementar su
brillo por 2 o más magnitudes, volviendo a la normalidad en menos de una hora. Algunas se “recuperan” en ¡no
más de 10 minutos! La mayoría son estrellas muy jóvenes, tienen velocidades de rotación muy altas y pertenecen a
sistemas binarios.
Ejemplos:
Nombre
UV Ceti
YZ Canis inoris
Magnitud
Período
Variables Tipo R CrB (R Coronae Borealis)
Son estrellas cuya atmósera despide nubes de carbono, las cuales oscurecen temporalmente a la estrella de 1 a 9
magnitudes en períodos indeterminados. La nube se queda alrededor de la estrella, orbitándola, hasta que la
radiación de la estrella la dispersa.
Ejemplos:
Nombre
R Coronae Borealis
RY Sagittarii
Magnitud
5.71 – 14.8
6.00 – 15.0
Período
¿?
¿?
Supernovas Tipo Ib, Ic y Tipo II
Ocurren en estrellas masivas, con una masa superior a 10 o 20 masas solares, que terminan prematuramente su
vida colapsándose bajo su propio peso generando una onda de choque cuya ráfaga destroza a la estrella en una
violenta y deslumbrante explosión. El incremento en brillo puede exceder 10 magnitudes en 1 día para después
declinar lentamente en cuestión de meses o años. Estas supernovas dejan tras de sí una estrella de neutrones o un
hoyo negro
Ejemplos:
Nombre
N 1054 en Taurus
N 1604 en Ophiuchus
SN 1987 A en Dorado
Variables eruptivas en Sistemas Binarios (más de una estrella involucrada):
Variables Tipo UG (U Geminorum)
Novas enanas
Es un sistema binario que incluye una estrella de tipo solar y una estrella caliente (azul o enana blanca). El sistema,
atrapado en una órbita muy cercana, estará sujeto a transferencia de masa, produciendo periódicamente explosiones
menores.
Ejemplos:
Nombre
SS Cygni
Magnitud
8.2 – 12.4
Período
+- 50 días
Novas
Ocurren en sistemas binarios. Cuando el núcleo desnudo de una estrella muerta (enana blanca) recibe una
provisión fresca de gas por cortesía de su estrella compañera, la enana blanca vuelve a la vida, pero sólo
temporalmente. Una súbita y radiante explosión localizada la hace brillar como en tiempos pasados incrementando
su luminosidad de 7 a 16 magnitudes en un tiempo que va de 1 a 100 días. Si la ración de gas provista por la
compañera es constante pero discreta, la nova será recurrente, es decir, las explosiones serán periódicas. En
algunos casos, a la estrella compañera se le pasa la mano de generosa y la explosión destruye completamente a la
enana blanca. Si esto acontece, será llamada supernova.
Ejemplos de nova clásica:
Nombre
Nova Persei 1901 / GK Per 2
Nova Aquilae 1918 / V603 Aql 3
Nova Pictoris 1925 / RR Pictoris
Nova Herculis 1934 / DQ Her
Nova Cygni 1975 / V 1500 Cyg
Ejemplos de nova recurrente:
Nombre
T Coronae Borealis
T Pyxidis
N 1978 / WZ Sge
Magnitud
13.5 a 0.2
10.6 a -1.1
12.7 a 1.2
14.3 a 1.4
> 20 a 1.8
Magnitud
2.0 – 10.8
6.3 – 14.0
7.0 – 15.5
Período
24.65 años
19.20 años
32.6 años
Supernovas Tipo Ia
Cuando la enana blanca de un sistema binario es alimentada masivamente por su compañera vieja y dilatada, la
explosión resultante puede volar en pedazos a la enana si ésta acumula más de 1.4 Masas solares. La explosión
será catastrófica y superluminosa. Las supernovas de Tipo Ia son más brillantes que las demás.
Estrellas Variables extrísecas (por perspectiva)
Son llamadas también variables falsas porque estas estrellas no sufren cambios propios que alteren su
temperatura, color, luminosidad y tamaño. Los cambios de luminosidad observados están más bien relacionados
con los movimintos propios de la estrella (rotación o traslación) Frecuentemente lo que parece ser una estrella
variable resulta ser una pareja de estrellas formando ilusiones ópticas.
Variables por rotación- son estrellas cuyo período variable coincide con su período de rotación. Los cambios
observados son menores a mag 0.1 por lo que difícilmente se pueden distinguir visualmente y se usan detectores
electrónicos para monitorearlos.
Variables Tipo BY Draconis
(Tipo espectral Me)
Son estrellas enanas rojas, de poca masa, con intensos campos magnéticos. Estos producen grandes manchas
oscuras de menor temperatura (como las manchas solares). Cada vez que la estrella completa una vuelta sobre sí
misma, la reaparción de una gran mancha parece oscurecer a toda la estrella. Las regiones oscuras pueden cubrir
hasta un 20% de la superficie de la estrella.
Ejemplos:
Nombre
BY Draconis
RS Canum Venaticorum
Variables por traslación (en un Sistema Binario)- son estrellas variables falsas pues los cambios observados se
deben exclusivamente al dinamismo de un sistema múltiple de estrellas. El movimiento propio de estas estrellas
nos obliga a observarlas desde distintos ángulos y la perspectiva cambia constantemente.
Las variables falsas más comunes son las variables eclipsantes: sistemas binarios que están orientados de modo
que cada componente es parcial o totalmente oculto por su compañera, resultando en una pérdida aparente de
luminosidad. El sistema es tan cercano entre sí que las estrellas no se distinguen por separado. El período de esta
“variable” es el período orbital del sistema. Generalmente se tratará de estrellas de gran tamaño con órbitas muy
cerradas (pequeñas) lo que propicia la transferencia de material entre las dos.
Variables eclipsantes Tipo W UMa (W Ursa Majoris)
Estrellas elípticas
Son estrellas binarias de poca masa cuya órbita se ha ido cerrando hasta que se presenta la transferencia mutua de
material formando una binaria de contacto (parecen darse un beso). La cercanía entre las componentes es tal, que
la marea gravitacional distorsiona sensiblemente a las estrellas y adquieren una forma elipsoide. Aunque su masa
sea muy dispareja, la luminosidad de ambas es similar por la transferencia de energía. Finalmente, el pez gordo se
come al chico, la estrella masiva incorpora a su compañera y queda sólo 1 estrella.
Variables eclipsantes Tipo W Serpentis y Beta Lyrae
Estrellas elípticas
Son estrellas binarias eclipsantes muy distorsionadas por la marea gravitacional y de edad avanzada en las que una
gran cantidad de masa está pasando rápidamente de la estrella más masiva a la componente menor. ¡Las estrellas
gigantes rojas W Ser pueden transferir hasta el 85 % de su masa! El resultado final son dos estrellas esféricas de
tamaño similar (eclipsantes tipo Algol) En las estrellas Beta Lyrae, la componente secundaria queda inmersa en un
disco de material que rodea a la estrella supergigante azul. Esta parece tener una protuberancia en el lado donde
habita la compañera. Cuando la protuberancia se ve más alta, el brillo total del sistema parece incrementarse.
Variables eclipsantes Tipo Agol (Beta Persei)
Sistema binario eclipsante en el que la estrella más masiva y brillante está aún en la Secuencia Principal (no ha
envejecido) mientras que la estrella secundaria se adelanta en la evolución y se dilata. ¿Qué pasó? ¡Se supone que
las estrellas masivas evolucionan primero! Efectivamente, así sucede, y en una eclipsante Tipo Algol la secundaria
era originalmente la estrella más masiva que se dilató primero y transfirió hasta un 85% de su masa a la
compañera, que ahora es la más masiva. En las estrellas tipo Algol los papeles se invierten. La transferencia de
material en una estrella Tipo Algol produce estrellas del mismo tamaño, aunque sus masas y temperaturas sean
distintas. La secundaria es tan opaca que durante el eclipse la brillantez del sistema parece disminuir
dramáticamente.
Ejemplo:
Nombre
Algol (Beta Persei)
Magnitud
2.2 – 3.5
Período
68.8 horas
Los observadores de estrellas variables acostumbran fechar el comportamiento de éstas bajo los tiempos del
calendario juliano, un calendario que cuenta los días acumulativamente desde el 1° de enero del año 4,713 a.C. De
acuerdo a este calendario, el cambio de fecha acontece al mediodía y no a la medianoche y no se ve afectado por
meses de 28, 30 o 31 días, ni por los años bisiestos. Las fracciones de día se miden no en horas sino en decimales.
Ejemplo: el 1° de enero de 1995 –al mediodía- fue el inicio del día 2’449,719.0 del calendario Juliano. (¡Qué
relajo!).
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