Estrellas Variables

Polaris
Órgano de divulgación de la SAPA
Presidente: Enrique Pérez García
Editor Polaris:: Carlos López Soberanes
13 de Agosto de 2005
ESTRELLAS VARIABLES
Todas las estrellas sufren cambios en su luminosidad y
brillo durante las diferentes etapas de su evolución. Existen, sin embargo, algunas cuyo cambio se verifica con rapidez en intervalos de tiempo mensurables por los humanos, a ellas se les denomina Variables.
http://almaak.tripod.com/temas/estrellas_variables.htm
TODAS LAS ESTRELLAS, AL PRINCIPIO Y AL FINAL DE SUS VIDAS PASAN
POR LA FASE DE VARIABLE. En efecto, cuando las estrellas son jóvenes, pa-
san la fase de variablidad denominada T
Tauri, y cuando están cerca del final de
su vida, pasan por la fase de variable
Pulsante. Estas fases de la evolución estelar, son interesantes de estudiar, porque a través de meras observaciones visuales, (es aconsejable completarlas con
observaciones de la diferentes longitudes de onda del espectro electromagnético) es posible "construir" modelos físicos que expliquen las variaciones lumínicas observadas. http://perso.wanadoo.es/jripero/variables.htm
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2005
Los cambios en magnitud aparente se representan en graficas llamadas curvas de luz. En ellas, se observa la amplitud o diferencia entre el brillo
máximo y mínimo y el periodo o tiempo en el que se completa un ciclo de
cambio completo.
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PARA CLASIFICAR LAS ESTRELLAS VARIABLES SE TOMA EN CUENTA EL MECANISMO POR EL
CUAL SU BRILLO CAMBIA.
http://perso.wanadoo.es/jripero/variables.htm
UNA DE LAS CUESTIONES QUE NOS DEBEN QUEDAR CLARAS A LOS AMATEURS, es que los grandes observatorios no pueden ocupar sus noches de observación, en por ejemplo intentar observar un máximo de la estrella SS Cygni, ya que
sus máximos son completamente impredecibles.
Además, una única observación no sirve para nada, sino que es necesaria, para la
confección de curvas de luz, el mayor número de observaciones continuadas.
Por contra, en estos grandes observatorios a lo que si se pueden dedicar, y que no
está al alcance de los amateurs (por falta de instrumental, medios, etc.), es a la observación de galaxias, quasares, objetos situados en el borde del universo, etc. etc.
POR ESTA RAZÓN. EL CAMPO ESPECÍFICO DE LA OBSERVACIÓN DE VARI ABLES, es una tarea en la que los amateurs tenemos primacía sobre los profesionales, ya que disponemos del instrumental necesario, para el rastreo diario de los cie2
los, en busca de esa ansiada explosión de alguna variable eruptiva, o ese máximo
de luz que no llega de alguna estrella del tipo Mira.
OTRA DE LA CUESTIONES QUE DEBEMOS TENER ASUMIDAS LOS AMATEURS, ES QUE ESTAS OBSERVACIONES TIENEN UN VERDADERO INTERÉS
CIENTÍFICO, ya que por ejemplo, a la Oficina Central de la AAVSO estadounidense,
llegan todos los años varias decenas de peticiones de información acerca de las curvas visuales de diferentes tipos de variables, para compararlas con observaciones
de esas mismas estrellas , en otras bandas del espectro electromagnético. De
hecho, la presidenta de dicha Organización, Janet Mattei, es miembro permanente
de la Comisión 27 (Estrellas Variables), de la Unión Astronómica Internacional.
POR TODO LO ANTERIORMENTE EXPUESTO, CREO QUE NOS DEBE QUEDAR
MUY CLARA LA IMPORTANCIA DE LAS OBSERVACIONES REALIZADAS POR
AMATEURS. También convendría recordar la famosa expresión atribuida a Argelander, que fue uno de los primeros observadores de variables, e ''inventor'' del método
de los pasos, usado en la estimación de magnitudes de estrellas variables, que
afirmó a mediados del siglo XVIII: “Las únicas observaciones que son inútiles, son
las que guardamos en el cajón”
Es conveniente aclarar que la observación de variables es una labor de conjunto,
porque las observaciones de un único ''rastreador de estrellas '' no podrán cubrir por
completo a la variable en estudio durante todo el año
HASTA FECHA RECIENTE, A LAS VARIABLES SE LAS DIVIDÍA EN DOS GRANDES GRUPOS, V ARIABLES INTRÍNSECAS Y EXTRÍNSECAS.
A LAS PRIMERAS [INTRÍNSECAS] se las consideraba como verdaderas variables,
ya que la bajada o subida en brillo de la variable, lleva aparejados cambios en su
espectro, temperatura superficial, diámetro, etc. etc.;
POR CONTRA, LAS VARIABLES EXTRÍNSECAS, son aquellas en las que la variación en luz no lleva implícitos cambios en los parámetros anteriormente mencionados.
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DE ACUERDO A LAS CLASIFICACIONES MODERNAS, LAS ESTRELLAS VARIABLES SE PUEDEN CLASIFICAR EN SEIS GRANDES GRUPOS:
1.
Eruptivas: Se caracterizan por aumentos súbitos del brillo que ocurren solo
una vez o que recurren sin tener una periodicidad definida.
2.
Pulsantes: Son estrellas que tienen ciclos de expansión y compresión de sus
capas superficiales y ya han pasado por la etapa estable de la secuencia principal.
La primera variable pulsátil fue descubierta por David Fabricius en 1595 y la llamo
estrella maravilla o Mira localizada en la constelación de la Ballena.
3.
Variables de giro: Los cambios de brillo dependen de la presencia de manchas oscuras o brillantes en su superficie. Las clases mas importantes son RS Canum Venaticorum y BY Draconis
4.
Eclipsantes: Son sistemas estelares cuya órbita se encuentra en el plano de
visión desde la tierra, de esta manera, cuando un componente pasa por enfrente o
detrás del otro (visto desde la tierra) el brillo del conjunto cambia. De acuerdo al
comportamiento de sus curvas de luz ( comportamiento de la suma de la luz de las
dos estrellas -luz integrada) se han dividido en tres tipos:
5.
Cataclísmicas: Presentan estallidos causados por los procesos termonucleares en la superficie o en el núcleo supernovas. Estas incluyen Novas, Novas enanas
(U Geminorum) y Supernovas
6.
Variables de rayos X: Estrellas binarias cercanas emisoras de rayos X. Uno
de los componentes es un objeto caliente y compacto del tipo estrella de neutrones.
Las emisiones de Rayos X se originan al caer material de la estrella normal al disco
de acrecentamiento que rodea el cuerpo masivo. La diferencia entre estas y los pulsares que emiten rayos X es que las variables tienen periodos muy largos de horas o
días
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EXTRÍNSECAS. Los cambios no dependen de condiciones físicas de las estrellas
sino por condiciones externas como el eclipse por una estrella compañera o por efecto
de la rotación estelar.
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Binarias eclipsantes
Intrínsecas. La variabilidad del brillo se acompaña de cambios en las características
físicas de la estrella y están en general relacionadas a cambios evolutivos.
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Pulsantes
Eruptivas
Cataclísmicas
Variables de rayos X
Otros tipos
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EXTRÍNSECAS
Binarias eclipsantes
Son sistemas estelares cuya órbita se encuentra en el plano de visión desde
la tierra, de esta manera, cuando un componente pasa por enfrente o detrás
del otro (visto desde la tierra) el brillo del conjunto cambia. De acuerdo al
comportamiento de sus curvas de luz ( comportamiento de la suma de la luz
de las dos estrellas -luz integrada) se han dividido en tres tipos:
Algol. Es una binaria semi desconectada, la fricción de marea es pequeña y las superficies de las estrellas no se deforman. La curva de luz se mantiene constante durante las
fases fuera de eclipse. Los periodos de cambio de magnitud van de 0.2 a 10000 días,
siendo el prototipo Algol la primera variable eclipsante descubierta.
Beta Lyrae. En este caso las estrellas son muy cercanas y existen transferencia de masa
produciendo un disco de acreción alrededor de la secundaria ocultándola, en este caso la
curva de luz no es plana en ningún momento y por tanto no es posible determinar el
momento en que el eclipse comienza o finaliza. Los periodos de variación exceden en
general de un día.
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W Uma. Es una binaria en sobre contacto ambas están llenado su lóbulo de roche mezclando sus atmósferas. La curva de luz cambia continuamente Los periodos de variabilidad son menores a un día. No es posible determinar el comienzo o finalización de los
eclipses
EXTRÍNSECAS
Variables pulsantes
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Son estrellas que tienen ciclos de expansión y compresión de sus capas superficiales y
ya han pasado por la etapa estable de la secuencia principal. La primera variable pulsátil
fue descubierta por David Fabricius en 1595 y la llamo estrella maravilla o Mira localizada en la constelación de la Ballena.
Variable de periodo largo tipo Mira. Tienen periodos de variación entre 80 y 1000 días.
con amplitud de variación entre 2.5 y 5.0 m. Las estrellas de este grupo son gigantes
roja frías (3500 K) que varían en brillo por un factor de 100 en periodos de meses o
años, por tanto se les ha denominado de largo periodo. El mecanismo por el cual varían
en su brillo aun no es bien comprendido. Según las líneas de emisión se clasifican en:
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Tipo M. Su amplitud de variación va entre 4 a 10 m su espectro muestra bandas
de óxido de titanio e hidrogeno
Tipo S. Periodos entre 200 y 600 días bandas de oxido de zirconio
Tipo N Varia mas o menos 4 m con periodos entre 350 y 580 días. Posee bandas
de hidrocarburos y carbono.
Cefeidas. Delta Cefei fue la primera descubierta por John Goodricke en 1784 con un
ciclo de variación de 5.4 días. Son estrellas subgigantes de temperatura media cuyo periodo de variación oscila entre 1 a 135 días con un cambio de magnitud entre 0.1 y 2.
Su principal característica es que su brillo aumenta rápidamente pero disminuye lentamente. Resultan del paso desde la secuencia principal o desde el brazo horizontal hacia
gigantes rojas, durante este intervalo son inestables y sus capas externas se expanden y
contraen, a esta zona se le conoce como banda de inestabilidad.
Debido a que las cefeidas pueden ser vistas a distancias de millones de parsecs (son muy
luminosas) y tienen una relación directa entre el periodo de variación y su luminosidad
promedio "relación de periodo luminosidad "(las mas débiles pulsan rápidamente y las
mas luminosas lentamente), se puede determinar la luminosidad intrínseca y mediante la
ley inversa del cuadrado calcular la distancia a la que se encuentra. Este fenómeno fue
descubierto por Enrieta Leavitt .
Según su contenido de metales las cefeidas se clasifican en tipo I y tipo II, las primeras
poseen gran cantidad de metales y son estrellas de población I y se denominan cefeidas
tipo I, las segundas tienen poco metal y son de población II, llamadas cefeidas tipo II.
La importancia de esta clasificación radica en que la relación periodo luminosidad varía
de una población a otra. Las cefeidas tipo II se conocen también como W Virginis. Las
W Virginis mas brillantes y con periodos mas largos (30 a 150 días) se conocen como
RV Tauri. Algunos autores adicionan a la categoría de cefeidas Tipo II a las Delta Scuti
o también cefeidas enanas que son del tipo espectral F con amplitud y periodo inferiores a los de RR Lyrae y luminosidad intrínseca menor.
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RR Lyrae. También se encuentran dentro de la banda de inestabilidad del diagrama HR.
Las estrellas de baja masa no se convierten en cefeidas, después de tener el Flash de
helio pasan por la parte baja de la banda de inestabilidad, algunas de ellas se denominan
RR Lyrae por su prototipo. Tienen propiedades y características similares a las cefeidas
pero su periodo de variación va de 0.2 a 1.2 días. La mayoría se encuentran en cúmulos
globulares. Pertenecen a la población II (pobres en metales) y al igual de las cefeidas se
ha utilizado para determinar la distancia.
Semirregulares e irregulares (mu Cefei). Estrella gigantes y súper gigantes cuyas capas
externas pulsan con periodos sin regularidad entre 300 y 2000 días con variaciones de
amplitud entre 1.0 a 2.0 m. Se clasifican en :
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Tipo SRa. Gigantes de espectros tardíos. Sus periodos oscilan entre 35 a 1200 días y sus variaciones de luz son menores a 2.5 mag.
Tipo SRb. Similares a las anteriores pero con ciclos irregulares.
Tipo SRc. varían en 1 magnitud con periodos entre 30 y varios miles de días.
Tipo SRd. Súper gigantes varían entre 0.1 a 4 m con periodos entre 30 y 1100 días.
Variables eruptivas
Se caracterizan por aumentos súbitos del brillo que ocurren solo una vez o que recurren
sin tener una periodicidad definida.
Estrellas Flare. Conocidas como UV Ceti son intrínsecamente frías, débiles y rojas se
encuentran en la secuencia principal, las fulguraciones o protuberancias sus capas superiores ocasionan variaciones cortas en su brillo, siendo los periodos de variación irregulares y de corta duración.
T Tauri o variables nebulares. Son una fase en evolución de protoestrellas de entre 0.7 y
3 veces la masa solar. Estas estrellas no han alcanzado una etapa de brillo constante antes de entrar en la secuencia principal. Sus variaciones son irregulares en tiempo y amplitud. Las YY Orionis son un tipo especial de T Tauri con características espectrográficas especiales. La FU Orionis son T Tauri con incrementos significativos de su brillo
estabilizándose en él con cambios radicales en su espectro.
Variables cataclísmicas
Presentan estallidos causados por los procesos termonucleares en la superficie o en el
núcleo supernovas. Estas incluyen Novas, Novas enanas (U Geminorum) y Supernovas
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Novas. Son causadas por reacciones termonucleares en la superficie de de una estrella
enana blanca que se encuentra en sistemas binarios muy próximos con periodos orbitales cortos entre 0.05 a 230 días.
Las estrellas novas presentan un súbito aumento del brillo por un factor de 104 - 108 en
pocas horas con un brillo pico de 10 5 luminosidades solares (las supernovas cuyo origen
es diferente alcanzan luminosidades solares de 109 ). Su brillo puede durar meses. Años
después puede observarse una nebulosidad expandiéndose a partir de la estrella madre
de la nova
El sistema estelar que da origen alas novas está constituido por una estrella enana caliente (blanca o de neutrones) y una subgigante. La estrella enana por su mayor densidad
toma material de la gigante hasta que su nuevo estado de mas a y presión comprime el
hidrogeno de la superficie hasta que al alcanzar temperaturas de 107 K se inician las reacciones termonucleares estallando y liberando sus capas externas. Las Supernovas de
Tipo Ia tienen una formación similar, sin embargo, en estas ultimas la trasferencia de
masa es tan alta que la las reacciones termonucleares se realizan dentro de la estrella y la
explosión destruye la misma generando aumentos de brillo mucho mayores. Después de
una nova la estrella se preserva y este fenómeno se puede repetir en varias ocasiones.
Durante su fase de quietud se pueden observar variaciones de brillo (variable eclipsante).
Las estrellas U Geminorum también llamadas novas enanas o estrellas SS Cygni presentan explosiones recurrentes a intervalos regulares de varios meses, sin embargo el incremento de su brillo es muy inferior al de una nova. Sistemas binarios compuestos por
una estrella enana o subgigante que rellena su lóbulo de Roche y una enana blanca rodeada por un disco de acreción. Z Camelopardalis, muestran variaciones cíclicas con
intervalos de estabilidad. SU Ursae Majoris. Poseen dos tipos distintos de explosiones
unas son suaves frecuentes y cortas con duración de 1 a 12 días; El otro es brillante y
menos frecuente y duran de 10 a 20 días.
Supernovas. Son tratadas en la etapa final de la vida de las estrellas. Se describen cuatro
tipos : Ia, Ib, Ic, y II.
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SN tipo Ia. Tiene la misma formación de una nova pero su estrella menor es una estrella
de neutrones. En su espectro muestra líneas de absorción de Ca y Si pero no de H o He.
SN Tipo Ib. Resultan del colapso del núcleo de estrellas masivas que pierden el hidrógeno de sus capas superficiales por esta razón no tienen líneas de Hidrógeno pero si de
he ionizado.
SN Tipo Ic. Colapso del núcleo en estrellas gigantes que han perdido sus capas de H y
He por esto no muestran sus líneas de absorción.
SN tipo II. Colapso del núcleo en una estrella masiva que conserva su capa de hidrogeno, en su espectro se observan fuertes líneas de absorción de este elemento.
Vari ables rayos X
Estrellas binarias cercanas emisoras de rayos X. Uno de los componentes es un objeto
caliente y compacto del tipo estrella de neutrones. Las emisiones de Rayos X se originan al caer material de la estrella normal al disco de acrecentamiento que rodea el cuerpo masivo. La diferencia entre estas y los pulsares que emiten rayos X es que las variables tienen periodos muy largos de horas o días
La mayor parte del material que cae a la estrella es hidrogeno, este es sometido a una
intensa presión y temperatura que inicia la conversión a helio quedando la estrella de
neutrones cubierta por una delgada capa de hidrogeno y helio. Cuando la capa de helio
alcanza aproximadamente un metro de espesor se inicia la fusión de helio aumentando
súbitamente la temperatura y generando la emisión de rayos X que cesa rápidamente al
disminuir la temperatura
Otros Tipos
No todas las variable entran en los grupos de pulsantes y eruptivas, algunas como las
variables magnéticas y rotativas tienen sus propias características.
Estrellas A magnéticas. También llamadas de tipo alfa2 Venaticorum tienen gran variedad de periodos y la amplitud no supera la décima de magnitud. Se ha sugerido que todas las estrellas sufran este tipo cambios magnéticos (como el sol) pero aun no hay
equipos con la sensibilidad necesaria para detectarlos.
Variables de giro. Los cambios de brillo dependen de la presencia de manchas oscuras o
brillantes en su superficie. Las clases mas importantes son RS Canum Venaticorum y
BY Draconis
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R Coronae Borealis. Tienen periodos irregulares con variaciones de amplitud de hasta
9. La variación en este caso depende de la presencia de condensación de partículas de
carbono en su atmósfera que originan la caída en la luminosidad.
Beta Cefeo o Beta Canis mayoris. Son muy calientes y masivas muy jóvenes con periodos cortos y amplitudes pequeñas
Gamma Doradus. Descubiertas en 1994 de las cuales se conocen hasta ahora pocas pulsan con periodos muy breves con amplitud de milésimas o centésimas de magnitud pero
se encuentran fuera de la banda de inestabilidad.
Estrellas simbióticas. Tienen periodos de 30 - 500 días con variaciones de brillo entre 2
- 6 mag. Son binarias cercanas y el sistema esta rodeado por una envoltura de gases excitados por la radiación de la estrella.
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