 |
|
[Principal] [Grupo] [Galería] [Telescopios] [Atlas Lunar] [Constelaciones] |
Estrellas Variables |
|
© 2003. Carlos Andrés Carvajal T. Astrónomo Autodidacta. 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. 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 Para clasificar las estrellas variables se toma en cuenta el mecanismo por el cual su brillo cambia. Actualmente las variables se clasifican en: 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.
Intrínsecas. La variabilidad del brillo se acompaña de cambios en las características físicas de la estrella y están en general relacionadas a cambios evolutivos.
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.
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 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:
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. 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 :
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 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 105 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.
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. Variables 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 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. |
