Estrella variable

A continuación se dan ejemplos de tipos dentro de estas divisiones.

Estrellas variables pulsanteseditar

Las estrellas pulsantes se hinchan y encogen, afectando su brillo y espectro. Las pulsaciones generalmente se dividen en: radial, donde toda la estrella se expande y se contrae como un todo; y no radial, donde una parte de la estrella se expande mientras que otra parte se contrae.

Dependiendo del tipo de pulsación y su ubicación dentro de la estrella, hay una frecuencia natural o fundamental que determina el período de la estrella. Las estrellas también pueden pulsar en un armónico o armónico, que es una frecuencia más alta, correspondiente a un período más corto. Las estrellas variables pulsantes a veces tienen un único período bien definido, pero a menudo pulsan simultáneamente con múltiples frecuencias y se requiere un análisis complejo para determinar los períodos de interferencia separados. En algunos casos, las pulsaciones no tienen una frecuencia definida, causando una variación aleatoria, conocida como estocástica. El estudio de los interiores estelares utilizando sus pulsaciones se conoce como astrosismología.

La fase de expansión de una pulsación es causada por el bloqueo del flujo de energía interna por un material con una alta opacidad, pero esto debe ocurrir a una profundidad particular de la estrella para crear pulsaciones visibles. Si la expansión ocurre debajo de una zona convectiva, entonces no se verá ninguna variación en la superficie. Si la expansión ocurre demasiado cerca de la superficie, la fuerza de restauración será demasiado débil para crear una pulsación. La fuerza restauradora para crear la fase de contracción de una pulsación puede ser presión si la pulsación ocurre en una capa no degenerada en el interior de una estrella, y esto se denomina modo de pulsación acústica o de presión, abreviado como modo p. En otros casos, la fuerza de restauración es la gravedad y esto se llama modo g. Las estrellas variables pulsantes típicamente pulsan en solo uno de estos modos.

Ceféidas y variables similares a ceféidaseditar

Este grupo consiste en varios tipos de estrellas pulsantes, todas encontradas en la franja de inestabilidad, que se hinchan y encogen muy regularmente causadas por la resonancia de masa propia de la estrella, generalmente por la frecuencia fundamental. En general, se cree que el mecanismo de la válvula de Eddington para las variables pulsantes da cuenta de las pulsaciones cefeidas. Cada uno de los subgrupos de la franja de inestabilidad tiene una relación fija entre el período y la magnitud absoluta, así como una relación entre el período y la densidad media de la estrella. La relación período-luminosidad fue establecida por primera vez para las Cefeidas Delta por Henrietta Leavitt, y hace que estas Cefeidas de alta luminosidad sean muy útiles para determinar distancias a galaxias dentro del Grupo Local y más allá. Edwin Hubble usó este método para probar que las llamadas nebulosas espirales son en realidad galaxias distantes.

Tenga en cuenta que las Cefeidas se nombran solo para Delta Cephei, mientras que una clase de variables completamente separada se nombra después de Beta Cephei.

Variableseditar

Las cefeidas clásicas (o variables Delta Cefei) son supergigantes amarillas de la población I (jóvenes, masivas y luminosas) que experimentan pulsaciones con períodos muy regulares en el orden de días a meses. El 10 de septiembre de 1784, Edward Pigott detectó la variabilidad de Eta Aquilae, el primer representante conocido de la clase de variables cefeidas. Sin embargo, el tocayo de las Cefeidas clásicas es la estrella Delta Cephei, descubierta variable por John Goodricke unos meses más tarde.

Tipo II Cepheidseditar

Las Cefeidas Tipo II (históricamente denominadas estrellas W Virginis) tienen pulsaciones de luz extremadamente regulares y una relación de luminosidad muy similar a las variables δ Cephei, por lo que inicialmente se confundieron con esta última categoría. Las estrellas Cefeidas de tipo II pertenecen a las estrellas de población II más antiguas, que las Cefeidas de tipo I. El Tipo II tiene una metalicidad algo menor, una masa mucho menor, una luminosidad algo menor, y una relación ligeramente compensada entre el período y la luminosidad, por lo que siempre es importante saber qué tipo de estrella se está observando.

RR Lyrae Variableseditar

Estas estrellas son algo similares a las Cefeidas, pero no son tan luminosas y tienen períodos más cortos. Son mayores que las de tipo I Cefeidas, pertenecientes a la Población mundial, pero de menor masa que las de tipo II Cefeidas. Debido a su presencia común en cúmulos globulares, ocasionalmente se les conoce como cefeidas de cúmulos. También tienen una relación período-luminosidad bien establecida, por lo que también son útiles como indicadores de distancia. Estas estrellas de tipo A varían en aproximadamente 0.2-2 magnitudes (cambio de luminosidad del 20% a más del 500%) durante un período de varias horas a un día o más.

Variables Delta Scutieditar

Las variables Delta Scuti (δ Sct) son similares a las Cefeidas, pero mucho más débiles y con períodos mucho más cortos. Una vez fueron conocidos como Cefeidas enanas. A menudo muestran muchos períodos superpuestos, que se combinan para formar una curva de luz extremadamente compleja. La estrella δ Scuti típica tiene una amplitud de 0.003-0.9 magnitudes (0.3% a aproximadamente 130% de cambio en luminosidad) y un período de 0.01–0.2 días. Su tipo espectral suele estar entre A0 y F5.

SX Phoenicis Variableseditar

Estas estrellas de tipo espectral A2 a F5, similares a las variables δ Scuti, se encuentran principalmente en cúmulos globulares. Exhiben fluctuaciones en su brillo del orden de 0,7 magnitudes (cambio de luminosidad de aproximadamente el 100%) aproximadamente cada 1 a 2 horas.

Variableseditar

Estas estrellas de tipo espectral A u ocasionalmente F0, una subclase de variables δ Scuti que se encuentran en la secuencia principal. Tienen variaciones extremadamente rápidas con períodos de unos pocos minutos y amplitudes de unas pocas milésimas de magnitud.

Variableseditar

Las variables de largo período son estrellas evolucionadas frías que pulsan con períodos en el rango de semanas a varios años.

Mira variableseditar

Las variables Mira son gigantes rojas AGB. Durante períodos de muchos meses, se desvanecen y se iluminan entre 2,5 y 11 magnitudes, un cambio de luminosidad de 6 a 30.000 veces. Mira en sí, también conocido como Omicron Ceti (ο Cet), varía en brillo de casi 2a magnitud a tan débil como 10a magnitud con un período de aproximadamente 332 días. Las amplitudes visuales muy grandes se deben principalmente al cambio de la salida de energía entre la visual y la infrarroja a medida que cambia la temperatura de la estrella. En algunos casos, las variables de Mira muestran cambios de período dramáticos durante un período de décadas, que se cree que están relacionados con el ciclo de pulsación térmica de las estrellas AGB más avanzadas.

Variables semiregulareseditar

Estas son gigantes rojas o supergigantes. Las variables semiregulares pueden mostrar un período definido en ocasiones, pero más a menudo muestran variaciones menos definidas que a veces se pueden resolver en varios períodos. Un ejemplo bien conocido de una variable semiregular es Betelgeuse, que varía de aproximadamente magnitudes +0,2 a + 1,2 (un factor 2.5 cambio de luminosidad). Al menos algunas de las variables semiregulares están estrechamente relacionadas con las variables de Mira, posiblemente la única diferencia es que pulsan en un armónico diferente.

Variableseditar

Estas son gigantes rojas o supergigantes con poca o ninguna periodicidad detectable. Algunas son variables semiregulares poco estudiadas, a menudo con múltiples períodos, pero otras simplemente pueden ser caóticas.

Variableseditar

Muchas gigantes rojas variables y supergigantes muestran variaciones de varios cientos a varios miles de días. El brillo puede cambiar por varias magnitudes, aunque a menudo es mucho más pequeño, con las variaciones primarias más rápidas se superponen. Las razones de este tipo de variación no se entienden claramente, siendo atribuidas de diversas maneras a las pulsaciones, la binaridad y la rotación estelar.

Beta Cephei Variableseditar

Las variables Beta Cephei (β Cep) (a veces llamadas variables Beta Canis Majoris, especialmente en Europa) experimentan pulsaciones de corto período del orden de 0,1–0,6 días con una amplitud de 0,01–0,3 magnitudes (cambio de luminosidad del 1% al 30%). Están en su punto más brillante durante la contracción mínima. Muchas estrellas de este tipo exhiben múltiples períodos de pulsación.

Estrellas de tipo B que pulsan lentamente Edit

Las estrellas B de pulsación lenta (SPB) son estrellas calientes de secuencia principal ligeramente menos luminosas que las estrellas Beta Cephei, con períodos más largos y amplitudes más grandes.

Estrellas calientes de pulsación muy rápida (subdirección B) Edit

El prototipo de esta rara clase es V361 Hydrae, una estrella subdirección B de magnitud 15. Pulsan con períodos de unos pocos minutos y pueden pulsarse simultáneamente con múltiples períodos. Tienen amplitudes de unas pocas centésimas de magnitud y se les da el acrónimo RPHS de GCVS. Son pulsadores de modo p.

PV Telescopii Variableseditar

Las estrellas de esta clase son supergigantes de tipo Bp con un período de 0,1 a 1 día y una amplitud de 0,1 magnitudes en promedio. Sus espectros son peculiares por tener hidrógeno débil, mientras que por otro lado las líneas de carbono y helio son extra fuertes, un tipo de estrella de helio extrema.

Variableseditar

Estas son estrellas supergigantes amarillas (en realidad, estrellas post-AGB de baja masa en la etapa más luminosa de sus vidas) que tienen mínimos profundos y superficiales alternados. Esta variación de doble pico típicamente tiene períodos de 30-100 días y amplitudes de 3-4 magnitudes. Superpuesta a esta variación, puede haber variaciones a largo plazo en períodos de varios años. Sus espectros son de tipo F o G a la luz máxima y de tipo K o M a la luminosidad mínima. Se encuentran cerca de la franja de inestabilidad, más frías que las Cefeidas de tipo I, más luminosas que las Cefeidas de tipo II. Sus pulsaciones son causadas por los mismos mecanismos básicos relacionados con la opacidad del helio, pero se encuentran en una etapa muy diferente de sus vidas.

Variables Alfa Cygnieditar

Las variables Alfa Cygni (α Cyg) son supergigantes no pulsantes de las clases espectrales Bep a AepIa. Sus períodos varían de varios días a varias semanas, y sus amplitudes de variación son típicamente del orden de 0,1 magnitudes. Los cambios de luz, que a menudo parecen irregulares, son causados por la superposición de muchas oscilaciones con períodos cercanos. Deneb, en la constelación de Cygnus es el prototipo de esta clase.

Variables Gamma Doraduseditar

Las variables Gamma Doradus (γ Dor) son estrellas de secuencia principal no pulsantes radialmente de clases espectrales F hasta finales de A. Sus períodos son de alrededor de un día y sus amplitudes típicamente del orden de 0,1 magnitudes.

Enanas blancas pulsanteseditar

Estas estrellas no pulsantes radialmente tienen períodos cortos de cientos a miles de segundos con pequeñas fluctuaciones de 0,001 a 0,2 magnitudes. Los tipos conocidos de enanas blancas pulsantes (o pre-enanas blancas) incluyen las estrellas DAV, o ZZ Ceti, con atmósferas dominadas por el hidrógeno y el tipo espectral DA; las estrellas DBV, o V777 Her, con atmósferas dominadas por el helio y el tipo espectral DB; y las estrellas GW Vir, con atmósferas dominadas por helio, carbono y oxígeno. Las estrellas GW Vir pueden subdividirse en estrellas DOV y PNNV.

Oscilaciones similares al Soleditar

El Sol oscila con una amplitud muy baja en un gran número de modos que tienen períodos de alrededor de 5 minutos. El estudio de estas oscilaciones se conoce como heliosismología. Las oscilaciones en el Sol son impulsadas estocásticamente por convección en sus capas externas. El término oscilaciones de tipo solar se utiliza para describir oscilaciones en otras estrellas que se excitan de la misma manera y el estudio de estas oscilaciones es una de las principales áreas de investigación activa en el campo de la astrosismología.

BLAP Variableseditar

Un Pulsador Azul de Gran Amplitud (BLAP) es una estrella pulsante caracterizada por cambios de 0,2 a 0,4 magnitudes con períodos típicos de 20 a 40 minutos.

Estrellas variables eruptivaseditar

Las estrellas variables eruptivas muestran variaciones de brillo irregulares o semiregulares causadas por la pérdida de material de la estrella, o en algunos casos por la acumulación en ella. A pesar del nombre, estos no son eventos explosivos, son las variables cataclísmicas.

Protostarseditar

son objetos jóvenes que aún no han completado el proceso de contracción de una nebulosa de gas a una verdadera estrella. La mayoría de las protoestrellas presentan variaciones de brillo irregulares.

Herbig Ae/Be Starseditar

Se cree que la variabilidad de estrellas Herbig Ae/Be más masivas (2-8 de masa solar) se debe a grumos de gas y polvo, que orbitan en los discos circunestelares.

Variableseditar

Las variables de Orión son estrellas jóvenes y calientes pre-secuencia principal, generalmente incrustadas en nebulosidad. Tienen períodos irregulares con amplitudes de varias magnitudes. Un subtipo bien conocido de variables de Orión son las variables T Tauri. La variabilidad de las estrellas T Tauri se debe a manchas en la superficie estelar y grupos de gas y polvo, orbitando en los discos circunestelares.

FU Orionis Variableseditar

Estas estrellas residen en nebulosas de reflexión y muestran aumentos graduales en su luminosidad en el orden de 6 magnitudes seguidas de una larga fase de brillo constante. Luego se atenúan en 2 magnitudes (seis veces más tenues) más o menos durante un período de muchos años. V1057 Cygni, por ejemplo, atenuada en magnitud 2,5 (diez veces más tenue) durante un período de once años. Las variables de FU Orionis son de tipo espectral A a G y posiblemente sean una fase evolutiva en la vida de las estrellas T Tauri.

Gigantes y supergiganteseditar

Las grandes estrellas pierden su materia con relativa facilidad. Por esta razón, la variabilidad debida a erupciones y pérdida de masa es bastante común entre gigantes y supergigantes.

Variableseditar

También conocidas como variables Doradas S, las estrellas más luminosas conocidas pertenecen a esta clase. Algunos ejemplos son las hipergigantes η Carinae y P Cygni. Tienen una gran pérdida de masa permanente, pero a intervalos de años las pulsaciones internas hacen que la estrella supere su límite de Eddington y la pérdida de masa aumenta enormemente. El brillo visual aumenta aunque la luminosidad general no cambia en gran medida. Erupciones gigantes observadas en unos pocos LBV aumentan la luminosidad, tanto que han sido etiquetadas como impostoras de supernova, y pueden ser un tipo diferente de evento.

Hipergigantes amarillosedItar

Estas estrellas masivas evolucionadas son inestables debido a su alta luminosidad y posición por encima de la franja de inestabilidad, y exhiben cambios fotométricos y espectroscópicos lentos pero a veces grandes debido a la alta pérdida de masa y erupciones ocasionales más grandes, combinadas con variaciones seculares en una escala de tiempo observable. El ejemplo más conocido es Rho Cassiopeiae.

R Coronae Borealis Variableseditar

Aunque clasificadas como variables eruptivas, estas estrellas no experimentan aumentos periódicos de brillo. En cambio, pasan la mayor parte de su tiempo con el brillo máximo, pero a intervalos irregulares se desvanecen repentinamente en 1-9 magnitudes (2,5 a 4000 veces más tenue) antes de recuperar su brillo inicial en meses o años. La mayoría se clasifican como supergigantes amarillas por luminosidad, aunque en realidad son estrellas post-AGB, pero hay estrellas gigantes R CrB rojas y azules. R Coronae Borealis (R CrB) es la estrella prototipo. Las variables DY Persei son una subclase de variables R CrB que tienen una variabilidad periódica además de sus erupciones.

Variables de Wolf-Rayeteditar

Población clásica I Las estrellas de Wolf–Rayet son estrellas calientes masivas que a veces muestran variabilidad, probablemente debido a varias causas diferentes, incluidas las interacciones binarias y los grupos de gas giratorios alrededor de la estrella. Exhiben amplios espectros de líneas de emisión con líneas de helio, nitrógeno, carbono y oxígeno. Las variaciones en algunas estrellas parecen ser estocásticas, mientras que otras muestran múltiples períodos.

Gamma Cassiopeiae Variableseditar

Las variables Gamma Cassiopeiae (γ Cas) son estrellas de tipo línea de emisión de clase B de rotación rápida no supergigantes que fluctúan irregularmente en magnitudes de hasta 1,5 (cambio de luminosidad de 4 veces) debido a la eyección de materia en sus regiones ecuatoriales causada por la velocidad de rotación rápida.

Estrellas Llamaradit

En estrellas de secuencia principal, la mayor variabilidad eruptiva es excepcional. Es común solo entre las estrellas llamaradas, también conocidas como variables UV Ceti, estrellas de secuencia principal muy débiles que experimentan llamaradas regulares. Aumentan el brillo hasta en dos magnitudes (seis veces más brillantes) en solo unos segundos, y luego vuelven al brillo normal en media hora o menos. Varias enanas rojas cercanas son estrellas llamaradas, incluyendo Próxima Centauri y Wolf 359.

RS Canum Venaticorum Variableseditar

Estos son sistemas binarios cercanos con cromosferas altamente activas, incluidas grandes manchas solares y llamaradas, que se cree que son mejoradas por el compañero cercano. Las escalas de variabilidad van desde días, cercanos al período orbital y a veces también con eclipses, hasta años a medida que varía la actividad de las manchas solares.

Estrellas variables cataclísmicas o explosivaseditar

Supernovaseditar

Las supernovas son el tipo más dramático de variable cataclísmica, siendo algunos de los eventos más energéticos del universo. Una supernova puede emitir brevemente tanta energía como una galaxia entera, brillando en más de 20 magnitudes (más de cien millones de veces más brillante). La explosión de supernova es causada por una enana blanca o un núcleo estelar que alcanza un cierto límite de masa / densidad, el límite de Chandrasekhar, causando que el objeto colapse en una fracción de segundo. Este colapso «rebota» y hace que la estrella explote y emita esta enorme cantidad de energía. Las capas externas de estas estrellas vuelan a velocidades de miles de kilómetros por segundo. La materia expulsada puede formar nebulosas llamadas remanentes de supernova. Un ejemplo bien conocido de tal nebulosa es la Nebulosa del Cangrejo, sobrante de una supernova que se observó en China y en otros lugares en 1054. El objeto progenitor puede desintegrarse completamente en la explosión o, en el caso de una estrella masiva, el núcleo puede convertirse en una estrella de neutrones (generalmente un púlsar).

Las supernovas pueden ser el resultado de la muerte de una estrella extremadamente masiva, muchas veces más pesada que el Sol. Al final de la vida de esta estrella masiva, se forma un núcleo de hierro no fusible a partir de cenizas de fusión. Este núcleo de hierro se empuja hacia el límite de Chandrasekhar hasta que lo supera y, por lo tanto, se derrumba. Una de las supernovas más estudiadas de este tipo es la SN 1987A en la Gran Nube de Magallanes.

Una supernova también puede ser el resultado de la transferencia de masa a una enana blanca de una estrella compañera en un sistema de estrellas dobles. El límite de Chandrasekhar es superado por la materia infalling. La luminosidad absoluta de este último tipo está relacionada con las propiedades de su curva de luz, por lo que estas supernovas se pueden usar para establecer la distancia a otras galaxias.

Novaeditar

Las novas rojas luminosas son explosiones estelares causadas por la fusión de dos estrellas. No están relacionados con las novas clásicas. Tienen un aspecto rojo característico y un declive muy lento tras el estallido inicial.

Novaeditar

Las novas también son el resultado de explosiones dramáticas, pero a diferencia de las supernovas, no resultan en la destrucción de la estrella progenitora. También a diferencia de las supernovas, las novas se encienden al inicio repentino de la fusión termonuclear, que bajo ciertas condiciones de alta presión (materia degenerada) acelera explosivamente. Se forman en sistemas binarios cercanos, un componente es una enana blanca que acumula materia del otro componente estelar ordinario, y pueden reaparecer durante períodos de décadas a siglos o milenios. Las novas se clasifican como rápidas, lentas o muy lentas, dependiendo del comportamiento de su curva de luz. Se han registrado varias novas a simple vista, siendo Nova Cygni 1975 la más brillante de la historia reciente, alcanzando la 2ª magnitud.

Novaeditar

Las novas enanas son estrellas dobles que involucran a una enana blanca en las que la transferencia de materia entre el componente da lugar a estallidos regulares. Hay tres tipos de nova enana:

• Estrellas U Geminorum, que tienen estallidos que duran aproximadamente 5-20 días seguidos de períodos tranquilos de unos pocos cientos de días. Durante un estallido, se iluminan típicamente en 2-6 magnitudes. Estas estrellas también se conocen como variables SS Cygni por la variable en Cygnus que produce una de las muestras más brillantes y frecuentes de este tipo de variable.
• Estrellas Z Camelopardalis, en las que se ven mesetas ocasionales de brillo llamadas paradas, a medio camino entre el brillo máximo y el mínimo.
• Estrellas SU Ursae Majoris, que experimentan pequeños estallidos frecuentes, y súper estallidos más raros pero más grandes. Estos sistemas binarios suelen tener períodos orbitales de menos de 2,5 horas.

DQ Herculis Variableseditar

Los sistemas DQ Herculis son binarios interactivos en los que una estrella de baja masa transfiere masa a una enana blanca altamente magnética. El período de espín de la enana blanca es significativamente más corto que el período orbital binario y a veces se puede detectar como una periodicidad fotométrica. Un disco de acreción generalmente se forma alrededor de la enana blanca, pero sus regiones más internas están truncadas magnéticamente por la enana blanca. Una vez capturado por el campo magnético de la enana blanca, el material del disco interior viaja a lo largo de las líneas del campo magnético hasta que se acumula. En casos extremos, el magnetismo de la enana blanca impide la formación de un disco de acreción.

AM Herculis Variableseditar

En estas variables cataclísmicas, el campo magnético de la enana blanca es tan fuerte que sincroniza el período de espín de la enana blanca con el período orbital binario. En lugar de formar un disco de acreción, el flujo de acreción se canaliza a lo largo de las líneas de campo magnético de la enana blanca hasta que impacta a la enana blanca cerca de un polo magnético. La radiación ciclotrónica emitida desde la región de acreción puede causar variaciones orbitales de varias magnitudes.

Z Andromedae Variableseditar

Estos sistemas binarios simbióticos están compuestos por una gigante roja y una estrella azul caliente envuelta en una nube de gas y polvo. Experimentan estallidos como nova con amplitudes de hasta 4 magnitudes. El prototipo de esta clase es Z Andromedae.

Variables de AM CVNEDITAR

Las variables de AM CVn son binarias simbióticas donde una enana blanca está acumulando material rico en helio de otra enana blanca, una estrella de helio o una estrella evolucionada de secuencia principal. Experimentan variaciones complejas, o a veces sin variaciones, con períodos ultracortos.