E S T R E L L A S V A R I A B L E S

Introducción

        Una estrella variables es una estrella cuyo brillo, visto desde la Tierra, no es constante. Las estrellas variables incluyen estrellas cuya emisión de luz fluctúa realmente (variables intrínsecas) y otras cuya luz se ve interrumpida en su trayectoria hasta la Tierra por algún factor externo, que puede ser otra estrella o una nube de polvo interestelar (variables extrínsecas). Los cambios en la intensidad luminosa de la mayoría de las variables intrínsecas se deben a pulsaciones en el tamaño de la estrella (variables pulsantes) o a interacciones entre las componentes de una estrella doble.        

       Algunas otras variables intrínsecas no encajan en ninguna de estas dos categorías principales. El único tipo frecuente de variable extrínseca es la llamada binaria eclipsante. Se trata de una estrella doble formada por dos estrellas próximas que pasan periódicamente una por delante de la otra: Algol es el ejemplo más conocido, otro ejemplo muy conocido es la estrella b Lyrae cuya curva de luz está disponible en el web. Las binarias eclipsantes constituyen casi el 20% de todas las estrellas variables conocidas, siendo casi todas las demás variables intrínsecas.

Estrellas pulsantes

        De las estrellas que presentan una variación intrínseca en su producción de luz, las más comunes son las variables pulsantes. Probablemente, los ejemplos más famosos sean las variables cefeidas, cuyas pulsaciones periódicas proporcionan una indicación de su brillo, por lo que constituyen una importante referencia para la medición de distancias en el espacio, el nombre de cefeidas les viene porque la primera que fue descubierta y localizada fue la estrella d cephei, en la constelación de Cepheus y de ahí su nombre proviene de su prototipo o estrella representativa, que varía entre las magnitudes 3,5 y 4 en 5 días y 9 horas. el nombre de cefeidas.

        En el web está disponible la curva de luz de una de estas cefeidas denominada h Aquilae. Las cefeidas son un tipo de estrella cuya luminosidad varía cíclicamente como resultado de variaciones regulares (pulsaciones) de su tamaño. Son estrellas gigantes o supergigantes y, por tanto, bastante luminosas; son visibles a largas distancias. Sus periodos de pulsación varían aproximadamente entre un día y unos cuatro meses, y sus variaciones de luminosidad pueden ser de 0,5 a 2 magnitudes (esto es, un cambio de luminosidad de entre un 50 y un 600% entre el máximo y el mínimo).

        La importancia de las cefeidas radica fundamentalmente en que presentan una relación definida entre su luminosidad media y el periodo de pulsación; esta relación fue descubierta en 1912 por la astrónoma estadounidense Henrietta S. Leavitt, y se conoce como relación periodo-luminosidad. Leavitt encontró que la luminosidad de una cefeida aumenta de manera proporcional a su periodo de pulsación. Así, los astrónomos pueden determinar la luminosidad intrínseca de una cefeida simplemente midiendo el periodo de pulsación. La luminosidad aparente de una estrella en el cielo depende de su distancia a la Tierra; comparando esta luminosidad con su luminosidad intrínseca se puede determinar la distancia a la que se encuentra. De este modo, las cefeidas pueden utilizarse como indicadores de distancias tanto dentro como fuera de la Vía Láctea.

        Una cefeida varía su luminosidad como consecuencia de alteraciones en su densidad y en su tamaño. Cuando la estrella está más pequeña y compacta, es más opaca; la radiación tiene dificultades para escapar y la estrella se calienta. La presión interior aumenta, y la estrella se expande. Según lo hace, se vuelve más transparente. La radiación se escapa, la cefeida se enfría y la estrella se vuelve más luminosa. Entonces se contrae, y se vuelve más brillante en el proceso. El tamaño de la estrella oscila entre un 5 y un 10%. La mayoría de las estrellas atraviesan estas fases variables hacia el final de sus vidas.

        Las investigaciones han mostrado que existen dos tipos de cefeidas. Las más comunes se llaman cefeidas clásicas y las otras, más viejas y débiles, se conocen como estrellas W Virginis. Los dos tipos poseen distintas relaciones periodo-luminosidad.

       Un tipo relacionado son las variables RR Lyrae, que suelen encontrarse en cúmulos globulares. Las estrellas RR Lyrae son gigantes, menos luminosas que las cefeidas, y varían hasta en dos magnitudes diarias. Al encontrarse todas en la misma fase evolutiva, todas tienen aproximadamente la misma luminosidad, por lo que constituyen excelentes referencias de distancia una vez identificadas. Es una de las metodologías existentes para hallar la distancia en años luz de los cúmulos globulares. Las estrellas RR Lyrae son abundantes y constituyen aproximadamente el 20% de todas las estrellas variables conocidas. En comparación, sólo alrededor del 1% son cefeidas.

       Las estrellas variables más comunes de todos los tipos son las estrellas Mira, llamadas así por su representante más destacada, la estrella Mira ú o Ceti, en la constelación de Cetus (Ballena). Se trata de gigantes o supergigantes rojas con enormes variaciones de intensidad (hasta 11 magnitudes, un factor de 25.000) a lo largo de periodos de meses o años. También se llaman estrellas variables de periodo largo. Muchas otras estrellas gigantes o supergigantes rojas muestran cierto grado de variación, pero mucho menos pronunciado que las estrellas Mira. Según su intervalo de brillo y su regularidad mayor o menor (si es que presentan regularidad), se clasifican como variables semirregulares o irregulares. En todos los casos, las variaciones se deben a fluctuaciones en el tamaño y la temperatura de las propias estrellas.

Estrellas dobles que interactúan

        Alguno de los fenómenos más interesantes se deben a interacciones entre los dos miembros de una estrella doble. Los ejemplos más espectaculares son las novas, en las que se produce una explosión termonuclear en la superficie de una estrella enana blanca que ha acumulado hidrógeno procedente de una compañera cercana. En las llamadas novas enanas (también conocidas como estrellas U Geminorum) se producen picos de brillo menores pero más frecuentes. Al igual que las novas, estas estrellas están formadas por una enana blanca y una compañera normal; la gravedad de la enana blanca arrastra gas procedente de la otra estrella, el cual forma un disco , el llamado disco de acreción, que gira en torno a la enana blanca. El aumento de luminosidad de una nova enana se debe a un incremento del brillo del disco de acreción, probablemente debido a la liberación de energía gravitatoria por parte del gas.

        Cuando uno de los objetos del sistema doble está aún más condensado que una enana blanca, es decir, si se trata de una estrella de neutrones o incluso un agujero negro, su campo gravitatorio es tan intenso que el gas atrapado por él se calienta hasta temperaturas extremas y emite rayos X. Todo el sistema se denomina estrella doble de rayos X, y puede ser observado por satélites espaciales. Las variaciones en la intensidad de las estrellas dobles de rayos X se deben a cambios en la velocidad de transferencia de masa y a eclipses del cuerpo que emite rayos X.

Otros tipos

        Las estrellas en proceso de formación también son variables. Las estrellas T Tauri o RW Aurigae son estrellas muy jóvenes con masas semejantes a la del Sol. Presentan variaciones irregulares, debidas tanto a la actividad de las propias estrellas como al oscurecimiento provocado por nubes de polvo que pasan por delante.

        Las estrellas fulgurantes, también conocidas como estrellas UV Ceti, son enanas rojas que experimentan repentinos aumentos de brillo en un factor de hasta 250, que duran sólo unos minutos. Se cree que la causa son explosiones semejantes a las que se producen en la superficie del Sol. Las estrellas fulgurantes podrían ser la siguiente etapa evolutiva de las estrellas T Tauri.

        Las estrellas R Coronae Borealis se comportan de forma exactamente opuesta. Son supergigantes que ocasionalmente disminuyen su brillo hasta ocho magnitudes para luego recuperarlo lentamente. Se cree que estas disminuciones repentinas se deben a la expulsión de partículas de carbono formadas en la atmósfera de la estrella.

        Otras estrellas que expulsan materia son las llamadas ‘estrellas de cubierta’, que giran rápidamente y arrojan gas desde su ecuador, lo que produce una disminución temporal del brillo. g Cassiopeiae es un ejemplo de estrella de cubierta.

        Las estrellas variables más espectaculares son las supernovas, en las que la estrella se destruye en una gigantesca explosión. La explosión de una supernova es mucho más espectacular y destructiva que la de una nova y mucho más rara. Estos fenómenos son poco frecuentes en nuestra galaxia, y a pesar de su aumento de brillo en un factor de miles de millones, sólo unas pocas se pueden observar a simple vista.

        Hasta 1987 sólo se habían identificado realmente tres a lo largo de la historia, la más conocida de las cuales es la que surgió en 1054 d.C. y cuyos restos se conocen como la nebulosa del Cangrejo.

Nebulosa del Cangrejo               Una supernova que explota deja tras de sí una nube de material gaseoso que se expande rápidamente llamada nebulosa. La nebulosa del Cangrejo se creó cuando explotó una estrella en nuestra galaxia. La luz de la explosión fue observada por astrónomos chinos en el año 1054. En el centro de la nebulosa se halla un púlsar, una estrella densa que gira a gran velocidad. Hale Observatories/Science Source/Hale Observatories/Science Source/Photo Researchers, Inc.

        Las supernovas, al igual que las novas, se ven con más frecuencia en otras galaxias. Así pues, la supernova más reciente, que apareció en el hemisferio sur el 24 de febrero de 1987, surgió en una galaxia satélite, la Gran Nube de Magallanes. Esta supernova, que exhibe algunos rasgos insólitos, es hoy objeto de un intenso estudio astronómico.

       Los mecanismos que producen las supernovas se conocen menos que los de las novas, sobre todo en el caso de las estrellas que tienen más o menos la misma masa que el Sol, las estrellas medias. Sin embargo, las estrellas que tienen mucha más masa explotan a veces en las últimas etapas de su rápida evolución como resultado de un colapso gravitacional, cuando la presión creada por los procesos nucleares dentro de la estrella ya no puede soportar el peso de las capas exteriores. A esto se le denomina supernova de Tipo II.

       De la explosión de una supernova quedan pocos restos, salvo la capa de gases que se expande. Un ejemplo famoso es la nebulosa del Cangrejo; en su centro hay un púlsar, o estrella de neutrones que gira a gran velocidad. Las supernovas son contribuyentes significativos al material interestelar que forma nuevas estrellas denominadas estrellas secundarias o de segunda generación como nuestro Sol.

       Las estrellas variables tienen un sistema específico de nomenclatura. Las que eran suficientemente brillantes para haber recibido ya una designación de catálogo (como Algol, denominada b Persei), la mantuvieron cuando se detectó su variabilidad. Sin embargo, al resto de variables se les asignó un nombre de una o dos letras según el orden de su descubrimiento, empezando por R. Una vez utilizadas todas las combinaciones de dos letras en la constelación correspondiente (es decir, cuando se han encontrado 334 estrellas variables), las estrellas reciben un número precedido por la letra V, empezando por V335.

Curvas de luz

       A continuación está la relación de estrellas variables de las cuales he realizado hasta la fecha observaciones de sus curvas de luz y que están informatizados los informes. En todas las variables indicadas abajo es posible actualmente obtener en una pantalla nueva sólo el gráfico de la curva de luz, independientemente de la base de datos de las variables.

b Lyrae

m Cephei

h Aquilae

Masm © (Ultima actualización 03-ene-2004)