Una estrella variable es una estrella cuyo brillo visto desde la Tierra (su magnitud aparente ) cambia con el tiempo. Esta variación puede ser causada por un cambio en la luz emitida o por algo que bloquea parcialmente la luz, por lo que las estrellas variables se clasifican en: [1]
Muchas estrellas, posiblemente la mayoría, tienen al menos alguna variación en su luminosidad: la producción de energía del Sol , por ejemplo, varía aproximadamente un 0,1% durante un ciclo solar de 11 años . [2]
Un antiguo calendario egipcio de días de suerte y mala suerte compuesto hace unos 3.200 años puede ser el documento histórico más antiguo conservado sobre el descubrimiento de una estrella variable, la binaria eclipsante Algol . [3] [4] [5] También se sabe que los aborígenes australianos observaron la variabilidad de Betelgeuse y Antares , incorporando estos cambios de brillo en narrativas que se transmiten a través de la tradición oral. [6] [7] [8]
De los astrónomos modernos, la primera estrella variable fue identificada en 1638 cuando Johannes Holwarda notó que Omicron Ceti (más tarde llamada Mira) pulsaba en un ciclo que duraba 11 meses; la estrella había sido descrita previamente como una nova por David Fabricius en 1596. Este descubrimiento, combinado con las supernovas observadas en 1572 y 1604, demostró que el cielo estrellado no era eternamente invariable como habían enseñado Aristóteles y otros filósofos antiguos. De esta manera, el descubrimiento de estrellas variables contribuyó a la revolución astronómica del siglo XVI y principios del XVII.
La segunda estrella variable descrita fue la variable eclipsante Algol, por Geminiano Montanari en 1669; John Goodricke dio la explicación correcta de su variabilidad en 1784. Chi Cygni fue identificado en 1686 por G. Kirch , luego R Hydrae en 1704 por GD Maraldi . En 1786 se conocían diez estrellas variables. El propio John Goodricke descubrió Delta Cephei y Beta Lyrae . Desde 1850, el número de estrellas variables conocidas ha aumentado rápidamente, especialmente después de 1890, cuando fue posible identificar estrellas variables mediante fotografía.
La última edición del Catálogo General de Estrellas Variables [9] (2008) enumera más de 46.000 estrellas variables en la Vía Láctea, así como 10.000 en otras galaxias, y más de 10.000 variables "sospechosas".
Los tipos de variabilidad más comunes implican cambios en el brillo, pero también ocurren otros tipos de variabilidad, en particular cambios en el espectro . Al combinar los datos de la curva de luz con los cambios espectrales observados, los astrónomos a menudo pueden explicar por qué una estrella en particular es variable.
Las estrellas variables generalmente se analizan mediante fotometría , espectrofotometría y espectroscopia . Las mediciones de sus cambios de brillo se pueden trazar para producir curvas de luz . Para variables regulares, el período de variación y su amplitud pueden estar muy bien establecidos; Sin embargo, para muchas estrellas variables, estas cantidades pueden variar lentamente con el tiempo, o incluso de un período a otro. Los brillos máximos en la curva de luz se conocen como máximos, mientras que los mínimos se conocen como mínimos.
Los astrónomos aficionados pueden realizar estudios científicos útiles de estrellas variables comparando visualmente la estrella con otras estrellas dentro del mismo campo de visión telescópico cuyas magnitudes son conocidas y constantes. Estimando la magnitud de la variable y anotando el momento de la observación se puede construir una curva de luz visual. La Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables recopila observaciones de participantes de todo el mundo y comparte los datos con la comunidad científica.
De la curva de luz se derivan los siguientes datos:
Del espectro se derivan los siguientes datos:
En muy pocos casos es posible obtener imágenes de un disco estelar. Estos pueden mostrar manchas más oscuras en su superficie.
La combinación de curvas de luz con datos espectrales a menudo da una pista sobre los cambios que ocurren en una estrella variable. [10] Por ejemplo, la evidencia de una estrella pulsante se encuentra en su espectro cambiante porque su superficie periódicamente se acerca y se aleja de nosotros, con la misma frecuencia que su brillo cambiante. [11]
Aproximadamente dos tercios de todas las estrellas variables parecen estar pulsando. [12] En la década de 1930, el astrónomo Arthur Stanley Eddington demostró que las ecuaciones matemáticas que describen el interior de una estrella pueden provocar inestabilidades que hacen que la estrella palpite. [13] El tipo más común de inestabilidad está relacionado con oscilaciones en el grado de ionización en las capas convectivas externas de la estrella. [14]
Cuando la estrella está en la fase de hinchazón, sus capas externas se expanden, provocando que se enfríen. Al disminuir la temperatura, también disminuye el grado de ionización. Esto hace que el gas sea más transparente y, por tanto, facilita que la estrella irradie su energía. Esto a su vez hace que la estrella comience a contraerse. Al comprimirse el gas, se calienta y el grado de ionización vuelve a aumentar. Esto hace que el gas sea más opaco y la radiación queda atrapada temporalmente en el gas. Esto calienta aún más el gas, lo que hace que se expanda una vez más. De este modo se mantiene un ciclo de expansión y compresión (hinchazón y contracción). [ cita necesaria ]
Se sabe que la pulsación de las cefeidas está impulsada por oscilaciones en la ionización del helio (de He ++ a He + y de regreso a He ++ ). [15]
En una constelación determinada, las primeras estrellas variables descubiertas se designaban con las letras de la R a la Z, p. ej. R Andromedae . Este sistema de nomenclatura fue desarrollado por Friedrich W. Argelander , quien le dio a la primera variable sin nombre en una constelación la letra R, la primera letra no utilizada por Bayer . Las letras RR a RZ, SS a SZ y hasta ZZ se utilizan para los siguientes descubrimientos, p. ej. RR Lyrae . Descubrimientos posteriores utilizaron letras AA a AZ, BB a BZ y hasta QQ a QZ (con J omitida). Una vez que se agotan esas 334 combinaciones, las variables se numeran en orden de descubrimiento, comenzando con el prefijo V335 en adelante.
Las estrellas variables pueden ser intrínsecas o extrínsecas .
Estos subgrupos se dividen a su vez en tipos específicos de estrellas variables que generalmente reciben el nombre de su prototipo. Por ejemplo, las novas enanas se denominan estrellas U Geminorum en honor a la primera estrella reconocida de la clase, U Geminorum .
A continuación se dan ejemplos de tipos dentro de estas divisiones.
Las estrellas pulsantes se hinchan y encogen, afectando su brillo y espectro. Las pulsaciones generalmente se dividen en: radiales , donde toda la estrella se expande y se contrae como un todo; y no radial, donde una parte de la estrella se expande mientras otra parte se contrae.
Dependiendo del tipo de pulsación y su ubicación dentro de la estrella, existe 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 período único 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, provocando una variación aleatoria, denominada estocástica . El estudio de los interiores estelares mediante sus pulsaciones se conoce como astrosismología .
La fase de expansión de una pulsación es causada por el bloqueo del flujo de energía interno por 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 será visible ninguna variación en la superficie. Si la expansión ocurre demasiado cerca de la superficie, la fuerza restauradora será demasiado débil para crear una pulsación. La fuerza restauradora para crear la fase de contracción de una pulsación puede ser la presión si la pulsación ocurre en una capa no degenerada en lo profundo de una estrella, y esto se llama modo de pulsación acústico o de presión , abreviado como modo p . En otros casos, la fuerza restauradora es la gravedad y esto se llama modo g . Las estrellas variables pulsantes normalmente pulsan sólo en uno de estos modos.
Este grupo está formado por varios tipos de estrellas pulsantes, todas ellas situadas en la franja de inestabilidad , que se hinchan y contraen muy regularmente debido a la propia resonancia de masa de la estrella , generalmente por la frecuencia fundamental . En general, se cree que el mecanismo de la válvula de Eddington para variables pulsantes explica las pulsaciones similares a las cefeidas. Cada uno de los subgrupos de la franja de inestabilidad tiene una relación fija entre período y magnitud absoluta, así como una relación entre período y densidad media de la estrella. La relación período-luminosidad fue establecida por primera vez para las Delta Cefeidas 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 utilizó este método para demostrar que las llamadas nebulosas espirales son en realidad galaxias distantes.
Las cefeidas llevan el nombre únicamente de Delta Cephei , mientras que una clase de variables completamente separada lleva el nombre de Beta Cephei .
Las Cefeidas clásicas (o variables Delta Cephei) son supergigantes amarillas de población I (jóvenes, masivas y luminosas) que sufren pulsaciones con períodos muy regulares del 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 homónimo de las Cefeidas clásicas es la estrella Delta Cephei , que John Goodricke descubrió que era variable unos meses después.
Las cefeidas de tipo II (históricamente denominadas estrellas W Virginis) tienen pulsaciones de luz extremadamente regulares y una relación de luminosidad muy parecida a las variables δ Cephei, por lo que inicialmente se confundieron con la última categoría. Las estrellas Cefeidas de tipo II pertenecen a estrellas de Población II más antiguas que las Cefeidas de tipo I. Las de Tipo II tienen una metalicidad algo menor , una masa mucho menor, una luminosidad algo menor y una relación período versus luminosidad ligeramente compensada, por lo que siempre es importante saber qué tipo de estrella se está observando.
Estas estrellas son algo similares a las Cefeidas, pero no son tan luminosas y tienen períodos más cortos. Son más antiguas que las Cefeidas tipo I, pertenecientes a la Población II , pero de menor masa que las Cefeidas tipo II. Debido a su aparición común en cúmulos globulares , en ocasiones se las denomina cefeidas de cúmulo . También tienen una relación período-luminosidad bien establecida, por lo que también son útiles como indicadores de distancia. Estas estrellas de tipo A varían entre 0,2 y 2 magnitudes (un cambio de luminosidad de entre un 20% y más de un 500%) durante un período que va desde varias horas hasta un día o más.
Las variables Delta Scuti (δ Sct) son similares a las Cefeidas pero mucho más débiles y con períodos mucho más cortos. Alguna vez fueron conocidas 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 a 0,9 magnitudes (un cambio de luminosidad de 0,3% a aproximadamente 130%) y un período de 0,01 a 0,2 días. Su tipo espectral suele estar entre A0 y F5.
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 de magnitud (aproximadamente un 100% de cambio en la luminosidad) aproximadamente cada 1 o 2 horas.
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.
Las variables de período largo son estrellas frías evolucionadas que pulsan con períodos que van desde semanas hasta varios años.
Las variables Mira son gigantes rojas de rama gigante asintótica (AGB). Durante períodos de muchos meses, se desvanecen y se iluminan entre 2,5 y 11 magnitudes , un cambio de luminosidad de entre 6 y 30.000 veces. La propia Mira , también conocida como Omicron Ceti (ο Cet), varía en brillo desde casi la segunda magnitud hasta tan débil como la décima magnitud con un período de aproximadamente 332 días. Las amplitudes visuales muy grandes se deben principalmente al cambio de la producción de energía entre visual e infrarroja a medida que cambia la temperatura de la estrella. En algunos casos, las variables Mira muestran cambios dramáticos de período a lo largo de décadas, lo que se cree que está relacionado con el ciclo de pulsaciones térmicas de las estrellas AGB más avanzadas.
Se trata de gigantes rojas o supergigantes . Las variables semirregulares pueden mostrar un período definido en ocasiones, pero más a menudo muestran variaciones menos definidas que a veces pueden resolverse en múltiples períodos. Un ejemplo bien conocido de variable semirregular es Betelgeuse , que varía aproximadamente entre +0,2 y +1,2 (un cambio de luminosidad de factor 2,5). Al menos algunas de las variables semirregulares están muy relacionadas con las variables Mira, posiblemente la única diferencia sea que pulsan en un armónico diferente.
Se trata de gigantes rojas o supergigantes con poca o ninguna periodicidad detectable. Algunas son variables semirregulares poco estudiadas, a menudo con períodos múltiples, pero otras pueden ser simplemente caóticas.
Muchas gigantes y supergigantes rojas variables muestran variaciones a lo largo de varios cientos a varios miles de días. El brillo puede cambiar en varias magnitudes, aunque a menudo es mucho menor, y las variaciones primarias más rápidas se superponen. Las razones de este tipo de variación no se comprenden claramente, ya que se atribuyen de diversas formas a pulsaciones, binaridad y rotación estelar. [16] [17] [18]
Las variables Beta Cephei (β Cep) (a veces llamadas variables Beta Canis Majoris , especialmente en Europa) [19] experimentan pulsaciones de período corto del orden de 0,1 a 0,6 días con una amplitud de 0,01 a 0,3 magnitudes (cambio de 1% a 30% en luminosidad). Son más brillantes durante la contracción mínima. Muchas estrellas de este tipo presentan múltiples períodos de pulsación. [20]
Las estrellas B (SPB) que pulsan lentamente son estrellas calientes de la secuencia principal ligeramente menos luminosas que las estrellas Beta Cephei, con períodos más largos y amplitudes mayores. [21]
El prototipo de esta rara clase es V361 Hydrae , una estrella B subenana de magnitud 15 . Pulsan con períodos de unos pocos minutos y pueden pulsar simultáneamente con múltiples períodos. Tienen amplitudes de unas pocas centésimas de magnitud y reciben el acrónimo RPHS de GCVS. Son pulsadores en modo p . [22]
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 magnitud en promedio. Sus espectros son peculiares por tener hidrógeno débil mientras que en cambio las líneas de carbono y helio son extra fuertes, un tipo de estrella de helio extrema .
Se trata de estrellas supergigantes amarillas (en realidad, estrellas post-AGB de baja masa en la etapa más luminosa de sus vidas) que alternan mínimos profundos y superficiales. Esta variación de doble pico suele tener períodos de 30 a 100 días y amplitudes de 3 a 4 magnitudes. A esta variación se le superponen variaciones de largo plazo que abarcan períodos de varios años. Sus espectros son de tipo F o G a máxima luz y de tipo K o M a mínima luminosidad. Se encuentran cerca de la franja de inestabilidad, más frías que las cefeidas de tipo I y 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.
Las variables Alpha Cygni (α Cyg) son supergigantes pulsantes no radiales de clases espectrales B ep a A ep Ia. Sus períodos varían de varios días a varias semanas y sus amplitudes de variación suelen ser del orden de 0,1 magnitudes. Los cambios de luz, que a menudo parecen irregulares, se deben a la superposición de muchas oscilaciones con períodos cercanos. Deneb , en la constelación de Cygnus es el prototipo de esta clase.
Las variables Gamma Doradus (γ Dor) son estrellas de secuencia principal con pulsaciones no radiales de clases espectrales F a A tardía. Sus períodos son de alrededor de un día y sus amplitudes suelen ser del orden de 0,1 magnitudes.
Estas estrellas que no pulsan 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 preenanas blancas) incluyen las estrellas DAV , o ZZ Ceti , con atmósferas dominadas por hidrógeno y el tipo espectral DA; [23] Estrellas DBV , o V777 Her , con atmósferas dominadas por helio y de tipo espectral DB; [24] y las estrellas GW Vir , con atmósferas dominadas por helio, carbono y oxígeno. Las estrellas GW Vir pueden subdividirse en estrellas DOV y PNNV . [25] [26]
El Sol oscila con muy baja amplitud en una gran cantidad de modos con períodos de alrededor de 5 minutos. El estudio de estas oscilaciones se conoce como heliosismología . Las oscilaciones del Sol son impulsadas estocásticamente por la convección en sus capas exteriores. 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 .
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.
Una supergigante pulsante amarilla rápida (FYPS) es una supergigante amarilla luminosa con pulsaciones de menos de un día. Se cree que evolucionaron más allá de una fase de supergigante roja, pero se desconoce el mecanismo de las pulsaciones. La clase fue nombrada en 2020 mediante el análisis de observaciones de TESS . [27]
Las estrellas variables en erupción muestran variaciones de brillo irregulares o semirregulares causadas por la pérdida de material de la estrella o, en algunos casos, por la acumulación de material en ella. A pesar del nombre, no se trata de acontecimientos explosivos.
Las protoestrellas son objetos jóvenes que aún no han completado el proceso de contracción desde una nebulosa de gas hasta una verdadera estrella. La mayoría de las protoestrellas presentan variaciones irregulares de brillo.
Se cree que la variabilidad de las estrellas Herbig Ae/Be más masivas (2–8 masas solares ) se debe a acumulaciones de gas y polvo que orbitan en los discos circunestelares.
Las variables de Orión son estrellas jóvenes y calientes previas a la 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 las manchas en la superficie estelar y a las acumulaciones de gas y polvo que orbitan en los discos circunestelares.
Estas estrellas residen en nebulosas de reflexión y muestran aumentos graduales en su luminosidad del orden de 6 magnitudes seguidos de una larga fase de brillo constante. Luego se atenúan en 2 magnitudes (seis veces más tenues) aproximadamente durante un período de muchos años. V1057 Cygni, por ejemplo, se atenuó en una magnitud de 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 .
Las estrellas grandes 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.
También conocidas como variables S Doradus , las estrellas más luminosas conocidas pertenecen a esta clase. Los ejemplos incluyen las hipergigantes η Carinae y P Cygni . Tienen una pérdida de masa elevada y 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 prácticamente no cambia. Las erupciones gigantes observadas en algunos LBV aumentan la luminosidad, hasta el punto de que se les ha etiquetado como impostores de supernovas , y pueden ser un tipo diferente de evento.
Estas estrellas evolucionadas masivas son inestables debido a su alta luminosidad y su posición sobre la franja de inestabilidad, y exhiben cambios fotométricos y espectroscópicos lentos pero a veces grandes debido a una gran pérdida de masa y erupciones ocasionales más grandes, combinadas con una variación secular en una escala de tiempo observable. El ejemplo más conocido es Rho Cassiopeiae .
Si bien se clasifican como variables eruptivas, estas estrellas no experimentan aumentos periódicos de brillo. En cambio, pasan la mayor parte del tiempo con el brillo máximo, pero a intervalos irregulares se desvanecen repentinamente entre 1 y 9 magnitudes (entre 2,5 y 4.000 veces más tenues) antes de recuperar su brillo inicial en el transcurso de meses o años. La mayoría están clasificadas como supergigantes amarillas por su luminosidad, aunque en realidad son estrellas post-AGB, pero hay estrellas R CrB gigantes rojas y azules. R Coronae Borealis (R CrB) es la estrella prototipo. Las variables DY Persei son una subclase de las variables R CrB que tienen una variabilidad periódica además de sus erupciones.
Población clásica I Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas masivas y calientes que a veces muestran variabilidad, probablemente debido a varias causas diferentes, incluidas interacciones binarias y acumulaciones de gas en rotación 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 períodos múltiples.
Las variables Gamma Cassiopeiae (γ Cas) son estrellas de tipo lineal de emisión de clase B, de rotación rápida y no supergigantes que fluctúan irregularmente hasta 1,5 magnitudes (un cambio de luminosidad de 4 veces) debido a la eyección de materia en sus regiones ecuatoriales causada por la rápida velocidad de rotación.
En las estrellas de la secuencia principal la gran variabilidad eruptiva es excepcional. Es común sólo entre las estrellas con llamaradas , también conocidas como variables UV Ceti , estrellas muy débiles de la secuencia principal que sufren llamaradas regulares. Aumentan su brillo hasta dos magnitudes (seis veces más) en sólo unos segundos y luego vuelven a su brillo normal en media hora o menos. Varias enanas rojas cercanas son estrellas llamaradas, incluidas Proxima Centauri y Wolf 359 .
Se trata de sistemas binarios cercanos con cromosferas muy activas, que incluyen enormes manchas solares y llamaradas, que se cree que están potenciadas por su compañero cercano. Las escalas de variabilidad van desde días, cerca del período orbital y, a veces, también con eclipses, hasta años, a medida que varía la actividad de las manchas solares.
Las supernovas son el tipo más dramático de variable cataclísmica y son algunos de los eventos más energéticos del universo. Una supernova puede emitir brevemente tanta energía como una galaxia entera , iluminándose en más de 20 magnitudes (más de cien millones de veces más). La explosión de supernova es causada por una enana blanca o el núcleo de una estrella que alcanza un cierto límite de masa/densidad, el límite de Chandrasekhar , provocando 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 exteriores de estas estrellas son arrastradas a velocidades de muchos miles de kilómetros por segundo. La materia expulsada puede formar nebulosas llamadas restos de supernova . Un ejemplo bien conocido de tal nebulosa es la Nebulosa del Cangrejo , vestigio de una supernova que se observó en China y 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 ) o un agujero negro .
Las supernovas pueden resultar 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 es empujado hacia el límite de Chandrasekhar hasta superarlo y por tanto colapsar. Una de las supernovas de este tipo más estudiadas es SN 1987A en la Gran Nube de Magallanes .
Una supernova también puede ser el resultado de la transferencia de masa a una enana blanca desde una estrella compañera en un sistema estelar doble. El límite de Chandrasekhar se supera por la materia que cae. La luminosidad absoluta de este último tipo está relacionada con las propiedades de su curva de luz, por lo que estas supernovas pueden usarse para establecer la distancia a otras galaxias.
Las novas rojas luminosas son explosiones estelares provocadas 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.
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 por el inicio repentino de la fusión termonuclear, que bajo ciertas condiciones de alta presión ( materia degenerada ) se acelera explosivamente. Se forman en sistemas binarios cercanos , siendo un componente una enana blanca que acumula materia del otro componente estelar ordinario, y pueden repetirse durante períodos de décadas a siglos o milenios. Las novas se clasifican en rápidas , lentas o muy lentas , según el 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 segunda magnitud.
Las novas enanas son estrellas dobles en las que interviene una enana blanca y en las que la transferencia de materia entre sus componentes da lugar a estallidos regulares. Hay tres tipos de nova enana:
Los sistemas DQ Herculis son sistemas binarios que interactúan en los que una estrella de baja masa transfiere masa a una enana blanca altamente magnética. El período de giro de una enana blanca es significativamente más corto que el período orbital binario y, en ocasiones, puede detectarse como una periodicidad fotométrica. Generalmente se forma un disco de acreción alrededor de la enana blanca, pero sus regiones más internas quedan 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 acrecentarse. En casos extremos, el magnetismo de la enana blanca impide la formación de un disco de acreción.
En estas variables cataclísmicas, el campo magnético de la enana blanca es tan fuerte que sincroniza el período de giro 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 del campo magnético de la enana blanca hasta que impacta a la enana blanca cerca de un polo magnético. La radiación ciclotrón emitida desde la región de acreción puede provocar variaciones orbitales de varias magnitudes.
Estos sistemas binarios simbióticos están compuestos por una gigante roja y una estrella azul caliente envueltas en una nube de gas y polvo. Sufren estallidos similares a nova con amplitudes de hasta 4 magnitudes. El prototipo de esta clase es Z Andromedae .
Las variables AM CVn son binarias simbióticas en las que una enana blanca está acumulando material rico en helio de otra enana blanca, una estrella de helio o una estrella evolucionada de la secuencia principal. Sufren variaciones complejas, o a veces ninguna variación, con períodos ultracortos.
Hay dos grupos principales de variables extrínsecas: estrellas en rotación y estrellas eclipsantes.
Las estrellas con manchas solares de tamaño considerable pueden mostrar variaciones significativas en el brillo a medida que giran, y aparecen a la vista áreas más brillantes de la superficie. También se producen puntos brillantes en los polos magnéticos de las estrellas magnéticas. Las estrellas con formas elipsoidales también pueden mostrar cambios de brillo a medida que presentan al observador áreas variables de sus superficies. [28]
Se trata de binarias muy cercanas, cuyos componentes no son esféricos debido a su interacción de mareas. A medida que las estrellas giran, el área de su superficie presentada hacia el observador cambia y esto a su vez afecta su brillo visto desde la Tierra.
La superficie de la estrella no es uniformemente brillante, sino que tiene áreas más oscuras y más brillantes (como las manchas solares del sol ). La cromosfera de la estrella también puede variar en brillo. A medida que la estrella gira observamos variaciones de brillo de unas pocas décimas de magnitud.
Estas estrellas giran extremadamente rápidamente (~100 km/s en el ecuador ); por tanto tienen forma elipsoidal . Son (aparentemente) estrellas gigantes individuales con tipos espectrales G y K y muestran fuertes líneas de emisión cromosférica . Algunos ejemplos son FK Com , V1794 Cygni y UZ Librae. Una posible explicación para la rápida rotación de las estrellas FK Comae es que son el resultado de la fusión de una binaria (de contacto) . [31]
Las estrellas BY Draconis son de clase espectral K o M y varían en menos de 0,5 magnitudes (70% de cambio en la luminosidad).
Las variables Alpha 2 Canum Venaticorum (α 2 CVn) son estrellas de secuencia principal de clase espectral B8-A7 que muestran fluctuaciones de 0,01 a 0,1 magnitudes (1% a 10%) debido a cambios en sus campos magnéticos.
Las estrellas de esta clase exhiben fluctuaciones de brillo de aproximadamente 0,1 de magnitud causadas por cambios en sus campos magnéticos debido a las altas velocidades de rotación.
Se han detectado pocos púlsares en luz visible . Estas estrellas de neutrones cambian de brillo a medida que giran. Debido a la rápida rotación, las variaciones de brillo son extremadamente rápidas, desde milisegundos hasta unos pocos segundos. El primer y más conocido ejemplo es el Crab Pulsar .
Las variables extrínsecas tienen variaciones en su brillo, como las ven los observadores terrestres, debido a alguna fuente externa. Una de las razones más comunes de esto es la presencia de una estrella compañera binaria, de modo que las dos juntas forman una estrella binaria . Cuando se ve desde ciertos ángulos, una estrella puede eclipsar a la otra, provocando una reducción de su brillo. Una de las binarias eclipsantes más famosas es Algol o Beta Persei (β Per).
Las variables de Algol sufren eclipses con uno o dos mínimos separados por períodos de luz casi constante. El prototipo de esta clase es Algol en la constelación de Perseo .
Las variables periódicas dobles exhiben un intercambio de masa cíclico que hace que el período orbital varíe de manera predecible durante un período muy largo. El ejemplo más conocido es el V393 Scorpii.
Las variables Beta Lyrae (β Lyr) son binarias extremadamente cercanas, que llevan el nombre de la estrella Sheliak . Las curvas de luz de esta clase de variables eclipsantes cambian constantemente, lo que hace casi imposible determinar el inicio y el final exactos de cada eclipse.
W Serpentis es el prototipo de una clase de binarias adosadas que incluyen una gigante o supergigante que transfiere material a una estrella masiva más compacta. Se caracterizan y se distinguen de los sistemas β Lyr similares por una fuerte emisión de rayos UV desde puntos calientes de acreción en un disco de material.
Las estrellas de este grupo muestran períodos de menos de un día. Las estrellas están tan cerca unas de otras que sus superficies casi están en contacto entre sí.
Las estrellas con planetas también pueden mostrar variaciones de brillo si sus planetas pasan entre la Tierra y la estrella. Estas variaciones son mucho más pequeñas que las observadas en las compañeras estelares y sólo son detectables con observaciones extremadamente precisas. Los ejemplos incluyen HD 209458 y GSC 02652-01324 , y todos los planetas y candidatos a planetas detectados por la Misión Kepler .
