Una estrella variable es una estrella cuyo brillo, visto desde la Tierra (su magnitud aparente ), cambia sistemáticamente con el tiempo. Esta variación puede deberse a un cambio en la luz emitida o a algo que bloquea parcialmente la luz, por lo que las estrellas variables se clasifican como: [1]
Muchas estrellas, posiblemente la mayoría, exhiben al menos alguna oscilación en su luminosidad: la producción de energía del Sol , por ejemplo, varía alrededor de un 0,1% a lo largo de un ciclo solar de 11 años . [2]
Un antiguo calendario egipcio de días afortunados y desafortunados compuesto hace unos 3.200 años puede ser el documento histórico más antiguo conservado del 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 narraciones 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 observó 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 las estrellas variables contribuyó a la revolución astronómica de los siglos XVI y principios del XVII.
La segunda estrella variable que se describió fue la variable eclipsante Algol, por Geminiano Montanari en 1669; John Goodricke dio la explicación correcta de su variabilidad en 1784. Chi Cygni fue identificada 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 se hizo posible identificar estrellas variables por medio de la fotografía.
En 1930, la astrofísica Cecilia Payne publicó el libro The Stars of High Luminosity [9] , en el que realizó numerosas observaciones de estrellas variables, prestando especial atención a las variables cefeidas . [10] Sus análisis y observaciones de estrellas variables, realizados con su marido, Sergei Gaposchkin, sentaron las bases de todo el trabajo posterior sobre el tema. [11]
La última edición del Catálogo General de Estrellas Variables [12] (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 más comunes de variabilidad implican cambios en el brillo, pero también se producen 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 suelen ser capaces de explicar por qué una estrella en particular es variable.
Las estrellas variables se analizan generalmente mediante fotometría , espectrofotometría y espectroscopia . Las mediciones de sus cambios de brillo se pueden representar gráficamente para producir curvas de luz . En el caso de las estrellas variables regulares, el período de variación y su amplitud se pueden establecer muy bien; sin embargo, en el caso de muchas estrellas variables, estas cantidades pueden variar lentamente con el tiempo, o incluso de un período al siguiente. Los picos de brillo en la curva de luz se conocen como máximos, mientras que los valles se conocen como mínimos.
Los astrónomos aficionados pueden realizar estudios científicos útiles sobre las estrellas variables comparando visualmente la estrella con otras estrellas dentro del mismo campo de visión telescópico , cuyas magnitudes son conocidas y constantes. Al estimar la magnitud de la variable y anotar el momento de la observación, se puede construir una curva de luz visual. La Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables recopila dichas 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 tomar fotografías de un disco estelar, ya que pueden mostrar manchas más oscuras en su superficie.
La combinación de curvas de luz con datos espectrales a menudo proporciona una pista sobre los cambios que ocurren en una estrella variable. [13] Por ejemplo, la evidencia de una estrella pulsante se encuentra en su espectro cambiante porque su superficie se mueve periódicamente hacia y desde nosotros, con la misma frecuencia que su brillo cambiante. [14]
Alrededor de dos tercios de todas las estrellas variables parecen estar pulsando. [15] En la década de 1930, el astrónomo Arthur Stanley Eddington demostró que las ecuaciones matemáticas que describen el interior de una estrella pueden conducir a inestabilidades que hacen que una estrella pulse. [16] El tipo más común de inestabilidad está relacionado con las oscilaciones en el grado de ionización en las capas externas y convectivas de la estrella. [17]
Cuando la estrella está en la fase de hinchamiento, sus capas externas se expanden, lo que hace que se enfríen. Debido a la disminución de la temperatura, el grado de ionización también disminuye. Esto hace que el gas sea más transparente y, por lo tanto, le resulta más fácil a la estrella irradiar su energía. Esto, a su vez, hace que la estrella comience a contraerse. Al comprimirse, el gas se calienta y el grado de ionización aumenta nuevamente. Esto hace que el gas sea más opaco y la radiación queda temporalmente capturada en el gas. Esto calienta aún más el gas, lo que hace que se expanda nuevamente. De esta manera, se mantiene un ciclo de expansión y compresión (hinchazón y contracción). [ cita requerida ]
Se sabe que la pulsación de las cefeidas es impulsada por oscilaciones en la ionización del helio (de He ++ a He + y nuevamente a He ++ ). [18]
En una constelación dada, las primeras estrellas variables descubiertas fueron designadas con las letras R a Z, p. ej., R Andromedae . Este sistema de nomenclatura fue desarrollado por Friedrich W. Argelander , quien le dio a la primera variable previamente sin nombre en una constelación la letra R, la primera letra no utilizada por Bayer . Las letras RR a RZ, SS a SZ, hasta ZZ se utilizan para los siguientes descubrimientos, p. ej., RR Lyrae . Los descubrimientos posteriores utilizaron las 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 suelen recibir 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 expanden y se encogen, lo que afecta su brillo y espectro. Las pulsaciones generalmente se dividen en: radiales , donde toda la estrella se expande y se encoge como un todo; y no radiales, donde una parte de la estrella se expande mientras que otra parte se encoge.
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 sobretono que es una frecuencia más alta, correspondiente a un período más corto. Las estrellas variables pulsantes a veces tienen un solo 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, lo que causa una variación aleatoria, denominada estocástica . El estudio de los interiores estelares utilizando sus pulsaciones se conoce como asterosismología .
La fase de expansión de una pulsación es causada por el bloqueo del flujo de energía interna 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 un 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 generalmente pulsan solo en uno de estos modos.
Este grupo consta de varios tipos de estrellas pulsantes, todas ellas situadas en la franja de inestabilidad , que se hinchan y encogen con mucha regularidad debido a la resonancia de masa de la propia estrella , generalmente por la frecuencia fundamental . En general, se cree que el mecanismo de válvula de Eddington para las estrellas variables pulsantes explica las pulsaciones similares a las 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 las distancias a las galaxias dentro del Grupo Local y más allá. Edwin Hubble utilizó este método para demostrar que las llamadas nebulosas espirales son, de hecho, galaxias distantes.
Las cefeidas reciben el nombre de Delta Cephei , mientras que una clase completamente separada de variables recibe el nombre de Beta Cephei .
Las cefeidas clásicas (o variables Delta Cephei) son supergigantes amarillas de población I (jóvenes, masivas y luminosas) que experimentan 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 , la primera representante conocida de la clase de variables cefeidas. Sin embargo, la homónima de las cefeidas clásicas es la estrella Delta Cephei , descubierta como variable por John Goodricke unos meses después.
Las Cefeidas de Tipo II (históricamente llamadas estrellas W Virginis) tienen pulsaciones de luz extremadamente regulares y una relación de luminosidad muy similar a las variables Cefeidas δ, por lo que inicialmente se las confundió con esta 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 entre el período y la luminosidad ligeramente desfasada, 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 de tipo I, pertenecientes a la Población II , pero de menor masa que las cefeidas de tipo II. Debido a su aparición común en cúmulos globulares , a veces se las 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.
Las variables Delta Scuti (δ Sct) son similares a las cefeidas, pero mucho más débiles y con períodos mucho más cortos. Antiguamente se las conocía 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 (0,3 % a aproximadamente 130 % de cambio en la luminosidad) 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. Presentan fluctuaciones en su brillo del orden de 0,7 de magnitud (alrededor del 100% de cambio en la luminosidad) aproximadamente cada 1 a 2 horas.
Estas estrellas son de tipo espectral A o, en ocasiones, F0, una subclase de las variables δ Scuti que se encuentran en la secuencia principal. Presentan 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 y evolucionadas que pulsan con períodos que varían desde semanas hasta varios años.
Las variables Mira son gigantes rojas de la rama asintótica de los gigantes (AGB). A lo largo de períodos de muchos meses, se atenúan y aumentan de brillo entre 2,5 y 11 magnitudes , un cambio de 6 a 30.000 veces en luminosidad. 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 salida de energía entre lo visual y el infrarrojo a medida que cambia la temperatura de la estrella. En unos pocos casos, las variables Mira muestran cambios dramáticos en el período a lo largo de un período de décadas, que se cree que están relacionados con el ciclo de pulso térmico de las estrellas AGB más avanzadas.
Se trata de gigantes rojas o supergigantes . Las variables semirregulares pueden mostrar un período definido en ocasiones, pero con mayor frecuencia muestran variaciones menos definidas que a veces pueden resolverse en múltiples períodos. Un ejemplo bien conocido de una variable semirregular es Betelgeuse , que varía de magnitudes de aproximadamente +0,2 a +1,2 (un cambio de luminosidad de un factor de 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 múltiples períodos, pero otras pueden ser simplemente caóticas.
Muchas estrellas gigantes y supergigantes rojas variables muestran variaciones a lo largo de varios cientos o miles de días. El brillo puede variar en varias magnitudes, aunque a menudo es mucho menor, ya que las variaciones primarias más rápidas se superponen. Las razones de este tipo de variación no se comprenden con claridad, y se atribuyen a pulsaciones, binariedad y rotación estelar. [19] [20] [21]
Las variables Beta Cephei (β Cep) (a veces llamadas variables Beta Canis Majoris , especialmente en Europa) [22] experimentan pulsaciones de período corto en el orden de 0,1 a 0,6 días con una amplitud de 0,01 a 0,3 magnitudes (cambio de luminosidad del 1 % al 30 %). Son más brillantes durante la contracción mínima. Muchas estrellas de este tipo presentan múltiples períodos de pulsación. [23]
Las estrellas B de pulsación lenta (SPB) son estrellas calientes de la secuencia principal ligeramente menos luminosas que las estrellas Beta Cephei, con períodos más largos y amplitudes mayores. [24]
El prototipo de esta clase rara 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 del GCVS. Son pulsadores de modo p . [25]
Las estrellas de esta clase son supergigantes de tipo Bp con un período de 0,1 a 1 día y una amplitud de magnitud 0,1 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 .
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. Superpuestas a esta variación, pueden existir variaciones a largo plazo durante períodos de varios años. Sus espectros son de tipo F o G en la luminosidad máxima y de tipo K o M en el brillo mínimo. Se encuentran cerca de la franja de inestabilidad, son más frías que las cefeidas de tipo I y más luminosas que las de tipo II. Sus pulsaciones están 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 de pulsación no radial de clases espectrales B ep a A ep Ia. 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.
Las variables Gamma Doradus (γ Dor) son estrellas de secuencia principal que pulsan de forma no radial y pertenecen a clases espectrales desde F hasta finales de A. 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; [26] las estrellas DBV o V777 Her , con atmósferas dominadas por helio y el tipo espectral DB; [27] y las estrellas GW Vir , con atmósferas dominadas por helio, carbono y oxígeno. Las estrellas GW Vir pueden subdividirse en estrellas DOV y PNNV . [28] [29]
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 la convección en sus capas externas. El término oscilaciones similares a las solares se utiliza para describir las 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 asterosismología .
Un pulsador azul de gran amplitud (BLAP) es una estrella pulsante caracterizada por cambios de magnitudes de 0,2 a 0,4 con períodos típicos de 20 a 40 minutos.
Una supergigante amarilla pulsante rápida (FYPS, por sus siglas en inglés) es una supergigante amarilla luminosa con pulsaciones más cortas que un día. Se cree que han evolucionado más allá de una fase de supergigante roja, pero se desconoce el mecanismo de las pulsaciones. La clase recibió su nombre en 2020 a través del análisis de las observaciones de TESS . [30]
Las estrellas variables eruptivas presentan 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 fenómenos explosivos.
Las protoestrellas son objetos jóvenes que aún no han completado el proceso de contracción desde una nebulosa de gas hasta convertirse en 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 grupos de polvo y gas que orbitan en los discos circunestelares.
Las variables de Orión son estrellas jóvenes y calientes de la presecuencia principal, generalmente envueltas 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 a cúmulos de polvo y gas que orbitan en los discos circunestelares.
Estas estrellas residen en nebulosas de reflexión y muestran aumentos graduales de 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 2,5 magnitudes (diez veces más tenues) durante un período de once años. Las variables 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 lo que la variabilidad debida a erupciones y pérdida de masa es bastante común entre las estrellas gigantes y supergigantes.
También conocidas como variables S Doradus , las estrellas más luminosas conocidas pertenecen a esta clase. Algunos ejemplos son las hipergigantes η Carinae y P Cygni . Tienen una pérdida de masa permanente y elevada, 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 permanece prácticamente inalterada. Las erupciones gigantes observadas en algunas LBV sí aumentan la luminosidad, tanto que se las ha etiquetado como impostoras de supernovas , y pueden ser un tipo diferente de evento.
Estas estrellas masivas evolucionadas son inestables debido a su alta luminosidad y posición por encima de la franja de inestabilidad, y presentan cambios fotométricos y espectroscópicos lentos pero a veces grandes debido a la gran pérdida de masa y a erupciones ocasionales más grandes, combinadas con una variación secular en una escala de tiempo observable. El ejemplo más conocido es Rho Cassiopeiae .
Aunque se las clasifica como variables eruptivas, estas estrellas no experimentan aumentos periódicos de brillo. En cambio, pasan la mayor parte del tiempo en su brillo máximo, pero a intervalos irregulares se apagan repentinamente en magnitudes 1-9 (2,5 a 4000 veces más tenues) antes de recuperar su brillo inicial en meses o años. La mayoría se clasifican como supergigantes amarillas por su luminosidad, aunque en realidad son estrellas post-AGB, pero hay estrellas gigantes rojas y azules R CrB. 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.
Las estrellas Wolf-Rayet de población I clásica son estrellas calientes y masivas que a veces muestran variabilidad, probablemente debido a varias causas diferentes, incluidas interacciones binarias y cúmulos de gas giratorios alrededor de la estrella. Presentan espectros de líneas de emisión amplios 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 línea de emisión de clase B, de rotación rápida y no supergigantes que fluctúan irregularmente en hasta 1,5 magnitudes (cambio de 4 veces en la luminosidad) 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 variabilidad eruptiva importante es excepcional. Es común solo entre las estrellas de fulgor , también conocidas como variables UV Ceti , estrellas de la secuencia principal muy débiles que experimentan fulgores regulares. Aumentan su brillo hasta dos magnitudes (seis veces más brillantes) en apenas unos segundos, y luego vuelven a su brillo normal en media hora o menos. Varias enanas rojas cercanas son estrellas de fulgor, 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 se ven potenciadas por la presencia de su compañera cercana. La variabilidad varía 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, siendo uno de los eventos más energéticos del universo. Una supernova puede emitir brevemente tanta energía como una galaxia entera , aumentando su brillo en más de 20 magnitudes (más de cien millones de veces más brillante). La explosión de una supernova es causada por una enana blanca o un núcleo estelar que alcanza un cierto límite de masa/densidad, el límite de Chandrasekhar , lo que hace 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 son expulsadas a velocidades de muchos miles de kilómetros por segundo. La materia expulsada puede formar nebulosas llamadas remanentes de supernova . Un ejemplo bien conocido de este tipo de nebulosa es la Nebulosa del Cangrejo , un remanente de una supernova observada 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 en un agujero negro .
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 fusionable a partir de las cenizas de fusión. Este núcleo de hierro es empujado hacia el límite de Chandrasekhar hasta que lo sobrepasa y, por lo tanto, colapsa. Una de las supernovas de este tipo más estudiadas es la SN 1987A en la Gran Nube de Magallanes .
Una supernova también puede ser el resultado de la transferencia de masa de una estrella compañera de un sistema estelar doble a una enana blanca . El límite de Chandrasekhar se supera con la materia que cae sobre ella. La luminosidad absoluta de este último tipo está relacionada con las propiedades de su curva de luz, de modo que estas supernovas se pueden utilizar para establecer la distancia a otras galaxias.
Las novas rojas luminosas son explosiones estelares causadas por la fusión de dos estrellas. No están relacionadas con las novas clásicas . Tienen un aspecto rojo característico y una decadencia muy lenta después de la explosión 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 a partir del inicio repentino de la fusión termonuclear, que bajo ciertas condiciones de alta presión ( materia degenerada ) se acelera explosivamente. Se forman en sistemas binarios cercanos , uno de los componentes es una enana blanca que acrecienta materia del otro componente estelar ordinario, y pueden repetirse 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 segunda magnitud.
Las novas enanas son estrellas dobles que incluyen una enana blanca y en las que la transferencia de materia entre los componentes da lugar a explosiones periódicas. Existen tres tipos de novas enanas:
Los sistemas DQ Herculis son sistemas binarios en interacción en los que una estrella de baja masa transfiere masa a una enana blanca altamente magnética. El período de giro de la enana blanca es significativamente más corto que el período orbital de la binaria y, a veces, se puede detectar como una periodicidad fotométrica. Generalmente, alrededor de la enana blanca se forma un disco de acreción, pero sus regiones más internas son 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 acrecienta. 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 con ella cerca de un polo magnético. La radiación ciclotrónica emitida desde la región de acreción puede causar 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. Experimentan erupciones similares a las de una nova con amplitudes de hasta 4 magnitudes. El prototipo de esta clase es Z Andromedae .
Las variables AM CVn son sistemas binarios simbióticos en los 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 rotatorias y estrellas eclipsantes.
Las estrellas con manchas solares de gran tamaño pueden mostrar variaciones significativas en su brillo a medida que giran, y se pueden ver áreas más brillantes de su superficie. También se producen manchas brillantes en los polos magnéticos de las estrellas magnéticas. Las estrellas con formas elipsoidales también pueden mostrar cambios en su brillo a medida que presentan áreas variables de su superficie al observador. [31]
Se trata de sistemas binarios muy cercanos, cuyos componentes no son esféricos debido a su interacción con las mareas. A medida que las estrellas rotan, el área de su superficie que se muestra 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 zonas más oscuras y más brillantes (como las manchas solares ). La cromosfera de la estrella también puede variar en brillo. A medida que la estrella gira, observamos variaciones de brillo de algunas décimas de magnitud.
Estas estrellas rotan extremadamente rápido (~100 km/s en el ecuador ), por lo que tienen forma elipsoidal . Son (aparentemente) estrellas gigantes individuales con tipos espectrales G y K y muestran fuertes líneas de emisión cromosféricas . 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 un sistema binario (de contacto) . [34]
Las estrellas Draconis son de clase espectral K o M y varían en menos de 0,5 magnitudes (70% de cambio en 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 magnitudes 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 púlsar del Cangrejo .
Las variables extrínsecas tienen variaciones en su brillo, tal como las ven los observadores terrestres, debido a alguna fuente externa. Una de las razones más comunes para esto es la presencia de una estrella compañera binaria, de modo que las dos juntas forman una estrella binaria . Cuando se observa desde ciertos ángulos, una estrella puede eclipsar a la otra, causando una reducción en el brillo. Una de las binarias eclipsantes más famosas es Algol , o Beta Persei (β Per).
Las variables 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 presentan un intercambio cíclico de masa que hace que el período orbital varíe de manera predecible a lo largo de un período muy largo. El ejemplo más conocido es V393 Scorpii.
Las variables Beta Lyrae (β Lyr) son sistemas binarios extremadamente cercanos, que reciben su nombre de la estrella Sheliak . Las curvas de luz de esta clase de variables eclipsantes cambian constantemente, lo que hace que sea casi imposible determinar el inicio y el final exactos de cada eclipse.
W Serpentis es el prototipo de una clase de sistemas binarios semidesprendidos que incluyen una estrella gigante o supergigante que transfiere material a una estrella masiva más compacta. Se caracterizan, y se distinguen de los sistemas β Lyr similares, por la fuerte emisión ultravioleta de los puntos calientes de acreción en un disco de material.
Las estrellas de este grupo presentan períodos inferiores a un día. Están tan próximas entre sí que sus superficies están casi en contacto.
Las estrellas con planetas también pueden mostrar variaciones de brillo si sus planetas pasan entre la Tierra y la estrella. Estas variaciones son mucho menores que las observadas con compañeros estelares y solo son detectables con observaciones extremadamente precisas. Algunos ejemplos incluyen HD 209458 y GSC 02652-01324 , y todos los planetas y candidatos a planeta detectados por la Misión Kepler .
