Estrella variable
De los astrónomos modernos, la primera estrella variable fue identificada en 1638 cuando Johannes Holwarda se percató de que Omicron Ceti (más tarde denominada Mira) pulsaba en un ciclo que duraba 11 meses; la estrella había sido anteriormente descrita como una nova por David Fabricius en 1596.
Chi Cygni fue identificada en 1686 por Gottfried Kirch, después R Hydrae en 1704 por Jean-Dominique Maraldi.
Las estrellas variables son analizadas generalmente por medio de fotometría, espectrofotometría y espectroscopia.
Para las variables regulares, el período de variación y su amplitud puede ser muy bien establecido; no obstante, para muchas estrellas variables, estas cantidades pueden variar lentamente con el tiempo, o incluso de un período al siguiente.
Las pulsaciones de las cefeidas se conocen porque son accionadas por oscilaciones en la ionización del helio.
Este sistema de nomenclatura fue desarrollado por Friedrich Argelander, que dio la primera variable previamente no identificada en una constelación de la letra R, la primera letra no utilizada por Bayer.
Estos subgrupos se pueden dividir en varios tipos más específicos, los cuales generalmente obtienen su designación del nombre de la estrella prototípica.
Las estrellas variables son generalmente analizadas mediante la fotometría, la espectroscopía y la fotoespectrometría.
De hecho, la primera variable del tipo binaria eclipsante (prototipo Algol) descubierta en el joven cúmulo abierto Stephenson 1, situado en Lyra, la estrella BD +36 3317, lo fue por dos investigadores del Observatorio Astronómico Norba Caesarina (Cáceres) durante el año 2007.
Algunos científicos consideran las pulsaciones no radiales como un caso especial de pulsación radial, para abarcarlas en un todo; pero lo más conveniente es tenerles como mutuamente excluyentes, ya que generalmente varían con un tipo u otro.
Las estrellas variables pulsantes tienen a veces un solo período bien definido, pero a menudo pulsan simultáneamente con múltiples frecuencias y se requiere un análisis complejo para determinar los diferentes períodos de interferencia.
El estudio del interior de las estrellas utilizando sus pulsaciones se conoce como astrosismología.
En otros casos, la fuerza de recuperación es simplemente gravitatoria y esto se llama un modo-g (g-mode).
Estas son supergigantes pulsantes no radiales de clase espectral Bep a AepIa.
Usualmente llamadas variables Cefeidas, su nombre proviene de la estrella δ Cephei, la primera en ser descubierta.
Su luminosidad está directamente relacionada al período de variación, con una pequeña dependencia en su metalicidad.
Una vez esta relación período-luminosidad es calibrada, puede determinarse la luminosidad de una Cefeida cuyo período sea conocido.
El astrónomo estadounidense Edwin Hubble usó este método para probar que las hasta entonces llamadas nebulosas espirales eran en realidad otras galaxias.
Usualmente muestras muchos períodos superpuestos, que se combinan para formar una curva de luz muy compleja.
Las variables tipo Mira son supergigantes rojas de temperatura moderada que experimentan pulsaciones muy amplias.
En períodos que por lo usual duran muchos meses, pueden aumentar su brillo 2,5 y hasta 11 magnitudes antes de volver a opacarse.
Asimismo, son más antiguas que las Cefeidas; pertenecen a la Población II.
Estas son supergigantes amarillas que alternan entre un mínimo pronunciado o ligero.
Usualmente, estas son supergigantes rojas con poca o ninguna periodicidad.
Varias enanas rojas cercanas son estrellas fulgurantes, como Próxima Centauri y Wolf 359.
Las variables FU Orionis abarcan desde el tipo espectral A hasta el G y posiblemente sean una fase evolutiva de las estrellas T Tauri.
Las variables Orión son estrellas jóvenes y calientes, anteriores a la secuencia principal, normalmente envueltas en nebulosidad.
Otros ejemplos son las hipergigantes Eta Carinae y P Cygni.
Exhiben una líneas espectrales amplias, incluyendo las del helio, nitrógeno, carbono y el oxígeno.
Es recomendable sacar una carta de un programa e identificar las estrellas cercanas y que no tengan mucha variación de magnitud con al variable y anotar su magnitud para hacer la comparación in situ.
