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ESTRELLAS VARIABLES: Tipos y Clasificación

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SN 2011DH - M51 - FERRANDOSN 2011dh, en la famosa galaxia Remolino, M 51 (NGC 5194)

ESTRELLAS VARIABLES
SUS TIPOS Y FAMILIAS

 

Todas las estrellas, al principio y al final de sus vidas pasan por la fase de variable. En efecto, cuando las estrellas son jóvenes, pasan la fase de variablidad denominada T Tauri, y cuando están cerca del final de su vida, pasan por la fase de variable Pulsante. Estas fases de la evolución estelar, son interesantes de estudiar, porque a través de meras observaciones visuales, (es aconsejable completarlas con observaciones de la diferentes longitudes de onda del espectro electromagnético) es posible “construir” modelos físicos que expliquen las variaciones lumínicas observadas.

Una de las cuestiones que nos deben quedar claras a los amateurs, es que los grandes observatorios no pueden ocupar sus noches de observación, en por ejemplo intentar observar un máximo de la estrella SS Cygni, ya que sus máximos son completamente impredecibles. Además, una única observación no sirve para nada, sino que es necesaria, para la confección de curvas de luz, el mayor número de observaciones continuadas. Por contra, en estos grandes observatorios a lo que si se pueden dedicar, y que no está al alcance de los amateurs (por falta de instrumental, medios, etc.), es a la observación de galaxias, quasares, objetos situados en el borde del universo, etc. etc.

Por esta razón. el campo específico de la observación de variables, es una tarea en la que los amateurs tenemos primacía sobre los profesionales, ya que disponemos del instrumental necesario, para el rastreo diario de los cielos, en busca de esa ansiada explosión de alguna variable eruptiva, o ese máximo de luz que no llega de alguna estrella del tipo Mira.

Otra de la cuestiones que debemos tener asumidas los amateurs, es que estas observaciones tienen un verdadero interés científico, ya que por ejemplo, a la Oficina Central de la AAVSO estadounidense, llegan todos los años varias decenas de peticiones de información acerca de las curvas visuales de diferentes tipos de variables, para compararlas con observaciones de esas mismas estrellas , en otras bandas del espectro electromagnético. De hecho, la presidenta de dicha Organización, Janet Mattei, es miembro permanente de la Comisión 27 (Estrellas Variables), de la Unión Astronómica Internacional.
Por todo lo anteriormente expuesto, creo que nos debe quedar muy claro la importancia de las observaciones realizadas por amateurs. También convendría recordar la famosa expresión atribuida a F.W. Argelander, que fue uno de los primeros observadores de variables, e ”inventor” del método de los pasos, usado en la estimación de magnitudes de estrellas variables, que afirmó a mediados del siglo XIX : ”Las únicas observaciones que son inútiles, son las que guardamos en el cajón”.

Y ya, para terminar esta pequeña introducción, es conveniente aclarar que la observación de variables es una labor de conjunto, porque las observaciones de un único ”rastreador de estrellas ” no podrán cubrir por completo a la variable en estudio durante todo el año. Por tanto, espero que estas Instrucciones , sirvan para animar a la mayor cantidad de observadores en ”reposo” que quieran tomar parte activa en la Astronomía, pudiendo aportar así su pequeño grano de arena al desarrollo de esta Ciencia que amamos todos los amigos de Urania.

Hasta fecha reciente, a las variables se las dividía en dos grandes grupos, variables intrínsecas y extrínsecas. A las primeras se las consideraba como verdaderas variables, ya que la bajada o subida en brillo de la variable, lleva aparejados cambios en su espectro, temperatura superficial, diámetro, etc. etc.; por contra, las variables extrínsecas, son aquellas en las que la variación en luz no lleva implícitos cambios en los parámetros anteriormente mencionados.

De acuerdo a las clasificaciones modernas, las estrellas variables se pueden clasificar en seis grandes grupos:

1. Eruptivas
2. Pulsantes
3. Variables de giro (rotación)
4. Cataclísmicas
5. Variables de rayos X
6. Eclipsantes

 

1.- VARIABLES ERUPTIVAS

– Tipo I.
Variables irregulares, con curvas de luz y tipo espectrales, poco conocidos. Forman un conjunto muy heterogéneo.

– Tipo IA : Variables Irregulares de tipo espectrales jóvenes (O- A). Prototipo : BU Tauri (Pleione)
– Tipo IB : Variables irregulares de tipos espectrales tardíos.(F-G y K-M)

– Tipo IN : (Variables tipo Orión) : Variables irregulares conectadas con las nebulosidades visibles en la nebulosa. Variables irregulares conectadas con las nebulosidades visibles en la nebulosa.

Se subdividen en dos tipos :
– Tipo INA
Variables de clases espectrales jóvenes (O-A). Amplitudes pequeñas. Prototipo: T Orionis

– Tipo INB
Variables tipo Orión. de clases espectrales intermedias y tardías (F-M). Prototipo : AH Orionis

– Tipo INT (Variables Oriónidas tipo T Tauri)
Variables Oriónidas con espectros tardíos F-M. El espectro de estas estrellas presenta la característica de que es muy semejante al de la cromosfera solar. Estas variables siempre están conectadas con nebulosidades difusas. Prototipo: T Tauri

– Variables tipo flash (UVN)
Variables conectadas con nebulosidades; se parecen mucho a las variables UV Ceti; clases espectrales tardías. Tienen la propiedad de presentar rápidos flashes. Prototipo : V 389 Orionis

Variables Wolf-Rayet
Estrellas con líneas de emisión del H, He I, C II, O II, etc. Amplitudes típicas de 0,1 magnitudes.

– Tipo IS (Variables irregulares rápidas)
Variables no conectadas con nebulosidades, con amplitudes comprendidas de 0,5 a 1 magnitud. Prototipo : RW Aurigae

– Tipo INT (Variables Oriónidas tipo T Tauri)
Variables Oriónidas con espectros tardíos F-M. El espectro de estas estrellas presenta la característica de que es muy semejante al de la cromosfera solar. Estas variables siempre están conectadas con nebulosidades difusas. Prototipo: T Tauri

– Tipo ISB : Variables irregulares rápidas de tipos espectrales tardíos (F-M).

– Tipo FU Orionis. (Variables Oriónidas tipo FU Orión)
Variables de tipos espectrales del A-G, con emisión. Se caracterizan por tener aumentos de hasta 6 magnitudes, que pueden durar varios meses. Después de estar en el máximo durante décadas, pueden tener caídas rápidas de 1-2 mgs. Prototipo: FU Orionis

– Tipo UV Ceti o estrellas “FLARE”
Enanas con líneas de emisión en su espectro (dMe). Estas estrellas presentan fulguraciones luminosas, con amplitudes de 1 a 6 magnitudes, que se cree sean parecidas a las solares. La amplitud de la fulguración, es todavia mayor en UV. El máximo de luz se alcanza en segundos, volviendo a su magnitud original en cuestión de decenas de minutos. Por ejemplo, UV Ceti en una ocasión, aumentó su brillo 6 magnitudes en menos de 1 minuto. Prototipo : UV Ceti, Proxima Centauri, V 371 Orionis.

– Variables tipo R Corona Borealis
Estrellas de alta luminosidad, de clases espectrales tardías F-K, caracterizadas por caídas no periódicas en magnitud, de diferentes amplitudes (1-9 magnitudes), y con una gran diversidad de períodos ( de días a cientos de ellos). Permanecen en el máximo durante años, cayendo en el transcurso de unos pocos días en sus mínimos característicos. En esta fase, aparecen en su espectro líneas de emisión de elementos metálicos, con muy poca presencia de líneas del hidrógeno.Prototipo : R Corona Borealis

R CRB light curve - AAVSOCurva de luz R CRB 2000-2012, mostrando el profundo mínimo en el que se encuentra desde mediados de 2007

2 – VARIABLES PULSANTES
– Variables Pulsantes Cefeidas de Largo Período.
Variables periódicas pulsantes de gran luminosidad (clases espectrales Ib-II), con períodos de 1 a 135 días, con variaciones de 0,1 a 2 magnitudes. El período y la forma de su curva de luz son siempre constantes. Las clases espectrales son el máximo de luz tipo F y en el mínimo G-K. Se conocen varios miles tanto en nuestra galaxia, como en galaxias externas. Cumplen la famosa ley período-luminosidad. Variación típica de 0,5 magnitudes. Prototipo : :Delta Cephei

– Variables pulsantes del tipo W Virginis
Variables pulsantes con períodos de 0,8 a 35 días, y amplitudes de 0,3 a 1,2 magnitudes. Son menos luminosas que las cefeidas clásicas. Prototipo : W Virginis

– Variables pulsantes de corto período (Variables tipo RR Lyra)
Variables que tienen las propiedades y características de las cefeidas, pero con períodos de variación comprendidos entre 0,2 a 1,2 días; sus clases espectrales son generalmente A, con variaciones de 0,2 a 2 magnitudes. La mayoría de estas estrellas, pertenecen al componente esférico de la galaxia, estando muchas de ellas localizadas en cúmulos globulares. Como dato curioso, conviene resaltar el gran número de estrellas de este tipo que tienen un período equivalente a 13 horas. Prototipo : RR Lyrae

– Variables tipo RV Tauri
Estrellas supergigantes de alta luminosidad, con la misma relación espectro-período que las cefeidas . Amplitudes no superiores a 3 magnitudes. Son de tipos espectrales F-G en el máximo de luz, y K-M en el mínimo. Tienen la característica de que presentan dos curvas de luz iguales, tanto en su máximo como en su mínimo de luz. Los períodos entre dos mínimos correlativos, son de 30-150 días. Prototipo : RV Tauri

– Variables tipo Beta Cephei
Variables con amplitudes de 0,01 a 0,3 magnitudes. Períodos muy cortos, de 0,1 a 0,6 días. El espectro característico de este tipo de variables, es O8-B6 (I-V). Como dato curioso, conviene resaltar que al contrario de lo que acontece en las variables cefeidas, el máximo de luz corresponde a la fase en que la estrella tiene su radio mínimo. Prototipo : Beta Cephei

– Variables tipo Delta Scuti
Variables con amplitudes que no exceden de 0,003 a 0,9 mgs.. Períodos de 0,01 a 0,2 días. Tipos espectrales A0-F5 (III-V). Se asemejan mucho a las cefeidas enanas. Prototipo : Delta Scuti

– Variables pulsantes de Largo Período (Variables tipo MIRA)
Variables gigantes con períodos de 80 a 1.000 días, y amplitudes de 2,5 a 11 magnitudes. En función del espectro de la variable, se pueden clasificar en los siguientes subtipos :
– Variables tipo M
Se conocen varios miles; sus amplitudes varían de 4 a 10 magnitudes, estando caracterizado su espectro, en el máximo de luz, por bandas de óxido de titanio y bandas de emisión de hidrógeno. Prototipo : Omicron Ceti (Mira Ceti)

Mira Ceti light curve - AAVSOCurva de luz 2005-2012 . Mira Ceti.

– Variables tipo S.
Se conocen varias decenas de miembros. Períodos comprendidos entre 200-600 días. Bandas espectrales de óxido de zirconio. Prototipo : R Camelopardalis

– Variables tipo N.
Se conocen varias decenas de miembros . Amplitudes medias de 4 magnitudes, con períodos de 250 a 580 días, estando una gran mayoría de ellas, en un período cercano a los 425 días. Bandas espectrales de carbono e hidrocarburos. Prototipo: R Leporis

– Variables pulsantes Semirregulares
Estrellas gigantes y supergigantes de evolución media y tardía, con períodos que varían de 20 a 2.000 días. Sus curvas de luz son muy diversas, no excediendo sus amplitudes de 1-2 magnitudes. Se clasifican en varios tipos :

– Semirregulares tipo SRa
Gigantes de espectros tardíos. Variaciones de luz menores de 2,5 magnitudes. Períodos de 35 a 1.200 días. Muchas de estas estrellas se parecen a las variables tipo Mira, aunque no pueden ser consideradas como tales, debida a su pequeña variación lumínica.

– Semirregulares tipo SRb
Gigantes de tipos espectrales tardíos, aunque presentando a diferencia de las SRa unas periodicidades muy relativas, ya que es muy díficil determinar sus máximos y mínimos, debido a la diferente duración de sus ciclos. Prototipo : RR Corona Borealis

– Semirregulares tipo SRc
Supergigantes de clases espectrales tardías, representantes del componente plano de la galaxia. Amplitudes de 1 magnitud, y períodos de 30 a varios miles de días. Prototipo : Mu Cephei

– Semirregulares tipo SRd
Supergigantes de los tipos espectrales F, G y K. Amplitudes de 0,1 a 4 magnitudes. Períodos de 30 a 1.100 días. Prototipo : S Vulpeculae

– Variables ZZ Ceti
Enanas blancas que varían en luz, con amplitudes que van de 0,001 a 0,2 magnitudes, y períodos de 30 segundos a 25 minutos.

3.- VARIABLES DE ROTACIÓN
Estrellas variables, cuya variabilidad es causada por la rotación de la estrella con respecto al observador. La superficie de la estrella presenta extensos campos de manchas, que se suponen sean los causantes de las variaciones lumínicas. Se pueden subdividir en :

– Variables tipo Alfa Canum Venaticorum (Variables magnéticas)
Estrellas de la secuencia principal con espectros B8p-A7p, con líneas anómalas e intensas en su espectro de silicio, estroncio y cromo. Los períodos de variación de luz, van de 1 a 25 días, no excediendo la variación en luz, de 0,01 a 0,1 magnitudes. Las estrellas de este tipo poseen intensos campos magnéticos. Prototipo : Alfa Canes Venaticorum

– Variables tipo FK Coma
Estrellas gigantes de rotación rápida de tipos espectrales G y K. Se sospecha sean sistemas binarios. Sus amplitudes son de varias décimas de magnitud, con períodos de varios días. Prototipo : FK Comae

– Variables tipo BY Draconis.
Estrellas enanas de tipos espectrales tardíos dKe-dMe, con períodos de 1 a 120 días, y amplitudes de varias décimas a 0,5 magnitudes. Las variaciones lumínicas se supone sean producidas por la rotación de la estrella, provocando que las manchas y la actividad cromosférica afecte a la luminosidad total de la estrella. Prototipo : BY Draconis

4.- VARIABLES CATACLISMICAS
Estrellas variables que muestran explosiones de brillo, causados por procesos termonucleares en la superficie de las estrellas (Novas), o en su interior (SN). También pueden ser producidos por inestabilidades de los discos de acrección que rodean a alguna de las estrellas del sistema (Novas enanas y Z Andrómeda).
Se subdividen en los siguientes tipos :

– Supernovas
Estrellas que aumentan de brillo, con una ganancia de hasta 20 magnitudes o más. Sus curvas de luz, son semejantes a las de las novas, aunque en su espectro las rayas de emisión son mucho más anchas. La velocidad de expansión de los gases, es de varios miles de Kms/sg.
Dos tipos en función de su luminosidad y espectro :
– SN Tipo I
Líneas de absorción del Ca, Si, pero no de H. Durante los 20-30 primeros días después de la explosión, bajan 0,1 magnitudes por día; a partir de ese momento, la caída en luz se estabiliza en un valor de 0,014 magnitudes por día. Son enanas blancas que “explotan”.
– SN Tipo II.
Líneas del H y otros elementos en su espectro. La envoltura consiste principalmente de H y He. De 40 a 100 días despúes del máximo, la caída del brillo es de 0,1 magnitudes por día. Son estrellas masivas que explotan al final de su vida, despúes de la fase de producción de elementos pesados.

– Novas
Binarias próximas con períodos orbitales de 0,05 a 230 días. Uno de los componentes del sistema, es siempre una enana caliente, y la otra una estrella subgigante. Durante períodos que pueden ir de varias docenas a cientos de días, el sistema aumenta súbitamente de brillo con una amplitud de 7 a 19 magnitudes, volviendo lentamente a su magnitud original en el transcurso de varios meses, años o décadas. Son observables pequeños eclipses durante su fase de quietud .
El espectro de las Novas en su máximo de luz, es parecido a una estrella luminosa de tipo A-F . Algunas Novas son también variables eclipsantes. De acuerdo con sus variaciones lumínicas, las Novas se subdividen en : Na (rápidas), Nb (lentas), Nc (muy lentas) y Nr (recurrentes).
– Na
Novas típicas de rápido desarrollo caracterizadas por rápidos incrementos de brillo , con una amplitud de 3 magnitudes y con un período de 100 días o menos después de su máximo. Prototipo : GK Persei (Nova Persei 1901)
– Nb
Novas lentas con bajada en brillo de 3 magnitudes a los 150 días de su máximo.Prototipo : RR Pictoris (Nova Pictoris 1925
– Nc
Novas de desarrollo muy lento, permaneciendo en su máximo durante años, volviendo a su magnitud original después de varios años de alcanzar el máximo. Este tipo de novas pueden experimentar unas subidas en brillo, de hasta 10 magnitudes. Prototipo: RT Serpentis (Nova Serpens 1910)
– Nr
Novas recurrentes, diferenciándose únicamente de las novas clásicas, en que sus explosiones se producen con cierta periodicidad. Los intervalos entre explosiones pueden estar comprendidos entre 10-80 años. Prototipo : T Corona Borealis (Nova Corona Borealis 1866/1966)

– Variables tipo Z Andromeda ( estrellas simbióticas)
Binarias cercanas, siendo uno de los componentes una estrella caliente, la otra una estrella evolucionada, estando rodeado el sistema por una envoltura de gases, excitada por la radiación de la estrella caliente. La amplitud de luz, es como máximo de 4 magnitudes. Prototipo : Z Andromedae

– Variables tipo U Geminorum (Novas enanas)
Sistemas binarios cercanos compuestos por una estrella enana o subgigante de los tipos espectrales K-M, que rellena su lóbulo de Roche, y una enana blanca rodeada por un disco de acrección. Los períodos orbitales van de 0,05 a 0,5 días.
En estos sistemas de producen de vez en cuando, súbitos aumentos del brillo de varias magnitudes, volviendo a su magnitud en reposo, despúes de varios días. Los intervalos entre explosiones varían para cada estrella, aunque estos sistemas tienen un período medio entre explosiones, cumpliendo la relación de que contra más largo es el intervalo entre explosiones, más grande es la amplitud visual de la subida en brillo.
En función de su curva de luz, las variables del tipo U Geminorum, se subdividen en tres tipos : SS Cygni, SU Uma y Z Cam.
UGSS.
Variables tipo SS Cygni. Incrementos en brillo de 2 a 6 magnitudes en 1-2 días, volviendo en varios días a su magnitud original. Sus ciclos varían de 10 a varios miles de días. Prototipo: SS Cygni

SS Cygni light curve -  AAVSO

Curva de Luz 2010-2012. SS Cyg

UG SUUMA
Variables tipo novas enanas. Muestras explosiones ciclicas, pero a diferencia de las UGSS, estos sistemas presentan de vez en cuando supermáximos en el que alcanzan de 1 a 2 magnitudes por encima del brillo normal, estando durante más tiempo en el máximo, los denominados superoutburst. Prototipo : SU Ursae Majoris.

SU Uma light curve - AAVSO

Curva de Luz 2010-2012 SU Uma, presentando sus característicos supermáximos

UGZ
Variables tipo Z Camelopardalis. Muestras explosiones ciclicas, pero a diferencia de las UGSS, estos sistemas presentan extensos períodos de tiempo, durante los cuales el sistema se mantiene en una magnitud constante. Estos períodos se mezclan con otros en los que la estrella, tiene un comportamiento completamente errático. Amplitudes de 2 a 5 magnitudes. Prototipo : Z Camelopardalis.

Z Cam light curve - AAVSO

Curva de Luz 2011-2012, Z Cam,
presentando sus característicos estados de “plateau” que pueden durar varios meses

5.- ESTRELLAS VARIABLES BINARIAS DE RAYOS X
Estrellas binarias cercanas que son emisoras de rayos X, y que no se pueden englobarse en los tipos descritos anteriormente. Uno de los componentes, es un objeto caliente y compacto del tipo Agujero Negro, Estrella neutrónica (Pulsar) ó Enana Blanca. Las emisiones de rayos X se originan al caer materia de la estrella normal al disco de acrección que rodea al objeto compacto.
Hay varios subtipos, siendo los más importantes :
– XB Estrellas variables con explosiones de rayos X
– XP Estrellas variable de rayos X, siendo uno de los componentes una estrella neutrónica.
– XPRM
Estrellas variables de rayos X, siendo uno de los componentes una enana tardía (dK-dM), y el otro un pulsar con un potente campo magnético. Subidas en brillo de 3 magnitudes. Prototipo : AM Herculis

6.- ECLIPSANTES

– Eclipsantes Algólidas.
Variables eclipsantes con curvas de luz y amplitudes fijas. En estas variables es posible determinar el comienzo y final de su ciclo de eclipses. Los períodos conocidos van de 0,2 a 10.000 días, y sus amplitudes son de varias magnitudes. El mínimo secundario no existe. La estrella prototipo de esta clase, Beta Persei (Algol) fue la primera variable eclipsante descubierta, ya que en 1667 el matemático italiano Montanari observó por primera vez las irregularidades luminosas de esta estrella. Prototipo : Beta Persei (Algol)

– Eclipsantes tipo Beta Lyrae
Variables eclipsantes en las que no es posible especificar el momento en el cual, el eclipse comienza o finaliza. Por contra, sí es observable un mínimo secundario. Los períodos exceden generalmente de un día, y las variaciones de luz no exceden de 2 magnitudes. Tipos espectrales poco evolucionados (B-A). Prototipo : Beta Lyrae

– Eclipsantes tipo W Uma
Variables con períodos menores de 1 día. Son sistemas binarios en los cuales las estrellas están casi en contacto, compartiendo ambas estrellas una envoltura común. No es posible determinar principio y final de sus eclipses. Amplitudes menores de 0,8 magnitudes. Tipos espectrales F-G y más evolucionados. Prototipo : W Ursae Majoris.

 

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