Estrellas variables

    La mayoría de las estrellas tienen una luminosidad prácticamente constante. El Sol, nuestra estrella más cercana, es un buen ejemplo de esos astros que experimentan poca variación (usualmente sólo un 0.1% dentro de su ciclo solar, que dura 11 años). Sin embargo, muchas otras estrellas experimentan variaciones significativas de luminosidad, por lo cual son conocidas como estrellas variables. Éstas pueden ser intrínsecas o extrínsecas.

    Estrellas variables intrínsecas: son aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos:

    Variables pulsantes:  

    La luminosidad, temperatura superficial y espectro cambian debido a una expansión y contracción periódica ( cambia de tamaño ), intentando alcanzar el equilibrio entre la fuerza de la gravedad que tiende a contraer a la estrella y la presión de radiación e hidrostática que tiende a su expansión, comportándose como un oscilador armónico. La estrella es más brillante cuando se expande a mayor velocidad, y presenta su mínimo brillo cuando su contracción es más rápida.  Las pulsaciones se originan por la variación de la velocidad a la que la radiación puede escapar de la estrella. Esta categoría puede dividirse en:
    Estrella variable Alfa Cygni:  Son estrellas supergigantes de tipos espectrales B o A. El prototipo de estas variables es Deneb (α Cygni), cuyo brillo fluctúa entre magnitud +1,21 y +1,29.
   Estrella variable Beta Cephei: La variaciones en su brillo es debido a pulsaciones en la superficie de la estrella. El arquetipo de estas variables, la estrella Beta Cephei, a la que deben su nombre, presenta una oscilación en su brillo de magnitud aparente +3,16 a +3,27 con un período de 4,57 horas. 

   Estrella variable Delta Cephei: La luminosidad varía rítmicamente con un período muy regular. El arquetipo de estas variables es la estrella Delta Cephei. Las modulaciones de luminosidad que presenta durante todo el ciclo suelen estar comprendidas entre un mínimo de 0,35 y un máximo de 1,5 magnitudes. Esta categoría puede dividirse en:

        Estrella variable W Virginis:  Típicamente tienen 1,5 magnitudes menos que las cefeidas clásicas. Su masa es inferior a la masa solar, por lo que están claramente en un estado evolutivo diferente. Tienen períodos de aproximadamente 10 - 20 días y son comunes en cúmulos globulares y en el halo galáctico. Su máximo exponente, que ha dado nombre al grupo, es  W Virginis.

        Estrella variable Delta Scuti:  Las fluctuaciones típicas de brillo son de 0,003 a 0,9 magnitudes en la banda V en períodos de unas pocas horas, aunque la amplitud y el período de las fluctuaciones puede variar mucho.  El prototipo de estas variables es Delta Scuti, cuya magnitud aparente oscila entre +4,60 y +4,79 en un período principal de 4,65 horas. 

   Estrella variable Mira: Son gigantes rojas de  color rojo intenso, un período de pulsación de más de 100 días, y una amplitud de más de una magnitud aparente. Son  en estados muy avanzados de su evolución estelar, que en el transcurso de unos millones de años expulsarán sus capas exteriores creando una nebulosa planetaria, quedando el núcleo remanente como una enana blanca. Se piensa que las variables Mira tienen masas inferiores a 2 masas solares, pero al tener tan distendidas sus capas exteriores su luminosidad puede ser miles de veces mayor que la del Sol. Se piensa que las pulsaciones se producen por la expansión y la contracción de toda la estrella: esto produce un cambio en su temperatura y tamaño, lo que ocasiona la variación observada en su brillo. Las últimas observaciones han puesto de manifiesto que una gran parte de las variables Mira no tienen forma esférica. Las variables Mira suscitan un gran interés dentro de la astronomía amateur debido a sus espectaculares cambios de brillo. La estrella Mira (ο Ceti),  es la estrella más notable dentro del grupo. 

   Variables PV Telescopium: Son supergigantes de helio con períodos de 0,1 a 1 día, con una amplitud de 0,1 de magnitud en promedio.

   Estrella variable RR Lyrae: Son estrellas de tipo espectral A al F que tienen cambios en el tamaño de su radio (pulsaciones radiales) con períodos de 0,2 a 1,2 días y amplitudes (cambios de brillo) de 0,2 a 2 magnitudes. Son astros intrínsecamente bastante brillantes: su magnitud absoluta es próxima a 0,50 (compárese con la del Sol que es igual a la 4,81). Tradicionalmente se denomina también a las RR Lyrae "cefeidas de corto período" o "variables de cúmulo", por aparecer en gran cantidad en cualquier cúmulo globular. La mayoría de estas estrellas pertenecen a la componente esférica de la Galaxia, aunque también están presentes (en ocasiones más de un centenar) en ciertos cúmulos globulares: sin embargo en otros, como en M13, apenas si se llegan a contar una decena. Las variables de tipo RR Lyrae se utilizan como indicadores de distancias: dado que todas las estrellas de este pertenecientes a un cúmulo globular están situadas en la rama horizontal del diagrama H-R se cree que todas ellas tienen la misma magnitud absoluta, de donde conociendo su magnitud aparente puede deducirse su distancia hasta el Sol.

   Estrella variable RV Tauri: Son una clase de estrellas variables supergigantes. Muestran cambios de luminosidad ligados a pulsaciones radiales en sus superficies. Los cambios de brillo van acompañados de cambios en el tipo espectral. Mientras en la fase más brillante las estrellas tiene tipo espectral F o G, en la fase más tenue sus tipos cambian a K o M. El período formal habitual de fluctuación de brillo está comprendido entre 30 y 150 días, alternando mínimos primarios y secundarios, que pueden cambiar entre sí. La diferencia entre el brillo máximo y el mínimo puede alcanzar cuatro magnitudes. 
      Variables RVa: aquellas cuyo brillo medio no varía; 
      Variables RVb: Un ejemplo de este subtipo es RV Tauri. 

    Estrella variable semirregular: Son estrellas gigantes y supergigantes de tipos espectrales intermedios y tardíos que muestran una considerable periodicidad en sus cambios de luminosidad, acompañada y, a veces interrumpida, por períodos irregulares. Los períodos están en el rango de 20 a más de 2000 días, mientras que las formas de las curvas de luz pueden ser diferentes y variables en cada ciclo. Las amplitudes pueden ser desde varias centésimas a varias magnitudes (normalmente 1 o 2 magnitudes en la banda V).
       SRA:  Un ejemplo de este subtipo es Z Aquarii. 
       SRB: Dos ejemplos representativos son RR Coronae Borealis y AF Cygni. 
       SRC: Un ejemplo de este subtipo es Mu Cephei. 
       SRD: Dos ejemplos representativos son SX Herculis y SV Ursae Majoris. 

    Estrella variable SX Phoenicis: Son una clase de estrellas variables pulsantes. Son estrellas subenanas pertenecientes a la Población estelar II evolucionando fuera de la secuencia principal. De tipo espectral A2 a F5, son más pequeñas que el Sol, encontrándose habitualmente en cúmulos globulares. Su período de pulsación está en el rango de 0,04 a 0,8 días con una amplitud de aproximadamente 0,7 magnitudes. La estrella SX Phoenicis, prototipo de esta clase de variables, muestra una variación en su brillo de 0,77 magnitudes. BL Camelopardalis, DY Pegasi y XX Cygni son otros conocidos ejemplos de variables SX Phoenicis. Aunque teóricamente cabe esperar que el período de estas variables vaya aumentando a lo largo del tiempo, en algunos casos se ha observado una disminución del período con el tiempo. Las variables SX Phoenicis están muy relacionadas con las más conocidas variables Delta Scuti. Junto a las variables AI Velorum son conocidas como estrellas Delta Scuti de gran amplitud.

    Estrella variable ZZ Ceti: Son una clase de estrellas variables denominadas así por la estrella ZZ Ceti, situada en la constelación de Cetus. Las variables ZZ Ceti son enanas blancas que muestran pulsaciones no radiales, presentando cambios de brillo con un período comprendido entre 30 segundos y 25 minutos, y una amplitud de 0,001 a 0,2 magnitudes.[1] Esta clase de enanas blancas poseen una atmósfera estelar con predominio de hidrógeno y una temperatura efectiva entre 12.500 y 11.100 K.[2] Por esta razón las estrellas ZZ Ceti son también llamadas estrellas DAV[3] , pp. 891, 895. dado que su tipo espectral es DA y su espectro muestra únicamente líneas de absorción de hidrógeno. HL Tau 76, la primera enana blanca variable descubierta, pertenece a este grupo.

    Estrella variable irregular: Son supergigantes rojas con poca o ninguna periodicidad. Frecuentemente resultan ser semirregulares pobremente estudiadas que necesitan reclasificarse.

    Variables eruptivas:  

    Aquellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia. 

    Estrella fulgurante: Son enanas rojas de tipos espectrales M y K-tardíos, correspondientes a temperaturas entre 2500 y 4000 K, con una masa comprendida entre 0,1 y 0,6 masas solares. Frecuentemente presentan líneas de emisión detectables de hidrógeno y calcio en su espectro, indicando actividad cromosférica.  Se ha propuesto que el mecanismo puede ser similar al de las variables RS Canum Venaticorum, siendo las llamaradas inducidas por un objeto acompañante, un planeta joviano invisible en una órbita cercana. La variabilidad en las estrellas fulgurantes se caracteriza por un aumento rápido, irregular y de gran amplitud en el brillo estelar, seguido de un descenso mucho más suave (de minutos a horas) hasta el nivel normal. Las mayores variaciones tienen lugar en el extremo azul del espectro visible. 

    Estrella FU Orionis: Son estrellas pre-secuencia principal que muestran un cambio muy acusado de magnitud y tipo espectral. Un ejemplo ilustrativo es la estrella V1057 Cygni, que llegó a ser 6 magnitudes más brillante y cuyo tipo espectral cambió de dKe a supergigante F.  El modelo actual asocia las llamaradas de las estrellas FU Orionis a una abrupta transferencia de masa desde un disco de acreción a una joven estrella T Tauri de baja masa. La erupción tiene lugar a lo largo de aproximadamente 1 año, pero puede ser mucho más larga. La duración de esta fase de alta luminosidad es del orden de décadas. Sin embargo, a pesar de su corta duración relativa, todavía no se ha observado la conclusión de esta fase en un objeto FU Orionis. Comparando el número de estallidos FU Ori con el índice de formación estelar en la vecindad del Sol, se estima que una joven estrella media experimenta aproximadamente 10-20 erupciones FU Ori en el transcurso de su vida.
Los prototipos de esta clase son: FU Orionis -que da nombre al grupo-, V1057 Cygni y V1515 Cygni; recientemente se ha añadido al grupo la protoestrella V1647 Orionis, que entró en erupción en enero de 2004.

    Estrella variable Gamma Cassiopeiae:  Son un tipo de estrella variable eruptiva que exhibe variaciones irregulares en su luminosidad, provocadas por la expulsión de materia de la estrella. El material expulsado puede asentarse en un disco alrededor de la estrella (estrella Be) o puede formar una envoltura en torno a ella (estrella con envoltura). Habitualmente son estrellas de la secuencia principal o gigantes de tipo espectral B, y las fluctuaciones en su brillo pueden llegar a ser de hasta 1,5 magnitudes.
El ejemplo más destacado entre las variables de esta clase es Gamma Cassiopeiae. 

    Estrella variable Orión: Son estrellas variables que muestran variaciones irregulares y eruptivas en su luminosidad, estando habitualmente asociadas a nebulosas difusas. Se piensa que son estrellas jóvenes que más tarde se convierten en estrellas no variables de edad cero de la secuencia principal. Las fluctuaciones de brillo pueden llegar a ser de varias magnitudes.
Las estrellas T Tauri son variables Orión en cuyos espectros aparecen líneas de emisión violetas fluorescentes características de hierro ionizado (FeII), así como líneas de emisión del litio, metal que por lo general es destruido por la fusión nuclear de las estrellas. . Varias de estas características pueden aparecer simultáneamente en una única variable Orión. AE Aurigae, V856 Scorpii (HD 144668) y AB Aurigae son algunas de las variables Orión más brillantes en el cielo nocturno. NZ Serpentis (MWC 297) es una estrella de este tipo profusamente estudiada por su relativa cercanía al Sistema Solar.

    Variable luminosa azul: Son también conocidas como variables S Doradus, son las estrellas más luminosas que se conocen y entre sus ejemplos se encuentran algunas de las estrellas más masivas del universo. Su número es extremadamente escaso, por suerte, su elevada luminosidad las hace muy  fáciles de detectar. Existen dos tipos de VLA: las de bajo brillo —que tienen relativamente poca masa y que parecen ser estrellas que han dejado atrás la fase de supergigante roja, por ejemplo HD 160529— y las de brillo elevado, que proceden de las estrellas más masivas, cómo es el caso de Eta Carinae. La fase VLA es una de las últimas fases de la vida de una estrella muy masiva, y existe de hecho cierta evidencia que apunta a que éstos astros pueden ser progenitores de supernovas. Las VLA son estrellas cuyo brillo varía lentamente en escalas de años pero con erupciones repentinas que provocan enormes variaciones de luminosidad. Las erupciones son tan violentas que en varias ocasiones se han confundido con explosiones de supernova.  Los modelos teóricos indican que en la fase VLA una estrella que inicialmente tuviera 120 MSol puede llegar a expulsar decenas de masas solares. Si la estrella sobrevive a la fase VLA, se convierte en una estrella Wolf Rayet.  

     Estrella variable R Coronae Borealis: Son un tipo de de variables eruptivas supergigantes de tipo espectral F o G. Son ricas en carbono y pobres en hidrógeno, y se caracterizan por una drástica disminución en su luminosidad. Se piensa que estos mínimos están causados por material rico en carbono expulsado por la estrella durante un ciclo de pulsación. A medida que la nube se expande, ésta se enfría y se condensa en partículas de carbono que absorben gran parte de la luz emitida por la fotosfera de la estrella. Solamente cuando el polvo es desplazado por la presión de radiación, la estrella vuelve a su brillo normal. Además se ha observado que en su brillo máximo las variables R Coronae Borealis muestran pequeñas variaciones en su brillo (como las cefeidas) de varias décimas de magnitud en períodos de 20 a 100 días. Se piensa que la etapa variable R CrB es muy corta en comparación con la vida de una estrella, del orden de 1000 años, pues apenas se conocen 50 estrellas de este tipo. La estrella prototípica es R Coronae Borealis, supergigante amarilla cuya magnitud habitual es en torno a 6, pero en intervalos irregulares su brillo desciende hasta magnitud 14 a lo largo de varias semanas. Puede tardar varios meses o hasta un año en recuperar el brillo inicial.  

    Estrella variable RS Canum Venaticorum: Son un tipo de variables eruptivas compuestas por un estrella binaria cuyas componentes, de tipo espectral F, G o K, tienen intensa actividad cromosférica. Ambas estrellas están muy próximas, con un período orbital típico de unos pocos días a 20 días. Las variaciones de brillo suelen ser del orden de 0,2 magnitudes y son debidas a manchas estelares análogas a las del Sol, pero de dimensiones descomunales, ya que oscurecen un porcentaje importante de la estrella. Estas manchas o regiones de menor temperatura giran con un período similar al período orbital del sistema binario. Sobrepuesto a este período corto existen períodos más largos de actividad cromosférica, similares al ciclo solar, que pueden durar de 1 a 4 años. Estas estrellas también son importantes radiofuentes y emisoras de rayos X. La estrella prototipo de estas variables es RS Canum Venaticorum, que es también una binaria eclipsante. Otras estrellas de esta clase son Capella (α Aurigae), Lambda Andromedae, Sigma Geminorum, Épsilon Ursae Minoris, Rana (δ Eridani), 36 Ophiuchi C, II Pegasi y TZ Trianguli. 

    Estrella de Wolf-Rayet: Son estrellas masivas, cálidas y evolucionadas casi al final de su ciclo. Poseen una intensa pérdida de material asociada a fuertes vientos estelares. Este tipo de estrellas tiene temperaturas superficiales de entre de 25.000 - 50.000 K (en algunos casos incluso más), elevadas luminosidades, y son muy azules, con su pico de emisión situado en el ultravioleta. Sus espectros muestran bandas de emisión brillantes correspondientes a hidrógeno o helio ionizado -los cuales son relativamente escasos-. La superficie estelar también presenta líneas de emisión anchas de carbono, nitrógeno y oxígeno. Constituyen el tipo espectral W, el cual se divide a su vez en tres tipos: 

    WN (si abunda el nitrógeno, que se interpreta cómo la presencia en la superficie estelar de elementos que han intervenido en el ciclo CNO)

    WC y WO (si abunda el carbono y si abunda el oxígeno respectivamente; el segundo es mucho más raro y en ambos casos, la presencia de dichos elementos se interpreta cómo la presencia en la fotosfera de productos del proceso triple alfa). 

Las estrellas Wolf-Rayet más brillantes son del primer tipo. A menudo suelen formar parte de sistemas binarios en los cuales la otra estrella suele ser también una estrella masiva de tipos espectrales O y B, o en unas pocas según se cree un objeto colapsado como una estrella de neutrones ó un agujero negro. La estrella más brillante de éste tipo es Gamma-2 Velorum, de magnitud aparente 1,9 y situada en la constelación de Vela.

 Las galaxias de Wolf-Rayet son galaxias con un elevado número de estrellas de tipo WR.

    Variables cataclísmicas:

    Aquellas que experimentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas. 

    Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Existen dos subgrupos dentro de esta categoría: 
        Binarias eclipsantes: aquellas en las cuales, según se ven desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales. 
        Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal.