Estrellas Variables

Las estrellas variables son estrellas que experimentan una variación en su brillo en el transcurso del tiempo.Algunas son muy conocidas como por ejemplo las cefeidas (Delta Cephei), que constituyen el “prototipo” de las estrellas variables.La mayoría de las estrellas tiene 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.

Estrellas variables intrínsecasSon aquellas en las que la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Variables pulsantesEl radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural.Variables eruptivasExperimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de materia.Variables cataclísmicasPresentan algún cambio cataclísmico de sus propiedades físicas, como las novas y las supernovas

Estrellas variables extrínsecasSon aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o eclipses. Binarias eclipsantesVistas desde la Tierra, una estrella del par eclipsa a la otra ocasionalmente debido a su traslaciones orbitales.Variables rotantesSu 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.

Método para estimar la magnitud de una estrella variable (Mv)

• Existen vario métodos uno de ellos es el propuesto por Argelander, Para ello se utiliza la siguiente fórmula:

  Mv = A + [a /(a + b)]*(B-A), donde:A: es la magnitud de la estrella de comparación más brillante.a: es el grado asignado a la estrella A.b: es el grado asignado a la estrella B.B: es la magnitud de la estrella de comparación más débil.

Grado 1: En primera instancia la estrella nos parece de igual brillo que la variable, pero detenidamente, se observa una ligera diferenciaGrado 2: La estrella variable parece del mismo brillo, pero en seguida se ve que tienen una pequeña diferenciaGrado 3: Desde el primer momento se observa una diferenciaGrado 4: Existe una diferencia notable entre ambasGrado 5: Hay una clara desproporción entre los brillos

Método enunciado por H. Leavitt

• H. Leavitt propone la siguiente fórmula para calcular la magnitud absoluta de las estrellas variables:M = a log P + bDonde M es el valor medio de la magnitud absoluta y P el período. Para las cefeidas de tipo I, cuya relación periodo-luminosidad es más exacta, los valores de los coeficientes equivalen a:a= -1,74; b= -0,65

Uso del diagrama H-R en función del índice de color

Índice de color (B-V) y color percibidoPara definir el color de una estrella, Johnson y Morgan (1950), crearon el sistema UBV (del inglés Ultravioleta, Azul, Visible). Las mediciones se realizaban mediante un fotómetro fotoeléctrico y filtros para medir la intensidad de la radiación en longitudes de onda específicas: Ultravioleta: 3000 Å a 4000 Å.Azul: 3600 Å a 5500 Å.Visual: 4800 Å a 6800 Å.Con estos datos se pudo crear una serie de escalas: (B-V) y (U-B). Para las estrellas azules (B-V) < 0, mientras que para las rojas en índice de color (B-V) > 0. Más detalladamente:

Estrellas variables cefeidas

• Las cefeidas son un tipo de estrellas variables pulsantes radiales de alta luminosidad con periodos que van desde 1 a 135 días y cuyas magnitudes varían entre centésimas hasta 2 unidades.

• Su nombre proviene de la estrella Delta Cephei que es conocida desde la antigüedad.

Son las estrellas variables pulsantes que presentan menores irregularidades en la duración de su periodo, además de ser muy luminosas. Esta particularidad se ha utilizado para medir distancias cósmicas, ya que estas estrellas son tan brillantes que se han llegado a ver en otras galaxias.

Clasificación del las estrellas Cefeidas

• Podemos clasificarlas en dos grandes grupos: a) Estrellas de población I.Las variables de este tipo son objetos relativamente jóvenes que han dejado la secuencia principal y que se encuentran en la banda de inestabilidad del diagrama H-R, tal y como se ve en el diagrama superior. Se localizan preferentemente en los brazos espirales de nuestra galaxia y en los cúmulos abiertos. Son estrellas supergigantes, que oscilan entre las 3 y 30 masas solares y que cuentan con una luminosidad entre 500 y 30.000 veces la solar siendo su temperatura superficial de unos 10.000K. Su edad es de aproximadamente 100 millones de años. A diferencia de las estrellas de tipo II, las cefeidas de tipo I son muy ricas en metales.

b) Estrellas de población II.Las cefeidas de este tipo son denominadas W Virginis. En determinadas fases presenta en el espectro una emisión intensa de calcio ionizado. Son estrellas más viejas que las de clase I y se encuentran en el núcleo y en el halo de nuestra galaxia, especialmente en el interior de los cúmulos globulares. Cuentan con 0,5 masas solares y en el diagrama HR se encuentran en la rama horizontal tras las gigantes rojas. Tienen periodos de pulsación más breves y son menos luminosas que las cefeidas clásicas. Existe un subtipo: el de las cefeidas de tipo BL Herculis, cuyos períodos de pulsación son inferiores a 8 días.Las W Virginis más brillantes y con periodos más largos (30 a 150 días) se conocen como RV Tauri.

De acuerdo a la formula de Pogson:

Pero:

De donde nos queda:

Si r1=10pc, entonces la ecuación anterior queda:

De donde:

Ejemplos de cálculos de distancias estelares

Para el sol m=-26.75 y de acuerdo al diagrama H-R M=4.9

Entonces la fórmula de Pogson queda:

De aquí:

Por lo tanto:

Estrella Rigel

Constelación Orión

Ascensión recta α 05h 14min 32,3s

Declinación δ -08º 12’ 06’’

Distancia 860 años luz (aprox)

Magnitud visual +0,18

Magnitud absoluta -6,7

Luminosidad 85.000 soles (bolométrica)

Temperatura 11.500 K

Masa 18 soles (aprox)

Radio 74 soles

Tipo espectral B8Iab

Velocidad radial +20,7 km/s

Otros nombres HD 34085 / HR 1713HIP 24436 / SAO 131907

Características de la estrella:

Para esta estrella m=+0,18 y M=-6,7

Por lo tanto aplicando la fórmula anterior:

Gracias al estudio fotométrico de la curva de luz de esta estrella, pudo determinarse de forma aproximada su situación en la Vía Láctea relativa al Sol. NSV 01450 se encuentra en la constelación de Camelopardalis, en dicha región del cielo miramos hacia la parte exterior de la Vía Láctea. La nueva cefeida resulta encontrarse a la respetable distancia de unos 5.500 parsecs de nosotros, a unos 13.400 parsecs del centro galáctico, lo que la sitúa en las regiones más remotas del extremo del disco galáctico, según las dimensiones de nuestra galaxia aceptadas hoy en día.

Cefeida NSV 1450

De la fórmula de Leavitt obtenemos para la variable:

De donde r queda:

Las variaciones de brillo ocasionados por sucesos violentos, como erupciones en la cromosfera, producen como consecuencia, enormes pérdidas de masa, expulsadas al exterior como vientos estelares

Estrellas variables Eruptivas

Estrellas variables cataclísmicas

• Una estrella variable cataclísmicas es un tipo de estrella variable que experimenta súbitos y espectaculares cambios en su brillo; también existen variables con cambios minúsculos pero rápidos ("centelleo“) originados por la caída de material en la "mancha caliente" (Hot Spot) o zona de impacto del disco de acreción. Se pueden diferenciar los siguientes tipos:

• Binarias cataclísmicas, que consisten en un sistema binario compuesto por una enana blanca y un enana roja o naranja de la secuencia principal que se hallan muy próximas. A su vez se subdividen en dos grupos:

– Grupo no magnético, que incluye las novas enanas.– Grupo magnético, que incluye las polares (objetos muy

polarizados) y las polares intermedias• Algunas clases de estrellas simbióticas.• Toda clase de supernovas

Estrellas binarias eclipsantes

Estrellas variables rotantes

Dentro de esta clasificación entran los púlsares, que son estrellas de neutrones que emiten radiación periódica. Los púlsares poseen un intenso campo magnético que induce la emisión de estos pulsos de radiación electromagnética a intervalos regulares relacionados con el periodo de rotación del objeto.