Variables – métodos de observación

 CONCEPTOS BÁSICOS:

Se define como estrella variable, a aquella estrella cuyo brillo presenta fluctuaciones a lo largo del tiempo. Es decir, que la luz que proviene de dicha estrella no permanece constante.

Magnitud es el término con que se designa al brillo aparente de las estrellas.
En general, la relación que liga la escala lineal de intensidades (i) con la de magnitudes (m), puede expresarse, matemáticamente, así:

m = – 2,512 log i
TIPOS – CARACTERÍSTICAS: (Clasificación AAVSO modificada) 

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* 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: aquellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de su proceso evolutivo natural. Las variables pulsantes son estrellas que muestran la expansión y contracción periódica de sus capas superficiales. Las pulsaciones pueden ser radiales o no radiales. Una estrella que pulsa radialmente conserva una forma esférica, mientras que una estrella que experimenta pulsaciones no radiales, su forma puede desviarse de la de una esfera, periódicamente.

. Cefeidas – Las variables de tipo cefeida pulsan con períodos de 1 a 70 días, con variaciones de brillo de 0,1 a 2 magnitudes. Estas estrellas enormes tienen una luminosidad alta y son de clase espectral F en su máximo, y G a K en su mínimo, es decir, cambian de color a lo largo de su período de variación. Subtipos son las W Virginis y las d Scuti.

. Estrellas RR Lyrae – Se trata de estrellas gigantes blancas pulsantes de corto período (0,05 a 1,2 días), usualmente de clase espectral A. Son más viejas y menos masivas que las cefeidas. La amplitud de variación de las estrellas tipo RR Lyrae es, por lo general, entre 0,3 y 2 magnitudes.

. Estrellas RV Tauri – Estas estrellas son supergigantes amarillas con variación de brillo caracterizada por alternar mínimos profundos y playos. Sus períodos, definidos como el intervalo entre dos mínimos profundos, van entre 30 y 150 días. La variación de brillo puede alcanzar hasta 3 magnitudes.

. Variables de Largo Período – Las variables de largo período son gigantes o supergigantes rojas pulsantes con períodos entre 30 y 1000 días. Por lo general, son de clases espectrales M, R, C ó N. Hay dos subclases:

. Mira – Estas variables gigantes rojas varían con períodos entre 80 y 1000 días y sus variaciones de brillo superan las 2,5 magnitudes.

. Semirregular – Estas variables son gigantes y supergigantes que muestran una periodicidad apreciable acompañada por intervalos variación
lumínica semirregular o irregular. Sus períodos van entre 30 y 1000 días, generalmente con amplitudes que varían en menos de 2,5 magnitudes.

. Variables Irregulares – Estas estrellas, que incluyen a la mayoría de las gigantes rojas, son variables pulsantes. Como indica su nombre, éstas muestran cambios de luminosidad sin periodicidad o con poca periodicidad.

. Otros tipos: Variables tipo a Cygni, ß Cephei , PV Telescopium, RR Lyrae, SX Phoenicis, ZZ Ceti.

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. Variables cataclísmicas o eruptivas: Las variables cataclísmicas o eruptivas, como indica su nombre, son estrellas que tienen erupciones violentas ocasionales debido a procesos termonucleares en sus niveles superficiales o en la profundidad de sus interiores.

. Supernovas – Estas estrellas masivas muestren crecimientos repentinos, drásticos y finales de 20 magnitudes o más, debido a una explosión estelar.

. Novas – Estos sistemas binarios cerrados consisten de una enana blanca, acumulando materia, como primaria, y una estrella de la secuencia principal, de poca masa, un poco más fría que el Sol, como secundaria. La detonación de explosiones nucleares en la acumulación de materia proveniente de la secundaria, en la superficie de la enana blanca, causa que el sistema aumente su brillo entre 7 y 16 magnitudes, en uno o cientos de días. Después de la erupción, la estrella se apaga lentamente hasta alcanzar su brillo inicial, durante años o décadas. Cerca del brillo máximo, el espectro es, por lo general, el de las estrellas gigantes A o F.

. Novas Enanas – Se trata de sistemas binarios cerrados constituidos por una enana roja, un poco más fría que nuestro Sol, una enana blanca, y un disco de acreción rodeando a la enana blanca. El aumento de brillo de 2 a 6 magnitudes se debe a la inestabilidad del disco que fuerza al material del disco a drenarse a la
enana blanca. Hay tres subclases de novas enanas:
. U Geminorum – Después de intervalos de calma, en luz mínima, aumentan de brillo repentinamente. Dependiendo de la estrella, las erupciones ocurren a intervalos entre 30 y 500 días y duran, por lo general, 5 a 60 días.
. Z Camelopardalis – Estas estrellas se parecen físicamente a las estrellas U Gem. Muestran variaciones cíclicas, interrumpidas por etapas
de brillo constante, a las que se denomina “paradas”. Estas paradas duran el equivalente a varios ciclos, con la estrella clavada en un brillo de, aproximadamente, una tercera parte de la distancia entre máximo y mínimo.
. SU Ursae Majoris – También parecidas físicamente a las estrellas U Gem, estos sistemas tienen dos tipos distintos de erupciones: uno es débil, frecuente, y de poca duración (de 1 a 2 días), el otro, una súper erupción, es brillante, menos frecuente, y de larga duración (10 a 20 días). Durando las súper erupciones (superoutburst), aparecen pequeñas modulaciones periódicas.

. R Coronae Borealis – Estas supergigantes raras, luminosas, pobres en hidrógeno y ricas en carbono, pasan la mayor parte del tiempo en luz máxima, desvaneciéndose, ocasionalmente, tanto como nueve magnitudes a intervalos irregulares. Entonces se recuperan lentamente hasta su brillo máximo luego de transcurridos desde unos pocos meses a un año.

. Wolf-Rayet – Estas son estrellas masivas calientes que experimentan expulsiones periódicas de gran cantidad de masa causándoles un aumento de brillo de 0,1 magnitud en promedio. Exhiben una líneas espectrales amplias,

. Otros tipos son: Estrellas fulgurantes (UV Ceti), FU Orionis, Gamma Cassiopeiae, Orión (T Tauri), luminosas azules, RS Canum Venaticorum.

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* Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedas 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. Los componentes se eclipsan entre sí, periódicamente, causando una disminución en el brillo aparente del sistema, tal como lo ve el observador. El período del eclipse, el cual coincide con el período orbital del sistema, cubre un rango que va desde los minutos a los años. (Tipo Algol).

. Variables rotantes: aquellas cuya variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares oscuras o brillantes de proporciones extremas, que afectan su brillo aparente, o estrellas que, por tener una velocidad de rotación muy elevada, tienen forma elipsoidal. Subtipos Alpha Canes Venaticorum, BY Draconis, púlsars,…).

* Otros tipos:
. Estrellas de rayos X: sistemas dobles óptimamente variables con intensa radiación X.
. BL Lacertae – Son objetos extragalácticos, objetos compactos casi estelares mostrando espectros casi continuos con débiles rayas de absorción y de emisión y cambios de brillo relativamente rápidos con amplitudes que llegan hasta 3 magnitudes y más. Son fuentes de intensa radiación X y de ondas de radio.
. Tipo CST – Se trata de estrellas que no son variables. Anteriormente sospechosas de serlo, obtuvieron una designación de forma apresurada. Las observaciones posteriores no han confirmado su variabilidad.
. Tipo GAL – Son fuentes casi-estelares extragalacticas (núcleos activos de galaxia). ópticamente variables, considerados por error estrellas variables.
. Tipo L – Llevan el símbolo ‘L:’ estrellas variables poco estudiadas, mostrando lentos cambios de brillo.
. Tipo QSO – Son fuentes casi-estelares extragalácticas (cuásares) ópticamente variables que han sido consideradas anteriormente, por error, como estrellas variables.

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