Variable - (Glosario de Astronomía) - Astronomia

Muchas estrellas cambian de brillo con el tiempo; tal tipo de estrella es llamado una estrella variable. Hay varios tipos de estrellas variables, tales como las variables Cefeidas, variables de largo período, novas y supernovas, variables cataclísmicas, binarias eclipsantes, estrellas R CrB, y otras. Varían con el tiempo en períodos que van desde horas a 27 años. Algunas varían con un esquema regular predecible con años de adelanto; algunas varían de forma muy irregular como para predecir. (La mayoría se encuentran en un lugar entre medio.) A cada variable se le tiene asignada una designación por letra y constelación (ejemplo R Mus) o una V, número y constelación (Ejemplo V373 Cen).

La clase Alfa CVn de estrellas variables muestra pequeños cambios de brillo causados por la rotación de la estrella. Una cara de la estrella es ligeramente diferente de la otra, y cuando la estrella gira, el brillo cambia de 0.01 a 0.1 magnitud. Estas estrellas en su mayoría son mas calientes que el Sol (tipo espectral del B8 al A7), con fuertes campos magnéticos. Se piensa que los campos podrían ayudar a crear diferentes partes de la superficie de la estrella de distintas composiciones y brillos, de una forma similar a como los campos magnéticos del Sol crean las manchas solares. El espectro de este tipo de estrella muestra bastante silicio, estroncio, cromo y elementos raros de la Tierra.

Alfa Cyg
El tipo Alfa Cyg de estrella variable cambia de brillo porque la estrella pulsa físicamente, de una forma desigual, como una bola de gelatina. Esto crea unos cambios muy irregulares de brillo. Los cambios tienen que permanecer pequeños, o la estrella seria realmente inestable y podría destruirse o explotar, y de hecho, este tipo de estrella varía normalmente en menos de una décima de magnitud.

AM Her
El tipo AM Her de variable de Rayos-X es una estrella binaria: un pulsar con un fuerte campo magnético orbitando una estrella fría (“tipo espectral” K o M). La materia va desde la estrella fría a los polos magnéticos del pulsar, lo cual crea luz; Esta luz varia en polarización, lo cual es por lo que este tipo de objeto es también conocido como una polar. Normalmente, los cambios de luz son sobre una magnitud, pero a veces estas estrellas son también un reflector de Rayos-X. Esto puede contribuir a unas 3 magnitudes adicionales, con una variación total de 4 o 5 magnitudes. Ejemplos de estos objetos son AM Her y AN UMa.

Beta Lirae
La clase de estrella variable Beta Lirae es una combinación de una variable elíptica y una binaria eclipsante. Estos objetos se componen de dos estrellas que eclipsan una a la otra tal como orbitan. están tan próximas que su fuerza gravitacional mutua provoca mareas de una hacia la otra, por lo que llegan a ser elípticas. Esto significa que a horas diferentes, las vemos con diferentes ángulos y se ve una cantidad diferente de luz, incluso si no se están eclipsando una a la otra. Esta combinación crea un cambio continuo de brillo bastante uniforme, a diferencia de los cambios bruscos de una binaria eclipsante.

Las “variables” tipo “BY Draconis” son estrellas enanas de un “tipo espectral” K o M, con cambios de luz casi periódicos que oscilan desde algunas centésimas hasta 0.5 “magnitudes”. El periodo ira desde algunas horas hasta 120 días. Estos objetos varían porque algunas partes de su superficie son más brillantes que otras (como las manchas solares, pero a una mayor escala). Cuando rotan vemos mas o menos manchas y por tanto mas o menos luz. Algunas de estas estrellas también muestran “destellos”, similar a las estrellas “UV Ceti”, en cuyo caso pertenecen a ambos tipos de variables.

El tipo de estrella variable “Beta Cep de periodo corto” es Similar a la “Beta Cep” normal, pero tienen normalmente periodos menores de una semana y tardan casi la misma cantidad de tiempo en subir de brillo como en declinar. Por lo demás, son idénticas a las variables normales del tipo “Beta Cep”.

Una estrella “Be” tiene un “tipo espectral” B, siendo una estrella mas joven y más caliente que el Sol. La 'e' se refiere al hecho de que estas estrellas muestran “líneas de emisión” debido al hidrogeno. Estas estrellas normalmente están girando rápidamente, y van enviando lentamente masa hacia un disco alrededor de su ecuador. El resultado es una variación irregular de luz, creando una estrella “variable” del tipo “Gamma Cas”. Algunas varían también por otras razones.

Hay varios tipos de “variable cefeida”. El tipo “Delta Cep” se parece a la estrella Delta Cepheus. Son estrellas jóvenes con periodos muy regulares de pocos días y guardan cierta relación entre lo que varían, su periodo de variación y su actual brillo intrínseco. El tipo de “variable” “Beta Cep” tiene periodos de 0.1 a 0.6 días, y varia de 0.1 a 0.3 “magnitudes”, menos que las variaciones en las Delta Cefeidas. La mayoría simplemente se expanden y contraen radialmente, pero algunas tienen raros movimientos de 'palpitación' que les da un comportamiento mas complejo (y una “curva de luz” mas parecida a una aleatoria.)

Las “Delta Sct” son un tipo de estrella “variable” pulsante de baja masa. Las pulsaciones no son simétricas. La estrella vibra como una bola de gelatina. Esto hace que sus variaciones no sean regulares. Ellas varían de 0.003 a 0.9 “magnitudes” del mínimo al máximo; usualmente los cambios son de pocos centésimos de magnitud. Ellas también se expanden y contraen como lo hacen las “cefeidas” normales. también tienen usualmente dos o más pulsaciones diferentes superpuestas. A veces una pulsación se coordina con la otra y producen un cambio de brillo más importante

Existen algunas estrellas “binarias” que, por la manera en que se ve su orbita desde la Tierra (de costado), a veces una estrella bloquea o eclipsa a la otra. Estas estrellas son conocidas como “binarias eclipsantes”, o estrellas “tipo Algol”. El más notable ejemplo es la estrella Beta Persei, también conocida como Algol (de Al Ghoul, forma árabe de 'estrella demoníaca'). Normalmente está en “magnitud” 2,1. Está formada por una estrella grande débil y una pequeña más brillante. Cada 2,867315 días, la estrella grande eclipsa a la estrella brillante. Por unas dos horas, la magnitud de Algol cae a 3,4. Esto no implica entonces un cambio real de la estrella en su brillo. Otro tipo de binaria eclipsante está ejemplificada por la estrella “Beta Lirae”. Beta Lirae consiste en dos estrellas tan cercanas que sus gravedades las deforman haciéndolas tener forma de huevo. Como resultado, la luz varia dependiendo de cuanto del 'huevo' estamos viendo. Aquí la variación es continua, más que los cambios bruscos de las Algol.

El tipo de estrella “variable” “Gamma Cas” rota tan rápidamente que la fuerza centrifuga puede introducir materia en el ecuador en un anillo o disco. Cuando esto ocurre, la estrella puede bajar hasta 1.5 “magnitudes”. Son normalmente estrellas “Be”.

Son un tipo de estrella “variables” que gradualmente se abrillanta en unas 6 “magnitudes” en un periodo de varios meses, luego permanece casi constante y lentamente cae unas 2 magnitudes. Son probablemente una fase de la vida de desarrollo de una estrella “T Tauri”. Todas las variables conocidas FU Ori están asociadas a “nebulosas de reflexión”.

Las variables “RR CrB” son un tipo de estrella “variable” que no es muy diferente de las “Z Andromedae”. Este tipo son más viejas y frías, pero con variaciones no son tan regulares. Aparentemente hay dos periodos superpuestos, que a veces se refuerzan o debilitan.

Las variables “RR Lirae” son estrellas “variables” que pulsan radialmente y cambian de “tipo espectral” A a F (mas calientes que el Sol), variando por 0,2 a 2 “magnitudes” en brillo. Ellas se encuentran, a veces en gran numero, en “cúmulos globulares”. Ellas tienen siempre la misma “luminosidad” absoluta, por lo que se puede calcular su distancia. Tienen periodo corto, de un día o menos.

Las estrellas variables “RS CVn” son un tipo de “binarias” cuyas dos estrellas tienen una enorme actividad en sus atmósferas, causando seudo-periódicas variaciones en su luz. El periodo de variación de luz es cercano al periodo orbital de la doble. El cambio de brillo es de 0,2 “magnitudes”. Ellas también son fuentes de “Rayos-X” y son variables rotantes (como rotan, diferentes partes de sus superficies con diferentes intensidades son visibles).

“RV Tauri” es un tipo de estrellas “variables” que son estrellas súper gigantes que regularmente se expande y contrae. Tanto el brillo como el “tipo espectral” cambian: a su máximo brillo, su tipo es F o G (como el Sol o un poco más caliente); cuando están más débiles, son de tipo K o M (mas frías que el Sol). La mínima “magnitud” alterna entre dos valores de un ciclo al otro.

Tipo de estrella “variable” muy luminosa con erupciones muy irregulares (a veces cíclicas), de una a siete “magnitudes”. Suelen ser las estrellas mas brillantes de la galaxia que habitan (S Doradus es la mas luminosa estrella conocida, unas 500.000 veces mas brillante que el Sol). Son jóvenes azules y calientes, rodeadas muchas veces por “nebulosas”.

Las “SS Cyg” son estrellas variables, subclase de las “U Gem”. Estas estrellas incrementan su brillo por 2 a 6 “magnitudes” en uno o dos días, luego vuelven a brillo normal en pocos días. Ello se repite semi-periódicamente. El periodo entre explosiones puede ser de 10 a pocos miles de días.

Las “SU UMa” son estrellas subclase de las variables “U Gem”. Son diferentes porque además de tener explosiones (outbusrts) del tipo de las U Gem, a veces presentan súper explosiones (súper-outbursts). Un súper-outburst Es dos magnitudes más brillante que una explosión normal, y al menos cinco veces mas larga, pero es 3 veces menos frecuente. Estas estrellas completan su orbita en menos de 2 o 3 horas.

“SX Arietis” son estrellas “variables” azules calientes (“tipo espectral” B). Tienen fuertes campos magnéticos y grandes cantidades de helio. varían aproximadamente 0,1 “magnitudes”. Estas estrellas, también conocidas como variables de helio, son versiones de alta temperatura de las estrellas <Alfa CVn>.

Las estrellas variables “Tipo Orión” son estrellas “variables” con erupciones irregulares. Ellas son probablemente astros jóvenes, y evolucionaran a estrellas no variables con el tiempo. Ellas son encontradas en las cercanías de “nebulosas difusas”. Los cambios irregulares pueden alcanzar varias “magnitudes”.

Las estrellas “SX Phe” son “variables” muy parecidas a las “Delta Sct”. Ellas son sub-enanas pulsantes (estrellas mas pequeñas que el Sol), con “tipo espectral” A2 a F5. Se encuentran en los “cúmulos globulares”. RR Lirae simétricas Las estrellas “RR Lirae simétricas” son variables “RR Lirae” que tienen una “curva de luz” que se ve muy parecida a un coseno, con una suave variación.

Las estrellas “T Tauri” son probablemente las estrellas más jóvenes que hemos visto. Se forman en ricas nubes de gas; se acumula el gas, que tiene más gravedad, y atrae más gas. Cuando la temperatura en el interior de las nubes de gas llega al punto crítico, comienzan las reacciones de fusión, y la estrella nace. Primero forma un “disco de acreción” alrededor de la estrella. Estas nubes se calientan y se ven en “infrarrojo” (calor) y radiación de “microondas”. La misma energía causa <jets> que salen por los polos de la estrella. Casi siempre, se encuentran en “nebulosas difusas”.

El tipo de “variable” “UV Ceti” es una estrella con “destellos” masivos ocasionales. Cuando una de estas estrellas tiene una erupción, su brillo subirá, a veces hasta seis “magnitudes”, durando de unos a una docena de segundos. Lentamente volverá a la normalidad en un lapso de varios a una docena de minutos. Este tipo normalmente es de baja luminosidad, incluso mas baja que el Sol.

Las estrellas “variable de Rayos-X” son estrellas binarias cercanas con un miembro una “enana blanca”, “estrella de neutrones”, o “agujero negro”. La masa fluye de una estrella a otra en este objeto muy compacto, creando un “disco de acreción”. Cuando la materia se encuentra, los impactos crean “Rayos-X”.

El tipo de estrellas “variables' “Z Andromedae” son estrellas “binarias” cercanas, que se componen de una estrella caliente, una estrella de un “tipo espectral” de los últimos (como un M, R, N, o S), y de un extenso envoltorio de gas alrededor de ellas excitado por la radiación de la estrella caliente. El brillo combinado de las dos estrellas muestra variaciones irregulares con amplitudes de hasta 4 “magnitudes” (visuales).

regular de variabilidad entre unos 35 a 1200 días de duración. El rango de variación es normalmente menor de 2,5 “magnitudes”. Muchas de estas estrellas difieren de las estrellas “tipo Mira” solo en que muestran variaciones de luz más pequeñas.

Las estrellas “Z Cam” son una subclase de las estrellas “U Gem”. Son distintas porque a veces tras un estallido no vuelven a lo normal, pero quedan entre el máximo y el mínimo unos cuantos ciclos. Los ciclos tardan de 10 a 40 días, mientras que el aumento de luz en un estallido es de 2 a 5 “magnitudes”.

El tipo de estrella “variable” “ZZ Ceti” es una “enana blanca” pulsante. Cambian de brillo en periodos entre 30 segundos a 25 minutos, de 0.001 a 0.2 “magnitudes”. Hay normalmente varios ciclos produciéndose simultáneamente. A veces son observados destellos de casi 1 “magnitud”, pero pueden ser debidos al tipo “UV Ceti” de estrellas compañeras.

El tipo de estrella “variable” “U Gem” es a menudo conocida también como una “nova” enana, o una “variable cataclísmica”. Estas son un tipo de estrella “binaria”, una “enana blanca”, la otra una estrella sub-gigante de “tipo espectral” K o M (mas fría que el Sol, y mas grande en diámetro). están suficientemente cerca para que “corrientes” de la enana blanca roben gas desde la estrella mas grande; esta materia forma espirales sobre la enana blanca, formando un “disco de acreción”. Normalmente las estrellas orbitan una sobre otra entre 1 y 12 horas. La mayor parte del tiempo, estas estrellas tienen pequeñas, y a veces rápidas, variaciones de luz. De vez en cuando, sin embargo, el sistema rápidamente se volverá mas brillante en algunas pocas “magnitudes” y, en un periodo de días a meses, volverá a lo normal. Con que frecuencia ocurre esto varia de una estrella a otra, pero cualquier estrella U Gem dada tiene algo que parece un periodo; es decir, la estrella resplandecerá vivamente a intervalos regulares. Cuanto mayor sea el intervalo, mayor será el aumento de brillo. Estas estrellas también son a menudo “binarias eclipsantes”. están divididas en los tipos “SS Cyg”, “SU UMa”, y “Z Cam”.