miniatura|T Tauri, prototipo del mismo nombre de clase de estrellas de la pre-secuencia principal. Téngase en cuenta la nebulosa que rodea a la estrella.
Las estrellas variables son estrellas que vistas desde la Tierra experimentan una variación en su brillo o fluctúan (magnitud aparente) con el transcurso del tiempo. Esta variación puede estar causada por un cambio en la luz emitida o porque algo bloquea la luz parcialmente, por lo que las estrellas variables se clasifican del siguiente modo:
Variables intrínsecas: cuya luminosidad cambia realmente; por ejemplo, porque la estrella se expande y se contrae periódicamente. Variables extrínsecas: cuyos aparentes cambios en el brillo son debidos a cambios en la cantidad de luz que puede llegar a la Tierra; por ejemplo, porque la estrella tiene una compañera en órbita que a veces la eclipsa.
Muchas, y posiblemente la mayor parte de las estrellas, tienen al menos alguna variación en la luminosidad: la emisión de energía de nuestro Sol, por ejemplo, varía en aproximadamente un 0,1 % durante un ciclo solar de 11 años.
Descubrimiento miniaturadeimagen|izquierda|Mira (Omicron Ceti). Un antiguo calendario egipcio de días de la mala y buena suerte compuesto hace 3200 años puede ser el documento histórico más viejo conservado que indica el descubrimiento de una estrella variable, la binaria eclipsante Algol.
De los astrónomos modernos, la primera estrella variable fue identificada en 1638 cuando Johannes Holwarda se percató de que Omicron Ceti (más tarde denominada Mira) pulsaba en un ciclo que duraba 11 meses; la estrella había sido anteriormente descrita como una nova por David Fabricius en 1596. Este descubrimiento, junto con la supernova observada en 1572 y 1604, demostró que el cielo estrellado no era eternamente invariable como Aristóteles y otros antiguos filósofos habían enseñado. De esta manera, el descubrimiento de las estrellas variables contribuyó a la revolución astronómica durante los siglosXVI y principios del .
La segunda estrella variable descrita por Geminiano Montanari en 1669 era la variable eclipsante Algol; John Goodricke dio la explicación correcta de su variabilidad en 1784. Chi Cygni fue identificada en 1686 por Gottfried Kirch, después R Hydrae en 1704 por Jean-Dominique Maraldi. Por 1786 se conocían diez estrellas variables. John Goodricke descubrió Delta Cephei y Beta Lyrae. Desde 1850 el número de estrellas variables conocidas ha aumentado rápidamente, especialmente después de 1890, cuando se hizo posible identificar las estrellas variables por medio de la fotografía.
La última edición del Catálogo General de Estrellas Variables (2008) enumera más de 46000 estrellas variables en la Vía Láctea, así como 10000 en otras galaxias y más de 10000 variables "sospechosas".
Detección de variabilidad
Los tipos más comunes de variabilidad implican cambios en el brillo, pero también se producen otros tipos de variabilidad, particularmente los relacionados con los cambios en el espectro. Mediante la combinación de datos de la curva de luz con los cambios espectrales observados, a menudo los astrónomos son capaces de explicar por qué una estrella en particular es variable.
Observaciones de estrellas variables
derecha|miniatura|La imagen muestra la expansión del eco de luz de la estrella variable V838 Monocerotis.
Las estrellas variables son analizadas generalmente por medio de fotometría, espectrofotometría y espectroscopia. Las mediciones en el cambio de su brillo se pueden trazar para producir curvas de luz. Para las variables regulares, el período de variación y su amplitud puede ser muy bien establecido; no obstante, para muchas estrellas variables, estas cantidades pueden variar lentamente con el tiempo, o incluso de un período al siguiente. El pico de luminosidad en la curva de luz se conoce como Máximos, mientras que el punto más bajo como Mínimos.
Los astrónomos aficionados pueden hacer estudios científicos útiles de las estrellas variables mediante la comparación visual de la estrella con otras estrellas dentro del mismo campo de vista telescópico de los cuales las magnitudes son conocidas y constantes. Al estimar la magnitud de la variable y anotar el tiempo de observación puede elaborase una curva de luz. La Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables recoge tales observaciones de los participantes de alrededor del mundo y comparte los datos con la comunidad científica.
A partir de la curva de luz se derivan los datos siguientes:
¿Son las variaciones de brillo periódicas, semiperiódicas, irregulares o únicas? ¿Cuál es el período de las fluctuaciones en el brillo? ¿Cuál es la forma de la curva de luz (simétrica, angular, o suavemente variable, cada ciclo tiene solamente uno o más que uno mínimo, etcétera?)
Del espectro se derivan los siguientes datos:
¿Qué tipo de estrella es?: ¿cuál es su temperatura? y ¿su clase de luminosidad (estrella enana, estrella gigante, supergigante, etc.?) ¿Es una estrella simple o una binaria? (el espectro combinado de una estrella variable podría mostrar elementos de los espectros de cada una de las estrellas miembro) ¿Cambia el espectro con el tiempo? (por ejemplo, la estrella puede volverse más caliente y más fría periódicamente) Los cambios en el brillo pueden depender fuertemente de la parte del espectro que es observado (por ejemplo, grandes variaciones en luz visible, pero apenas ningún cambio en el infrarrojo) Si las longitudes de onda de las líneas espectrales se desplazan (efecto Doppler) esto apunta una acción de movimiento (por ejemplo, a una expansión y contracción periódica de la estrella, a su rotación, o a una capa de gas en expansión) Los fuertes campos magnéticos sobre las estrella perturban y dificultan las mediciones en el espectro Las líneas de emisión o absorción anormales pueden ser un indicio de una atmósfera estelar caliente o nubes de gas que rodean a la estrella
En muy pocos casos es posible obtener imágenes de un disco estelar. Estos pueden mostrar manchas más oscuras en su superficie.
Interpretación de las observaciones
miniatura|250px|Betelgeuse, una estrella variable pulsante vista desde una distancia de 8 unidades astronómicas desde el programa Celestia.
A menudo, combinando las curvas de luz con los datos espectrales, estos dan una pista en cuanto a los cambios que acontecen en una estrella variable. Por ejemplo, las evidencias observacionales de las estrellas pulsantes se encuentran en su espectro de desplazamiento debido a que su superficie se mueve hacia nosotros y se aleja periódicamente con la misma frecuencia que su brillo cambiante.
Alrededor de dos tercios de todas las estrellas variables parecen ser pulsantes. En 1930, el astrónomo Arthur Stanley Eddington mostró que las ecuaciones matemáticas que describían el interior de una estrella podían conducir a inestabilidades que causarían a una estrella pulsar. El tipo más común de inestabilidad está relacionada con oscilaciones en el grado de ionización en las capas convectivas exteriores de la estrella.
Supongamos que la estrella se encuentra en la fase de expansión. Sus capas externas se van expandiendo, causando así el enfriamiento de las mismas. Debido a la disminución de la temperatura, el grado de ionización también se atenúa. Esto hace que el gas sea más transparente, y por lo tanto, hace que la estrella irradie su energía de forma más fácil. Esto a su vez hará que la estrella empiece a contraerse. A medida que el gas se comprime de este modo, se calienta y el grado de ionización aumenta de nuevo. Esto hace al gas más opaco, y la radiación es retenida temporalmente en el gas. Esto hace que el gas se caliente aún más y se expanda una vez más. De esta manera se mantiene un ciclo de expansión y compresión (pulsación y contracción).
Las pulsaciones de las cefeidas se conocen porque son accionadas por oscilaciones en la ionización del helio.
Nomenclatura de estrellas variables
En una constelación determinada, las primeras estrellas variables descubiertas fueron designadas con letras de la A a la Z, por ejemplo, R Andromedae. Este sistema de nomenclatura fue desarrollado por Friedrich Argelander, que dio la primera variable previamente no identificada en una constelación de la letra R, la primera letra no utilizada por Bayer. Las letras RR hasta la RZ, de la SS a SZ y hasta la ZZ se utilizan para los próximos descubrimientos, por ejemplo, RR Lyrae. Descubrimientos posteriores utilizaron las letras de la AA a la AZ, de la BB hasta la BZ, y de QQ a QZ (con la J omitida). Una vez que esas 334 combinaciones se agotan, las variables se numeran en orden de descubrimiento, empezando por el prefijo V335 en adelante.
Clasificación
Las estrellas variables pueden ser tanto intrínsecas como extrínsecas.
Estrellas variables intrínsecas: son estrellas donde la variabilidad es causada por cambios en las propiedades físicas de las estrellas mismas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos: Variables pulsantes: estrellas cuyo radio tiende a expandirse y contraerse alternativamente como parte de sus procesos evolutivos naturales de envejecimiento. Variables eruptivas: estrellas que experimentan erupciones en sus superficies como llamaradas o eyecciones de masa. Variables cataclísmicas o explosivas: estrellas que están sometidas a un cambio cataclísmico en sus propiedades como las novas y supernovas.
Estrellas variables extrínsecas: son aquellas en las cuales la variabilidad es causada por propiedades externas, como la rotación o los 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.
Estos subgrupos se pueden dividir en varios tipos más específicos, los cuales generalmente obtienen su designación del nombre de la estrella prototípica. Por ejemplo, las novas enanas son llamadas estrellas U Geminorum, pues la primera estrella de este tipo en ser identificada fue U Geminorum.
Observación de estrellas variables
Las estrellas variables son generalmente analizadas mediante la fotometría, la espectroscopía y la fotoespectrometría. Observaciones de su brillantez comparada con la de estrellas no variables de magnitud conocida son usadas para obtener una curva de luz. En el caso de estrellas variables regulares, puede determinarse con precisión su período de variabilidad y la amplitud del mismo. No obstante, para muchas de ellas, esas cantidades varían lentamente en determinado período, inclusive de período a período. Los momentos de mayor brillantes son nombrados como máxima, mientras que los de menor brillantez se conocen como mínima.
Los astrónomos aficionados pueden y suelen hacer aportaciones significativas al estudio de las estrellas variables, comparando esas estrellas con otras estrellas dentro del mismo campo visual de sus telescopios que tengan magnitudes constantes y bien conocidas. Estimando la magnitud de la estrella variable y anotando la hora en que se hace la observación, se puede construir la curva de luz visual. La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables recibe dichas observaciones de participantes alrededor del mundo, las cuales comparte con la comunidad científica internacional. De hecho, la primera variable del tipo binaria eclipsante (prototipo Algol) descubierta en el joven cúmulo abierto Stephenson 1, situado en Lyra, la estrella BD +36 3317, lo fue por dos investigadores del Observatorio Astronómico Norba Caesarina (Cáceres) durante el año 2007.
Estrellas variables intrínsecas