sábado, 7 de noviembre de 2009

Lecciones de Estrellas Variables

El estudio de la curva de luz de Almaaz, Epsilon Aurigae, ha despertado en mí un interés por las estrellas variables. Por ello, me he propuesto escribir una serie de artículos que sirvan de guía para comprender mejor este tipo de estrellas. Esta primera parte recoje la clasificación de las estrellas variables extrínsecas, es decir, de aquéllas cuya variación de luz se debe a causas ajenas a su física: estrellas binarias que se eclipsan mútuamente, manchas solares gigantes, rápida rotación que hace que nos muestren diferente superficie y con ello diferente luminosidad, etc,... En cambio, en las variables intrínsecas, las variaciones de luminosidad se deben a procesos físicos que ocurren en el interior de las estrellas: erupciones, pulsaciones, etc...
Mostraré la bibliografía y las fuentes utilizadas en la última lección.
Espero que disfrutéis con la lectura.




Lecciones de estrellas variables



1ª parte.- Clasificación de las estrellas variables extrínsecas


La variabilidad se produce por causas ajenas a la estrella, como puede ser el caso de dos estrellas binarias que se eclipsan mutuamente. Se divide en dos clases:

-Binarias eclipsantes

-Variables rotacionales



1) Binarias eclipsantes

Son sistemas binarios de estrellas con un plano orbital, tal que, desde la Tierra, nos permite percibir un mutuo eclipse entre ellas que se produce de forma periódica causando una disminución aparente del brillo del sistema. Es decir, en la mayoría de los casos, no podemos contemplar las estrellas por separado, sólo la variación de luz del conjunto que llega a nuestro planeta. El periodo del eclipse coincide con el periodo orbital del sistema y puede durar desde minutos hasta años. A este tipo de estrellas también se las denomina binarias espectroscópicas porque la compañera de la estrella principal sólo puede detectarse mediante el análisis espectral, gracias al Efecto Doppler. En los espectros de estas estrellas se puede comprobar como las líneas se desplazan hacia el azul (si la estrella se acerca) y hacia el rojo (si la estrella se aleja) con el mismo periodo que las variaciones luminosas. Dada la regularidad del movimiento orbital, los mínimos en la curva de luz se suceden puntualmente cuando la estrella principal, más luminosa y caliente, es eclipsada por la estrella secundaria. También se da un mínimo secundario en algunos casos cuando la estrella más débil transita por detrás de la estrella más luminosa. Si la órbita es circular el mínimo secundario se produce justo en medio de dos mínimos principales. Pero si la órbita es elíptica, se produce cerca de uno de éstos. Las binarias eclipsantes se pueden clasificar dependiendo de diversos factores:



→ Según su curva de luz tenemos 4 subgrupos:

E o sistemas binarios eclipsantes en los que las dos estrellas se eclipsan mútuamente. Se distinguen cuatro tipos:

EA, tipo Algol

Se llaman así porque la estrella Algol, beta persei, fue la primera variable de este tipo en ser descubierta. Se caracteriza por ser una estrella doble eclipsante. Es una binaria semidesconectada, es decir, la fricción de marea es pequeña entre ambas estrellas, por lo que sus superficies no se deforman. La curva de luz se mantiene constante durante las fases fuera de eclipse. Los periodos de cambio de magnitud van de 0.2 a 10000 días. Se percibe claramente el principio y el final del eclipse, pero en ocasiones, el mínimo secundario no es perceptible.



EB, tipo b Lyrae

Las estrellas están muy próximas, por lo que tienen forma elipsoidal por la atracción gravitatoria que se genera entre ellas, y existe transferencia de masa produciendo un disco de acreción alrededor de la secundaria ocultándola. En este caso la curva de luz no es plana en ningún momento y por tanto no es posible determinar el momento en que el eclipse comienza o finaliza. El mínimo secundario, muy inferior al primario, se aprecia siempre. Los periodos de variación exceden en general de un día. Las estrellas que componen este tipo de sistemas suelen ser de clase A o B.




EW, tipo W Ursae Majoris

Es una binaria en la que ambas estrellas están en contacto por lo que llenan su lóbulo de roche mezclando sus atmósferas, alcanzando una forma elipsoidal muy achatada. La curva de luz cambia continuamente, siendo los mínimos primarios y secundarios casi iguales. Los periodos de variabilidad son menores a un día. No es posible determinar el comienzo o finalización de los eclipses. Las estrellas que componen estos sistemas suelen ser de tipo F o G.



ELL, tipo V 1363 Orionis

Variaciones de brillo de V 1363 Orionis.

La amplitud es bajísima (menor de 0´2 magnitudes) porque sólo se debe a la deformación de las estrellas y a la reflexión de su luz en la otra componente.




→ Según las características físicas de sus componentes (enanas, gigantes, tipo espectral,…) encontramos 5 subgrupos:


● GS: Sistemas con una o dos estrellas gigantes o supergigantes. Una de las componentes debe encontrarse en la secuencia principal.

● PN: una de las componentes es el núcleo de una nebulosa planetaria

● RS:o tipo RS Canum Venaticorum. Una de las características más importantes de este subgrupo es la presencia en el espectro de intensas líneas de Ca, H y K. Estos sistemas también emiten ondas de radio y poseen fuentes de rayos X. Fuera del periodo de eclipse se puede observar en algunos casos, en la curva de luz ,sinuosidades producidas por diversas causas como variaciones rotacionales o ciclos de manchas solares en estas estrellas parecidas al ciclo solar de 11 años.


Imagen artística de RS Canum Venaticorum



● WD: sistemas que cuentan con enanas blancas


WR: sistemas que cuentan con estrellas tipo Wolf-Rayet como V 444 Cyg.

Nebulosa rodeando a la estrella WR124 en la constelación de Sagittarius. Las estrellas Wolf-Rayet son estrellas masivas, muy calientes y evolucionadas casi al final de su ciclo. Sufren una intensa pérdida de material debido a los fuertes vientos estelares que generan



Según el nivel de saturación de sus Lóbulos de Roche. Éste consiste en la región del espacio alrededor de una estrella en un sistema binario dentro de la cual el material que orbita gravitacionalmente está limitado a esa estrella. Si la estrella se amplía más allá de su lóbulo de Roche, el material que abandona el lóbulo caerá en la otra estrella atraído por su gravedad. Tenemos 9 subgrupos:


● AR: tipo AR Lacertae. Estas parejas son independientes siendo las dos componentes subgigantes que no llegan a llenar sus superficies equipotenciales interiores.


● D: estrellas independientes que no llegan a llenar su lóbulo de Roche.

▪DM: Sistema independiente cuyas estrellas pertenecen a la secuencia principal. Tampoco llegan a completar ninguna su lóbulo de Roche.

▪DS: Sistema de estrellas independientes donde una de las componentes es una subgigante que no llega a llenar su lóbulo de Roche.

▪DW: Sistema similar a W UMa, pero con las propiedades de tipo KW, sin estar las estrellas en contacto.


● K: Sistema en contacto. Todos los componentes llenan las superficies críticas.

▪KE: Sistema en contacto cuyas estrellas son de tipo espectral OA. Ambos componentes están cerca de alcanzar su tamaño crítico.

▪KW: Sistema de contacto tipo W UMa. La estrella principal pertenece a la secuencia principal y la secundaria está situada debajo y a la izquierda de la secuencia principal. Sus componentes alcanzan forma elipsoidal.


● SD: Sistemas unidos en los que la superficie de la estrella de menor masa está cerca de su lóbulo de Roche interior.





2.-Variables rotantes




La variabilidad es causada por algún fenómeno relacionado con su propia rotación. Se dan casos de estrellas con manchas solares gigantes, que afectan a su brillo aparente, o estrellas que sufren una inhomogeneidad térmica o química de la atmósfera estelar causada por un campo magnético cuyo eje no coincide con el eje de rotación.

Otro caso a tener en cuenta en este tipo de estrellas es el de aquellas que tienen una forma elipsoidal debido a una rápida rotación. Las estrellas rotantes forman frecuentemente parte de sistemas binarios.

Tenemos 6 subgrupos:


Tipo Alpha Canes Venaticorum

Son estrellas de la secuencia principal que sufren fuertes campos magnéticos. Su espectro muestra una disminución entre los elementos más comunes presentes en las estrellas, mostrando en cambio, un alto contenido de elementos pesados. Las variaciones de brillo se producen en periodos que van desde 0,5 a 160 días y la magnitud oscila en un intervalo de entre 0,01 a 0,1 mag. Suelen ser de clase espectral B8p-A7.


En este grupo también se pueden añadir las estrellas ACVO. Son ACVs con periodos cortos de pulsaciones no radiales de tipo espectral Ap. El periodo de pulsación oscila entre 6 y 12 minutos y su magnitud llega a variar en 0,01 mag. Estos cambios se superponen a los causados por la rotación.



Tipo ELL

o Per y Alpha Vir son dos ejemplos de estas variables rotantes. Son sistemas binarios cerrados con componentes elipsoidales. El brillo aparente varía según la superficie que nos muestre el área superficial de cada estrella orientada hacia la Tierra, ya que varía con la rotación, pero sin que haya eclipses entre ellas. Los cambios de magnitud no superan el valor 0,1.



Tipo púlsar.

Por ejemplo CM Tau. Las variables PSR son estrellas de neutrones con una rápida rotación con un periodo de entre 0,001 y 4 segundos llegando la magnitud a variar en 0,8 mag. Poseen fuertes campos magnéticos e irradian en radio, visible y rayos X.



Variable tipo BY Draconis

Son estrellas enanas cuya variación de brillo se debe a la presencia de manchas en la superficie de la estrella o a la actividad cromosférica. Las variaciones se producen en un intervalo de tiempo desde horas a 120 días y su brillo sufre una variación que puede alcanzar desde algunas centésimas a 0,5 mag. Algunas de ellas muestran erupciones similares a las estrellas tipo UV Cet, por lo que también pueden clasificarse como eruptivas.


Diagrama de la estrella BO Microscopii denominada Speedy Mic por su rápida rotación, de tan sólo 9 horas


Tipo FK Comae Berenices

Son estrellas gigantes de rápida rotación con presencia de manchas en uno de sus hemisferios con brillo superficial no uniforme que presentan en su espectro líneas de emisión de P, H , K y Ca II, y en ocasiones líneas de hidrógeno alfa. Algunas pueden pertenecer a sistemas binarios espectroscópicos. Los periodos de variación de luz son idénticos a los periodos de rotación llegando a cambiar la magnitud en varias décimas. No se descarta que este tipo de estrellas sea producto de la evolución de sistemas binarios tipo EW.


Curva de luz de OU And


Tipo SX Arietis


Son estrellas de tipo B0p y B9P pertenecientes a la secuencia principal. Manifiestan un intenso campo magnético variable del orden de un día al igual que las variaciones de luminosidad (0,1 mag) y periodo de rotación. En el espectro presentan líneas variables de He II y Si II, por lo que a veces se denominan variables de helio. Podría decirse que son estrellas tipo ACV pero con mayor temperatura


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