¿Cómo se llaman las estrellas de pulsación variable? Cerrar sistemas binarios eclipses

Cualquier estrella puede considerarse variable: su brillo e incluso su color cambian con el tiempo. Pero estos cambios ocurren tan lentamente que ninguna vida humana será suficiente para detectarlos. No en vano, desde la antigüedad el cielo estrellado ha sido considerado un símbolo de inmutabilidad y eternidad.

Pero incluso en el mundo estelar aparentemente constante hay muchas excepciones. Se trata de un gran grupo de estrellas cuyo brillo cambia en períodos de tiempo relativamente cortos y estos cambios pueden registrarse utilizando instrumentos astronómicos.

Las variables son estrellas "parpadeantes" que han cambiado su brillo al menos una vez. Pero la mayoría de las variables cambian periódicamente su brillo, lo que indica que se están produciendo procesos físicos inusuales en las proximidades de dicha estrella o en su interior.

Los cambios en el brillo de las estrellas no deben confundirse con su parpadeo, que se produce debido al movimiento de masas de aire que tienen diferentes temperaturas en la atmósfera terrestre. Cuando se observan desde el espacio, las estrellas no parpadean, y si se registran fluctuaciones en su brillo, tenemos una variable frente a nosotros.

monstruo estrella

En la constelación de Perseo hay una estrella brillante de segunda magnitud, Algol, muy conocida por los astrónomos. Este nombre se traduce del árabe como "monstruo", y en las imágenes medievales de Perseo esta estrella desempeñaba el papel de "ojo" de la cabeza cortada de Medusa la Gorgona. Y no en vano: hace mucho tiempo se notó que Algol, con una periodicidad de aproximadamente tres días terrestres, reduce repentinamente su brillo en casi una magnitud y media, es decir, ¡tres veces y media!

Sólo en nuestros días ha sido posible averiguar exactamente el motivo de este “guiño”. Algol resultó ser un sistema inusualmente cercano de dos estrellas: Algol A y Algol B, cuya distancia es 16 veces menor que la distancia de la Tierra al Sol. La Algol B, menos masiva, es más grande que la Algol A, pero la subgigante tiene un brillo mucho más débil que su compañera estrella de la secuencia principal, Algol A. Cuando una estrella más brillante es "eclipsada" por una estrella menos brillante para un observador en la Tierra, la cantidad total de luz proveniente del sistema se vuelve significativamente menor.

Estas variables (y había bastantes entre las estrellas dobles) se denominan variables ópticas o eclipsantes.

El misterio del Delta Cefeo

Otra cosa son las estrellas que no son binarias, pero que periódicamente cambian mucho su brillo. Obviamente, el punto aquí no es la naturaleza del movimiento de la estrella, sino los complejos procesos que ocurren en sus profundidades. La primera de estas estrellas estudiada por los astrónomos fue Delta Cephei: cambia su brillo en una magnitud estelar completa en 5 días y 9 horas. Los estudios del espectro de esta estrella han demostrado que sus líneas cambian periódicamente hacia la región roja o violeta. En el caso de una sola estrella, esto significa que su superficie se aleja rápidamente del observador o se acerca rápidamente a él: la estrella pulsa, crece y cae, y al mismo tiempo cambia el color y la temperatura de la superficie. Además, si como mínimo su diámetro es igual a cuarenta diámetros de nuestro Sol, como máximo aumenta en cuatro diámetros solares a la vez.

¿Qué sucede en las profundidades de Delta Cephei y estrellas similares?

Los astrofísicos han logrado construir un modelo teórico de estrellas de este tipo. En las profundidades de Delta Cephei hay una capa de materia con propiedades especiales, que parece acumular la energía liberada en el núcleo de la estrella. Cuando la cantidad de energía que contiene alcanza su máximo, la capa libera instantáneamente toda la energía acumulada "hacia arriba". A partir de tal “choque de energía”, las capas externas de la estrella se calientan o se enfrían, comprimiéndose o expandiéndose en consecuencia. Al mismo tiempo, en su brillo mínimo, Delta Cephei pertenece a la misma clase espectral que la nuestra, y en su máximo se convierte en una estrella blanca con una temperatura superficial superior a 10 mil grados.

Faros del universo

A principios del siglo XX, la astrónoma estadounidense Henrietta Leavitt (1868-1921), que descubrió unas 2.400 estrellas variables, descubrió la relación entre el período de cambio en el brillo de las estrellas variables y su luminosidad: cuanto más largo era el período, mayor la luminosidad. Después de medir el período, ahora era posible determinar la luminosidad y, conociéndola, medir la distancia a la estrella.

Así, estrellas como Delta Cephei (llamadas cefeidas) se convirtieron para los astrónomos en una especie de faros con los que los investigadores pueden determinar las distancias a los sistemas estelares en los que se encuentran las variables. Y como la mayoría de las cefeidas pertenecen a la clase de las supergigantes amarillas y emiten mucha energía, pueden verse a grandes distancias e incluso en otras galaxias.

También hay estrellas variables que cambian su brillo sin ningún patrón visible: variables irregulares, e incluso aquellas estrellas que normalmente consideramos más ordinarias y estables son las Cefeidas. Esta es, por ejemplo, la Estrella Polar; solo que los cambios en su brillo no son tan obvios como los de otras cefeidas.

En 1922, el eminente astrónomo estadounidense Edwin Powell Hubble descubrió varias cefeidas y, utilizando estrellas variables como estándar de luminosidad, calculó su distancia. Así, por primera vez en la historia de la astronomía, se demostró la existencia de objetos espaciales fuera de nuestro sistema estelar: la Nebulosa de Andrómeda resultó ser una galaxia espiral gigante, a 2,5 millones de años luz de la Vía Láctea.

estrellas variables

Aunque a primera vista las estrellas que brillan en el cielo parecen constantes, resulta que muchas de ellas cambian su brillo aparente con el tiempo. La estrella se vuelve más brillante y más débil. Estas estrellas se denominan estrellas variables. Para algunas estrellas variables, el brillo cambia estrictamente periódicamente. Para otros cambia más o menos periódicamente, para otros cambia de manera completamente caótica. Hay estrellas que brillan inesperadamente. Donde hace unos días en las fotografías había una estrella apenas visible, hoy hay una estrella brillante, visible a simple vista. Después de unos meses, el brillo de la estrella vuelve a disminuir. Algunas estrellas tienen llamaradas repetidas. Hay estrellas que tienen llamaradas muy rápidas. En unos minutos, la estrella se vuelve cientos de veces más brillante y después de una hora vuelve a su estado original.

Las amplitudes de las fluctuaciones de brillo de varias estrellas variables oscilan entre varias centésimas de magnitud estelar. La magnitud estelar es una característica del brillo visible de las estrellas. El coeficiente para determinar las magnitudes de las luminarias es 2,512. El punto cero del sistema de magnitud lo determinaba convencionalmente un grupo de estrellas en la región de la Estrella Polar, denominada serie polar norte. La magnitud aparente no tiene nada que ver con el tamaño de la estrella. Este término tiene orígenes históricos y caracteriza únicamente el brillo de una estrella. Las estrellas más brillantes tienen magnitud cero o incluso negativa. Por ejemplo, estrellas como Vega y Capella tienen una magnitud aproximadamente cero, y la estrella más brillante de nuestro cielo, Sirio, tiene una magnitud de menos 1,5. La magnitud se indica en la parte superior con la letra latina minúscula m (de la palabra "magnitud" - magnitud). Para las estrellas que no son visibles a simple vista, se utiliza la misma escala de magnitud. hasta 15-17 magnitudes. Con el desarrollo de la tecnología y la mejora de los receptores que registran el brillo de las estrellas, ha sido posible descubrir nuevas estrellas variables con amplitudes muy pequeñas y períodos cortos. El número total de estrellas variables descubiertas en la Galaxia Galáctica. A diferencia de otras galaxias, su nombre se escribe con mayúscula. alrededor de 40.000, y en otras galaxias la Galaxia es un enorme sistema estelar en rotación: más de 5.000 para designar estrellas variables, se utilizan letras latinas que indican la constelación en la que se encuentra la estrella. Dentro de una constelación, a las estrellas variables se les asigna secuencialmente una letra latina, una combinación de dos letras o la letra V con un número. Por ejemplo: S Car, RT Per, V557 Sgr.

Las estrellas variables se dividen en tres grandes clases: pulsantes, eruptivas (explosivas) y eclipsantes. Las estrellas pulsantes tienen un cambio suave de brillo. Es causada por cambios periódicos en el radio y la temperatura de la superficie. A medida que las estrellas se contraen, la temperatura aumenta. Un aumento de temperatura conlleva un aumento de la luminosidad. La luminosidad es la energía total emitida por una estrella por unidad de tiempo, a pesar de que el radio disminuye. Los períodos de las estrellas pulsantes varían desde fracciones de día (estrellas tipo RR Lyrae) hasta decenas (Cefeidas) y cientos de días (estrellas tipo Miridas - Mira Ceti). En las estrellas Cefeidas y RR Lyrae, la periodicidad se mantiene con una precisión asombrosa. En estrellas variables con cambios de brillo semirregulares o caóticos, las pulsaciones, aunque más potentes, se producen de forma irregular. Todas las Cefeidas son gigantes, estrellas de gran luminosidad, muchas de ellas son supergigantes, estas incluyen estrellas con mayor luminosidad. Las míridas se llaman estrellas variables de período largo. Los cambios en su brillo van acompañados de cambios en su temperatura. Mira Ceti en su máxima expresión es casi tan brillante como la Estrella Polar. Las estrellas variables de este tipo también son estrellas supergigantes. Se han descubierto unas 14.000 estrellas pulsantes.

La segunda clase de estrellas variables son las explosivas o, como también se les llama, estrellas eruptivas. Estas incluyen, en primer lugar, las supernovas. Las supernovas son las estrellas más brillantes que aparecen en el cielo como resultado de las llamaradas estelares. Las nuevas novas son estrellas cuyo brillo aumenta repentinamente en cientos, miles y, a veces, millones de veces, las novas repetidas. Estrellas tipo nova y simbióticas. Todas estas estrellas se caracterizan por estallidos únicos o repetidos de naturaleza explosiva con un aumento repentino de brillo. Muchas de estas estrellas son componentes de sistemas binarios cercanos y surgen procesos violentos cuando los componentes de dichos sistemas interactúan. satélite de estrella variable

Anteriormente se pensaba que realmente estaban resurgiendo nuevas estrellas. Pero estas estrellas existieron antes: aparecen como estrellas débiles en fotografías del cielo estrellado tomadas anteriormente.

Algunas (y quizás todas) las nuevas estrellas brillan repetidamente. Así, las estrellas muy calientes que tienen un estado especial e inestable pueden estallar repentinamente y aumentar de tamaño a una velocidad de cientos de kilómetros por segundo. Durante un destello, sus capas exteriores de gas se desprenden y se precipitan hacia el espacio a gran velocidad. Con el tiempo, estos gases se disipan.

En raras ocasiones se observan explosiones de supernovas. Se diferencian en que su luminosidad durante una llamarada es decenas y cientos de millones de veces mayor que la luminosidad del Sol. Actualmente, los astrónomos y físicos están trabajando arduamente para resolver la cuestión de qué causas físicas causan un fenómeno tan grandioso como las explosiones de supernovas.

En segundo lugar, las estrellas en erupción incluyen estrellas jóvenes, rápidas e irregulares, estrellas UV de tipo Ceti y varios objetos relacionados. El número de erupciones abiertas supera las 2000.

Las estrellas pulsantes y en erupción se denominan estrellas físicas variables, ya que los cambios en su brillo aparente están asociados con procesos físicos que ocurren en ellas. Esto cambia la temperatura, el color y, a veces, el tamaño de la estrella.

La tercera clase de estrellas variables incluye variables eclipsantes. Se trata de sistemas binarios cuyo plano orbital es paralelo a la línea de visión. A medida que las estrellas se mueven alrededor de un centro de gravedad común, alternativamente se eclipsan entre sí, lo que provoca fluctuaciones en su brillo.

Curva de luz de la estrella Algol. Horizontal muestra el tiempo en horas.

Diagrama de movimiento del satélite Algol

En sistemas cercanos, los cambios en el brillo total pueden ser causados ​​por distorsiones en la forma de las estrellas. Los períodos de cambio en el brillo de las binarias eclipsantes varían desde varias horas hasta decenas de años. En la galaxia se conocen más de 4.000 estrellas de este tipo.

También existe una pequeña clase separada de estrellas variables: las estrellas magnéticas. Además de un gran campo magnético, presentan fuertes faltas de homogeneidad en las características de la superficie. Estas faltas de homogeneidad durante la rotación de la estrella provocan un cambio de brillo.

Para aproximadamente 20.000 estrellas no se ha determinado la clase de variabilidad.

Los astrónomos estudian con mucho cuidado las estrellas variables. Los cambios observados en el brillo, el espectro y otras cantidades permiten determinar las principales características de una estrella, como luminosidad, radio, temperatura, densidad, masa, así como estudiar la estructura de las atmósferas y las características de varios flujos de gas. A partir de observaciones de estrellas variables en varios sistemas estelares, es posible determinar la edad de estos sistemas y el tipo de su población estelar. La notable relación “período-luminosidad” descubierta para las Cefeidas permite calcular el verdadero brillo de la estrella y, por tanto, la distancia a ella, a partir del período establecido. Si se descubre una cefeida en algún cúmulo de estrellas muy distante, entonces el período de cambio en su brillo y, por tanto, en su luminosidad, se mide a partir de las observaciones. Y después de esto es fácil calcular a qué distancia se encuentra esta cefeida, si a una determinada luminosidad nos aparece en su brillo como una estrella de tal o cual magnitud. Las dimensiones del cúmulo, por grandes que sean, son insignificantes en comparación con la distancia al mismo, lo que significa que todas las estrellas incluidas en él se encuentran aproximadamente a la misma distancia de nosotros. De esta forma se midieron distancias a partes distantes de nuestra galaxia, así como a otras galaxias. Las observaciones modernas han demostrado que algunas estrellas dobles variables son fuentes cósmicas de radiación de rayos X.

Continúo la serie de artículos “libro de referencia astronómica”. Y hoy consideraré otro tema importante que le será útil cuando lea artículos de la sección: estrellas variables. Con el tiempo, las estrellas pueden cambiar su brillo (brillo); estas estrellas se denominan variables. Las estrellas variables cambian su brillo debido a cambios físicos en el estado de la propia estrella, así como a los eclipses, si hablamos de sistemas binarios (múltiples), estas son estrellas variables eclipsantes.

Existen los siguientes tipos de estrellas físicas variables:

• pulsante- caracterizado por cambios de brillo continuos y suaves: Cefeidas, Miras, tipo RR Lyrae, irregulares, semirregulares;
• eruptivo- caracterizado por cambios de brillo irregulares, rápidos y fuertes provocados por procesos de naturaleza explosiva (eruptiva): nuevas estrellas, supernovas.

Las estrellas variables tienen designaciones especiales. Estas estrellas en cada constelación están designadas por una secuencia de letras del alfabeto latino: R, S, T, ..., Z, RR, RS, ..., RZ, SS, ST, .... ZZ, AA, …, AZ, QQ, …, QZ con la adición del nombre de la constelación correspondiente (RR Lyr). De esta forma podemos designar 334 estrellas variables en cada constelación. Si el número excede 334, los siguientes se denominan V 335, V 336, etc.

Estrellas variables eclipsantes

Estrellas variables eclipsantes- pares de estrellas cercanas que no pueden separarse ni siquiera con los telescopios más potentes; la magnitud aparente cambia debido a los eclipses periódicos de un componente del sistema sobre el otro para un observador desde la Tierra. La estrella con mayor luminosidad es la principal, y la estrella con menor luminosidad es la satélite. Los ejemplos más populares son: β Perseus (Algol) y β Lyrae.

Debido a la superposición de una estrella con otra, la magnitud total cambia periódicamente.

Curva de luz- un gráfico que muestra el cambio en el flujo de radiación de una estrella en función del tiempo. Cuando una estrella está en su máximo brillo, es era maxima, mínimo (o máximo) - época mínima. La diferencia entre las magnitudes estelares máxima y mínima se llama amplitud, y el intervalo de tiempo entre dos máximos (mínimos) es periodo de variabilidad.

Gráfico de cambios en el flujo de radiación de la estrella a lo largo del tiempo.

Con base en los datos del gráfico, puede determinar los tamaños relativos de los componentes y tener una idea general de su forma. Los valores mínimos (valles) en el gráfico pueden diferir en magnitud dependiendo de cuál de las estrellas se superpuso a su componente: el satélite principal o el satélite principal.

Hoy en día se conocen unas 4.000 estrellas eclipsantes de distintos tipos. El período mínimo de revolución de las estrellas conocido por los astrónomos es de poco menos de una hora, el máximo es de 57 años.

Estrellas variables físicas

cefeidas

Cefeidas - gigantes pulsantes F y G, que llevan el nombre de la estrella δ (delta) Cephei. El período de pulsación oscila entre 1,5 y 50 días. La amplitud (la diferencia entre el máximo y el mínimo) del brillo de las cefeidas puede alcanzar los 1,5 m. Un representante típico de las cefeidas es la Estrella Polar.

Cuando cambia el brillo, cambian la temperatura de la fotosfera, los índices de color y el radio de la fotosfera. La pulsación de una estrella ocurre cuando la opacidad de las capas externas de la estrella bloquea parte de la radiación de las capas internas. Esto se debe a la sustancia helio, que primero se ioniza y luego se enfría y se recombina.

Gráfico de cambios de brillo η Aql (eta Aquila) y δ Cep (delta Cephei)

En nuestra galaxia, la Vía Láctea, hoy hay más de 700 Cefeidas.

A su vez, las Cefeidas se dividen en 3 grupos más:

1. Las delta cefeidas (Cδ) son cefeidas clásicas.
2. W Virgo (CW) Las cefeidas no se encuentran en el plano galáctico. Normalmente se encuentra en . Curiosamente, alcanzan su temperatura máxima en los intervalos entre la luminosidad máxima y mínima.
3. Las Zeta Cefeidas (Cζ) son Cefeidas de baja amplitud. Tienen curvas de luz simétricas.

Estrellas de RR Lyrae

Un tipo separado incluye estrellas del tipo RR Lyra. Se trata de gigantes de clase espectral A. El período de variabilidad de estas estrellas es de 0,2 a 1,2 días. Cambian de brillo muy rápidamente y la amplitud alcanza una magnitud. A medida que cambia el brillo, cambia el índice de color, lo que se asocia con un cambio en la temperatura de la fotosfera. Como máximo, la estrella se ilumina (se vuelve blanca), es decir. Hace más calor. El radio de la estrella (velocidades radiales) también cambia.

La gran mayoría de estrellas de este tipo se concentran en cúmulos estelares globulares. A continuación (espectro-luminosidad) se muestra la ubicación aproximada de las estrellas Cefeidas y RR Lyrae:

Imagen tomada de Wikipedia

Míridas

Las Miridas se llaman de otra manera estrellas variables de período largo. Se trata de estrellas de tipo ω (omega) Ceti. La amplitud del cambio de brillo alcanza la décima (!) magnitud. El período de variabilidad varía mucho y oscila entre 90 y 730 días.

Los Mira incluyen la clase espectral M (y S y N adicionales, aún más frías).

La variabilidad del brillo se produce debido a las fluctuaciones de temperatura. Las miras incluyen estrellas en las que aparecen líneas de emisión en sus espectros.

Variables incorrectas

Estas son estrellas que exhiben cambios impredecibles de brillo. Son difíciles de observar y requieren más tiempo para determinar sus características. Un representante de este tipo de estrella es μ (mu) Cephei.

La amplitud del cambio de brillo no supera una magnitud. Los momentos de máximos o mínimos no se pueden determinar mediante fórmulas, ni se puede calcular su frecuencia. La curva de luz puede tener un periodo de hasta 4500 días. En un libro de astronomía encontré una gráfica de la estrella μ Cephei, cuyo brillo se calculó entre 1916 y 1928:

Si es posible determinar el valor promedio del ciclo y se observa cierta periodicidad, se denominan semi-regular, de lo contrario - equivocado.

Variables eruptivas

Una estrella enana variable, que manifiesta su variabilidad en forma de llamaradas repetidas explicadas por varios tipos de eyecciones de materia (erupciones), se llama eruptivo variable. Las estrellas en erupción pueden ser jóvenes o viejas.

Estrellas jóvenes

Las estrellas que no han completado el proceso de compresión gravitacional se llaman joven. Por ejemplo, T Tauro. Las estrellas jóvenes incluyen enanas de clases espectrales F y G con líneas de emisión en el espectro. En la Nebulosa de Orión (en la constelación de Orión), donde se produce una formación estelar activa, se pueden encontrar muchas estrellas jóvenes. Es imposible establecer un patrón de cambios en este tipo de estrellas. La amplitud del cambio de brillo puede alcanzar los 3 m.

La caótica variabilidad se explica por el hecho de que alrededor de estrellas jóvenes se observan pequeñas nebulosas brillantes, lo que indica la existencia de extensas envolturas gaseosas.

asignar por separado Estrellas de destellos tipo UV Ceti. Se trata de enanas de clases espectrales K y M. Se distinguen por un aumento muy rápido de luminosidad durante las llamaradas. En menos de un minuto, el flujo de radiación puede aumentar varias veces. Sin embargo, existe un gran grupo de estrellas fulgurantes cuyas llamaradas duran mucho tiempo, superando varios minutos. En el cúmulo de las Pléyades, todas las estrellas pertenecen a este tipo de estrellas.

Hasta la fecha, sólo se han descubierto unas 80 estrellas fulgurantes que tienen baja luminosidad y pueden observarse a poca distancia del Sol.

En general, todo lo que necesita saber y comprender sobre estrellas variables. Y ahora, cuando encuentre nombres o designaciones incomprensibles del tipo de estrella variable, siempre puede consultar este artículo para descubrir qué es qué.

Gracias por tomarse su tiempo para leer este importante tema. Si tienes preguntas, no dudes en escribirnos en los comentarios, lo resolveremos juntos.

Catálogos de estrellas variables.

Sistema de designación de estrellas variables.

El sistema moderno de notación de estrellas variables es un desarrollo del sistema propuesto por F. Argelander a mediados del siglo XIX. Argelander sugirió nombrar aquellas estrellas variables que aún no han recibido su designación con letras de la R a la Z en el orden de descubrimiento en cada constelación. Por ejemplo, R Hydrae es la primera estrella en la constelación de Hydra (constelación) en términos de tiempo de descubrimiento, S Hydrae es la segunda, etc. Así, se reservaron 9 designaciones variables para cada constelación, es decir, 792 estrellas. En la época de Argelander, semejante reserva parecía suficiente. Sin embargo, en 1881 se había superado el límite de 9 estrellas por constelación y E. Hartwig propuso añadir designaciones de dos letras a la nomenclatura según el siguiente principio:

Por ejemplo RR Lyr. Sin embargo, este sistema pronto agotó todas las opciones posibles en varias constelaciones. Luego los astrónomos introdujeron notaciones adicionales de dos letras:

La letra J se ha excluido de las combinaciones de dos letras para no confundirla con la I en la escritura a mano. Sólo después de que el sistema de notación de dos letras se agotó por completo, se decidió utilizar una numeración simple de estrellas para indicar la constelación, comenzando con el número 335, por ejemplo V335 Sgr. Este sistema todavía se utiliza hoy en día. La mayoría de las estrellas variables fueron descubiertas en la constelación de Sagitario. Cabe destacar que el último lugar en la clasificación de Argelander lo ocupó en 1989 la estrella Z Recisus.

Clasificación de estrellas variables.

A lo largo de la historia del estudio de las estrellas variables se ha intentado en repetidas ocasiones crear su clasificación adecuada. Las primeras clasificaciones, basadas en una pequeña cantidad de material de observación, agrupaban principalmente las estrellas según características morfológicas externas similares, como la forma de la curva de luz, la amplitud y el período de los cambios de brillo, etc. Posteriormente, junto con un aumento en el número de estrellas variables conocidas, el número de grupos con características morfológicas similares, algunos grandes se dividieron en varios más pequeños. Al mismo tiempo, gracias al desarrollo de métodos teóricos, ha sido posible realizar la clasificación no sólo según signos externos observables, sino también según procesos físicos que conducen a uno u otro tipo de variabilidad.

Para designar los tipos de estrellas variables, se utilizan las llamadas. Los prototipos son estrellas cuyas características de variabilidad se aceptan como estándar para un tipo determinado. Por ejemplo, estrellas variables como RR Lyr.

sistema guzo

Houzeau propuso en el siglo XIX la siguiente división de estrellas variables en clases:

1. Estrellas cuyo brillo aumenta o disminuye continuamente.
2. Estrellas con cambios periódicos de brillo.
3. * Estrellas como Mira Ceti- estrellas con períodos prolongados y cambios significativos de brillo.
4. * Estrellas con cambios de brillo bastante rápidos y regulares. Representantes característicos de β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
5. * Estrellas tipo Algol (β Persei). Estrellas con un período muy corto (de dos a tres días) y mediciones de brillo extremadamente precisas, que ocupan sólo una pequeña parte del período. El resto del tiempo la estrella mantiene su mayor brillo. Otras estrellas de tipo Algol: λ Tauri, R Canis majoris, Y Cygni, U Cephei, etc.
6. Estrellas con cambios de brillo irregulares. Representante - η Argus

Sistema de clasificación adoptado en OKPZ-3

En GCVS-3, todas las estrellas variables se dividen en tres grandes clases: variables pulsantes, variables eruptivas y variables eclipsantes. Las clases se dividen en tipos, algunos tipos en subtipos.

Las variables pulsantes incluyen aquellas estrellas cuya variabilidad es causada por procesos que ocurren en su interior. Estos procesos conducen a cambios periódicos en el brillo de la estrella y, con él, otras características de la estrella: temperatura de la superficie, radio de la fotosfera, etc. La clase de variables pulsantes se divide en los siguientes tipos:

Curva de luz de la estrella δ Cephei

1. Cefeidas de período largo(Cep): estrellas de alta luminosidad con períodos de 1 a ~70 días. Dividido en dos subtipos:
2. * Cefeidas clásicas(Cδ) - Cefeidas de la componente plana de la galaxia
3. * Virgo W estrellas(CW) - Cefeidas del componente esférico de la Galaxia
4. Variables lentas no válidas(L)
5. Variables de tipo RR Lyra(RR)
6. Variables de RV Tauro(RV)
7. Variables tipo β Cephei o β Canis Majoris(βC)
8. Variables de tipo δ Escudo(δSct)
9. Variables de tipo ZZ de China- enanas blancas pulsantes
10. Variables magnéticas α² Canes Venatici (αCV)

Estrellas variables eruptivas

Esta clase incluye estrellas que cambian su brillo de forma irregular o una vez durante las observaciones. Todos los cambios en el brillo de las estrellas en erupción están asociados con procesos explosivos que ocurren en las estrellas, en sus proximidades o con explosiones de las propias estrellas. Esta clase de estrellas variables se divide en dos subclases: variables irregulares asociadas con nebulosas difusas y estrellas rápidas irregulares, así como una subclase de novas y estrellas similares a novas.

Variables irregulares asociadas a nebulosas difusas y rápidas irregulares.

1. Variables de tipo UV(UV): estrellas de clase espectral d Me, que experimentan llamaradas de corta duración y de amplitud significativa.
2. * estrellas tipo UVn- un subtipo de estrellas ultravioleta asociadas con nebulosas difusas
3. Por variables de dragón(BY): estrellas de emisión de tipos espectrales tardíos, que muestran cambios periódicos de brillo con amplitud variable y una forma cambiante de la curva de luz.
4. Variables incorrectas(I). Caracterizado por índices a, b, n, T, s. El índice a indica que la estrella pertenece a la clase espectral O-A, el índice b indica la clase espectral F-M, n simboliza la conexión con nebulosas difusas, s - variabilidad rápida, T describe el espectro de emisión característico de una estrella T Tauri. Por tanto, la designación Isa se asigna a una variable irregular rápida de tipo espectral temprano.

Estrellas nuevas y parecidas a novas

1. * Nuevo rápido(N / A)
2. * Nuevos lentos(Nótese bien)
3. * Los nuevos muy lentos(Carolina del Norte)
4. * Nuevo repetido(Nº)
5. Estrellas tipo nova(NL)
6. Variables simbióticas de Andrómeda tipo Z(ZY)
7. Variables tipo Northern Crown R(RCB)
8. Variables tipo Géminis U(UG)
9. Variables tipo jirafa Z(ZCam)
10. Variables de tipo S Dorado(DAKOTA DEL SUR)
11. γ variables tipo Casiopea(γC)

Estrellas variables eclipsantes

Las estrellas variables eclipsantes incluyen sistemas de dos estrellas, cuyo brillo total cambia periódicamente con el tiempo. La razón del cambio de brillo puede ser el eclipse de estrellas entre sí, o un cambio en su forma por gravedad mutua en sistemas cercanos, es decir, la variabilidad está asociada con cambios en factores geométricos y no con variabilidad física.

1. Variables eclipsantes tipo Algol(EA) - las curvas de luz le permiten registrar el comienzo y el final de los eclipses; En los intervalos entre eclipses, el brillo permanece casi constante.

Curva de luz de la estrella β Lyrae

1. β Lyrae variables eclipsantes(EB) - Estrellas dobles con componentes elipsoidales que cambian continuamente de brillo, incluso entre eclipses. Definitivamente se observa un mínimo secundario. Los períodos suelen durar más de 1 día.
2. Variables eclipsantes tipo W de la Osa Mayor(EW): sistemas de contacto de estrellas de clases espectrales F y posteriores. Tienen períodos inferiores a 1 día y amplitudes normalmente inferiores a 0,8 m.
3. Variables elipsoidales(Ell) - sistemas binarios que no muestran eclipses. Su brillo cambia debido a cambios en el área de la superficie emisora ​​​​de la estrella frente al observador.

Sistema de clasificación adoptado en OKPZ-4

Durante el tiempo transcurrido entre la publicación de la tercera y cuarta edición del OKPZ, no sólo aumentó la cantidad de material observado, sino también su calidad. Esto permitió introducir una clasificación más detallada, introduciendo en ella una idea de los procesos físicos que provocan la variabilidad estelar. La nueva clasificación contiene 8 clases diferentes de estrellas variables.

1. Estrellas variables eruptivas- Se trata de estrellas que cambian su brillo debido a procesos violentos y llamaradas en sus cromosferas y coronas. Los cambios de luminosidad suelen producirse como consecuencia de cambios en la envoltura o pérdida de masa en forma de viento estelar de intensidad variable y/o interacción con el medio interestelar.
2. Estrellas variables pulsantes Son estrellas que exhiben expansión y contracción periódica de sus capas superficiales. Las pulsaciones pueden ser radiales o no radiales. Las pulsaciones radiales de una estrella hacen que su forma sea esférica, mientras que las pulsaciones no radiales hacen que la forma de la estrella se desvíe de la esférica y las zonas vecinas de la estrella pueden estar en fases opuestas.
3. Estrellas variables giratorias- Se trata de estrellas cuya distribución de brillo sobre la superficie no es uniforme y/o tienen una forma no elipsoidal, por lo que, cuando las estrellas giran, el observador registra su variabilidad. Las faltas de homogeneidad en el brillo de la superficie pueden ser causadas por manchas o temperatura o irregularidades químicas causadas por campos magnéticos cuyos ejes no están alineados con el eje de rotación de la estrella.
4. Estrellas variables cataclísmicas (explosivas y similares a novas). La variabilidad de estas estrellas se debe a explosiones, que son provocadas por procesos explosivos en sus capas superficiales (novas) o en sus profundidades (supernovas).
5. Binarias eclipsantes
6. Sistemas binarios ópticos variables con emisión de rayos X duros
7. Nuevos tipos de variables- tipos de variabilidad descubiertos durante la publicación del catálogo y por lo tanto no incluidos en el ya publicado clases.

cuyo brillo aparente varía. Estos cambios pueden tener un período de varios años o milésimas de segundo, y la magnitud de los cambios varía desde una milésima del brillo promedio hasta un aumento de 20 veces. Se han catalogado más de 100.000 estrellas variables, incluido el Sol. La densidad del flujo de energía de nuestra estrella varía aproximadamente un 0,1 por ciento, o una parte en mil, durante el ciclo solar de 11 años.

Historia de las estrellas variables

La primera estrella variable identificada fue Omicron Ceti, más tarde llamada Mira. En 1596 fue clasificada como nova y en 1638 Johann Hallwards observó cambios en el brillo de la estrella durante un ciclo de 11 meses. La distancia a la estrella es de 200 a 400 años luz. Se trata de un sistema binario formado por una estrella variable gigante roja. El período de fluctuaciones de brillo es de 332 días, y el brillo en el rango visible cambia cientos de veces durante un ciclo, mientras que en la parte infrarroja del espectro el brillo fluctúa solo dos veces. La segunda estrella también es variable, pero sin período exacto. Sus fluctuaciones de velocidad son causadas por la afluencia de materia desde la primera estrella. Este fue un descubrimiento importante porque, junto con las supernovas, demostró que las estrellas no eran entidades permanentes, como se creía desde la época de la Antigua Grecia.

Propiedades de las estrellas variables

Hay muchas razones para los cambios en el brillo aparente de las estrellas. Destaquemos que es visible, es decir, la estrella en sí no debería cambiar en absoluto; las condiciones de observación suelen cambiar, como, por ejemplo, en el caso de Algol; Sin embargo, algunas estrellas parpadean debido a cambios en sus propiedades: las variables pulsantes tienen radio o masa variables. Algunas estrellas variables son sistemas binarios, en los que otras estrellas están tan cerca que el material fluye constantemente de una a otra y viceversa. En general, la clasificación de las estrellas variables es muy rica, pero se dividen principalmente en función de la variabilidad: interna (en la astronomía rusa se acostumbra considerar las variables eruptivas por separado) o externa.

Razones internas

Las cefeidas son estrellas muy brillantes, con un brillo de 500 a 300 000 solares y con un período de pulsación muy corto, de 1 a 100 días. Estas estrellas se expanden y contraen siguiendo un patrón claro. Estas estrellas son especialmente valiosas para los astrónomos, ya que medir los cambios en su brillo permite determinar con mucha precisión sus distancias, lo que convierte a las cefeidas en los obstáculos del Universo. Otros tipos de estrellas variables con causas internas de fluctuaciones de brillo: RR Lyrae, estrellas viejas de período corto, más pequeñas que las Cefeidas; RV Taurus, supergigantes con enormes fluctuaciones de brillo; tipo Mira (llamado así por la primera estrella variable), supergigantes rojas frías; Gigantes rojas irregulares o supergigantes con períodos largos que van de 30 a 1000 días, Betelgeuse pertenece a este tipo y son principalmente supergigantes rojas.

Las variables eruptivas también están asociadas con procesos internos; aumentan drásticamente su brillo debido a explosiones termonucleares dentro o en la superficie de la estrella. Entre ellas se incluyen estrellas dobles cercanas que intercambian masa. Las supernovas, novas, novas repetidas, novas enanas y otras son un grupo de estrellas que experimentan grandes cambios bruscos de brillo, generalmente debido a una explosión. Las más famosas son las supernovas, que pueden eclipsar a una galaxia entera y aumentar su brillo cien millones de veces. Las novas y las novas repetidas son estrellas dobles cercanas en cuyas superficies se producen explosiones, pero, a diferencia de las supernovas, las estrellas no se destruyen. Las novas enanas son sistemas binarios de enanas blancas que intercambian masa, provocando que exploten periódicamente. Son similares a las variables simbióticas, que consisten en una gigante roja y una estrella azul caliente, encerradas en una capa común de polvo y gas.

Razones externas

Las variables eclipsantes son estrellas que pasan una delante de la otra, bloqueando parte de la luz. También puede ser causado por los planetas de la estrella. Las estrellas en rotación tienen un brillo variable debido a la presencia de puntos oscuros o, por el contrario, brillantes en su superficie y a la rotación de la estrella. Se observan cambios similares en el caso de una estrella cuya forma es notablemente diferente a la de una esfera (normalmente en un sistema binario). En este caso, la rotación del elipsoide provoca cambios en el área de la superficie radiante. Los púlsares también pertenecen a este tipo.

Investigación futura

Los estudios de estrellas variables proporcionan a los astrónomos datos sobre masas, radios, temperaturas y otras propiedades de las estrellas. De forma indirecta se obtiene información sobre la estructura y evolución de la estrella. Sin embargo, estudiar estrellas variables de período largo lleva mucho tiempo, normalmente décadas. Los astrónomos aficionados desempeñan un papel importante en la observación actual de estrellas variables. Algunas variables son especialmente importantes para la ciencia, como las Cefeidas, que proporcionan información sobre la edad del Universo. El estudio de las variables tipo Mira proporciona información sobre el Sol y estrellas similares a él, las supernovas tipo Ia se utilizan para medir la tasa de expansión del Universo, las variables eruptivas - en el estudio de núcleos galácticos activos y supermasivos.