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 del "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 habitualmente 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.
La imagen muestra una estrella variable roja llamada V838 Monocerotis.
Una estrella variable es una estrella cuyo brillo cambia con el tiempo como resultado de procesos físicos que ocurren en su región. Estrictamente hablando, el brillo de cualquier estrella cambia con el tiempo en un grado u otro. Por ejemplo, la cantidad de energía liberada varía un 0,1% a lo largo de un ciclo solar de once años, lo que corresponde a un cambio en la magnitud absoluta de una milésima. Una variable es una estrella cuyos cambios de brillo se han detectado de forma fiable con el nivel actual de tecnología de observación. Para clasificar una estrella como variable, basta con que su brillo sufra un cambio al menos una vez.
Las estrellas variables son muy diferentes entre sí. Los cambios de brillo pueden ser periódicos. Las principales características de observación son el período, la amplitud de los cambios de brillo, la forma de la curva de luz y la curva de velocidad radial.
Las razones de los cambios en el brillo de las estrellas pueden ser: pulsaciones radiales y no radiales, actividad cromosférica, eclipses periódicos de estrellas en un sistema binario cercano, procesos asociados con el flujo de materia de una estrella a otra en un sistema binario, catastróficos. procesos como la explosión de una supernova, etc.
La variabilidad de las estrellas no debe confundirse con su parpadeo, que se produce debido a las fluctuaciones en el aire de la atmósfera terrestre. Cuando se observan desde el espacio, las estrellas no parpadean.
Las 10 constelaciones principales por número de estrellas variables según el catálogo OKPZ-4
La primera estrella variable fue identificada en 1638, cuando Johann Holvarda observó que la estrella Omicron Ceti, más tarde llamada Mira, pulsa con un período de 11 meses. Anteriormente, la estrella había sido descrita como una nova por el astrónomo David Fabricius en 1596. Este descubrimiento, combinado con observaciones de supernovas en 1572 y 1604, demostró que el cielo estrellado no era algo eternamente inmutable, como Aristóteles y otros habían enseñado a los filósofos de la ciencia. antigüedad. El descubrimiento de estrellas variables contribuyó así a la revolución en las visiones astronómicas que se produjo en el siglo XVI y principios del XVII.
La segunda estrella variable, descrita en 1669 por Geminiano Montanari, fue la variable eclipsante Algol. La explicación correcta de las razones de su variabilidad la dio en 1784 John Goodrike. En 1686, el astrónomo Gottfried Kirchi descubrió la estrella Chi Cygni y en 1704, gracias a Giovanni Maraldi, se hizo conocida R Hydrae. En 1786 ya se conocían 10 estrellas variables. John Goodrike agregó Delta Cephei (δ Cephei) y Sheliak (β Lyr) a su número con sus observaciones. Desde 1850, el número de estrellas variables conocidas ha aumentado dramáticamente, especialmente desde 1890, cuando la fotografía fue posible detectarlas.
La última edición del Catálogo General de Estrellas Variables (2008) enumera más de 46.000 estrellas variables propias, además de 10.000 de otras galaxias y otras 10.000 posibles variables.
El primer catálogo de estrellas variables fue elaborado por el astrónomo inglés Edward Pigott en 1786. Este catálogo incluía 12 objetos: dos supernovas, una nova, 4 estrellas del tipo ο Cet (Miridas), dos Cefeidas (δ Cep, η Aql), dos eclipsantes (β Per, β Lyr) y P Cyg. En el siglo XIX - principios del XX. Los astrónomos alemanes asumieron un papel destacado en el estudio de las estrellas variables. Después de la Segunda Guerra Mundial, por decisión de la Unión Astronómica Internacional (IAU) en 1946, el trabajo de creación de catálogos de variables fue confiado a los astrónomos soviéticos: el Instituto Astronómico Estatal. P.K. Sternberg (SAI) y el Consejo Astronómico de la Academia de Ciencias de la URSS (ahora INASAN). Aproximadamente una vez cada 15 años, estas organizaciones publican el Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS). La última cuarta edición se publicó entre 1985 y 1995. En los intervalos entre ediciones sucesivas del OKPZ, se publican adiciones al mismo. Paralelamente a la creación del GCVS, se está trabajando para crear catálogos de estrellas sospechosas de variabilidad en el brillo (CSV, en inglés NSV).
La cuarta edición del GCP sigue siendo la última edición “en papel”. En el siglo XXI, como muchos otros catálogos astronómicos, el GCVS se mantiene en formato electrónico y está disponible en el sistema VisieR con el nombre de Catálogo General de Estrellas Variables. Consta de 3 partes: un catálogo de estrellas variables, un catálogo de estrellas sospechosas de variabilidad y un catálogo de variables extragalácticas.
El moderno sistema de notación de estrellas variables es un desarrollo del sistema propuesto por Friedrich Argelander a mediados del siglo XIX. Argelander en 1850 propuso nombrar aquellas estrellas variables que aún no habían 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 variable de la constelación de Hydra 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 superó el límite de 9 estrellas por constelación y E. Hartwig propuso añadir designaciones de dos letras a la nomenclatura según el siguiente principio:
RR RS RT RU RV RW RX RY RZ
SS ST SU SV SW SX SY SZ
TT TU TV TW TX TY TZ
UU UV UW UX UY UZ
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:
AA AB AC … AI AK … AZ BB BC … BI BK … BZ … II IK … IZ KK … KZ … QQ … QZ
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 Incisor.
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 las estrellas variables conocidas, también aumentó el número de grupos con características morfológicas similares, algunos de los grandes se dividieron en otros 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 del tipo RR Lyr.
Gouzeau (francés: Jean-Charles Houzeau de Lehaie) propuso la siguiente división de estrellas variables en clases en el siglo XIX:
Estrellas cuyo brillo aumenta o disminuye continuamente.
Estrellas con cambios periódicos de brillo.
Estrellas como Mira Ceti son estrellas con períodos largos y cambios significativos de brillo.
Estrellas con cambios de brillo bastante rápidos y regulares. Representantes característicos de β Lyrae, δ Cephei, η Aquilae.
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.
Estrellas con cambios de brillo irregulares. Representante - η Argus
Nuevas estrellas.
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 ello, 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:
Las Cefeidas de período largo (Cep) son estrellas de alta luminosidad con períodos de 1 a ~70 días. Dividido en dos subtipos:
Cefeidas Clásicas (Cδ) - Cefeidas del componente plano de la Galaxia
Las estrellas W Virgo (CW) son cefeidas del componente esférico de la galaxia.
Variables lentas e incorrectas (L)
Estrellas tipo Mira Ceti (M)
Variables semirregulares (SR)
Variables de tipo RR Lira (RR)
Variables RV Tauri (RV)
Variables β Cephei o β Canis Majoris (βC)
Variables de tipo δ Shield (δ Sct)
Variable ZZ Ceti - enanas blancas pulsantes
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 rápidas irregulares, así como una subclase de novas y estrellas similares a novas.
Las variables de tipo UV Ceti (UV) son estrellas de tipo espectral d Me que experimentan llamaradas de corta duración y de amplitud significativa.
Estrellas de tipo UVn: un subtipo de estrellas UV asociadas con nebulosas difusas
BY Draconis (BY) variables son estrellas de emisión de tipos espectrales tardíos que exhiben cambios periódicos en el brillo con amplitud variable y forma cambiante de la curva de luz.
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 rápida irregular de tipo espectral temprano.
Nuevas estrellas (N)
Rápido nuevo (Na)
Lento nuevo (Nb)
Muy lento nuevo (Nc)
Nuevo repetido (Nr)
Estrellas tipo nova (Nl)
Variables simbióticas de Andrómeda tipo Z (ZAnd)
Variables tipo Northern Crown R (RCB)
Variables tipo U Géminis (UG)
Variables tipo jirafa Z (ZCam)
Supernovas (SN)
Variables tipo Doradus S (SD)
Variables tipo γ Casiopea (γC)
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.
Variables de eclipse 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.
Variables eclipsantes de tipo β Lyrae (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.
Las variables eclipsantes de tipo W Ursa Major (EW) son sistemas de contacto de estrellas de clases espectrales F y posteriores. Tienen períodos de menos de 1 día y amplitudes generalmente inferiores a 0,8 m.
Las variables elipsoidales (Ell) son 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.
Durante el tiempo transcurrido entre la publicación de la tercera y cuarta edición del OKPZ, no sólo aumentó la cantidad de material de observación, 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.
Las estrellas variables eruptivas son estrellas que cambian su brillo debido a procesos violentos y llamaradas en sus cromosferas y coronas. Los cambios de luminosidad suelen ocurrir debido a cambios en la envoltura o pérdida de masa en forma de viento estelar de intensidad variable y/o interacción con el medio interestelar. Las 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. Las estrellas variables en rotación son 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 por la temperatura o por faltas de homogeneidad química causadas por campos magnéticos cuyos ejes no coinciden con el eje de rotación de la estrella.
Estrellas variables cataclísmicas (explosivas y tipo nova). La variabilidad de estas estrellas está provocada por explosiones, que son provocadas por procesos explosivos en sus capas superficiales (novas) o en lo profundo de sus interiores (supernovas).
Binarias eclipsantes
Sistemas binarios ópticos variables con emisión de rayos X duros
Variables con otros símbolos
Los nuevos tipos de variables son tipos de variabilidad que se descubrieron durante la publicación del catálogo y, por lo tanto, no pertenecen a las clases ya publicadas.
Las clases 1 y 5 se superponen: las estrellas con tipos de variabilidad RS y WR pertenecen a ambas clases.
Número de estrellas variables por tipo según el catálogo OKPZ-4
Como saben, nuestro Sol tampoco brilla de manera completamente uniforme, sino que cambia ligeramente su actividad. Cada 11 años, aumenta el número de manchas solares en el Sol y aumenta su actividad. Por supuesto, las pulsaciones del Sol no se pueden comparar con las pulsaciones de las Cefeidas, y mucho menos con las novas y supernovas. Por tanto, nuestro Sol es una estrella permanente.
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 aparecía una estrella apenas perceptible, hoy brilla una estrella 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, se eclipsan alternativamente 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 heterogeneidades 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.
Las estrellas pulsantes se expanden y contraen, volviéndose más grandes y más pequeñas, más calientes y más frías, más brillantes y más tenues. Las propiedades físicas de estas estrellas son tales que simplemente pasan de un estado a otro y viceversa, como si oscilaran o palpitaran, como corazones que laten en el cielo.
Estrellas variables cefeidas
La astrónoma estadounidense Henrietta Leavitt descubrió que las cefeidas tienen una relación período-luminosidad. Este término significa que cuanto más largo sea el período de brillo (el intervalo entre picos de brillo sucesivos), mayor será el brillo verdadero promedio de la estrella. Por lo tanto, si se mide la magnitud aparente de una estrella variable Cefeida a medida que cambia a lo largo de días y semanas, y luego se determina el período de cambio de brillo, se puede calcular fácilmente el brillo real de la estrella.
¿Por qué es esto necesario? Y luego, conociendo el verdadero brillo de una estrella, puedes determinar la distancia a ella. Después de todo, cuanto más lejos está una estrella, más tenue parece, pero sigue siendo la misma estrella con el mismo brillo verdadero.
Las estrellas oscuras y distantes obedecen la ley del cuadrado inverso. Esto significa que si una estrella está 2 veces más lejos, aparecerá 4 veces más débil. Y si una estrella está 3 veces más lejos, parece 9 veces más tenue. Si la estrella está 10 veces más lejos, parece 100 veces más débil.
Recientemente, aparecieron en los medios informes de que con la ayuda del Telescopio Espacial Hubble fue posible determinar la escala y la edad del Universo. De hecho, este es el resultado de un estudio realizado con el telescopio Hubble de estrellas variables Cefeidas. Estas Cefeidas están ubicadas en galaxias distantes. Pero al observar el cambio en su brillo y utilizar la relación entre el período de cambio de brillo y la luminosidad, los astrónomos determinaron la distancia a estas galaxias.
Estrellas de RR Lyrae
Las estrellas RR Lyrae son similares a las Cefeidas, pero no son tan grandes ni tan brillantes. Algunas de ellas están ubicadas en un cúmulo globular de estrellas en nuestra galaxia, la Vía Láctea, y también tienen una relación entre el período de cambio de brillo y luminosidad.
Los cúmulos globulares son enormes formaciones esféricas llenas de estrellas viejas nacidas durante la formación de la Vía Láctea. Se trata de áreas del espacio de sólo 60 a 100 años luz de ancho, en las que se “empaquetan” desde varios cientos de miles hasta un millón de estrellas. Al observar los cambios en el brillo de las estrellas RR Lyrae, los astrónomos pueden estimar la distancia a dichas estrellas. Y si estas estrellas están en cúmulos globulares, entonces se puede determinar la distancia a estos cúmulos globulares.
¿Por qué es tan importante saber la distancia a un cúmulo de estrellas? He aquí por qué. Todas las estrellas ubicadas en un cúmulo se formaron simultáneamente a partir de una nube común. Y todos están ubicados aproximadamente a la misma distancia de la Tierra, ya que están en el mismo grupo. Por lo tanto, cuando los científicos construyen un diagrama H-R para las estrellas de un cúmulo, no habrá errores causados por diferencias en las distancias a diferentes estrellas. Y si conocemos la distancia al cúmulo de estrellas, entonces todas las magnitudes trazadas en el diagrama se pueden convertir en luminosidad, es decir, en la intensidad de la energía emitida por la estrella por segundo. Y estos valores se pueden comparar directamente con datos teóricos. Esto es exactamente lo que hacen los astrofísicos.
Estrellas variables de período largo
Mientras los astrofísicos procesan información de las estrellas variables Cefeidas y RR Lyrae, los astrónomos aficionados disfrutan observando estrellas variables de período largo llamadas variables Mira Ceti. Mira es otro nombre de la estrella Omicron Ki
Las estrellas variables como Mira Ceti pulsan como las Cefeidas, pero tienen períodos de variación de brillo mucho más largos, en promedio 10 meses o más, y, además, tienen una amplitud de variación de brillo mayor. Cuando el brillo de Mira Ceti alcanza su valor máximo, se puede ver a simple vista, y cuando el brillo es mínimo, se necesita un telescopio. Los cambios de brillo en las estrellas de período largo también se producen de forma mucho más irregular que en las cefeidas. La magnitud máxima que alcanza una estrella puede variar mucho de un período a otro. Las observaciones de este tipo de estrellas, que no son nada difíciles de realizar, permiten a los científicos obtener información científica importante. Y usted también puede contribuir al estudio de las estrellas variables (hablaré de esto con más detalle en la última sección de este capítulo).
Las estrellas variables son estrellas cuyo brillo varía. Algunas estrellas variables cambian de brillo periódicamente, mientras que otras experimentan cambios de brillo aleatorios. Las estrellas variables periódicas incluyen, por ejemplo, estrellas variables eclipsantes, que, como saben, son sistemas binarios. Sin embargo, a diferencia de ellas, se conocen decenas de miles de estrellas individuales cuyo brillo cambia debido a los procesos físicos que tienen lugar en ellas. Estas estrellas se denominan variables físicas. Su descubrimiento e investigación mostraron que la diversidad de estrellas se manifiesta no solo en el hecho de que las estrellas difieren entre sí en masa, tamaño, temperatura, luminosidad y espectros, sino también en el hecho de que algunas de estas características físicas no permanecen sin cambios durante las mismas estrellas
cefeidas
Las cefeidas son un tipo de estrella física variable muy común y muy importante.
Un estudio de los espectros de las Cefeidas muestra que cerca del brillo máximo, las fotosferas de estas estrellas se acercan a nosotros con mayor velocidad, y cerca del mínimo, se alejan de nosotros con mayor velocidad. Esto se desprende del análisis de los desplazamientos de líneas en los espectros de las cefeidas basándose en el efecto Doppler.
Esta es la primera vez que nos encontramos con el movimiento de la fotosfera de la estrella y, por tanto, con el cambio de su tamaño. De hecho, el tamaño del Sol y de otras estrellas similares prácticamente no cambia. Por tanto, a diferencia de este tipo de estrellas estacionarias, las Cefeidas son estrellas no estacionarias. Las cefeidas son estrellas pulsantes que periódicamente se inflan y contraen. A medida que la Cefeida pulsa, la temperatura de su fotosfera también cambia. La estrella tiene la temperatura más alta en su máximo brillo.
Existe una relación entre el período de pulsación de las Cefeidas de período largo y la luminosidad de estas estrellas, llamada "período-luminosidad". Si el período de cambio en el brillo de las Cefeidas se conoce a partir de observaciones, entonces se utiliza la relación "período-luminosidad". , se puede determinar su magnitud absoluta, y luego usando la fórmula es fácil calcular la distancia a la Cefeida, conociendo su magnitud aparente a partir de las observaciones. Dado que las cefeidas pertenecen a estrellas gigantes y supergigantes (es decir, aquellas que tienen tamaños y luminosidades enormes), son visibles desde grandes distancias. Al detectar cefeidas en sistemas estelares distantes, se puede determinar la distancia a estos sistemas.
Las cefeidas no se encuentran entre las estrellas más raras. Es probable que muchas estrellas sean cefeidas durante algún tiempo de sus vidas. Por tanto, estudiar las Cefeidas es importante para comprender la evolución de las estrellas.
Otras estrellas físicas variables
Las cefeidas son sólo uno de los muchos tipos de estrellas físicas variables. La primera estrella variable fue descubierta en 1596 en la constelación de Cetus (Mira Ceti o Amazing Cetus). Esta no es una cefeida. Sus fluctuaciones de brillo ocurren con un período de aproximadamente 350 d, y el brillo como máximo alcanza los 3 m y como mínimo los 9 m. Posteriormente se descubrieron muchas otras estrellas de período largo, como Mira Ceti.
Se trata principalmente de estrellas "frías", gigantes de la clase espectral M. El cambio en el brillo de tales estrellas aparentemente está asociado con pulsaciones y erupciones periódicas de gases calientes desde el interior de la estrella hacia las capas superiores de la atmósfera.
No todas las estrellas físicas variables presentan cambios periódicos. Hay muchas estrellas conocidas que pertenecen a variables semirregulares o incluso irregulares. Para estas estrellas, es difícil o incluso imposible notar un patrón en el cambio de brillo.
