Estrellas Variables

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.

¡Su descubrimiento!

Un antiguo calendario egipcio de días de la mala y buena suerte compuesto hace 3.200 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 siglos XVI y principios del siglo XVII.

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 46.000 estrellas variables en la Vía Láctea, así como 10.000 en otras galaxias y más de 10.000 variables "sospechosas".

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, situado en Lyra, la estrella BD +36 3317, lo fue por dos investigadores del Observatorio Astronómico Norba Caesarina (Cáceres) durante el año 2007.

¡Mira!

Una variable Mira es una estrella variable pulsante caracterizada por un color rojo intenso, un período de pulsación de más de 100 días, y una amplitud de más de una magnitud aparente. Son gigantes rojas en estados muy avanzados de su evolución estelar situadas en la rama asintótica gigante (RAG) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, que en el transcurso de unos millones de años expulsarán sus capas exteriores creando una nebulosa planetaria, quedando el núcleo remanente como una enana blanca.

Se piensa que las variables Mira tienen masas inferiores a 2 masas solares, pero al tener tan distendidas sus capas exteriores su luminosidad puede ser miles de veces mayor que la del Sol. Se piensa que las pulsaciones se producen por la expansión y la contracción de toda la estrella: esto produce un cambio en su temperatura y tamaño, lo que ocasiona la variación observada en su brillo. Las últimas observaciones han puesto de manifiesto que una gran parte de las variables Mira no tienen forma esférica.

Aunque las variables Mira tienen un comportamiento y una estructura similar, en realidad forman un grupo heterogéneo en cuanto a edad, masa, modo de pulsación y composición química. Algunas, como R Leporis, son estrellas de carbono, mientras que otras muestran un aumento o disminución en su período de pulsación a lo largo del tiempo.

Un pequeño subgrupo de variables Mira parecen cambiar su período a lo largo del tiempo; éste aumenta o disminuye sustancialmente (hasta un factor de tres) en el transcurso de décadas o siglos. Se cree que esto puede deberse a pulsos termales, producidos por una capa de hidrógeno cerca del núcleo estelar que llega a estar lo suficientemente caliente y densa para experimentar fusión nuclear. Esto cambia la estructura de la estrella, lo que se manifiesta por un cambio en el período. Se piensa que esto sucede en todas las variables Mira, pero a la corta duración de los pulsos termales (apenas unos miles de años) en relación a la permanencia en la rama asintótica gigante (varios millones de años), implica que sólo vemos este fenómeno en algunas de las muchas variables Mira conocidas. No obstante, la mayoría de ellas exhiben ligeros cambios de período entre ciclos, probablemente causados por un comportamiento no linear en la envoltura estelar, incluyendo desviaciones de la simetría esférica.

Las variables Mira suscitan un gran interés dentro de la astronomía amateur debido a sus espectaculares cambios de brillo. La estrella Mira (ο Ceti), a quien deben su nombre estas variables, es la estrella más notable dentro del grupo. En la siguiente tabla figuran algunas de las variables Mira más conocidas.

Y se preguntaran, Si Mira es rojo ¿Por qué la imagen es azul? Bueno, esta imagen es tomada con luz ultravioleta. En donde se aprecia el rastro que deja la estrella.

Son indispensables

Si bien este artículo no es una guía exhaustiva de todos los tipos de estrellas variables, sí es necesario que tengas presente que las estrellas variables son muy importantes en la astronomía actual, especialmente porque nos permiten poder calcular las distancias a determinados objetos y también determinar las masas, radios, temperaturas y luminosidad de las estrellas, en qué fase de su evolución están y un largo etcétera… Así que dejen sus comentarios para ampliar la información, para que ustedes y yo sigamos aprendiendo del Espacio Sideral. Amigos Eso es todo. Pero recuerden que el siguiente artículo habrá una sorpresa. Bueno, hasta la próxima. Adius.