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Estrellas Variables |
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� 2003. Carlos Andr�s Carvajal T. Astr�nomo Autodidacta. Todas las estrellas sufren cambios en su luminosidad y brillo durante las diferentes etapas de su evoluci�n. Existen, sin embargo, algunas cuyo cambio se verifica con rapidez en intervalos de tiempo mensurables por los humanos, a ellas se les denomina Variables. Los cambios en magnitud aparente se representan en graficas llamadas curvas de luz. En ellas, se observa la amplitud o diferencia entre el brillo m�ximo y m�nimo y el periodo o tiempo en el que se completa un ciclo de cambio completo Para clasificar las estrellas variables se toma en cuenta el mecanismo por el cual su brillo cambia. Actualmente las variables se clasifican en: Extr�nsecas. Los cambios no dependen de condiciones f�sicas de las estrellas sino por condiciones externas como el eclipse por una estrella compa�era o por efecto de la rotaci�n estelar.
Intr�nsecas. La variabilidad del brillo se acompa�a de cambios en las caracter�sticas f�sicas de la estrella y est�n en general relacionadas a cambios evolutivos.
EXTR�NSECAS Binarias eclipsantes Son sistemas estelares cuya �rbita se encuentra en el plano de visi�n desde la tierra, de esta manera, cuando un componente pasa por enfrente o detr�s del otro (visto desde la tierra) el brillo del conjunto cambia. De acuerdo al comportamiento de sus curvas de luz ( comportamiento de la suma de la luz de las dos estrellas -luz integrada) se han dividido en tres tipos:Algol. Es una binaria semi desconectada, la fricci�n de marea es peque�a y las superficies de las estrellas 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 d�as, siendo el prototipo Algol la primera variable eclipsante descubierta.
Beta Lyrae. En este caso las estrellas son muy cercanas y existen transferencia de masa produciendo un disco de acreci�n alrededor de la secundaria ocult�ndola, en este caso la curva de luz no es plana en ning�n momento y por tanto no es posible determinar el momento en que el eclipse comienza o finaliza. Los periodos de variaci�n exceden en general de un d�a.
W Uma. Es una binaria en sobre contacto ambas est�n llenado su l�bulo de roche mezclando sus atm�sferas. La curva de luz cambia continuamente Los periodos de variabilidad son menores a un d�a. No es posible determinar el comienzo o finalizaci�n de los eclipses
EXTR�NSECAS
Variables pulsantes Son estrellas que tienen ciclos de expansi�n y compresi�n de sus capas superficiales y ya han pasado por la etapa estable de la secuencia principal. La primera variable puls�til fue descubierta por David Fabricius en 1595 y la llamo estrella maravilla o Mira localizada en la constelaci�n de la Ballena. Variable de periodo largo tipo Mira. Tienen periodos de variaci�n entre 80 y 1000 d�as. con amplitud de variaci�n entre 2.5 y 5.0 m. Las estrellas de este grupo son gigantes roja fr�as (3500 K) que var�an en brillo por un factor de 100 en periodos de meses o a�os, por tanto se les ha denominado de largo periodo. El mecanismo por el cual var�an en su brillo aun no es bien comprendido. Seg�n las l�neas de emisi�n se clasifican en:
Cefeidas. Delta Cefei fue la primera descubierta por John Goodricke en 1784 con un ciclo de variaci�n de 5.4 d�as. Son estrellas subgigantes de temperatura media cuyo periodo de variaci�n oscila entre 1 a 135 d�as con un cambio de magnitud entre 0.1 y 2. Su principal caracter�stica es que su brillo aumenta r�pidamente pero disminuye lentamente. Resultan del paso desde la secuencia principal o desde el brazo horizontal hacia gigantes rojas, durante este intervalo son inestables y sus capas externas se expanden y contraen, a esta zona se le conoce como banda de inestabilidad. Debido a que las cefeidas pueden ser vistas a distancias de millones de parsecs (son muy luminosas) y tienen una relaci�n directa entre el periodo de variaci�n y su luminosidad promedio "relaci�n de periodo luminosidad "(las mas d�biles pulsan r�pidamente y las mas luminosas lentamente), se puede determinar la luminosidad intr�nseca y mediante la ley inversa del cuadrado calcular la distancia a la que se encuentra. Este fen�meno fue descubierto por Enrieta Leavitt . Seg�n su contenido de metales las cefeidas se clasifican en tipo I y tipo II, las primeras poseen gran cantidad de metales y son estrellas de poblaci�n I y se denominan cefeidas tipo I, las segundas tienen poco metal y son de poblaci�n II, llamadas cefeidas tipo II. La importancia de esta clasificaci�n radica en que la relaci�n periodo luminosidad var�a de una poblaci�n a otra. Las cefeidas tipo II se conocen tambi�n como W Virginis. Las W Virginis mas brillantes y con periodos mas largos (30 a 150 d�as) se conocen como RV Tauri. Algunos autores adicionan a la categor�a de cefeidas Tipo II a las Delta Scuti o tambi�n cefeidas enanas que son del tipo espectral F con amplitud y periodo inferiores a los de RR Lyrae y luminosidad intr�nseca menor. RR Lyrae. Tambi�n se encuentran dentro de la banda de inestabilidad del diagrama HR. Las estrellas de baja masa no se convierten en cefeidas, despu�s de tener el Flash de helio pasan por la parte baja de la banda de inestabilidad, algunas de ellas se denominan RR Lyrae por su prototipo. Tienen propiedades y caracter�sticas similares a las cefeidas pero su periodo de variaci�n va de 0.2 a 1.2 d�as. La mayor�a se encuentran en c�mulos globulares. Pertenecen a la poblaci�n II (pobres en metales) y al igual de las cefeidas se ha utilizado para determinar la distancia. Semirregulares e irregulares (mu Cefei). Estrella gigantes y s�per gigantes cuyas capas externas pulsan con periodos sin regularidad entre 300 y 2000 d�as con variaciones de amplitud entre 1.0 a 2.0 m. Se clasifican en :
Variables eruptivas Se caracterizan por aumentos s�bitos del brillo que ocurren solo una vez o que recurren sin tener una periodicidad definida. Estrellas Flare. Conocidas como UV Ceti son intr�nsecamente fr�as, d�biles y rojas se encuentran en la secuencia principal, las fulguraciones o protuberancias sus capas superiores ocasionan variaciones cortas en su brillo, siendo los periodos de variaci�n irregulares y de corta duraci�n. T Tauri o variables nebulares. Son una fase en evoluci�n de protoestrellas de entre 0.7 y 3 veces la masa solar. Estas estrellas no han alcanzado una etapa de brillo constante antes de entrar en la secuencia principal. Sus variaciones son irregulares en tiempo y amplitud. Las YY Orionis son un tipo especial de T Tauri con caracter�sticas espectrogr�ficas especiales. La FU Orionis son T Tauri con incrementos significativos de su brillo estabiliz�ndose en �l con cambios radicales en su espectro. Variables catacl�smicas Presentan estallidos causados por los procesos termonucleares en la superficie o en el n�cleo supernovas. Estas incluyen Novas, Novas enanas (U Geminorum) y Supernovas Novas. Son causadas por reacciones termonucleares en la superficie de de una estrella enana blanca que se encuentra en sistemas binarios muy pr�ximos con periodos orbitales cortos entre 0.05 a 230 d�as. Las estrellas novas presentan un s�bito aumento del brillo por un factor de 104 - 108 en pocas horas con un brillo pico de 105 luminosidades solares (las supernovas cuyo origen es diferente alcanzan luminosidades solares de 109). Su brillo puede durar meses. A�os despu�s puede observarse una nebulosidad expandi�ndose a partir de la estrella madre de la nova El sistema estelar que da origen alas novas est� constituido por una estrella enana caliente (blanca o de neutrones) y una subgigante. La estrella enana por su mayor densidad toma material de la gigante hasta que su nuevo estado de mas a y presi�n comprime el hidrogeno de la superficie hasta que al alcanzar temperaturas de 107 K se inician las reacciones termonucleares estallando y liberando sus capas externas. Las Supernovas de Tipo Ia tienen una formaci�n similar, sin embargo, en estas ultimas la trasferencia de masa es tan alta que la las reacciones termonucleares se realizan dentro de la estrella y la explosi�n destruye la misma generando aumentos de brillo mucho mayores. Despu�s de una nova la estrella se preserva y este fen�meno se puede repetir en varias ocasiones. Durante su fase de quietud se pueden observar variaciones de brillo (variable eclipsante). Las estrellas U Geminorum tambi�n llamadas novas enanas o estrellas SS Cygni presentan explosiones recurrentes a intervalos regulares de varios meses, sin embargo el incremento de su brillo es muy inferior al de una nova. Sistemas binarios compuestos por una estrella enana o subgigante que rellena su l�bulo de Roche y una enana blanca rodeada por un disco de acreci�n. Z Camelopardalis, muestran variaciones c�clicas con intervalos de estabilidad. SU Ursae Majoris. Poseen dos tipos distintos de explosiones unas son suaves frecuentes y cortas con duraci�n de 1 a 12 d�as; El otro es brillante y menos frecuente y duran de 10 a 20 d�as. Supernovas. Son tratadas en la etapa final de la vida de las estrellas. Se describen cuatro tipos : Ia, Ib, Ic, y II.
SN tipo Ia. Tiene la misma formaci�n de una nova pero su estrella menor es una estrella de neutrones. En su espectro muestra l�neas de absorci�n de Ca y Si pero no de H o He. SN Tipo Ib. Resultan del colapso del n�cleo de estrellas masivas que pierden el hidr�geno de sus capas superficiales por esta raz�n no tienen l�neas de Hidr�geno pero si de he ionizado. SN Tipo Ic. Colapso del n�cleo en estrellas gigantes que han perdido sus capas de H y He por esto no muestran sus l�neas de absorci�n. SN tipo II. Colapso del n�cleo en una estrella masiva que conserva su capa de hidrogeno, en su espectro se observan fuertes l�neas de absorci�n de este elemento. Variables rayos X Estrellas binarias cercanas emisoras de rayos X. Uno de los componentes es un objeto caliente y compacto del tipo estrella de neutrones. Las emisiones de Rayos X se originan al caer material de la estrella normal al disco de acrecentamiento que rodea el cuerpo masivo. La diferencia entre estas y los pulsares que emiten rayos X es que las variables tienen periodos muy largos de horas o d�as La mayor parte del material que cae a la estrella es hidrogeno, este es sometido a una intensa presi�n y temperatura que inicia la conversi�n a helio quedando la estrella de neutrones cubierta por una delgada capa de hidrogeno y helio. Cuando la capa de helio alcanza aproximadamente un metro de espesor se inicia la fusi�n de helio aumentando s�bitamente la temperatura y generando la emisi�n de rayos X que cesa r�pidamente al disminuir la temperatura Otros Tipos No todas las variable entran en los grupos de pulsantes y eruptivas, algunas como las variables magn�ticas y rotativas tienen sus propias caracter�sticas. Estrellas A magn�ticas. Tambi�n llamadas de tipo alfa2 Venaticorum tienen gran variedad de periodos y la amplitud no supera la d�cima de magnitud. Se ha sugerido que todas las estrellas sufran este tipo cambios magn�ticos (como el sol) pero aun no hay equipos con la sensibilidad necesaria para detectarlos. Variables de giro. Los cambios de brillo dependen de la presencia de manchas oscuras o brillantes en su superficie. Las clases mas importantes son RS Canum Venaticorum y BY Draconis R Coronae Borealis. Tienen periodos irregulares con variaciones de amplitud de hasta 9. La variaci�n en este caso depende de la presencia de condensaci�n de part�culas de carbono en su atm�sfera que originan la ca�da en la luminosidad. Beta Cefeo o Beta Canis mayoris. Son muy calientes y masivas muy j�venes con periodos cortos y amplitudes peque�as Gamma Doradus. Descubiertas en 1994 de las cuales se conocen hasta ahora pocas pulsan con periodos muy breves con amplitud de mil�simas o cent�simas de magnitud pero se encuentran fuera de la banda de inestabilidad. Estrellas simbi�ticas. Tienen periodos de 30 - 500 d�as con variaciones de brillo entre 2 - 6 mag. Son binarias cercanas y el sistema esta rodeado por una envoltura de gases excitados por la radiaci�n de la estrella. |
