Universo - Estrellas Variables

Durante años, los aficionados a la astronomía han seguido los ciclos cambiantes de luminosidad de multitud de lejanos soles variables. Uno de los más conocidos es Mira (Omicron Ceti), cuya variación fue descubierta en 1596 por David Fabricius, pastor holandés y experto aficionado. Mira es una estrella gigante roja de aproximadamente la misma masa que el Sol, cuya luminosidad varía durante un período de once meses. En sus momentos de máximo esplendor se distingue a simple vista, para luego irse atenuando, haciendo más difícil su visualización y dando la impresión de que desaparecerá para siempre. Sin embargo, el ocaso se detiene, el proceso se invierte y, nuevamente, se vuelve a ofrecer a nuestra mirada sin ayuda de instrumentos.

CLASES DE VARIABLES

Hay tres grandes clases de estrellas variables: pulsante, eruptiva y eclipsante.

	Las variables pulsantes brillan y se apagan al contraerse y dilatarse sus capas exteriores rítmicamente. Se clasifican según la pauta de sus períodos. Una variable pulsante bien conocida, Delta Cephei, es el prototipo de las variables Cefeidas, que tienen períodos regulares que van de uno a varios días. Cuanto más largo es un período de las Cefeidas, mayor es su magnitud absoluta. Esta relación es tan fiable que los astrónomos usan las Cefeidas como "velas estándar" para calcular las distancias a galaxias cercanas. Las estrellas de largo período, como Mira, son gigantes rojas que fluctúan como las Cefeidas, pero sus ciclos son menos regulares y sus períodos, que van de 80 días a 5 años, más largos. Entre otras variables pulsantes que forman sus propios subtipos se encuentran RR Lyrae y RV Tauri. Las variables semirregulares e irregulares también son tipos de variables pulsantes.·
	Las cataclísmicas, o eruptivas, muestran grandes destellos súbitos de luminosidad. Muchas son novas, sistemas binarios que estallan una vez en un ciclo que puede durar miles de años. Las novas enanas, como U Geminorum, estallan con más frecuencia en ciclos que duran semanas. Las supernovas se clasifican a menudo como cataclísmicas, pero sus destellos sólo ocurren una vez y destruyen la estrella.A veces se incluye en la categoría cataclísmica a las peculiares estrellas R Coronae Borealis. A intervalos irregulares, se desvanecen rápidamente y pierden de 6 a 8 magnitudes, posiblemente a causa de una erupción de hollín de carbón en su atmósfera.
	Las variables eclipsantes, como Beta Lyrae, son sistemas binarios en los que una estrella eclipsa a la otra al entrecruzarse sus órbitas. Desde la Tierra, lo vemos como un descenso periódico de producción de luz, seguido de un retorno a la luminosidad normal.

ESTRELLAS MIRA

Aunque disponemos de miles de ejemplos, las variables a largo plazo, como Mira, son las más conocidas. Son gigantes rojas cuya variación dura cientos de días, con un ciclo mucho menos regular que en otros casos. Su aparente cambio de luminosidad suele ser de 6 o 8 magnitudes (un factor de varios cientos)  aunque la transformación real, en cuanto al tamaño de estas estrellas, no llega a alcanzar la mitad de su volumen.

BINARIAS ECLIPSABLES

Son pares muy próximos, cada uno de los cuales gira alrededor del otro en horas o días. Periódicamente se eclipsan mutuamente, vistos desde la Tierra, provocando una caída del brillo observable El miembro más pequeño del par suele ser el más brillante y origina una extraña bajada de luz cuando su superficie se oscurece. La variación exacta de la luz revela hasta qué punto se atraen los pares muy cercanos.
 La más famosa es Algol, en Perseo; cada 2,9 días, el miembro más débil pasa por delante del más brillante, y origina un eclipse que dura diez horas, durante las cuales la intensidad del sistema decae en una magnitud, aproximadamente.

CEFEIDAS

Estas variables, propiamente llamadas Delta Cefeidas, fueron las primeras en descubrirse. Al igual que sucedía con las estrellas Mira, las fluctuaciones de Cefeida se producen por un ciclo de transformaciones internas que provocan dilataciones y contracciones de su volumen. Cuando la estrella se dilata, durante un día o más, se apaga, y cuando se contrae, se ilumina. El fenómeno se produce con la regularidad de un reloj. La estrella polar norte Polaris, en la Osa Mayor es una Cefeida, con una pequeña escala de fluctuación, en la que últimamente se ha observado una disminución de sus variaciones, lo que nos indica que éstas no son inalterables y que están en una fase de inestabilidad. La gran importancia de las Cefeidas es que nos dan la clave del tamaño de nuestra galaxia. En 1784, un adolescente sordomudo, llamado John Goodricke, descubrió los cambios de Delta Cefeidas. Pasado algo más de un siglo, Henrietta Leavitt, de Harvard, estudió los ciclos de unas veinticinco Cefeidas, en la Pequeña Nube de Magallanes (una de las galaxias más cercanas a nuestro sistema) y llegó a la conclusión de que cuanto más brillantes eran sus magnitudes medias más prolongados eran sus períodos de variación. Posteriormente, Harlow Shapley dio un gran salto en lainterpretación de los datos referentes a las Cefeidas, y enunció que, tomadas dos con un mismo período de variación, la de magnitud media más elevada será la más cercana a nosotros. La relación período-luminosidad, como la llamó él, se convirtió en una fórmula eficaz para medir distancias en el espacio.

VARIABLES CATACLISMICAS - NOVAS

Aunque la norma es que todas las variables aumentan sus actuaciones, las cataclísmicas o eruptivas dan sorpresas. Se llegó a creer que eran estrellas recientes (de aquí el nombre) pues, de hecho, las novas son explosiones producidas en sistemas de estrellas binarias.Las novas se componen de una estrella grande y una pequeña y caliente (normalmente una enana blanca) que absorbe una corriente de gas de su hermana mayor. El gas capturado se calienta más a medida  que la transferencia es mayor y, finalmente, culmina en una explosión termonuclear lo que produce un aumento de luminosidad de diez magnitudes. Sin embargo, las estrellas originales no sufren cambios y se cree que repiten el proceso en ciclos de cientos de miles de años. Las erupciones más pequeñas son más propias y características de las novas "enanas", como la SS Cygni, en el Cisne, que puede alcanzar cuatro magnitudes de brillo en pocas horas, en intervalos de veinte a noventa días. La R Coronae Borealis es un espécimen poco común que, si bien parece tratarse de una "nova inversa", es, en realidad, un fenómeno diferente. En vez de brillar de forma intermitente, mantiene una constante de máxima luminosidad (fácilmente visible con prismáticos) hasta que, según parece, una erupción de carbón, similar al hollín, la apaga durante semanas o meses hasta que no se distingue ni con un telescopio pequeño.

PERIODOS DE LAS VARIABLES

La magnitud más luminosa que alcanza una estrella variable se denomina máxima, mientras la mas débil es la mínima. La diferencia entre la magnitud máxima y mínima de una estrella es su amplitud, y el tiempo entre la máxima o mínima sucesiva se llama período. Una curva de luz es un gráfico de la luminosidad cambiante de la estrella a lo largo del tiempo. Muchas variables tienen nombres comunes o letras griegas de Bayer, pero otras se conocen por su designación de estrella variable oficial, como por ejemplo " R Leonis" o " X Aquarii" Las letras R a Z se usan para las primeras variables descubiertas en una constelación. Se designa a las variables adicionales RR a RZ, SS a SZ, y así sucesivamente, hasta ZZ. La secuencia progresa luego de M a AZ, BB a BZ, y concluye con QZ. Como sólo hay 334 combinaciones de letras disponibles, la venable 335 en una constelación se llama V335, y así sucesivamente.

OBSERVACIÓN DE ESTRELLAS VARIABLES

Los astrónomos han enumerado unas 30.000 estrellas variables de muchos tipos y luminosidades diferentes. El aficionado, al observar estas estrellas, puede contribuir de manera significativa a la ciencia de la astronomía. Para empezar a observar estrellas veriables, se necesita un telescopio o prismáticos, una lista de variables con el alcance de magnitud y período, y mapas de estrellas que muestren su localización.

Después de localizar una estrella variable, muchos observadores estiman su magnitud aparente. Hay varios métodos, pero la mayoría usan un método de interpolación comparando la luminosidad de una variable con la de las estrellas cercanas. La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) dispone de mapas de búsqueda de variables individuales que muestran las magnitudes de las estrellas del entorno. Pongamos que la variable no es tan luminosa como la estrella comparativa A, pero es más luminosa que la estrella comparativa B. A partir de la carta de AAVSO, sabemos que la magnitud de la estrella A es 8,5 y la de la estrella B 9,0, por lo que se puede estimar que la magnitud de la variable es 8,7.El método de la Sociedad Astronómica Británica también se basa en la comparación, pero no hace falta saber la magnitud de las estrellas de comparación hasta después de la sesión de observación. Si la estrella que se observa es demasiado luminosa para el telescopio utilizado, la estimación de la magnitud puede ser inadecuada. No se debe usar un telescopio de 100 mm para estrellas de brillo superior a la magnitud 7. El límite para telescopios de 150 a 200 mm es de 8,5. Se puede reducir la abertura del telescopio diafragmándola. Algunos observadores fotografían las estrellas variables para tener un documento permanente que les permite estimar la magnitud lejos del telescopio. Para medir con precisión la luminosidad de una variable, el aficionado puede usar un fotómetro fotoeléctrico un mecanismo que se ajusta al foco del telescopio. También se puede aplicar la tecnología CCD a la fotometría. Grupos como el AAVSO  aceptan encantados observaciones visuales, fotográficas y fotométricas de aficionados y pueden ofrecer más consejos sobre la observación de estrellas variables.