Algunos tipos de estrellas Variables

Aunque existen multitud de tipos de estrellas variables, me limitaré a recoger los tipos mas conocidos por los aficionados, por tratarse de las mas frecuentes y observadas.

Variables pulsantes

Las estrellas pulsantes, se caracterizan por expandir y contraer sus capas superficiales de forma periódica . Este tipo de pulsaciones, puede ser radial (manteniendo la esfericidad)  y no radial (deformaciones que le hacen apartarse de la esfericidad) .

Subtipos mas Frecuentes :

Cefeidas

Las estrellas cefeidas son variables con pulsaciones radiales de alta luminosidad (clases Ib-II) sus periodos oscilan entre 1 y 135 días con amplitudes que abarcan desde solo algunas centésimas hasta unas 2 mag (las amplitudes son mayores en la banda  B que en V). Los tipos espectrales tambien oscilan siendo de tipo F en el maximo  y de tipo G-K en el minimo, ademas el tipo espectral es más avanzado cuanto más largo es el período. La curva de velocidad radial es prácticamente un reflejo de la curva de luz, correspondiéndose el máximo de expansión de las capas superficiales con el máximo de brillo.

RR Lyrae

Las estrellas variables de tipo RR Lyrae, llamadas así porque el prototipo es RR de la Lyra, son estrellas de tipo espectral A al F que tienen cambios en su radio (pulsaciones radiales) con períodos de 0,2 a 1,2 días y amplitudes (cambios de brillo) de 0,2 a 2 magnitudes.

Son astros intrínsecamente bastante brillantes: su magnitud absoluta es próxima a 0,50 (compárese con la del Sol que es igual a la 4,81).

Tradicionalmente se denomina también a las RR Lyrae "cefeidas de corto período" o "variables de cúmulo", por aparecer en gran cantidad en cualquier cúmulo globular.

La mayoría de estas estrellas pertenecen a la componente esférica de la Galaxia, aunque también están presentes (en ocasiones más de un centenar) en ciertos cúmulos globulares: sin embargo en otros, como en M13 apenas si se llegan a contar una decena sin que se sepa cuál es el motivo.

Las variables de tipo RR Lyrae se utilizan como indicadores de distancias: dado que todas las estrellas de este pertenecientes a un cúmulo globular están situadas en la rama horizontal del diagrama H-R se cree que todas ellas tienen la misma magnitud absoluta, de donde conociendo su magnitud aparente  puede deducirse su distancia hasta el Sol.

RRC

Las variables de tipo RRc son un subtipo de las RR Lyrae que  tienen curvas de luz casi simétricas, a menudo senoidales con períodos de 0,2 a 0,5 días y amplitudes que no rebasan las 0,8 mag (SX UMa).

 

Delta Scuty

Las estrellas variables Delta Scuti o cefeidas enanas son un tipo de de estrellas variables que muestran variaciones en su luminosidad debidas a pulsaciones radiales y no-radiales de su superficie. Las fluctuaciones típicas de brillo son de 0,003 a 0,9 magnitudes en la banda V en períodos de unas pocas horas, aunque la amplitud y el período de las fluctuaciones puede variar mucho. Se pueden considerar cefeidas de baja masa, pero a diferencia de éstas tienen múltiples períodos de pulsación superpuestos, lo que da como resultado una curva de luz compleja. Son estrellas de Población I de la secuencia principal, subgigantes o gigantes, de tipo espectral A0 a F6.


Variables explosivas o cataclísmicas

Son aquellas que muestran explosiones causadas por reacciones termonucleares.

Subtipos mas Frecuentes :

Nova:

 Cuando en  la explosión esta involucrada solo las capas superficiales

Supernova:

Cuando en la explosión están  involucradas las capas mas profundas hablamos de una explosion de Supernova.


 Variables eclipsantes 

Se trata en realidad de sistemas múltiples formados por dos o mas estrellas que orbitan sobre su centro de masas común . Si se dan las circunstancias adecuadas de forma que su plano orbital coincida con el ángulo de visión adecuado desde la tierra, podremos observar múltiples eclipses y ocultaciones , que podrán ser totales o parciales dependiendo del tamaño de las estrellas y del ángulo de la orbita respecto al ángulo de visión. Por tanto no son verdaderas variables y las variaciones de brillo son fruto del movimiento orbital y sus respectivos ocultamientos y eclipses.

Subtipos mas Frecuentes :

EA:

Son las variables eclipsantes de tipo ß Per, denominadas también algólidas. Se trata de binarias eclipsantes con componentes esféricas o ligeramente elípticas. Su curva de luz suele tener una parte plana que permite indentificar el inicio y el final de los eclipses con suma facilidad . Entre eclipses, el brillo permanece casi constante o únicamente varía ligeramente como consecuencia de efectos de reflexión, de una ligera elipticidad de las componentes o variaciones físicas. El mínimo secundario puede ser muy poco profundo o incluso no ser visible. Los períodos se sitúan dentro de una horquilla muy amplia, de 0,2 a 10.000 días y más; las amplitudes de variación son asimismo muy variadas, pudiendo llegar a ser de varias magnitudes. 

EB:

Son variables eclipsantes del tipo ß Lyrae, sistemas cuyas componentes son elípticas y cuyas curvas de luz no permiten precisar los instantes de inicio y final de los eclipses como consecuencia de una variación continua del brillo aparente combinado del sistema entre eclipses. El mínimo secundario se observa en todos los casos, siendo su profundidad por regla general, netamente inferior a la del mínimo primario. El criterio que se emplea en el GCVS para diferenciar las EB de las EW es que en las primeras generalmente los eclipses primario y secundario son de distinta profundidad y poseen períodos superiores a 1 día, lo cual no es cierto en todos los casos. Lo habitual es que las componentes sean de tipo espectral poco avanzado (B o A, aunque no son raras la F e incluso pueden ser de tipo M). La amplitud de las variaciones son en general inferiores a 2 mag. Las formas redondeadas de sus curvas de luz se supone son debidas a que una o ambas componentes tienen formas marcadamente elipsoidales.

EW:

Las variables eclipsantes de tipo W Ursae Majoris son binarias eclipsantes con períodos inferiores a 1 día. Consisten en componentes elipsoidales en contacto originando curvas de luz en las que es imposible especificar los instantes de inicio y final de los eclipses. Las profundidades de los mínimos primario y secundario son iguales o casi iguales. Las amplitudes luminosas son en general inferiores a 0,8 mag. Las estrellas que forman estos sistemas normalmente pertenecen a los tipos espectrales F y G, o más avanzados de la secuencia principal. 

ELL

Si de por si ya es difícil la clasificación taxonómica de las curvas de luz de las eclipsantes, a medida que se va extendiendo el uso de las cámaras CCD para la fotometría de variables, cada vez se van descubriendo más eclipsantes de muy baja amplitud de variación. Se trata de sistemas binarios próximos o "cerrados" (closed) que tienen eclipses marginales o ni siquiera esto, sino que las variaciones de luz son debidas exclusivamente al "efecto de reflexión" de las estrellas o a variaciones al mostrarnos mayor o menor área de su superficie (estrellas con forma de elipsoide).

Estas binarias de baja amplitud, atendiendo a su aspecto, se las suele catalogar como ELL (elipsoidales) o como EB. Curiosamente es muy raro que se las llegue a catalogar como EW, aunque en realidad debe de haber tantas o más que las de tipo EB (es infrecuente hallar EW que varíen menos de 0,2 magnitudes). En estos casos, un criterio a seguir es el tipo de luminosidad y el período. Si las estrellas pertenecen a la secuencia principal se catalogan como EW y si son subgigantes y gigantes, o bien el período es superior a 0,8-0,9 días, como EB.   Pero no sólo existe esta ambigüedad a la hora de determinar si una eclipsante cerrada marginal es una EB o una EW, sino que también se confunden con las elipsoidales. Según Hall (1996), aunque el GCVS considera elipsoidales aquellas binarias en que la variación de luz no excede 0,1 magnitudes, en realidad una elipsoidal puede llegar a variar hasta 0,4 magnitudes. Y añade que "irónicamente, algunas binarias clasificadas como EB realmente ni siquiera llegan a ser eclipsantes..." 

 

Nota , buena parte de la información ha sido obtenida o consultada en la web de estrellas variables del GEA