Las estrellas, hacedoras de vida, esas imposibles esferas de gas que son el ejemplo perfecto de equilibrio en la naturaleza entre fuerzas encontradas, también tienen sus momentos. Y al igual que en todo hay excepciones, las estrellas no son menos. Existen estrellas que se niegan a seguir los cánones establecidos y se muestran como faros entre la calma. Son las estrellas rebeldes del universo, la excepción que lo embellece, las indecisas variables.
A día de hoy hemos llegado a catalogar un buen número de tipos de estrellas variables, pero no deja de ser una incógnita por qué existen estrellas que no están en perfecto equilibrio, matizando, claro está, que en el fondo sí pretenden conservarlo, ya que de no ser así, no serían estrellas.
A rasgos generales, las estrellas variables se podrían dividir en dos grandes grupos: Las que de verdad lo son (Intrínsecas) y las que lo aparentan (Extrínsecas).
Las variables intrínsecas son estrellas que sufren cambios en sus propiedades físicas que alteran su brillo aparente. Por el contrario, las extrínsecas son las que sufren alteraciones en su brillo por razones externas, siempre teniendo en cuenta que todo parte de las observaciones desde la Tierra, es decir, de cómo las vemos nosotros desde aquí. Así que una variable extrínseca puede ser una estrella que periódicamente es eclipsada por su compañera binaria o que cuenta con manchas solares de grandes proporciones, lo que provoca que veamos variar su luminosidad sin que la propia estrella sufra cambios.
“Aunque las extrínsecas no son verdaderas variables no hay que menospreciarlas, ya que son un factor importante a tener en cuenta en la búsqueda de planetas extrasolares. La sonda Kepler, que busca los planetas en tránsito midiendo la luminosidad de la estrella y el pico a la baja que sufre cuando el planeta pasa entre ella y nosotros, ha descartado muchos falsos positivos por tratarse de este tipo de estrellas eclipsantes”
La belleza de estas estrellas radica en su variedad, que viene a ser como un pequeño zoo de animales raros. Cada vez que descubrimos una, nos enseña otro matiz de la evolución natural del universo. Así que, con el fin de poder entender los procesos que las han creado, hemos ido catalogando estas estrellas en grupos más pequeños o familias.
Dentro del grupo de las intrínsecas (las verdaderas variables) se encuentran las estrellas pulsantes. Son estrellas cuya luminosidad, temperatura superficial y espectro, cambian debido a una expansión y contracción periódica de sus capas exteriores. Esto significa que la estrella varía de tamaño periódicamente, intentando alcanzar el equilibrio entre la fuerza de la gravedad que tiende a contraerla y la presión de radiación e hidrostática que tiende a su expansión.
Cefeidas
De las estrellas pulsantes, las más conocidas son mis gigantes favoritas, las Cefeidas. Son estrellas amarillas colosales cuya luminosidad varía rítmicamente con un período muy regular, que va de un día a varias semanas. Se denominan así por el nombre del prototipo de esta clase, la estrella Delta Cephei, la cuarta en orden de brillo de la constelación de Cefeo.
Las cefeidas a su vez se pueden dividir en dos grupos:
Cefeidas clásicas: son estrellas de población I, es decir, estrellas muy jóvenes, con una edad de 100 millones de años aproximadamente, localizadas habitualmente en los brazos espirales de nuestra galaxia. Las cefeidas clásicas son supergigantes, con una masa equivalente a varias masas solares y aproximadamente de 500 a 30.000 veces más brillantes que nuestro Sol. A pesar de que su temperatura superficial es poco más elevada (10.000º K), su tamaño es considerablemente mayor.
Cefeidas W Virginis: Se trata de estrellas más viejas y que, por tanto, pertenecen a la población II. A diferencia de las cefeidas clásicas, se encuentran en el núcleo y en el halo de nuestra galaxia, especialmente en el interior de los cúmulos globulares. Las W Virginis tienen también períodos de pulsación más breves respecto a las cefeidas clásicas, generalmente inferiores a 18 días y son menos luminosas (aproximadamente un par de magnitudes menos).
“Las estrellas de la población I, contienen cantidades importantes de elementos más pesados que el helio llamados "metales" en astronomía. Estos elementos pesados fueron creados por anteriores generaciones de estrellas y diseminados en el universo por explosiones de supernovas. Nuestro Sol es una estrella de población I. Son comunes en los brazos espirales de la Vía Láctea y de cualquier otra galaxia espiral.
Las estrellas de la población II pertenecen a las primeras generaciones de estrellas de vida larga creadas tras el Big Bang, por tanto, la mayoría con poca abundancia de metales. Es muy difícil que tengan planetas orbitándolas. Las estrellas de población II se encuentran en cúmulos globulares y en el núcleo de la Vía Láctea. Estas estrellas también pueden llegar a conformar toda una galaxia elíptica.
Una tercera y aún hipotética población estelar es la población III. Estas estrellas pertenecerían justo a la primera generación tras el Big Bang cuando apenas había trazas de elementos más pesados que el helio. Se supone que estas estrellas no tienen ninguna metalicidad y explicarían los elementos pesados observados en la emisión de los Quásars. Por desgracia todavía no se ha observado ninguna que confirme su existencia.”
La luminosidad de una estrella depende de su temperatura superficial y de las dimensiones de la superficie emisora. En el caso de las cefeidas, las variaciones de temperatura pueden tener lugar a consecuencia de una serie de contracciones y expansiones de la propia estrella. El por qué de su comportamiento no se tiene claro, pero viene a ser algo así:
La estrella se contrae y esto produce un aumento de temperatura en las regiones centrales y por consiguiente, del número de reacciones nucleares, lo cual, a su vez, provoca un aumento global de la luminosidad. Luego, el aumento de energía liberada tiende a detener la contracción de la estrella y a producir una dilatación de las capas más externas. Después de la expansión, la estrella se enfría, con la consiguiente disminución de su luminosidad. Alcanzada cierta temperatura mínima, la expansión se detiene y el radio de la estrella se ajusta en torno a una posición de equilibrio, y vuelta a empezar. Así pues, la luminosidad de una variable cefeida es inversamente proporcional a sus dimensiones, lo que significa que es máxima cuando el radio es mínimo, y viceversa.
Actualmente, se han observado más de 400 cefeidas en nuestra galaxia, en cúmulos globulares como M3, M13 o M92, y otras 1.000 se han identificado en las Nubes de Magallanes, las dos galaxias satélites de la nuestra. Además, se han observado un gran número de cefeidas en otras galaxias próximas, como por ejemplo Andrómeda.
Las Cefeidas además, son muy importantes como medidores de distancias. Su luminosidad está directamente relacionada al período de variación. Cuanto más largo sea el período de pulsación, más luminosa será la estrella. Una vez esta relación período-luminosidad es calibrada, puede determinarse la luminosidad de una cefeida y la distancia a la que se encuentra. Por este motivo, las cefeidas tienen también el importante papel de indicadores de distancia. Por ejemplo, identificar una cefeida en una galaxia distante y medir su período de pulsación permite conocer inmediatamente su distancia, y con ella, la de la galaxia misma.
“Edwin Hubble usó este método para probar que las hasta entonces llamadas nebulosas espirales eran en realidad otras galaxias”
Cefeidas relevantes
Beta Doradus. Constelación: Dorado. Magnitud: máxima 3,46 mínima 4,08. Periodo en días: 9,8. La variabilidad de su brillo se puede observar a simple vista.
Eta Aquilae. Constelación: Águila. Magnitud: máxima 3,46 mínima 4,39. Periodo en días: 7,1. La variabilidad de su brillo se puede observar a simple vista.
Delta Cephei. Constelación: Cefeo. Magnitud: máxima 3,46 mínima 4,37. Periodo en días: 5,3. La variabilidad de su brillo se puede observar a simple vista.
Mekbuda. Constelación: Géminis. Magnitud: máxima 3,62 mínima 4,18. Periodo en días: 10,1 suficientemente largo como para que ya pueda servir de Indicador de Distancia.
X Sagittarii. Constelación: Sagitario. Magnitud: máxima 4,2 mínima 4,9. Periodo en días: 7,5. Es fácil de encontrar, aproximadamente un grado al sur de X Sagittarii se puede localizar el centro de la Vía Láctea, Sagitario A.
T Monocerotis. Constelación: Monoceros. Magnitud: máxima 5,58 mínima 6,62. Periodo en días: 27. Es un excelente indicador de distancia.
X Cigny. Constelación: Cisne. Magnitud: máxima 5,85 mínima 6,91. Periodo en días: 16,3. Una de las estrellas más brillantes del cielo. Su diámetro varía entre 933 y 1182 veces el diámetro del Sol, excesivo incluso para una cefeida.
“De las estrellas más brillantes en el cielo nocturno, Polaris, la Estrella Polar, es una Cefeida”
Eruptivas
Las variables eruptivas son estrellas que experimentan erupciones en su superficie como llamaradas o eyecciones de materia. Las más conocidas son las llamadas Estrellas Fulgurantes. Son estrellas muy débiles que despiden llamaradas regularmente en todo el espectro electromagnético, desde rayos X a ondas de radio. Incrementan su brillo hasta dos magnitudes en solo unos pocos segundos, y entonces comienzan a palidecer a su brillo normal en media hora o menos. Varias enanas rojas cercanas son estrellas fulgurantes, como la estrella más cercana al sistema solar, Próxima Centauri.
Las estrellas fulgurantes siempre son enanas rojas de tipo espectral M, correspondientes a temperaturas entre 2.500º y 4.000º K, con una masa comprendida entre 0,1 y 0,6 masas solares. Las mayores variaciones tienen lugar en el extremo azul del espectro visible. También se han observado incrementos en las regiones de ondas de radio y rayos X del espectro, que no coinciden necesariamente con los del espectro visible.
Se piensa que las llamaradas en las estrellas fulgurantes son similares a las erupciones solares, pero con algunas diferencias importantes. Por una parte, las estrellas fulgurantes son débiles en luz visible, especialmente en longitudes de onda cortas. Por ello, la erupción eleva drásticamente la luminosidad en el rango ultravioleta-azul. En segundo lugar, el tamaño de las erupciones puede llegar a ser más que considerable en comparación con la propia estrella, mientras que en el Sol están limitadas a unos pocos miles de km.
“En 2004 se registró una gran erupción en la estrella GJ 3685A que aumentó su brillo unas 10.000 veces, en una llamarada de 20 minutos de duración. Incluso para este tipo de estrellas, su intensidad fue anormalmente alta. Igualmente, en 2008 se observó una enorme erupción en la estrella EV Lacertae, miles de veces más grande que la mayor erupción observada en el Sol. Llamaradas como ésta podrían arrasar la atmósfera de un planeta cercano donde hubiera vida, esterilizando por completo su superficie”
Estrellas Fulgurantes Cercanas en orden de proximidad al Sol
Próxima Centauri. Constelación: Centauro. Magnitud Aparente: 12,10 - 13,12. Distancia en años luz: 4,22. No es visible a simple vista.
Wolf 359. Constelación: Leo. Magnitud Aparente: 11,52 - 17,08. Distancia en años luz: 7,78. No es visible a simple vista.
Lalande 21185. Constelación: Osa Mayor. Magnitud Aparente: 7,49. Distancia en años luz: 8,29. No es visible a simple vista.
UV Ceti y BL Ceti. Constelación: Cetus. Magnitud Aparente: 6,80 - 12,95 y 12,52 respectivamente. Distancia en años luz: 8,72. Es un sistema binario en el que las 2 estrellas son enanas rojas de tipo espectral M, Fulgurantes.
Ross 154. Constelación: Sagitario. Magnitud Aparente: 11,12 - 12,55. Distancia en años luz: 9,68. No es visible a simple vista.
EZ Aquarii. Constelación: Acuario. Magnitud Aparente: 14,27-15,68. Distancia en años luz: 11,26. Es un sistema estelar triple en el que las 3 estrellas son enanas rojas de tipo espectral M, Fulgurantes.
Cataclísmicas
Las variables Cataclísmicas son estrellas que experimentan súbitos y espectaculares cambios en su brillo, como las novas y las supernovas. También existen dentro de este grupo, variables con cambios minúsculos pero rápidos como si fueran centelleos, producidos normalmente en sistemas binarios cuando cae material de una estrella a la otra.
Cataclísmicas Novas
Una nova es una explosión termonuclear causada por la acumulación de hidrógeno en la superficie de una enana blanca. En un sistema binario formado por una enana blanca y una estrella evolucionada, es decir, que ya ha dejado la secuencia principal y se encamina a ser una gigante roja; se produce transferencia de masa en un disco de acreción desde la gigante hacia la enana. Esto es debido a la propia transformación de la compañera en gigante roja, lo que implica su expansión y la aparición de un disco de acreción entre ambas.
El material acretado, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, se va acumulando en la superficie de la enana blanca debido a su intensa fuerza gravitatoria, mucho mayor con diferencia a la de su compañera gigante. Cuanto más material se acumula, más se calienta la enana, hasta que alcanza la temperatura crítica para la ignición de la fusión nuclear. Entonces se transforman rápidamente grandes cantidades de hidrógeno y helio en elementos más pesados y la enorme cantidad de energía liberada por este proceso produce un destello de radiación electromagnética muy brillante, pero de corta duración.
Una misma enana blanca puede generar múltiples novas mientras siga habiendo masa disponible en la estrella compañera. Progresivamente, la estrella donante puede ir agotando su material, o la enana blanca puede producir una nova lo suficientemente poderosa como para destruir el sistema por completo. Este último caso sería similar al de una supernova, pero liberando mucha menos energía en un proceso diferente, por lo que no deben ser confundidas.
“Este destello, que se produce en escalas de tiempo de días, dio origen al nombre nova, que en latín significa «nueva»: al ocurrir una nova, los astrónomos antiguos veían la aparición de una nueva estrella en el cielo nocturno. El término fue usado por primera vez por el astrónomo Tycho Brahe al observar no una nova sino una supernova, pero no fue hasta tiempo después cuando se reconocieron las diferencias entre las supernovas y las novas, estas últimas mucho menos energéticas.
A veces, las novas pueden ser visibles a simple vista. El caso más reciente es la nova Cygni 1975, que apareció el 29 de agosto de 1975 en la constelación del Cisne unos 5 grados al norte de Deneb, y alcanzó una magnitud de 2.0, tan brillante como la propia Deneb.”
Novas detectadas desde 1975
Cygni 1975. Constelación: Cisne. Año: 1975. Magnitud: 2
V373 Scuti. Constelación: Escudo. Año: 1975. Magnitud: 6
NQ Vulpeculae. Constelación: Vulpécula (Zorro). Año: 1976. Magnitud: 5,2
V1668 Cygni. Constelación: Cisne. Año: 1978. Magnitud: 6
QU Vulpeculae. Constelación: Vulpécula (Zorro). Año: 1984. Magnitud: 5,2
V842 Centauri. Constelación: Centauro. Año: 1986. Magnitud: 4,6
V838 Herculis. Constelación: Hércules. Año: 1991. Magnitud: 5
Cygni 1992. Constelación: Cisne. Año: 1992. Magnitud: 4,4. Fue la primera nova observada desde su inicio hasta el final, en un proceso que duró 2 años.
V1494 Aquilae. Constelación: Águila. Año: 1999. Magnitud: 8,8
V382 Velorum. Constelación: Vela. Año: 1999. Magnitud: 2,6
RS Ophiuchi. Constelación: Ofiuco. Año: 2006. Magnitud: 5. Es una nova recurrente que cada 20 años aproximadamente, acumula suficiente material de su compañera gigante roja como para producir una explosión termonuclear. Se detectó por primera vez en 1898.
V1280 Scorpii. Constelación: Escorpión. Año: 2007. Magnitud: 3,9
No cabe duda de que las estrellas variables sufren estos cambios por alguna razón, que hasta hoy se desconoce. Tanto las Cefeidas como las Fulgurantes o las Novas, son auténticas bellezas que destacan en la plácida armonía que parece reinar en estos momentos en el universo, pero la evolución estelar todavía ha de depararnos muchas sorpresas. Quién sabe cómo serán las estrellas de la próxima generación.
Que pasada, en mi vida había tenido una lección tan extensa sobre las estrellas, es conmovedor, ya me siento más cercano al universo, gracias :)) ñec,ñec.
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