Estrella variable: definición, tipos y causas de variabilidad estelar

Estrella variable: descubre qué es, sus tipos y causas de la variabilidad estelar — pulsaciones, explosiones y sistemas binarios.

Una estrella variable es una estrella que a veces es más brillante o más tenue. La mayoría de las estrellas sólo tienen diferencias de brillo muy pequeñas, como el Sol. Pero algunas estrellas pueden variar enormemente.

En general, existen dos tipos de estrellas variables:

Tipos principales de estrellas variables

Se distinguen dos grandes grupos según el origen de la variabilidad:

• Variables intrínsecas: la variación de brillo proviene de cambios físicos en la propia estrella, como pulsaciones, erupciones o cambios en la estructura interna.
• Variables extrínsecas: la variación se debe a efectos externos a la estrella, por ejemplo cuando otra estrella u objeto la eclipsa o cuando la rotación hace que zonas más oscuras (manchas) entren y salgan de la vista.

Variables intrínsecas: tipos y causas

• Estrellas pulsantes: su radio y luminosidad cambian periódicamente. Ejemplos importantes:
  • Cefeidas: grandes amplitudes y periodos de días a meses; tienen una relación periodo-luminosidad que las convierte en velas estándar para medir distancias extragalácticas.
  • RR Lyrae: estrellas antiguas y más compactas con periodos cortos (horas a medio día); útiles para medir distancias en la Vía Láctea y cúmulos.
  • Mira (variables long-period): gigantes rojas con variaciones muy grandes en brillo y periodos de cientos de días.
  • Variables de pulsación de baja amplitud: como δ Scuti o β Cephei, con periodos cortos y modos radiales y no radiales.
  • Púlsares ópticos y enanas blancas variables (ZZ Ceti): pulsaciones en objetos compactos con periodos de segundos a minutos.
  Mecanismo físico frecuente: el llamado mecanismo κ (kappa), ligado a cambios en la opacidad de capas de la estrella que atrapan y liberan energía de forma periódica.
• Variables eruptivas y cataclísmicas: la luminosidad cambia por actividad violenta o por acreción:
  • Estrellas T Tauri y variables de juventud: erupciones y variaciones irregulares en estrellas jóvenes debido a discos y actividad magnética.
  • Flare stars (estrellas de llamarada): aumentos bruscos y cortos causados por actividad magnética.
  • Enanas blancas cataclísmicas y novae: sistemas binarios con transferencia de masa donde episodios de acreción producen estallidos de brillo (dwarf novae, novas clásicas).
  • Supernovas: eventos extremadamente luminosos que marcan la muerte de algunas estrellas; son variables cataclísmicas pero de carácter terminal.

Variables extrínsecas: tipos y causas

• Binarias eclipsantes: la más conocida es Algol. El brillo disminuye cuando una estrella pasa frente a la otra. La forma de la curva de luz permite determinar tamaños, órbitas y, a veces, masas de las componentes.
• Variables por rotación: estrellas con manchas estelares (análogas a las manchas solares) que producen variaciones periódicas conforme la estrella gira; también incluye estrellas elipsoidales donde la forma alargada por la interacción gravitatoria causa cambios en el brillo.
• Ocultaciones y extinción variable:variaciones debidas a polvo circumestelar o discos que oscurecen la estrella (por ejemplo objetos UX Ori).
• Lentes gravitacionales y microlentes: variaciones temporales del brillo de una estrella causadas por el paso de un objeto masivo entre la estrella y el observador.

Características observables

• Periodo: tiempo entre máximos (o mínimos) sucesivos; puede ir desde fracciones de segundo hasta años o más.
• Amplitud: diferencia entre brillo máximo y mínimo; puede ser milimagnitudes (muy pequeña) hasta varios magnitudes (muy grande).
• Curva de luz: el gráfico brillo vs. tiempo es la herramienta básica para clasificar y entender la física de la estrella variable.
• Espectroscopía: cambios en líneas espectrales aportan información sobre velocidad radial, temperatura, composiciones y procesos de acreción o pulsación.

Importancia científica y observación

• Astrofísica estelar: estudiar variables permite sondear el interior de las estrellas, entender la evolución estelar y validar modelos teóricos.
• Escalas de distancia: las cefeidas y las RR Lyrae son herramientas clave para medir distancias dentro y fuera de nuestra galaxia.
• Observación amateur y profesional: muchas variables son accesibles a pequeños telescopios; asociaciones de observadores (profesionales y aficionados) realizan seguimientos a largo plazo que son valiosos para la ciencia.

Cómo se clasifican y dónde buscar datos

Existen catálogos amplios (por ejemplo el General Catalogue of Variable Stars y otros modernos basados en sondeos fotométricos) que listan tipos, periodos y curvas de luz. Misiones y encuestas como Kepler, TESS, Gaia o sondeos desde tierra han multiplicado la detección y el estudio de estrellas variables.

En resumen, una estrella variable es cualquier estrella cuyo brillo cambia con el tiempo por causas internas o externas. El estudio de esas variaciones ofrece claves sobre la física estelar, la evolución de sistemas binarios, y la escala del universo, y permite a observadores de todos los niveles contribuir al conocimiento astronómico.

Estrellas variables intrínsecas

Existen varios tipos de estrellas variables.

• Estrellas variables intrínsecas: variación causada por cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Tres subgrupos:
• Variables pulsantes: estrellas cuyo radio se expande y se contrae como parte de sus procesos naturales de envejecimiento evolutivo.
• Variables eruptivas: estrellas que experimentan erupciones en su superficie como llamaradas o eyecciones de masa.
• Variables cataclísmicas o explosivas: estrellas que sufren un cambio cataclísmico, como las novas y las supernovas.

Variables pulsantes

Cefeidas y similares a las Cefeidas

• Las cefeidas clásicas son: Eta Aquilae, Zeta Geminorum, Beta Doradus, RT Aurigae, Polaris y la homónima Delta Cephei. La Estrella Polar (Polaris) es la cefeida clásica más cercana, pero tiene muchas peculiaridades y su distancia no es segura.
• Las cefeidas de tipo II son: W Virginis y BL Herculis.
• Las cefeidas enanas incluyen: Delta Scuti, SX Phoenicis.
• Variables RR Lyrae. Muy comunes, utilizadas como velas absolutas en cúmulos globulares. RR Lyrae

Periodo largo y semirregular

• Mira. Típica de una clase de estrellas con períodos de pulsación superiores a 100 días. Son estrellas gigantes rojas que se encuentran en las últimas etapas de la evolución estelar. Expulsarán sus envolturas exteriores como nebulosas planetarias y se convertirán en enanas blancas en unos pocos millones de años.

Variables eruptivas

Protostars

Las protoestrellas son objetos jóvenes que aún no han completado el proceso de contracción de una nebulosa de gas a una verdadera estrella. La mayoría de las protoestrellas presentan variaciones de brillo irregulares.

Gigantes y supergigantes

Las estrellas grandes pierden su materia con relativa facilidad. La variabilidad debida a las erupciones y a la pérdida de masa es bastante común entre las gigantes y supergigantes.

Estrellas cataclísmicas o explosivas

Las supernovas son el tipo de evento más dramático del universo. Una supernova puede emitir brevemente tanta energía como una galaxia entera, con un brillo de más de 20 magnitudes (más de cien millones de veces más brillante). Las supernovas son el resultado de la muerte de una estrella extremadamente masiva, muchas veces más pesada que el Sol.

La explosión de supernova se produce cuando una enana blanca o el núcleo de una estrella alcanza un determinado límite de masa/densidad, el límite de Chandrasekhar. Entonces la estrella se colapsa en una fracción de segundo. Este colapso "rebota" y hace que la estrella explote y emita una enorme cantidad de energía.

Las capas exteriores de estas estrellas son expulsadas a velocidades de muchos miles de kilómetros por hora. La materia expulsada puede formar nebulosas llamadas restos de supernova. Un ejemplo muy conocido de este tipo de nebulosas es la nebulosa del Cangrejo, restos de una supernova que se observó en China y Norteamérica en 1054. El núcleo de la estrella o la enana blanca puede convertirse en una estrella de neutrones (generalmente un púlsar) o desintegrarse completamente en la explosión.

Una supernova también puede ser el resultado de la transferencia de masa a una enana blanca desde una estrella compañera en un sistema estelar doble. La materia que entra empuja a la enana blanca por encima del límite de Chandrasekhar. La luminosidad absoluta de este tipo de supernovas puede calcularse a partir de su curva de luz, por lo que estas explosiones pueden utilizarse para fijar la distancia a otras galaxias. Una de las supernovas más estudiadas es SN 1987A en la Gran Nube de Magallanes.

 
Tipos de variables intrínsecas en el diagrama de Hertzsprung-Russell  

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