Estrella variable

La Nebulosa Trifida contiene estrellas variables Cepheid

La estrella variable Mira en dos momentos diferentes

Una estrella variable es una estrella cuyo brillo visto desde la Tierra (su magnitud aparente) cambia con el tiempo. Esta variación puede ser causada por un cambio en la luz emitida o por algo que bloquea parcialmente la luz, por lo que las estrellas variables se clasifican como:

• Variables intrínsecas, cuya luminosidad realmente cambia; por ejemplo, porque la estrella periódicamente se hincha y se contrae.
• Variables extrínsecas, cuyos aparentes cambios en el brillo se deben a cambios en la cantidad de su luz que pueden llegar a la Tierra; por ejemplo, porque la estrella tiene un compañero orbital que a veces la eclipsa.

Muchas estrellas, posiblemente la mayoría, tienen al menos alguna variación en la luminosidad: la producción de energía del Sol, por ejemplo, varía aproximadamente un 0,1 % durante un ciclo solar de 11 años.

Descubrimiento

Un antiguo calendario egipcio de días de buena y mala suerte compuesto hace unos 3200 años puede ser el documento histórico conservado más antiguo del descubrimiento de una estrella variable. el algoritmo binario eclipsante.

De los astrónomos modernos, la primera estrella variable se identificó en 1638 cuando Johannes Holwarda notó que Omicron Ceti (más tarde llamada Mira) pulsaba en un ciclo de 11 meses; la estrella había sido descrita previamente como una nova por David Fabricius en 1596. Este descubrimiento, combinado con las supernovas observadas en 1572 y 1604, demostró que el cielo estrellado no era eternamente invariable como habían enseñado Aristóteles y otros filósofos antiguos. De esta forma, el descubrimiento de las estrellas variables contribuyó a la revolución astronómica del siglo XVI y principios del XVII.

La segunda estrella variable en ser descrita fue la variable eclipsante Algol, por Geminiano Montanari en 1669; John Goodricke dio la explicación correcta de su variabilidad en 1784. Chi Cygni fue identificado en 1686 por G. Kirch, luego R Hydrae en 1704 por G. D. Maraldi. En 1786 se conocían diez estrellas variables. El propio John Goodricke descubrió Delta Cephei y Beta Lyrae. Desde 1850, el número de estrellas variables conocidas ha aumentado rápidamente, especialmente después de 1890, cuando fue posible identificar estrellas variables por medio de fotografías.

La última edición del Catálogo general de estrellas variables (2008) enumera más de 46 000 estrellas variables en la Vía Láctea, así como 10 000 en otras galaxias, y más de 10 000 estrellas 'sospechadas' variables

Detectar la variabilidad

Los tipos más comunes de variabilidad involucran cambios en el brillo, pero también ocurren otros tipos de variabilidad, en particular cambios en el espectro. Al combinar los datos de la curva de luz con los cambios espectrales observados, los astrónomos a menudo pueden explicar por qué una estrella en particular es variable.

Observaciones de estrellas variables

Una estrella variable fotogénica, Eta Carinae, incrustada en la Nebula Carina

Las estrellas variables generalmente se analizan mediante fotometría, espectrofotometría y espectroscopia. Las mediciones de sus cambios en el brillo se pueden trazar para producir curvas de luz. Para variables regulares se puede establecer muy bien el periodo de variación y su amplitud; Sin embargo, para muchas estrellas variables, estas cantidades pueden variar lentamente con el tiempo, o incluso de un período a otro. Los brillos máximos en la curva de luz se conocen como máximos, mientras que los valles se conocen como mínimos.

Los astrónomos aficionados pueden realizar un estudio científico útil de las estrellas variables comparando visualmente la estrella con otras estrellas dentro del mismo campo de visión telescópico cuyas magnitudes son conocidas y constantes. Al estimar la magnitud de la variable y anotar el tiempo de observación, se puede construir una curva de luz visual. La Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables recopila tales observaciones de participantes de todo el mundo y comparte los datos con la comunidad científica.

De la curva de luz se derivan los siguientes datos:

• ¿Las variaciones de brillo son periódicas, semiperiódicas, irregulares o únicas?
• ¿Cuál es el período de las fluctuaciones del brillo?
• ¿Cuál es la forma de la curva de luz (simétrica o no, angular o suavemente variable, tiene cada ciclo sólo uno o más de un minima, etcétera)?

Del espectro se derivan los siguientes datos:

• ¿Qué clase de estrella es: cuál es su temperatura, su clase de luminosidad (estrella enana, estrella gigante, supergiant, etc.)?
• ¿Es una estrella soltera, o un binario? (el espectro combinado de una estrella binaria puede mostrar elementos del espectro de cada una de las estrellas miembros)
• ¿El espectro cambia con el tiempo? (por ejemplo, la estrella puede volver más caliente y más fría periódicamente)
• los cambios en el brillo pueden depender fuertemente de la parte del espectro que se observa (por ejemplo, grandes variaciones en la luz visible pero apenas cualquier cambio en el infrarrojo)
• si las longitudes de onda de líneas espectrales se desplazan estos puntos a movimientos (por ejemplo, una inflamación periódica y reducción de la estrella, o su rotación, o una concha de gas en expansión) (Efecto Doppler)
• campos magnéticos fuertes en la estrella se traicionan en el espectro
• Las líneas de emisión o absorción anormales pueden ser la indicación de una atmósfera estelar caliente, o nubes de gas que rodean la estrella.

En muy pocos casos es posible hacer fotografías de un disco estelar. Estos pueden mostrar manchas más oscuras en su superficie.

Interpretación de las observaciones

La combinación de curvas de luz con datos espectrales a menudo da una pista sobre los cambios que ocurren en una estrella variable. Por ejemplo, la evidencia de una estrella pulsante se encuentra en su espectro cambiante porque su superficie se mueve periódicamente hacia nosotros y alejándose de nosotros, con la misma frecuencia que su brillo cambiante.

Alrededor de dos tercios de todas las estrellas variables parecen estar pulsando. En la década de 1930, el astrónomo Arthur Stanley Eddington demostró que las ecuaciones matemáticas que describen el interior de una estrella pueden conducir a inestabilidades que hacen que la estrella lata. El tipo más común de inestabilidad está relacionado con las oscilaciones en el grado de ionización en las capas convectivas externas de la estrella.

Cuando la estrella está en la fase de expansión, sus capas exteriores se expanden, lo que hace que se enfríen. Debido a la disminución de la temperatura, el grado de ionización también disminuye. Esto hace que el gas sea más transparente y, por lo tanto, facilita que la estrella irradie su energía. Esto a su vez hace que la estrella comience a contraerse. A medida que el gas se comprime, se calienta y el grado de ionización aumenta nuevamente. Esto hace que el gas sea más opaco y la radiación se captura temporalmente en el gas. Esto calienta aún más el gas, lo que hace que se expanda una vez más. Así se mantiene un ciclo de expansión y compresión (hinchazón y contracción).

Se sabe que la pulsación de las cefeidas está impulsada por oscilaciones en la ionización del helio (de He⁺⁺ a He⁺ y de regreso a He⁺⁺ ).

Nomenclatura

En una constelación determinada, las primeras estrellas variables descubiertas se designaron con las letras de la R a la Z, p. R Andrómedae. Este sistema de nomenclatura fue desarrollado por Friedrich W. Argelander, quien le dio a la primera variable previamente sin nombre en una constelación la letra R, la primera letra no utilizada por Bayer. Las letras RR a RZ, SS a SZ, hasta ZZ se utilizan para los próximos descubrimientos, p. RR Lyrae. Los descubrimientos posteriores utilizaron letras de la AA a la AZ, de la BB a la BZ y hasta la QQ a la QZ (omitiendo la J). Una vez agotadas esas 334 combinaciones, las variables se numeran en orden de descubrimiento, comenzando con el prefijo V335 en adelante.

Clasificación

Las estrellas variables pueden ser intrínsecas o extrínsecas.

• Estrellas variables intrínsecas: estrellas donde la variabilidad está siendo causada por cambios en las propiedades físicas de las mismas estrellas. Esta categoría puede dividirse en tres subgrupos.
  • Variables pulsantes, estrellas cuyo radio se expande alternativamente y se contrae como parte de sus procesos naturales de envejecimiento evolutivo.
  • Variables eruptivas, estrellas que experimentan erupciones en sus superficies como bengalas o eyección masiva.
  • Variables cataclísmicas o explosivas, estrellas que experimentan un cambio cataclísmico en sus propiedades como novae y supernovae.
• Estrellas variables extrínsecas: estrellas donde la variabilidad es causada por propiedades externas como rotación o eclipses. Hay dos subgrupos principales.
  • Eclipsando binarios, estrellas dobles donde, como se ve desde el punto de vista de la Tierra, las estrellas ocasionalmente se eclipsan entre sí mientras orbitan.
  • Variables rotativas, estrellas cuya variabilidad es causada por fenómenos relacionados con su rotación. Ejemplos son estrellas con extremos "sunspots" que afectan el brillo aparente o estrellas que tienen velocidades de rotación rápidas que los hacen llegar a ser elipsoidal en forma.

Estos subgrupos se dividen a su vez en tipos específicos de estrellas variables que normalmente llevan el nombre de su prototipo. Por ejemplo, las novas enanas se denominan estrellas U Geminorum después de la primera estrella reconocida en la clase, U Geminorum.

Estrellas variables intrínsecas

Tipos de variable intrínseca en el diagrama Hertzsprung-Russell

A continuación se proporcionan ejemplos de tipos dentro de estas divisiones.

Estrellas variables pulsantes

Las estrellas pulsantes se hinchan y encogen, lo que afecta su brillo y espectro. Las pulsaciones generalmente se dividen en: radiales, donde toda la estrella se expande y se contrae como un todo; y no radial, donde una parte de la estrella se expande mientras que otra parte se contrae.

Dependiendo del tipo de pulsación y su ubicación dentro de la estrella, existe una frecuencia natural o fundamental que determina el período de la estrella. Las estrellas también pueden pulsar en un armónico o sobretono que es una frecuencia más alta, correspondiente a un período más corto. Las estrellas variables pulsantes a veces tienen un solo período bien definido, pero a menudo pulsan simultáneamente con múltiples frecuencias y se requiere un análisis complejo para determinar los períodos de interferencia separados. En algunos casos, las pulsaciones no tienen una frecuencia definida, provocando una variación aleatoria, denominada estocástica. El estudio de los interiores estelares utilizando sus pulsaciones se conoce como astrosismología.

La fase de expansión de una pulsación es causada por el bloqueo del flujo de energía interna por material con una alta opacidad, pero esto debe ocurrir a una profundidad particular de la estrella para crear pulsaciones visibles. Si la expansión se produce por debajo de una zona convectiva, no será visible ninguna variación en la superficie. Si la expansión se produce demasiado cerca de la superficie, la fuerza de restauración será demasiado débil para crear una pulsación. La fuerza restauradora para crear la fase de contracción de una pulsación puede ser la presión si la pulsación ocurre en una capa no degenerada en el interior de una estrella, y esto se denomina modo de pulsación acústico o de presión, abreviado como modo p. En otros casos, la fuerza restauradora es la gravedad y esto se denomina modo g. Las estrellas variables pulsantes típicamente pulsan en solo uno de estos modos.

Cefeidas y variables parecidas a las cefeidas

Este grupo consta de varios tipos de estrellas pulsantes, todas encontradas en la franja de inestabilidad, que se hinchan y encogen con mucha regularidad debido a la resonancia de masa de la propia estrella, generalmente por la frecuencia fundamental. En general, se cree que el mecanismo de la válvula de Eddington para las variables pulsantes explica las pulsaciones similares a las cefeidas. Cada uno de los subgrupos de la franja de inestabilidad tiene una relación fija entre el período y la magnitud absoluta, así como una relación entre el período y la densidad media de la estrella. La relación periodo-luminosidad fue establecida por primera vez para las Delta Cefeidas por Henrietta Leavitt, y hace que estas Cefeidas de alta luminosidad sean muy útiles para determinar las distancias a las galaxias dentro del Grupo Local y más allá. Edwin Hubble usó este método para demostrar que las llamadas nebulosas espirales son, de hecho, galaxias distantes.

Tenga en cuenta que las Cefeidas se nombran solo por Delta Cephei, mientras que una clase de variables completamente separada lleva el nombre de Beta Cephei.

Variables Cefeidas Clásicas

Las cefeidas clásicas (o variables Delta Cephei) son supergigantes amarillas de la población I (jóvenes, masivas y luminosas) que experimentan pulsaciones con períodos muy regulares del orden de días a meses. El 10 de septiembre de 1784, Edward Pigott detectó la variabilidad de Eta Aquilae, el primer representante conocido de la clase de variables Cefeidas. Sin embargo, el homónimo de las Cefeidas clásicas es la estrella Delta Cephei, que John Goodricke descubrió que era variable unos meses después.

Cefeidas Tipo II

Las cefeidas tipo II (históricamente denominadas estrellas W Virginis) tienen pulsaciones de luz extremadamente regulares y una relación de luminosidad muy parecida a las variables δ Cephei, por lo que inicialmente se confundieron con la última categoría. Las estrellas Cefeidas de tipo II pertenecen a estrellas de Población II más antiguas que las Cefeidas de tipo I. El Tipo II tiene una metalicidad algo menor, una masa mucho menor, una luminosidad algo menor y una relación de período versus luminosidad ligeramente desplazada, por lo que siempre es importante saber qué tipo de estrella se está observando.

Variables RR Lyrae

Estas estrellas son algo similares a las Cefeidas, pero no son tan luminosas y tienen periodos más cortos. Son más antiguas que las Cefeidas tipo I, pertenecientes a la Población II, pero de menor masa que las Cefeidas tipo II. Debido a su presencia común en los cúmulos globulares, en ocasiones se los denomina grupos de cefeidas. También tienen una relación período-luminosidad bien establecida, por lo que también son útiles como indicadores de distancia. Estas estrellas de tipo A varían entre 0,2 y 2 magnitudes (20% a más del 500% de cambio en la luminosidad) durante un período de varias horas a un día o más.

Variables Delta Scuti

Las variables Delta Scuti (δ Sct) son similares a las Cefeidas pero mucho más débiles y con períodos mucho más cortos. Alguna vez fueron conocidas como cefeidas enanas. A menudo muestran muchos períodos superpuestos, que se combinan para formar una curva de luz extremadamente compleja. La estrella δ Scuti típica tiene una amplitud de 0,003 a 0,9 magnitudes (0,3% a aproximadamente 130% de cambio en la luminosidad) y un período de 0,01 a 0,2 días. Su tipo espectral suele estar entre A0 y F5.

SX Variables fenicis

Estas estrellas de tipo espectral A2 a F5, similares a las variables δ Scuti, se encuentran principalmente en cúmulos globulares. Exhiben fluctuaciones en su brillo del orden de 0,7 de magnitud (alrededor del 100% de cambio en la luminosidad) aproximadamente cada 1 a 2 horas.

Variables Ap que oscilan rápidamente

Estas estrellas de tipo espectral A u ocasionalmente F0, una subclase de variables δ Scuti que se encuentran en la secuencia principal. Tienen variaciones extremadamente rápidas con periodos de unos minutos y amplitudes de unas milésimas de magnitud.

Variables de largo plazo

Las variables de período largo son estrellas evolucionadas frías que pulsan con períodos en el rango de semanas a varios años.

Variables Mira

Curva de luz de Mira variable χ Cygni

Las variables de Mira son gigantes rojas de rama gigante asintótica (AGB). Durante períodos de muchos meses se desvanecen y se iluminan entre 2,5 y 11 magnitudes, un cambio de luminosidad de 6 a 30.000 veces. La propia Mira, también conocida como Omicron Ceti (ο Cet), varía en brillo desde casi la segunda magnitud hasta una décima magnitud con un período de aproximadamente 332 días. Las amplitudes visuales muy grandes se deben principalmente al cambio de salida de energía entre visual e infrarroja a medida que cambia la temperatura de la estrella. En unos pocos casos, las variables de Mira muestran cambios de período dramáticos durante un período de décadas, que se cree que están relacionados con el ciclo de pulsación térmica de las estrellas AGB más avanzadas.

Variables semirregulares

Son gigantes rojas o supergigantes. Las variables semirregulares pueden mostrar un período definido en ocasiones, pero más a menudo muestran variaciones menos definidas que a veces pueden resolverse en múltiples períodos. Un ejemplo bien conocido de una variable semirregular es Betelgeuse, que varía entre magnitudes de +0,2 a +1,2 (un factor de cambio de 2,5 en la luminosidad). Al menos algunas de las variables semirregulares están muy estrechamente relacionadas con las variables Mira, posiblemente la única diferencia sea la pulsación en un armónico diferente.

Variables irregulares lentas

Son gigantes o supergigantes rojas con una periodicidad escasa o nula. Algunas son variables semirregulares poco estudiadas, a menudo con múltiples períodos, pero otras pueden ser simplemente caóticas.

Variables de período secundario largo

Muchas gigantes y supergigantes rojas variables muestran variaciones durante varios cientos a varios miles de días. El brillo puede cambiar en varias magnitudes aunque a menudo es mucho menor, con las variaciones primarias más rápidas se superponen. Las razones de este tipo de variación no se comprenden claramente, y se atribuyen de diversas formas a las pulsaciones, la binaridad y la rotación estelar.

Variables Beta Cephei

Las variables Beta Cephei (β Cep) (a veces llamadas variables Beta Canis Majoris, especialmente en Europa) experimentan pulsaciones de período corto del orden de 0,1 a 0,6 días con una amplitud de 0,01 a 0,3 magnitudes (cambio del 1 % al 30 % en luminosidad). Son más brillantes durante la contracción mínima. Muchas estrellas de este tipo exhiben múltiples períodos de pulsación.

Estrellas tipo B de pulsación lenta

Las estrellas B de pulsación lenta (SPB) son estrellas calientes de la secuencia principal ligeramente menos luminosas que las estrellas Beta Cephei, con períodos más largos y amplitudes más grandes.

Estrellas calientes (subenanas B) que pulsan muy rápidamente

El prototipo de esta rara clase es V361 Hydrae, una estrella B subenana de magnitud 15. Pulsan con períodos de unos pocos minutos y pueden pulsar simultáneamente con múltiples períodos. Tienen amplitudes de unas pocas centésimas de magnitud y reciben el acrónimo RPHS de GCVS. Son pulsadores en modo p.

Variables telescópicas fotovoltaicas

Las estrellas de esta clase son supergigantes de tipo Bp con un período de 0,1 a 1 día y una amplitud de 0,1 de magnitud en promedio. Sus espectros son peculiares por tener hidrógeno débil mientras que por otro lado las líneas de carbono y helio son extra fuertes, un tipo de estrella de helio extremo.

Variables Tauri RV

Estas son estrellas supergigantes amarillas (en realidad estrellas post-AGB de baja masa en la etapa más luminosa de sus vidas) que alternan mínimos profundos y superficiales. Esta variación de doble pico generalmente tiene períodos de 30 a 100 días y amplitudes de 3 a 4 magnitudes. Superpuestas a esta variación, pueden existir variaciones a largo plazo en períodos de varios años. Sus espectros son de tipo F o G a máxima luz y de tipo K o M a mínima luminosidad. Se encuentran cerca de la franja de inestabilidad, más frías que las Cefeidas tipo I y más luminosas que las Cefeidas tipo II. Sus pulsaciones son causadas por los mismos mecanismos básicos relacionados con la opacidad del helio, pero se encuentran en una etapa muy diferente de sus vidas.

Variables Alfa Cygni

Las variables Alpha Cygni (α Cyg) son supergigantes pulsantes no radiales de clases espectrales B_ep a A_epIa. Sus períodos oscilan entre varios días y varias semanas, y sus amplitudes de variación suelen ser del orden de 0,1 magnitudes. Los cambios de luz, que a menudo parecen irregulares, son causados por la superposición de muchas oscilaciones con periodos cerrados. Deneb, en la constelación de Cygnus es el prototipo de esta clase.

Variables gamma Doradus

Las variables Gamma Doradus (γ Dor) son estrellas de la secuencia principal de pulsaciones no radiales de clases espectrales F a finales de A. Sus períodos son de alrededor de un día y sus amplitudes suelen ser del orden de 0,1 magnitudes.

Enanas blancas pulsantes

Estas estrellas que no pulsan radialmente tienen períodos cortos de cientos a miles de segundos con pequeñas fluctuaciones de 0,001 a 0,2 magnitudes. Los tipos conocidos de enanas blancas pulsantes (o pre-enanas blancas) incluyen las estrellas DAV, o ZZ Ceti, con atmósferas dominadas por hidrógeno y el tipo espectral DA; DBV, o V777 Her, estrellas, con atmósferas dominadas por helio y tipo espectral DB; y estrellas GW Vir, con atmósferas dominadas por helio, carbono y oxígeno. Las estrellas GW Vir pueden subdividirse en estrellas DOV y PNNV.

Oscilaciones de tipo solar

El Sol oscila con muy baja amplitud en un gran número de modos con periodos de alrededor de 5 minutos. El estudio de estas oscilaciones se conoce como heliosismología. Las oscilaciones en el Sol son impulsadas estocásticamente por la convección en sus capas exteriores. El término oscilaciones de tipo solar se utiliza para describir las oscilaciones en otras estrellas que se excitan de la misma manera y el estudio de estas oscilaciones es una de las principales áreas de investigación activa en el campo de la astrosismología.

Variables BLAP

Un pulsador azul de gran amplitud (BLAP) es una estrella pulsante caracterizada por cambios de 0,2 a 0,4 magnitudes con períodos típicos de 20 a 40 minutos.

Supergigantes pulsantes de color amarillo rápido

Una supergigante pulsante amarilla rápida (FYPS) es una supergigante amarilla luminosa con pulsaciones más cortas que un día. Se cree que han evolucionado más allá de una fase supergigante roja, pero se desconoce el mecanismo de las pulsaciones. La clase fue nombrada en 2020 a través del análisis de las observaciones de TESS.

Estrellas variables eruptivas

Las estrellas variables eruptivas muestran variaciones de brillo irregulares o semirregulares causadas por la pérdida de material de la estrella o, en algunos casos, por la acumulación en ella. A pesar del nombre, estos no son eventos explosivos.

Protoestrellas

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 exhiben variaciones de brillo irregulares.

Estrellas Herbig Ae/Be

Herbig Ae/Be star V1025 Tauri

Se cree que la variabilidad de las estrellas Herbig Ae/Be más masivas (de 2 a 8 masas solares) se debe a los cúmulos de gas y polvo que orbitan en los discos circunestelares.

Variables de Orión

Las variables de Orión son estrellas jóvenes y calientes antes de la secuencia principal, generalmente incrustadas en nebulosidad. Tienen periodos irregulares con amplitudes de varias magnitudes. Un subtipo muy conocido de las variables de Orión son las variables T Tauri. La variabilidad de las estrellas T Tauri se debe a las manchas en la superficie estelar y a los cúmulos de gas y polvo que orbitan en los discos circunestelares.

Variables FU Orionis

Estas estrellas residen en nebulosas de reflexión y muestran aumentos graduales en su luminosidad del orden de 6 magnitudes seguidos de una fase prolongada de brillo constante. Luego se atenúan en 2 magnitudes (seis veces más tenues) más o menos durante un período de muchos años. V1057 Cygni, por ejemplo, se atenuó en una magnitud de 2,5 (diez veces más tenue) durante un período de once años. Las variables FU Orionis son de tipo espectral A a G y son posiblemente una fase evolutiva en la vida de las estrellas T Tauri.

Gigantes y supergigantes

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

Variables azules luminosas

También conocidas como las variables S Doradus, las estrellas más luminosas conocidas pertenecen a esta clase. Los ejemplos incluyen las hipergigantes η Carinae y P Cygni. Tienen una alta pérdida de masa permanente, pero a intervalos de años, las pulsaciones internas hacen que la estrella exceda su límite de Eddington y la pérdida de masa aumenta enormemente. El brillo visual aumenta aunque la luminosidad general permanece prácticamente sin cambios. Las erupciones gigantes observadas en algunos LBV aumentan la luminosidad, tanto que han sido etiquetados como impostores de supernova y pueden ser un tipo diferente de evento.

Hipergigantes amarillas

Estas estrellas evolucionadas masivas son inestables debido a su alta luminosidad y posición sobre la franja de inestabilidad, y exhiben cambios fotométricos y espectroscópicos lentos pero a veces grandes debido a la gran pérdida de masa y erupciones ocasionales más grandes, combinadas con variaciones seculares en una escala de tiempo observable.. El ejemplo más conocido es Rho Cassiopeiae.

Variables R Coronae Borealis

Aunque se clasifican como variables eruptivas, estas estrellas no experimentan aumentos periódicos de brillo. En cambio, pasan la mayor parte de su tiempo con el brillo máximo, pero a intervalos irregulares se desvanecen repentinamente en magnitudes de 1 a 9 (2,5 a 4000 veces más tenues) antes de recuperar su brillo inicial durante meses o años. La mayoría se clasifican como supergigantes amarillas por luminosidad, aunque en realidad son estrellas post-AGB, pero hay estrellas R CrB gigantes rojas y azules. R Coronae Borealis (R CrB) es la estrella prototipo. Las variables DY Persei son una subclase de las variables R CrB que tienen una variabilidad periódica además de sus erupciones.

Variables Wolf-Rayet

Las estrellas clásicas de población I Wolf-Rayet son estrellas calientes masivas que a veces muestran variabilidad, probablemente debido a varias causas diferentes, incluidas interacciones binarias y acumulaciones de gas en rotación alrededor de la estrella. Exhiben amplios espectros de línea de emisión con líneas de helio, nitrógeno, carbono y oxígeno. Las variaciones en algunas estrellas parecen ser estocásticas, mientras que otras muestran múltiples períodos.

Variables gamma Cassiopeiae

Las variables Gamma Cassiopeiae (γ Cas) son estrellas tipo línea de emisión de clase B de rotación rápida no supergigantes que fluctúan irregularmente hasta en 1,5 magnitudes (cambio de 4 veces en la luminosidad) debido a la eyección de materia en sus regiones ecuatoriales provocada por la rápida velocidad de rotación.

Estrellas fulgurantes

En las estrellas de la secuencia principal, la gran variabilidad eruptiva es excepcional. Es común solo entre las estrellas fulgurantes, también conocidas como variables UV Ceti, estrellas de secuencia principal muy débiles que experimentan erupciones regulares. Aumentan su brillo hasta en dos magnitudes (seis veces más brillantes) en solo unos segundos y luego vuelven a su brillo normal en media hora o menos. Varias enanas rojas cercanas son estrellas fulgurantes, incluidas Proxima Centauri y Wolf 359.

Variables RS Canum Venaticorum

Estos son sistemas binarios cercanos con cromosferas altamente activas, que incluyen enormes manchas solares y erupciones, que se cree que están potenciadas por el compañero cercano. Las escalas de variabilidad van desde días, cerca del período orbital y, a veces, también con eclipses, hasta años, a medida que varía la actividad de las manchas solares.

Estrellas variables cataclísmicas o explosivas

Supernovas

Las supernovas son el tipo más dramático de variable cataclísmica, siendo algunos de los eventos más energéticos 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). La explosión de supernova es causada por una enana blanca o el núcleo de una estrella que alcanza un cierto límite de masa/densidad, el límite de Chandrasekhar, lo que hace que el objeto colapse en una fracción de segundo. Este colapso "rebota" y hace que la estrella explote y emita esta enorme cantidad de energía. Las capas exteriores de estas estrellas son arrastradas a velocidades de muchos miles de kilómetros por segundo. La materia expulsada puede formar nebulosas llamadas remanentes de supernova. Un ejemplo bien conocido de una nebulosa de este tipo es la Nebulosa del Cangrejo, remanente de una supernova que se observó en China y en otros lugares en 1054. El objeto progenitor puede desintegrarse por completo en la explosión o, en el caso de una estrella masiva, el núcleo puede convertirse en una estrella de neutrones (generalmente un púlsar).

Las supernovas pueden resultar de la muerte de una estrella extremadamente masiva, muchas veces más pesada que el Sol. Al final de la vida de esta estrella masiva, se forma un núcleo de hierro no fusible a partir de las cenizas de fusión. Este núcleo de hierro es empujado hacia el límite de Chandrasekhar hasta que lo supera y por lo tanto colapsa. Una de las supernovas de este tipo más estudiadas es SN 1987A en la Gran Nube de Magallanes.

Una supernova también puede resultar de la transferencia de masa a una enana blanca desde una estrella compañera en un sistema estelar doble. El límite de Chandrasekhar se supera por la materia que cae. La luminosidad absoluta de este último tipo está relacionada con propiedades de su curva de luz, por lo que estas supernovas pueden utilizarse para establecer la distancia a otras galaxias.

Nova roja luminosa

Imágenes que muestran la expansión del eco de luz de V838 Monocerotis

Las novas rojas luminosas son explosiones estelares causadas por la fusión de dos estrellas. No están relacionados con las novas clásicas. Tienen un aspecto rojo característico y un declive muy lento tras el estallido inicial.

Novas

Las novas también son el resultado de explosiones dramáticas, pero a diferencia de las supernovas, no resultan en la destrucción de la estrella progenitora. También a diferencia de las supernovas, las novas se encienden por el inicio repentino de la fusión termonuclear, que bajo ciertas condiciones de alta presión (materia degenerada) se acelera explosivamente. Se forman en sistemas binarios cerrados, siendo un componente una enana blanca que acumula materia del otro componente estelar ordinario, y pueden reaparecer durante períodos de décadas a siglos o milenios. Las novas se clasifican como rápidas, lentas o muy lentas, según el comportamiento de su curva de luz. Se han registrado varias novas a simple vista, siendo Nova Cygni 1975 la más brillante de la historia reciente, alcanzando la segunda magnitud.

Novas enanas

Las novas enanas son estrellas dobles que involucran una enana blanca en las que la transferencia de materia entre los componentes da lugar a estallidos regulares. Hay tres tipos de nova enana:

• U Geminorum estrellas, que tienen sobrecargas que duran aproximadamente 5–20 días seguidos por períodos tranquilos de típicamente unos pocos cientos de días. Durante un desembolso brillan típicamente por 2-6 magnitudes. Estas estrellas también se conocen como variables SS Cygni después de la variable en Cygnus que produce entre las pantallas más brillantes y frecuentes de este tipo variable.
• Z Camelopardalis estrellas, en las que ocasionalmente mesetas de brillo llamado standstills son vistos, en parte entre el brillo máximo y mínimo.
• SU Ursae Majoris stars, which undergo both frequent small outbursts, and rarer but larger superoutbursts. Estos sistemas binarios suelen tener períodos orbitales de menos de 2,5 horas.

Variables DQ Herculis

Los sistemas DQ Herculis son binarios interactivos en los que una estrella de baja masa transfiere masa a una enana blanca altamente magnética. El período de giro de la enana blanca es significativamente más corto que el período orbital binario y, a veces, puede detectarse como una periodicidad fotométrica. Por lo general, se forma un disco de acreción alrededor de la enana blanca, pero la enana blanca trunca magnéticamente sus regiones más internas. Una vez capturado por el campo magnético de la enana blanca, el material del disco interno viaja a lo largo de las líneas del campo magnético hasta que se acumula. En casos extremos, el magnetismo de la enana blanca impide la formación de un disco de acreción.

AM variables Herculis

En estas variables cataclísmicas, el campo magnético de la enana blanca es tan fuerte que sincroniza el período de giro de la enana blanca con el período orbital binario. En lugar de formar un disco de acreción, el flujo de acreción se canaliza a lo largo de las líneas del campo magnético de la enana blanca hasta que impacta en la enana blanca cerca de un polo magnético. La radiación de ciclotrón emitida desde la región de acreción puede causar variaciones orbitales de varias magnitudes.

Z variables de Andrómedae

Estos sistemas binarios simbióticos están compuestos por una gigante roja y una estrella azul caliente envuelta en una nube de gas y polvo. Sufren explosiones similares a novas con amplitudes de hasta 4 magnitudes. El prototipo de esta clase es Z Andromedae.

AM CVn variables

Las variables AM CVn son binarias simbióticas en las que una enana blanca acumula material rico en helio de otra enana blanca, una estrella de helio o una estrella evolucionada de la secuencia principal. Sufren variaciones complejas, oa veces ninguna variación, con períodos ultracortos.

Estrellas variables extrínsecas

Hay dos grupos principales de variables extrínsecas: estrellas giratorias y estrellas eclipsantes.

Estrellas variables giratorias

Las estrellas con manchas solares considerables pueden mostrar variaciones significativas en el brillo a medida que giran y se muestran áreas más brillantes de la superficie. Los puntos brillantes también ocurren en los polos magnéticos de las estrellas magnéticas. Las estrellas con formas elipsoidales también pueden mostrar cambios en el brillo a medida que presentan áreas variables de sus superficies para el observador.

Estrellas no esféricas

Variables elipsoidales

Estos son binarios muy cercanos, cuyos componentes no son esféricos debido a su interacción de marea. A medida que las estrellas giran, el área de su superficie presentada hacia el observador cambia y esto, a su vez, afecta su brillo visto desde la Tierra.

Puntos estelares

La superficie de la estrella no es uniformemente brillante, sino que tiene áreas más oscuras y más brillantes (como las manchas solares del sol). La cromosfera de la estrella también puede variar en brillo. A medida que la estrella gira, observamos variaciones de brillo de algunas décimas de magnitud.

Variables de FK Comae Berenices

Curvas de luz para FK Comae Berenices. La trama principal muestra la variabilidad a corto plazo trazada de datos TESS; el inicio, adaptado de Panov y Dimitrov (2007), muestra la variabilidad a largo plazo.

Estas estrellas giran extremadamente rápido (~100 km/s en el ecuador); por lo tanto, tienen forma elipsoidal. Son (aparentemente) estrellas gigantes individuales con tipos espectrales G y K y muestran fuertes líneas de emisión cromosférica. Algunos ejemplos son FK Com, V1794 Cygni y UZ Librae. Una posible explicación de la rápida rotación de las estrellas FK Comae es que son el resultado de la fusión de un binario (de contacto).

POR Draconis estrellas variables

Las estrellas BY Draconis son de clase espectral K o M y varían en menos de 0,5 magnitudes (70 % de cambio en la luminosidad).

Campos magnéticos

Alfa-2 Canum Venaticorum variables

Alpha-2 Canum Venaticorum (α² CVn) son estrellas de secuencia principal de clase espectral B8–A7 que muestran fluctuaciones de 0,01 a 0,1 magnitudes (1 % a 10 %) debido a cambios en sus campos magnéticos.

Variables SX Arietis

Las estrellas de esta clase exhiben fluctuaciones de brillo de una magnitud de 0,1 causadas por cambios en sus campos magnéticos debido a las altas velocidades de rotación.

Púlsares ópticamente variables

Se han detectado pocos púlsares en luz visible. Estas estrellas de neutrones cambian de brillo a medida que giran. Debido a la rápida rotación, las variaciones de brillo son extremadamente rápidas, desde milisegundos hasta unos pocos segundos. El primer y más conocido ejemplo es el Crab Pulsar.

Binarios eclipsantes

Cómo los binarios eclipsantes varían en brillo

Las variables extrínsecas tienen variaciones en su brillo, como las ven los observadores terrestres, debido a alguna fuente externa. Una de las razones más comunes de esto es la presencia de una estrella compañera binaria, de modo que las dos juntas forman una estrella binaria. Cuando se ve desde ciertos ángulos, una estrella puede eclipsar a la otra, provocando una reducción en el brillo. Una de las binarias eclipsantes más famosas es Algol, o Beta Persei (β Per).

Variables de algoritmo

Las variables Algol experimentan eclipses con uno o dos mínimos separados por períodos de luz casi constante. El prototipo de esta clase es Algol en la constelación de Perseo.

Variables periódicas dobles

Las variables periódicas dobles exhiben un intercambio de masa cíclico que hace que el período orbital varíe de manera predecible durante un período muy largo. El ejemplo más conocido es V393 Scorpii.

Variables Beta Lyrae

Las variables Beta Lyrae (β Lyr) son binarios extremadamente cercanos, llamados así por la estrella Sheliak. Las curvas de luz de esta clase de variables eclipsantes cambian constantemente, lo que hace casi imposible determinar el inicio y el final exactos de cada eclipse.

Variables W Serpentis

W Serpentis es el prototipo de una clase de binarias adosadas que incluyen un material de transferencia gigante o supergigante a una estrella masiva más compacta. Se caracterizan, y se distinguen de los sistemas β Lyr similares, por una fuerte emisión de UV de los puntos calientes de acumulación en un disco de material.

Variables W Ursae Majoris

Las estrellas de este grupo muestran periodos de menos de un día. Las estrellas están situadas tan cerca unas de otras que sus superficies casi están en contacto entre sí.

Tránsitos planetarios

Las estrellas con planetas también pueden mostrar variaciones de brillo si sus planetas pasan entre la Tierra y la estrella. Estas variaciones son mucho más pequeñas que las observadas con compañeros estelares y solo son detectables con observaciones extremadamente precisas. Los ejemplos incluyen HD 209458 y GSC 02652-01324, y todos los planetas y candidatos a planetas detectados por la Misión Kepler.