Las
estrellas variables tipo Mira
Por Carlos Guillen.
Asociación Larense de Astronomía, ALDA.
Una
estrella variables es una estrella cuyo brillo, visto desde la Tierra,
no es constante. Las estrellas variables incluyen estrellas cuya emisión
de luz fluctúa realmente (variables intrínsecas) y otras cuya luz se
ve interrumpida en su trayectoria hasta la Tierra por algún factor
externo, que puede ser otra estrella o una nube de polvo interestelar
(variables extrínsecas). Los cambios en la intensidad luminosa de la
mayoría de las variables intrínsecas se deben a pulsaciones en el tamaño
de la estrella (variables pulsantes) o a interacciones entre las
componentes de una estrella doble.
Las
estrellas variables más comunes de todos los tipos son las estrellas Mira,
llamadas así por su representante más destacada, la estrella Mira
ú o Ceti, en la constelación de
Cetus (Ballena). Se trata de gigantes o supergigantes rojas con enormes
variaciones de intensidad (hasta 11 magnitudes, un factor de 25.000) a
lo largo de periodos de meses o años. También se llaman estrellas
variables de periodo largo. Muchas otras estrellas gigantes o
supergigantes rojas muestran cierto grado de variación, pero mucho
menos pronunciado que las estrellas Mira. Según su intervalo de brillo
y su regularidad mayor o menor (si es que presentan regularidad), se
clasifican como variables semirregulares o irregulares. En todos los
casos, las variaciones se deben a fluctuaciones en el tamaño y la
temperatura de las propias estrellas
Clasificación de los espectros
estelares.
El
estudio fotográfico de los espectros estelares lo inició en 1885 el
astrónomo estadounidense Edward Pickering
en el Observatorio del Harvard College y lo concluyó su colega Annie
J. Cannon. Esta investigación condujo al importante
descubrimiento de que los espectros estelares pueden estar dispuestos en
una secuencia continua según la intensidad relativa de ciertas líneas
de absorción. Las variaciones observadas dentro de la secuencia
proporciona datos de las edades de las diferentes estrellas y de sus
grados de desarrollo.
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Diagrama
HR.
Diagrama Hertzsprung-Russell (Resumido) |
La posición en el diagrama H-R del punto que representa una estrella corresponde a su brillo y a su temperatura. Las estrellas de la izquierda del diagrama son azules porque son cálidas, y las de la derecha son rojas porque son frías. La banda diagonal que va desde el extremo superior izquierdo al inferior derecho se denomina secuencia principal. Las estrellas del extremo superior derecho son gigantes rojas, aunque son frías y rojas, son muy brillantes porque son muy grandes. Las estrellas cercanas al extremo inferior (conocidas como enanas blancas) son muy cálidas, pero no muy brillantes porque son pequeñas. Este diagrama fue desarrollado independientemente por un danés, Ejnar Hertzsprung, y un estadounidense, Henry Norris Russell. |
Las
diversas etapas en la secuencia de los espectros, designadas con las
letras O, B, A, F, G, K y M, se caracterizan sobre todo por las
variaciones en la intensidad de las líneas de hidrógeno que se dan por
toda la secuencia. Además, las líneas de otros elementos llegan a ser
notables en diferentes etapas. Los subíndices del 0 al 9 se utilizan
para indicar las sucesiones en el modelo dentro de cada clase.
Clase O
Este
grupo se caracteriza en primer lugar por las líneas de helio, oxígeno
y nitrógeno, además de las líneas de hidrógeno. El grupo O que
comprende estrellas muy calientes, incluye tanto las que muestran
espectros de línea brillante de hidrógeno y helio, como las que
muestran líneas oscuras de los mismos elementos.
Clase B
En
este grupo las líneas de helio alcanzan la máxima intensidad en la
subdivisión B2 y palidece progresivamente en subdivisiones más altas.
La intensidad de las líneas de hidrógeno aumenta de forma constante en
todas las subdivisiones. Este grupo está representado por la estrella epsilon
Orionis.
Clase A
Este
grupo comprende las llamadas estrellas de hidrógeno con espectros
dominados por las líneas de absorción del hidrógeno. Una estrella típica
de este grupo es Sirio.
Clase F
En
este grupo son fuertes las llamadas líneas H y K de calcio y las líneas
características de hidrógeno. Una estrella notable en esta categoría
es delta Aquilae.
Clase G
Este
grupo comprende estrellas con fuertes líneas H y K de calcio y líneas
de hidrógeno menos fuertes. También están presentes los espectros de
muchos metales, en especial el hierro. El Sol pertenece a este
grupo y por ello a las estrellas G se les denomina con frecuencia
estrellas de tipo solar.
Clase K
A
este grupo pertenecen las estrellas que tienen fuertes líneas de calcio
y líneas que indican la presencia de otros metales. La luz violeta del
espectro es menos intensa, comparada con la luz roja de las clases antes
mencionadas. Este grupo está tipificado por Arturo ó alpha
bootis.
Clase M
Este
grupo comprende estrellas con espectros dominados por bandas que
resultan de la presencia de moléculas de óxidos metálicos, sobre todo
las de óxido de titanio. El final violeta del espectro es menos intenso
que el de las estrellas K. La estrella Betelgeuse, alpha
Orionis, es típica de este grupo.
Todas
estas características son compatibles con la conclusión de que las
estrellas de estas clases son todas de similar composición química y
están organizadas en un orden de temperatura de más caliente a más frío.
Las temperaturas de la superficie de varios grupos son aproximadamente
las siguientes: O, 22.200 °C; B, 13.900 °C; A, 10.000 °C; F, 6.650 °C;
G, 5.540 °C; K, 3.870 °C; y M, 1.760 °C. La temperatura en el centro
de la estrella media es de unos 20.000 °C.
Las posibles causas de la variación y
la asterosismología
| El interior de las estrellas es materia de estudio teórico. Prácticamente no existe forma alguna de acceder allí con ningún medio observacional directo. Se especula con la posibilidad de observar los neutrinos, única radiación capaz de salir incólume del interior de una estrella. Pero el estudio de las estrellas pulsantes permite, por medios indirectos, obtener información de, al menos, ciertas partes del interior de las estrellas. |  |
Según
modelos de evolución, una estrella de aproximadamente 1,7 masas
solares, en la secuencia principal, quema su núcleo de hidrógeno y
es bastante estable. Al cabo de entre quinientos y mil quinientos años,
la estrella accede al borde rojo de la franja de inestabilidad. La
desestabilización entre atracción gravitacional y la presión de
radiación empieza a ocurrir y esta puede ser la causa de la pulsación.
Cuando se agota el núcleo de hidrógeno, la estrella evoluciona de la
secuencia principal y empieza a quemar hidrógeno en capas. De este
modo, la estructura del interior de la estrella se conforma como se
puede ver en la figura.
La
altura o la profundidad a partir de la cual aparece la zona de ionización
de Helio parece ser la razón fundamental del comportamiento de estas
estrellas. Esta zona actúa como un oscilador que cambia sus dimensiones
por la presión ejercida por la radiación, transportada, en ella, en
forma no adiabática. La aparición de zonas opacas, que no permiten el
transporte de energía por convección, sería el principal causante de
los modos no radiales de pulsación, ya que la presión no sería
uniforme en todas las direcciones.
Es
evidente que la superficie fotosférica recibirá esos movimientos,
aumentado su diámetro y escapando del núcleo de la estrella. Así, la
temperatura superficial disminuye, pero aumenta la superficie de
irradiación, dando por resultado el aumento de brillo, pero también
mostrado las alteraciones provocadas por los reflejos de las ondas de
expansión que rebotan contra las capas de ionización. Esto es muy
similar a lo que ocurre en un sismo sobre la superficie terrestre. Los
rebotes de las ondas sísmicas dan como resultado ondas de diferente
frecuencia. Analizando la frecuencia derivada de la frecuencia principal
nos permite saber a qué profundidad rebota la onda. De este modo, los
sismólogos estelares (asterosismólogos) pueden estudiar el interior de
las estrellas, escudriñando en las profundidades por medio del análisis
de las ondas, sus armónicos y sus modos de pulsación.
Evolución
Estelar
La
evolución de una estrella esta dada en principio por la cantidad de
materia de la cual esta formada, en otras palabras la masa de la
estrella. Básicamente una estrella de mayor masa consume su combustible
de forma mas rápida que una de menor masa, transitando a través del
diagrama H-R mas rápidamente, estando poco tiempo dentro de la
secuencia principal como se ha mencionado anteriormente.
Antes
de entrar en la secuencia principal y convertirse por definición en una
estrella la misma debe formarse a partir de la contracción de una nube
de gas y polvo. En la siguiente secuencia se expone la etapa anterior a
la formación de una estrella, la evolución de las denominadas
estrellas presecuencia. Gracias a compresiones originadas quizás por la
explosión de una supernova cercana una nube de gas y polvo comienza a
contraerse, liberando energía potencial que se transforma en energía
del gas y en radiación. La nube posee unas 100 unidades astronómicas
de diámetro.
Líneas
de Emisión
En
el núcleo de la nube la energía se convierte en calor. Comienza la
presión del gas al oponerse a la contracción. El Hidrógeno presente
en la nube es principalmente Hidrógeno molecular. En este punto la
presión crece lentamente. La temperatura ronda los 1800 grados Kelvin.
A los 1040 grados Kelvin el Hidrógeno se ioniza (se
transforma en Hidrógeno atómico). En esta fase de su evolución la
protoestrella es del tipo T Tauri, una estrella variable irregular, con líneas
espectrales de emisión por el gas frío que rodea a la estrella mas
caliente. A partir de este punto la estrella comienza su recorrido por
el diagrama H-R, comenzando desde arriba a la izquierda si se trata de
una estrella muy luminosa y caliente de gran masa o desde abajo a la
derecha si es una estrella mas fría y menos luminosa de masa mas baja.
En
la siguiente dirección se puede encontrar un buen trabajo respecto a la
clasificación de las estrellas variables y sus ejemplos:
http://perso.wanadoo.es/jripero/variables.htm
S
Orionis es una estrella Mira listada en GCVS (Catálogo General de
Estrellas Variables) con un período de 414.3 días y tipo
espectral M6.5e-M9.5e. Posee magnitudes entre 7.2 y 14.0, según
el catálogo. La descripción de la misma es como sigue:
NNo
GCVS 1950.0
2000.0
Type
Max Min
------------------------------------------------------------------------------------
600002
S Ori 052632.6-044353
052900.9-044133 M
7.2
14.0
--------------------------------------------------------------------------------------------
Epoch
Year Period M-m
Spectrum
References Other
design.
--------------------------------------------------------------------------------------------
V
43945. |
| 414.30
48 M6.5e-M9.5e
00001 00002
--------------------------------------------------------------------------------------------
Otras
Identificaciones (Otros Catálogos)
BD
-04 1146
CRL
0757
HD
036090
Hip
025673
IRC
00074
Par
0018
SAO
132163
La
curva de Luz de S Orionis entre
JD2437600 y JD2451600 (Fechas Julianas)
Cada
punto individual representa un promedio de observaciones en camadas de
10 dias. Existen 34 ciclos en la gráfica. La escala vertical representa la magnitud. Estas observaciones fueron realizadas por los españoles P. Merchán Benítez y M. Jurado Vargas.
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