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.


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 . 

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.