CLASIFICACIÓN DE LAS ESTRELLAS VARIABLES

A partir de la cuarta edición del “Catálogo General de Estrellas Variables” este tipo de astros se clasifican en 7 grupos principales:

1.- VARIABLES ERUPTIVAS: su variación suele ser irregular y se debe a fenómenos tipo “flare” de la cromosfera o corona de la estrella, acompañados de pérdida de masa y/o por la interacción de los fenómenos anteriores con el medio interestelar vecino. Existen 19 subtipos, entre los que destacamos los que tienen por variable prototipo a FU Orionis, R Coronae Borealis y S Doradus.

2.- VARIABLES PULSANTES: fluctúan de forma periódica o semiregular y presentan contracción y expansión de su superficie que puede ser radial o no. También pueden presentar cambios más o menos regulares en su forma, no siempre esférica.

Existen 33 subtipos descritos, según sus características, pérdida o no de masa y regularidad de las pulsaciones. Destacamos los tipos representados por Delta Cephei (cefeidas), RR Lyrae, Mira Ceti, RV Tauri y las semiregulares (SR).

3.- VARIABLES POR ROTACIÓN: Son estrellas de brillo no uniforme (por presencia de importantes “manchas” o fenómenos similares relacionados con irregularidades de sus campos magnéticos) o variables de forma elipsoidal cuya variación se debe a su rotación axial y el efecto de esta desde el ángulo de visión del observador. Se conocen 7 subtipos, por ejemplo los representados por BY Draconis y FK Comae Berenices.

4.- VARIABLES CATACLISMICAS: Se caracterizan por explosiones que pueden ser causadas por fenómenos termonucleares en su superficie (estrellas Novas) o de su interior (Supernovas). También pueden ocasionarse por la caída de material rico en hidrógeno de un disco acreción sobre la superficie de una enana blanca. En muchos de los casos se trata de estrellas dobles muy cerradas cuyo carácter explosivo afecta a la evolución de ambos componentes del sistema. Se han descrito 14 subtipos. Además de las novas y supernovas (de diferentes clases), existen los subtipos representados por SS Cygni, SU Ursae Majoris y Z Camelopardalis.

5.- VARIABLES ECLIPSANTES: Tal como su nombre indica su variación de luz se debe a los eclipses entre las estrellas de un sistema binario. En su clasificación pueden utilizarse 3 criterios simultáneamente: A) Según la forma de su curva de luz, con 4 subtipos (por ejemplo, las Algolidas como Beta Persei y las de tipo Beta Lyrae) B) Según las características físicas de sus componentes, con 5 subtipos (según la tipología de sus componentes, enanas, gigantes, de la secuencia principal, según su tipo espectral, etc). C) Según el nivel de saturación de sus lóbulos de Roche, y, por ello, si ambas estrellas están o no en contacto entre sí (9 subtipos).

6.- FUENTES DE RAYOS X OPTICAMENTE VARIABLES: Son fuentes de rayos X, que presentan además variación de magnitud visual, en sistemas binarios en los que está presente una estrella de neutrones, enana blanca o posiblemente un agujero negro. Se entiende que esa emisión se debe a la caída de material desde el otro componente del sistema doble. Existen 10 subtipos, por ejemplo los representados por V1343 Aquilae, HZ Herculi y AM Herculi.

7.- OTRAS VARIABLES: Cajón de sastre donde se clasifican otras variables poco conocidas, dudosamente clasificadas o de características absolutamente distintas por su naturaleza extragaláctica, como el caso de los quasars variables (BL Lacertae, 3C 279 Vir, etc).

Para complicar esta clasificación existen muchas estrellas variables que fluctúan por varios motivos simultáneamente, por lo que el análisis de su curva de luz es especialmente complejo e interesante.

CARACTERISTICAS:

Estrellas variables. Estrellas cuyo brillo, visto desde la tierra, no es constante. Pueden ser estrellas cuya emisión de luz fluctúa realmente, intrínsecas, o estrellas cuya luz se ve interrumpida en su trayectoria hacia la Tierra, por otra estrella o una nube de polvo interestelar, llamadas variables extrínsecas.

Variables pulsantes

Los cambios en la intensidad luminosa en 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. Algunas otras variables intrínsecas no encajan en ninguna de estas dos categorías.

El único tipo frecuente de variable extrínseca es la llamada "binaria eclipsante". Se trata de una estrella doble formada por dos estrellas próximas que pasan periódicamente una por delante de la otra. Algol es el ejemplo más conocido. Las binarias eclipsantes constituyen casi el 20% de las estrellas variables conocidas.

Variables cefeidas

Las cefeidas son parejas orientadas de manera que, periódicamente, se eclipsan una a otra. Probablemente, los ejemplos más conocidos sean las variables cefeidas, cuyas pulsaciones periódicas indicacan su brillo, por lo que constituyen una importante referencia para la medición de distancias en el espacio.

agujeros negros


Un agujero negro u hoyo negro es una región finita del espacio en cuyo interior existe una concentración de masa lo suficientemente elevada para generar un campo gravitatoriotal que ninguna partícula material, ni siquiera la luz, puede escapar de ella. Sin embargo, los agujeros negros pueden ser capaces de emitir radiación de rayos X, lo cual fue conjeturado por Stephen Hawking en los años 1970 y demostrado en 1976 con el descubrimiento deCygnus X-1.3

Estrellas II

Masa de las estrellas

La masa determinada de una estrella que supera el límite anterior (150 masas solares) por un factor de 2, usando una combinación de datos obtenidos en el observatorio Paranal y con el telescopio espacial Hubble. Se trata de la estrella R136a1 en el centro de la nebulosa "Tarántula" en la Gran Nube de Magallanes. Esto es muy interesante, porque hasta ahora se creyó que cualquier estrella mayor que 150 masas solares se desintegra por el efecto de la presión de radiación que supera a la gravedad. En realidad, también R136a1 está desintegrándose, teniendo ahora "sólo" 260 masas solares, después de una vida corta de 1,5 millones de años. Pero los autores calculan que reunió, cuándo nació, un total de 320 masas solares.



Estructura interna de las estrellas


Una estrella se divide en NUCLEO, MANTO y ATMOSFERA.
En el nucleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energia. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte mas superficial de las estrellas y la unica que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.

interior de las estrellas

Una estrella se divide en NUCLEO, MANTO y ATMOSFERA.



En el nucleo es donde se producen las reacciones nucleares que generan su energia. El manto transporta dicha energía hacia la superficie y según como la transporte, por Convección o por Radiación, se dividirá en dos zonas: radiante y convectiva. Finalmente, la atmósfera es la parte mas superficial de las estrellas y la unica que es visible. Se divide en Cromosfera, Fotosfera y Corona Solar.



estrellas de neutrones

Las estrellas de neutrones se forman cuando las grandes estrellas agotan su combustible y colapsan. Para que se forme una estrella de neutrones se necesita una estrella con una masa aproximada de entre 1,5 y 5 veces la masa del Sol.

Si la estrella tiene menos de 1,5 masas solares, entonces no tendrá la suficiente materia ni gravedad para comprimir lo suficiente al objeto. Sólo se obtendrá una enana blanca, que es lo que le ocurrirá al Sol algún día.

En cambio, si tiene más de 5 veces la masa del Sol, la estrella terminará sus días como un agujero negro.

Pero si la masa de la estrella se ubica entre las antes mencionadas, entonces surgirá una estrella de neutrones.

La estrella de neutrones se forma cuando la estrella agota su combustible y colapsa sobre sí misma. Los protones y los electrones de los átomos son forzados a formar electrones. Como la estrella conserva todavía mucha gravedad, toda materia adicional que caiga en la estrella de neutrones es súper-acelerada por la gravedad y convertida en idéntico material neutrónico.

Apenas una cucharada de té de una estrella de neutrones tendría una masa superior a 5 x 1012 kilogramos.

Una estrella de neutrones tiene en realidad diferentes capas. Los astrónomos piensan que posee una capa exterior de núcleos atómicos con electrones, de aproximadamente 1 metro de espesor. Debajo de esta corteza, hay núcleos con un número mayor de electrones. Estos decaerían rápidamente en la Tierra, pero la intensa presión de la gravedad los mantiene estables.

Cuando una estrella de neutrones se forma, conserva el momento de toda la estrella, pero como ahora sólo tiene unos pocos kilómetros de diámetro, gira a velocidades enormes, a menudo tan rápido como cientos de veces por segundo.

diagrama de Hertzprung - Russell

diagrama de Hertzprung - Russell


Muestra el resultado de numerosas observaciones sobre la relación existente entre la magnitud absoluta de una estrella y tipo espectral.
Fue realizado en 1911 por el astrónomo Ejnar Hertzsprung y, de manera independiente, en 1913 por Henry Norris Russell. El diagrama de Hertzsprung mostraba la luminosidad de las estrellas en función de su color, mientras que el diagrama inicial de Russell mostraba la luminosidad en función del tipo espectral. Ambos diagramas son equivalentes.

 

temperatura superficial de las estrellas

temperatura superficial de las estrellas



La temperatura superficial de una estrella se puede establecer midiendo la distribución de la intensidad del fondo continuo del espectro.
Según una ley descubierta por W. Wien en el siglo XIX, la longitud de onda del máximo de intensidad es inversamente proporcional a la temperatura absoluta de la fuente. En rigor, la ley de Wien sólo es válidad para la radiación emitida por un cuerpo ideal denominado cuerpo negro, que absorbe toda la radiación que recibe y que sirve a los físicos como referencia.
El nombre de "cuerpo negro" se debe a la ida de que cuando no está suficientemente caliente para emitir luz propia, el cuerpo aparece negro, sin embargo, las estrellas normales (excluidas las novas , las estrellas neutrónicas , etc) se comportan aproximadamente como cuerpos negros.
Para establecer la longitud de onda que corresponde al máximo no hace falta medir la intensidad a lo largo de todo el espectro; basta medirla en dos longitudes de onda y calcular la posición del máximo a partir de la relación entre estas dos intensidades. En la práctica, se determina el índice de color (B-V) que, como se sabe, es la relación entre la intensidad en el azul (B) y en la lua amarilla (V), expresada como diferencia de magnitud.
Una sencilla fórmula permite pasar del índice de color a la temperatura, que así calculada recibe el nombre de temperatura de color.



principales criterios de la clasificación espectral.


Las estrellas se clasifican según su color y tamaño. El primer criterio de clasificación es su color, que a veces se aprecia desde la Tierra. Este color lo da la temperatura de la superficie del astro. Dependiendo de su color se clasifican en una tabla de "Tipos Espectrales" designados con las letras O, B, A, F, G, K, M y L.
Las de tipo espectral O: son estrellas muy calientes y luminosas y destacan por sus brillantes colores azules. Estas estrellas tienen líneas de helio ionizado y neutro muy prominentes y presentan líneas débiles de hidrógeno. La mayor parte de su radiación se emite en el ultravioleta. Pueden brillar más de un millón de veces que nuestro Sol.
Las de tipo espectral B: son extremadamente luminosas, como Rigel en la constelación de Orión, una supergigante azul. Los espectros de estas estrellas tienen líneas de helio neutral y líneas moderadas de hidrógeno. Al igual que las estrellas de tipo O tienen tanta masa que consumen su energía mucho más deprisa que otras estrellas más pequeñas liberando inmensas cantidades de energía y viviendo durante un corto periodo de tiempo (en tan sólo unos pocos millones de años). Suelen estar en las regiones de formación estelar en las que nacen por lo que se las observa, normalmente, en grupos de estrellas, formadas en el interior de nubes de polvo gigantes. En Orión encontramos el ejemplo más cercano.
Las de tipo espectral A: a este grupo pertenecen las estrellas más comunes que observamos a simple vista. Deneb en la constelación del Cisne es una estrella de gran brillo mientras que Sirio, la estrella más brillante que vemos desde la Tierra en la constelación del Can Mayor, es también una estrella de tipo A, bastante cercana pero no tan grande como Deneb. Las estrellas de clase A tienen pronunciadas líneas de hidrógeno y poseen también líneas de metales ionizados.
Las de tipo espectral F: son estrellas de gran masa y muy brillantes pero se encuentran en la secuencia principal de Herptzsrung-Russell. Sus espectros se caracterizan por líneas de hidrógeno débiles y metales ionizados. Son de color blanco con un ligero tono amarillo.
Las de tipo espectral G: son las que mejor conocemos ya que nuestro Sol pertenece a esta categoría siendo una estrella de tipo G2. Tienen líneas de hidrógeno aún más débiles que las de tipo F y cuentan con líneas de metales ionizados y neutros.
Las de tipo espectral K: son estrellas anaranjadas algo más frías que el Sol. Algunas de ellas son gigantes e incluso supergigantes como Antares, mientras que otras estrellas de este grupo, como Alpha Centauri B pertenecen a la secuencia principal. Tienen líneas de hidrógeno muy débiles y en ocasiones algunas líneas correspondientes a metales neutros.
Las de tipo espectral M: Por el gran número de estrellas que pertenecen a este tipo, es el más común de todos. Las enanas rojas pertenecen a esta clase y más del 90% de todas las estrellas son de este tipo como Próxima Centauri. La clase M también corresponde a la mayoría de las gigantes y a algunas supergigantes como Arturo y Betelgeuse. El espectro de una estrella M tiene líneas de metales neutros pero no suele mostrar líneas de hidrógeno. El óxido de Titanio puede formar líneas intensas en las estrellas M.
Por su tamaño son muy variables, pues las hay enormes y se denominan "supergigantes", hasta las más pequeñas que se les llama "enanas". El Sol es una estrella mediana del tipo G y de color amarillo. Betelgeuse, una supergigante, tiene unas 610 veces el diámetro de nuestro Sol.

Agrupaciones estelares

  
                   AGRUPACIONES ESTELARES

Las estrellas que hay en el firmamento, generalmente, se encuentran agrupadas. Es decir, que son una minoría aquellas que se encuentran solas. En este último grupo está nuestro sol. Una estrella solitaria.

tipos de agrupaciones estelares.

-Las primeras y más conocidas son las denominadas Constelaciones, que son grupos de estrellas que nosotros los humanos las hemos "unido" en cierta manera para formar figuras de animales, personas u objetos, tales como el dios Hércules, la constelación Grus, es decir la Grulla, o el objeto Libra, la balanza.

-El otro tipo de agrupación de estrellas ya se puede apreciar en los famosos cúmulos estelares o de estrellas, que se clasifican en dos tipos: Abiertos y cerrados o Globulares, como se los denomina más frecuentemente por su forma casi perfectamente redonda o "globular", valga redundar.



¿Qué son las asociaciones?


En astronomía se define asociación estelar como un cúmulo estelar caracterizado por una unión gravitacional muy débil, menos intensa que la que mantiene unidos los cúmulos abiertos y los cúmulos globulares. Las asociaciones estelares fueron descubiertas por el astrofísico Víktor Ambartsumián en 1947.
Las asociaciones estelares están destinadas a separarse en un tiempo astronómico relativamente breve, del orden de unos pocos millones de años. Esto significa que las asociaciones observables actualmente están formadas por estrellas de reciente formación, de algunos millones de años como máximo.

Estrellas

ESTRELLAS

Una estrella es un gran cuerpo celeste compuesto de gases calientes que emiten radiación electromagnética, en especial luz, como resultado de las reacciones nucleares que tienen lugar en su interior.
    Las estrellas de mayores dimensiones son extremadamente brillantes. Al ser tan grandes tienen mayor masa y generan más energía: se dice que estas estrellas “gastan” sus recursos energéticos mucho más rápido que las otras, más pequeñas. Por esta causa, las estrellas gigantescas viven poco tiempo, no más de algunos millones de años. En cambio, estrellas pequeñas logran existir alrededor de una decena de miles de millones de años, ya que consumen pocos recursos y, por consiguiente, producen poca energía.




SISTEMAS ESTELARES




Un sistema estelar (binario o múltiple) es la agrupación de dos o más estrellas que orbitan en torno a un centro de gravedad común,1 ligadas por lo tanto por la fuerza de gravedad. Un gran número de estrellas vinculadas por la gravitación se denomina un cúmulo estelar o una galaxia, si bien, en un sentido extenso ambos son sistemas estelares.




.Sistemas estelares binarios

Un sistema estelar de dos estrellas es conocido como estrella binaria, o estrella doble. Si no hay fuerzas de marea, ni perturbaciones producidas por otras fuerzas, ni transferencias de masa de una estrella a la otra, se trata de un sistema estable, y las dos estrellas trazan una órbita elíptica en torno al centro de masa del sistema de forma indefinida.
Ejemplos de sistemas binarios pueden ser: Sirio, Procyon y Cygnus X-1, este último posiblemente un agujero negro.

Sistemas estelares múltiples

Un sistema estelar con tres estrellas es una estrella triple, y se pueden percibir sistemas más numerosos. Los sistemas con tres o más estrellas pueden ser inestables, y uno de los acontecimientos finales puede ser la expulsión de una o más estrellas del sistema.
Una de las formas en las que los sistemas múltiples estelares pueden sobrevivir durante un largo plazo es cuando estrellas binarias forman a su vez sistemas binarios cuyos miembros se encuentran a mucha proximidad. En este caso, las dos estrellas cercanas se comportan como una única estrella en los extremos gravitacionales, y el sistema es estable. Cástor es un ejemplo de estrella de este tipo: dos binarias moviéndose estrechamente en órbita alrededor de la otra, conformando un sistema cuádruple; otra binaria orbita alrededor de las primeras cuatro, llevando el total a seis.