Estrella variable

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Introducción

Estrella variable, estrella cuyo brillo, visto desde la Tierra, no es constante. Pueden ser estrellas cuya emisión de luz fluctúa realmente (variables intrínsecas) o estrellas cuya luz se ve interrumpida en su trayectoria hacia 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. Algunas otras variables intrínsecas no encajan en ninguna de estas dos categorías principales. 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, siendo casi todas las demás variables intrínsecas.

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Estrellas pulsantes

De las estrellas que presentan una variación intrínseca en su producción de luz, las más comunes son las variables pulsantes. Probablemente, los ejemplos más famosos sean las variables cefeidas, cuyas pulsaciones periódicas proporcionan una indicación de su brillo, por lo que constituyen una importante referencia para la medición de distancias en el espacio. Un tipo relacionado con las cefeidas son las variables RR Lyrae, que suelen encontrarse en cúmulos globulares. Las estrellas RR Lyrae son gigantes, menos luminosas que las cefeidas, y varían hasta en dos magnitudes diarias. Al encontrarse todas en la misma fase evolutiva, tienen aproximadamente la misma luminosidad, por lo que constituyen excelentes referencias de distancia una vez identificadas. Las estrellas RR Lyrae son abundantes y constituyen aproximadamente el 20% de las estrellas variables conocidas. En comparación, sólo alrededor del 1% son cefeidas.

Las estrellas variables más comunes de entre todos los tipos son las estrellas Mira, llamadas así por su representante más destacada, la estrella Mira u Omicron Ceti, en la constelación de la 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.

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Estrellas dobles que interactúan

Algunos de los fenómenos más interesantes se deben a interacciones entre los dos miembros de una estrella doble. Los ejemplos más espectaculares son las novas, que se producen cuando una estrella enana blanca acumula hidrógeno procedente de una compañera cercana, lo que acaba por ocasionar una explosión termonuclear en su superficie. En las llamadas novas enanas (también conocidas como estrellas U Geminorum) se producen picos de brillo menores pero más frecuentes. Al igual que las novas, estas estrellas están formadas por una enana blanca y una compañera normal; la gravedad de la enana blanca arrastra gas procedente de la otra estrella, el cual forma un disco —el llamado disco de acreción— que gira en torno a la enana blanca. El aumento de luminosidad de una nova enana se debe a un incremento del brillo del disco de acreción, probablemente debido a la liberación de energía gravitatoria por parte del gas.

Cuando uno de los objetos del sistema doble está aún más condensado que una enana blanca —es decir, si se trata de una estrella de neutrones o incluso de un agujero negro— su campo gravitatorio es tan intenso que el gas atrapado por él se calienta hasta temperaturas extremas y emite rayos X. Todo el sistema se denomina estrella doble de rayos X, y puede ser observado con la utilización de espectrómetros instalados en satélites espaciales. Las variaciones en la intensidad de las estrellas dobles de rayos X se deben a cambios en la velocidad de transferencia de masa y a eclipses del cuerpo que emite rayos X.

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Otros tipos

Las estrellas en proceso de formación también son variables. Las estrellas T Tauri o RW Aurigae son estrellas muy jóvenes con masas semejantes a la del Sol. Presentan variaciones irregulares, debidas tanto a la actividad de las propias estrellas como al oscurecimiento provocado por nubes de polvo que pasan por delante. Las estrellas fulgurantes, también conocidas como estrellas UV Ceti, son enanas rojas que experimentan repentinos aumentos de brillo en un factor de hasta 250, que duran sólo unos minutos. Se cree que la causa son explosiones semejantes a las que se producen en la superficie del Sol. Las estrellas fulgurantes podrían ser la siguiente etapa evolutiva de las estrellas T Tauri. Las estrellas R Coronae Borealis se comportan de forma exactamente opuesta. Son supergigantes que ocasionalmente disminuyen su brillo hasta ocho magnitudes para luego recuperarlo lentamente. Se cree que estas disminuciones repentinas se deben a la expulsión de partículas de carbono formadas en la atmósfera de la estrella. Otras estrellas que expulsan materia son las llamadas ‘estrellas de cubierta’, que giran rápidamente y arrojan gas desde su ecuador, lo que produce una disminución temporal del brillo. Gamma Cassiopeiae es un ejemplo de estrella de cubierta. Las estrellas variables más espectaculares son las supernovas, en las que la estrella se destruye en una gigantesca explosión.