Estrella variable
Las estrellas variables , estrellas variables o variables en breve son estrellas que han visto desde la Tierra variaciones de brillo relativamente a corto plazo, la causa no puede explicarse por eventos en el sistema solar, por ejemplo. B. el parpadeo de las estrellas ( centelleo ), causado por los disturbios en la atmósfera terrestre. El brillo de las estrellas variables fluctúa con períodos que deben considerarse muy cortos en comparación con la evolución estelar general. Los cambios en la luz se pueden observar en horas, días, incluso décadas o siglos. Hay dos tipos diferentes de variabilidad:
- Variabilidad intrínseca, en la que cambia la luminosidad de la estrella
- Variabilidad extrínseca, donde la luminosidad es constante, pero el brillo visible desde el punto de vista de la tierra es variable. Un ejemplo es la variabilidad del eclipse , donde una estrella es oscurecida por un compañero.
En el pasado, las estrellas variables se veían como algo especial. Hoy en día se asume que todas las estrellas muestran fluctuaciones temporales de brillo en el curso de su desarrollo, porque en las últimas décadas la observación y el desarrollo de la tecnología de medición han ampliado nuestro conocimiento de las estrellas variables. Como resultado, el número de estrellas en las que se pueden determinar variaciones de brillo ha aumentado muchas veces. Con el aumento en la precisión de la medición, se ha vuelto más complicado encontrar una definición general para diferenciar las estrellas variables de las inmutables:
- El cambio de luz se puede observar en el rango óptico, ultravioleta cercano o infrarrojo cercano.
- Las amplitudes fotométricamente medibles se han refinado en los últimos 100 años desde alrededor de 0.05 mag a 0.0001 mag en las mediciones de satélite, lo que relativiza la demarcación de estrellas "inmutables".
historia
Antigüedad
Las primeras descripciones de lo cambiante se pueden encontrar en las crónicas chinas . Las nuevas estrellas eran novas o supernovas . Sin embargo, también podrían haber sido cometas o constelaciones planetarias. Según la visión aristotélica del mundo , el cielo era eterno y todos los cambios eran manifestaciones de la atmósfera. Por lo tanto, no hay informes de estrellas variables de la antigüedad . No fue hasta principios del Renacimiento que se percibieron las estrellas cambiantes.
Renacimiento
La primera variable observada fue Mira ("lo milagroso"), descrita por primera vez en 1596 por David Fabricius . El cambio de luz en forma de ciclo de la estrella Mira, que es temporalmente visible a simple vista, con un período de 11 meses y una amplitud de 8 mag fue descrito por primera vez en 1639 por Johann Holwarda . Esta fue la primera variable conocida además de las estrellas invitadas (Novae o Supernovae). Ya en 1572, Tycho Brahe había demostrado, basándose en la paralaje inconmensurablemente pequeña de la supernova del año, que las estrellas invitadas no son fenómenos de la atmósfera. Sin embargo, las novas y supernovas no se contabilizaron entre las variables hasta principios del siglo XX.
La era visual
Mira ha sido considerado como uno de tiempo - hasta el descubrimiento de la variabilidad de Algol por Geminiano Montanari en 1669. Para 1844 sólo se conocían 21 estrellas variables, que había sido encontrado por casualidad, ya sea, o en la búsqueda de asteroides fueron descubiertos. En el mismo año Friedrich Wilhelm August Argelander publicó su "Solicitud a los amigos de la astronomía", que probablemente puede verse como un impulso para el descubrimiento y la observación sistemáticos de estrellas variables.
Como resultado del estudio de Bonn , un atlas de estrellas para estrellas telescópicas estuvo disponible por primera vez en la segunda mitad del siglo XIX ; es decir, estrellas invisibles a simple vista. Al comparar el cielo estrellado del telescopio con el levantamiento de Bonn, se han descubierto numerosas variables de gran amplitud. La determinación del brillo se logró estimando la variable frente a estrellas de comparación constantes. Este método alcanza una precisión de como máximo 0,3 mag y está sujeto a influencias subjetivas. Los astrónomos aficionados continúan observando este método hasta el día de hoy y sus curvas de luz combinadas a largo plazo en un rango de más de 100 años son de gran valor en la investigación.
Introducción de procesos fotográficos
Cuando, después de 1880, la sensibilidad de las placas fotográficas hizo posible registrar estrellas, esto marcó el comienzo de una nueva era en el estudio de las estrellas variables. Una placa fotográfica almacena el brillo de miles de estrellas para su posterior investigación y facilita el descubrimiento. Dos placas de la misma región del cielo se destellaron : Las imágenes están dispuestas de modo que las estrellas se superponen y una o la otra placa se muestra alternativamente con la ayuda de un obturador. Las estrellas variables aparecen parpadeando. Así es como se encontraron la mayoría de las variables hasta alrededor de 1990. Se pueden descubrir variables con amplitudes inferiores a 0,3 mag, lo que también corresponde a la precisión de las medidas de brillo. La relación período-luminosidad de las cefeidas , que es importante para la medición de distancias astronómicas , fue descrita por primera vez por Henrietta Swan Leavitt en 1912 durante una investigación de las variables en las nubes magallánicas . Sin embargo, inicialmente no fue posible calibrar esta relación.
El siglo 20
Las técnicas de observación nuevas y mejoradas , junto con el mayor desarrollo de la física teórica , han hecho posible comprender las causas de los cambios en el brillo de las estrellas variables en el contexto de la astrofísica .
- La espectroscopia de estrellas permite medir los cambios de velocidad radial , la temperatura , las aceleraciones superficiales de los campos magnéticos estelares y la composición química de las estrellas. La suposición de 1784 de que Algol es una variable de eclipse solo podría probarse midiendo la curva de velocidad radial.
- El fotoeléctrico fotometría comenzó poco después del descubrimiento del efecto fotoeléctrico y por lo tanto podría la exactitud de la luminosidad medido a 0,01 inicialmente puede ser aumentada. Después de la Segunda Guerra Mundial, la precisión de la medición podría incluso mejorarse a unos pocos milimag mediante amplificadores de menor ruido , telescopios más grandes y una fuente de alimentación más estable . Al mismo tiempo, el tiempo de integración podría reducirse a una fracción de segundo, lo que llevó al descubrimiento de fenómenos muy rápidos como el parpadeo durante los procesos de acreción .
- La observación de estrellas fuera del ámbito visual ha contribuido mucho a la comprensión de las estrellas variables y solo ha despertado interés en nuevas clases de estrellas. Cabe mencionar aquí las mediciones realizadas por satélite en el ámbito de la radiación gamma , los rayos X , la radiación ultravioleta , así como la radiación infrarroja y la radiación de microondas . Solo el infrarrojo cercano y las ondas de radio y el rango visual se pueden observar desde la superficie de la tierra.
- Con la ayuda de la simulación de estrellas en computadoras, los modelos de estrellas y su desarrollo podrían probarse y mejorarse continuamente.
El siglo 21
En este siglo, las tendencias que ya se han señalado en las últimas décadas del siglo pasado han continuado hasta ahora.
- Con algunas excepciones, los sensores CCD han reemplazado la fotometría fotoeléctrica y la tecnología fotográfica. Dado que el brillo de cientos a miles de estrellas ya está disponible como datos digitales con la ayuda de CCD, el descubrimiento y clasificación de estrellas variables es automático. Solo el proyecto OGLE descubrió más de 80.000 nuevas variables en o en la dirección de las Nubes de Magallanes .
- El aumento en el rendimiento de la computadora permite la transición de simulaciones 2D a 3D . Muchos procesos dinámicos como los brotes de supernovas , las pulsaciones de gigantes rojas y los campos magnéticos estelares producen resultados diferentes en las simulaciones 3D que en los cálculos de las secciones 2D.
- Las observaciones basadas en satélites han aumentado la precisión de las mediciones de brillo al rango de unos pocos 0,0001 mag. Esto ha llevado al descubrimiento de tránsitos planetarios extrasolares y, utilizando la astrosismología, ha permitido una comprensión más profunda de la estructura de las estrellas. Además, z. B. el telescopio espacial Hubble trajo un aumento significativo en la sensibilidad y la resolución angular . Por primera vez, se pudo obtener una imagen de un chorro de una estrella T-Tauri junto al disco de acreción que lo causa .
- La expansión de la tecnología de observación para detectar estrellas variables ya no se basa únicamente en la radiación electromagnética. En la actualidad se está trabajando para mejorar la sensibilidad de detección en el campo de la astronomía de neutrinos y partículas de alta energía emitidas directamente desde las estrellas.
- La digitalización de las colecciones de registros z. B. como parte del proyecto DASCH en el Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica conduce al descubrimiento de cambios lentos y raros en el brillo.
designacion
El nombramiento de estrellas variables en el campo galáctico general es una combinación de un identificador y la constelación . Después de que el catálogo de letras de Johann Bayer ya se haya utilizado para Q, la primera variable fue el identificador R. Un ejemplo es la primera variable en el escudo de la constelación , que se llama R Scuti. Después de llegar a Z, seguido de RR, RS… RZ y SS, ST a SZ etc., a ZZ. Cuando se agotó este espacio de nombres , se usaron AA a AZ, etc., hasta QZ. (Se omitió J para evitar confusión con I). Luego se inició el número V335 y se contó para cada constelación.
Las estrellas variables de la Vía Láctea se enumeran en el Catálogo General de Estrellas Variables y esto es un poco más de 50.000 a finales de 2016. Además, el GCVS enumera 10.000 variables en otras galaxias, así como más de 10.000 variables "sospechosas". Estos dos archivos adjuntos ya no se actualizan. No está claro si se continuará con el nombramiento. Se espera que el satélite artificial Gaia descubra aproximadamente 18 millones de nuevas estrellas variables en la Vía Láctea.
importancia
Las estrellas variables son interesantes para la astrofísica de muchas formas:
- Las estrellas variables son la base para la medición de la distancia dentro y fuera de la Vía Láctea sobre la relación período-luminosidad con la variable pulsante , y por el brillo máximo idéntico de todas las supernovas de tipo Ia.
- La astrosismología de las variables pulsantes permite una visión de la estructura interna mediante el análisis de las vibraciones de una estrella .
- En el caso de las variables de pulsación de doble período, se puede calcular la masa de la estrella. De lo contrario, esto solo puede suceder en sistemas estelares binarios . Allí, sin embargo, la estructura de las estrellas puede diferir de la de una sola estrella debido a la transferencia de masa previa.
- En el caso de estrellas eclipsantes , se logra una resolución de la superficie de la estrella analizando el cambio de brillo cuando una estrella oscurece a la segunda.
- En el caso de las variables periódicas, se pueden encontrar los cambios más pequeños en la estructura estelar, ya que estos cambios se suman y por lo tanto son más fáciles de detectar que con una medición directa.
- Ninguna clasificación requiere menos esfuerzo que medir el brillo. Por lo tanto, las estrellas variables se utilizan para estudios estadísticos estelares cuando las estrellas son demasiado débiles para el registro de espectros .
clasificación
Existen varias clasificaciones de estrellas variables, muchas de las cuales se basan en la determinación de la amplitud, periodicidad y forma de la curva de luz . Además, se tienen en cuenta las propiedades espectrales y, según el tipo, el comportamiento en caso de brotes. Las agrupaciones del Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS) se enumeran a continuación. El índice de estrellas variable de AAVSO (VSX) contiene las mismas agrupaciones, pero divide algunos subgrupos ("clases de estrellas") de manera diferente.
Con Gaia DR3 , se espera un nuevo catálogo en 2021 con un número significativamente mayor de estrellas variables.
Variable de cobertura
Las estrellas eclipsantes se pueden observar cuando los componentes de un sistema estelar binario se cruzan entre sí desde el punto de vista de la Tierra y, por lo tanto, se cubren entre sí. Cuando una estrella está cubierta, el brillo de ambos discos estelares ya no es visible desde la Tierra y observamos un mínimo. Las estrellas que cambian en un eclipse probablemente se han conocido como cambiantes desde la antigüedad, a más tardar desde el siglo XVII. El ejemplo más conocido es la estrella Algol ; el subgrupo de estrellas Algol lleva su nombre. Las estrellas en las que se ha descubierto un exoplaneta utilizando el método de tránsito también se incluyen en las variables eclipsantes.
Rotacionalmente
Las estrellas rotacionalmente variables son estrellas que cambian su brillo en el curso de su rotación. Esto sucede porque se deforman elipsoidalmente como componentes de estrellas binarias cercanas o porque muestran una distribución no uniforme de brillo en la superficie de la estrella. Una distribución de brillo no uniforme puede ser causada por manchas solares o por inhomogeneidades térmicas o químicas causadas por un campo magnético que no coincide con el eje de rotación . Los púlsares , entre otros, se cuentan entre las estrellas de rotación variable .
Variable de pulsación
Las variables pulsantes muestran una contracción o expansión periódica de su superficie. La oscilación radial o no radial conduce a un cambio de luminosidad debido al cambio en el radio, la forma de la estrella y / o la temperatura de la superficie . Hay varios tipos diferentes de variadores de pulsaciones. Algunos de ellos juegan un papel importante en la medición de distancias cósmicas debido a la relación período-luminosidad y su alto brillo absoluto . Estos incluyen en particular las estrellas Cefeidas y RR Lyrae . Muchas estrellas de pulsación variable son estrellas gigantes, por lo que las relativamente comunes estrellas Mira también pertenecen a este grupo. Muchas estrellas de pulsación variable se encuentran en el diagrama de Hertzsprung-Russel cerca de la franja de inestabilidad .
Mutable cataclísmico
Las variables cataclísmicas son estrellas con estallidos de brillo, cuya causa radica en reacciones termonucleares en la superficie o en el interior de la estrella. Los brotes también pueden tener su causa en un disco de acreción . La mayoría de las variables cataclísmicas consisten en una enana blanca que recibe materia de un compañero a través de un disco de acreción. Esta definición de variables cataclísmicas difiere de la que se utiliza en la literatura. Los eventos astronómicos como las novas y las supernovas también se cuentan entre las variables cataclísmicas .
Eruptiva mutable
Los cambios de brillo de las variables eruptivas se basan en llamaradas, erupciones de envoltura o descargas masivas en forma de vientos estelares y / o interacción con el medio interestelar . Las estrellas variables eruptivas incluyen la variable azul luminosa (LBV) , las estrellas jóvenes T-Tauri y las estrellas llamativas . Muchas enanas rojas como Proxima Centauri también son estrellas de llamarada.
Estrellas binarias de rayos X
Las estrellas binarias de rayos X son sistemas estelares binarios que emiten rayos X. Un socio compacto recibe materia de otra estrella a través de la acreción . Como resultado, las estrellas binarias de rayos X se parecen a las variables cataclísmicas.
Ver también
- Lista de estrellas variables
- Lista de clases de estrellas
- Nombrar estrellas variables
- Grupo de Trabajo Federal Alemán para Estrellas Variables eV
literatura
- Cuno Hoffmeister , Gerold Richter , Wolfgang Wenzel : estrellas variables . Barth, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5 .
- John R. Percy: Comprensión de las estrellas variables . Cambridge University Press, Cambridge 2007, ISBN 978-0-521-23253-1 .
- J. Percy: Estrellas variables: una perspectiva histórica . En: variable Star Research: una perspectiva internacional . Cambridge University Press, Cambridge 1992, ISBN 0-521-40469-X .
Evidencia individual
- ↑ The Philosophical Transactions of the Royal Society of London, desde su comienzo en 1665 hasta el año 1800. publicado en 1809, p. 456 y siguientes (explicación p. 459); Revista de lo último en física e historia natural. Volumen 2, 2nd St., Gotha 1783, págs. 160 y siguientes ; Anuario astronómico del año 1787. Berlín 1784, p. 145
- ^ B. Warner: estrellas variables cataclísmicas . Universidad de Cambridge, Cambridge 1995, ISBN 0-521-54209-X .
- ^ S. Shore, M. Livio, E. van den Heuvel: binarios interactivos . Springer, Berlín 1994, ISBN 3-540-57014-4 .
enlaces web
- Grupo de Trabajo Federal Alemán para Estrellas Cambiables eV (BAV)
- Association Francais des Observateurs d'Etoiles Variables (AFOEV)
- Sección de estrellas variables de la Asociación Astronómica Británica (BAAVSS)
- Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO)
- Boletín de información sobre estrellas variables (IBVS)
- AAVSO - localizar tarjetas
Clasificaciones
Videos
- ¿Qué son mutables? de la serie de televisión Alpha-Centauri (aprox. 15 minutos). Primera emisión el 8 de junio de 2005.