Estrelles variables Imprimeix Correu electrònic

Les estrelles que canvien la seva brillantor al llarg del temps s'anomenen estrelles variables. Les variacions en les seves lluminositats es van observar per primer cop a Europa a finals del segle XVI, quan Tycho Brahe va observar que l'estrella ο Ceti (coneguda amb el nom de Mira) variava la seva brillantor. A mesura que les tècniques observacionals han anat millorant, s'han arribat a descobrir al voltant de 40000 estrelles variables.

Ja hem vist en la secció La vida d'una estrella, que la brillantor i l'estructura d'una estrella varia al llarg de la seva vida, en funció de la fase evolutiva en què es trobi.  Encara que aquests canvis són lents, hi ha fases que poden produir-se molt ràpid. A més, la brillantor d'una estrella pot variar si en la seva superfície apareixen regions més fredes, com les taques solars que succeeixen periòdicament en el nostre Sol.

Quan es descobreix una nova estrella variable, se li assigna un nom d'acord amb la constel·lació en la qual es troba. El nom de la primera variable que es descobreix en una determinada constel·lació és R, seguit del nom de la constel·lació declinat en el genitiu llatí. Per exemple, en la constel·lació de Lyra tindríem la R Lyrae. La segona variable que s'hi descobreix s'anomena S, i així successivament fins a la Z. Si se segueixen descobrint estrelles variables, llavors es combinen les lletres R a Z de dos en dos: RR, RS, ..., RZ, SS, ST, ... ,SZ, ...., ZZ. Si encara s'hi troben més, llavors s'anomenen AA fins a QZ (ignorant la I). Aquestes combinacions només permeten anomenar fins a 334 estrelles variables en una sola constel·lació, nombre que s'ha excedit àmpliament en moltes constel·lacions. En aquest cas, les estrelles variables ja prenen noms més normalitzats: V335, V336, etc... (la lletra V ve de "Variable"). Per a algunes estrelles que inicialment no es creia que eren variables, mantenen el seu nom original, com per exemple δ Cephei.


La classificació de les estrelles variables es fa segons la variació de la seva lluminositat al llarg del temps. No obstant, cal dir que no sempre s'observa la lluminositat, sinó també la intensitat de les emissions que l'ull humà no pot veure, per exemple, els raigs X. Les estrelles variables es divideixen en tres classes: les pulsants, les eruptives i les eclipsades.


Estrelles variables eclipsades

Les variables eclipsades són sistemes binaris (sistemes formats per 2 estrelles) en què, periòdicament, les estrelles que els formen passen l'una davant de l'altra,  interposant-se així en la línia visual que uneix la Terra amb l'estrella que queda eclipsada. En aquest cas, la variació de la lluminositat no és deguda a l'estructura pròpia de l'estrella, sinó al fet que l'estrella eclipsant "tapa" la llum que emet l'estrella eclipsada.


Estrelles variables pulsants

Les variacions de lluminositat en les variables pulsants es deuen a l'estructura interna de l'estrella. Aquestes són gegants o supergegants vermelles que han assolit un estat inestable de la seva evolució i que pateixen canvis bruscos interns que provoquen expansions i contraccions de l'estrella. Quan l'estrella s'expandeix, durant un dia o més, s'apaga. I quan aquesta es contrau, brilla. Hi ha diversos tipus de variables pulsants:

  • Les cefeides: són un dels tipus d'estrelles variables pulsants més importants. El seu nom prové de la primera cefeida δ Cephei. Al 1912, una astrònoma americana, Henrietta Leavitt, va observar que les cefeides tenien un període d'oscil·lació molt precís, i va descobrir que depenent de com era de brillant l'estrella, el període d'oscil·lació canviava. Va descobrir que quant més brillant era l'estrella, més ràpid oscil·lava, i al revés. Una conseqüència important de les observacions de Leavitt és que ens permeten calcular distàncies a algunes estrelles i galàxies.
  • W Virginis: aquestes estrelles són semblants a les cefeides, però es distingeixen en que les W Virginis són 1.5 vegades menys brillants per a un mateix període d'oscil·lació.
  • RR Lyrae: les oscil·lacions d'aquestes estrelles són més petites que les de les cefeides, i el mateix passa amb els seus períodes. Totes elles tenen pràcticament la mateixa edat (són estrelles velles) i es troben en la fase en què l'heli del nucli comença a fusionar-se.
  • Les Mira: les Mira porten aquest nom de la primera estrella pulsant que es va trobar d'aquest tipus: l'estrella Mira, de la constel·lació de Cetus. Les Mira són supergegants vermelles que van perdent gas. Tenen períodes d'oscil·lació extraodinàriament llargs (de 100 a 500 dies). En particular, el període de Mira és d'uns 330 dies i té un diàmetre d'unes 2 AU (uns 300 milions de Km) !!


Estrelles variables eruptives

En les variables eruptives les pulsacions no són regulars. En lloc d'això, produeixen deflagracions que ejecten de material cap a l'espai. Actualment aquestes estrelles es divideixen en dues categories principals: eruptives i cataclísmiques. Els canvis de lluminositat d'una variable eruptiva són conseqüència de les erupcions que es produeixen en les capes més exteriors de l'estrella. En les cataclísmiques, en canvi, les erupcions són degudes a les reaccions nuclears succeïdes en l'interior de l'estrella. En aquest cas, les explosions són tan violentes que poden arribar a destruir l'estrella completament.