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Nuevo tipo de estrellas variables (a Junio del 2017).

Las estrellas variables, como su nombre lo indica, son capaces de variar su brillo.
Las hay de diferentes tipos, desde cariables de corto a largo período y hasta semiperiódicas; eclipsantes, pulsantes y catacísmicas (VIGIACOSMOS, julio 29, 2014, ESTRELLAS VARIABLES: Tipos y Clasificación, http://www.vigiacosmos.es/tipos-y-clasificacion/).

Se ha encontrado un nuevo tipo de estrella variale.
Se trata de las pulsantes azules de gran amplitud (BLAP del ingés Blue Large Amplitude Pulsators).
Son azules de unos 30 000 K de temperatura superficial.
Con algunas similitudes con las sub-enanas, pero mucho más brillantes y de menor gravedad superficial, luego, más grandes.
Se trata de gigantes de baja masa con grandes amplitudes de variación de brillo; ésto implica que las variables de tipo BLAP, no son sub-enanas “oscilantes” sino un tipo propio de variables donde todas comparten temperaturas, gravedades superficiales y abundancias de Helio.

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Espectros (distribución) de energía de tres estrellas BLAP. Crédito: Gemini Observatory/AURA/NSF

El análisis de los espectros de enería de tres estrellas de tipo BLAP demuestra que comparten propiedades distinguiéndolas de otros tipos de variables, lo que es eviencia de que se trata de una nueva clase bien definida.

Referencia:

Fuente:

pdp.

¿Nuevo tipo de estrellas variables periódicas?

El brillo de las estrellas, depende de su temperatura y de su radio. A mayor radio, mayor superficie por donde puede salir la luz (los fotones, que son las partículas que componen la luz o radiación electromagnética). Así, no es raro que haya relaciones entre la variación de brillo de las estrellas variables [1] y pulsaciones radiales que aumentan su tamaño favoreciendo la salida de la energía (análogamente, una estrella con pulsaciones muestra variaciones de brillo).

Las estrellas de rápida rotación, muestran lo que se conoce como oscurecimiento gravitatorio [3]. En la rotación, la estrella se achata; la materia entre el centro y los polos está más comprimida y caliente que la que está entre el centro y el ecuador de la estrella; así, irradia más luz por los polos que por su ecuador.

Cúmulo NGC 3766. Imagen crédito de Roberto Mura.

En el cúmulo NGC 3766, conocido como “de la Perla” [2], se detectaron raras estrellas variables, al menos de un tipo no conocido. Son variables de un tipo de estrellas en las que no se esperan pulsaciones. Muetran períodos de entre 0,1 a 0,7 días.
Ese cúmulo, es rico en estrellas de rápida rotación. Ya se sabe cómo ésta afecta el brillo de las estrellas, no sólo por la deformación geométrica que les imprime, sino por el efecto de oscurecimiento gravitatorio. Una rápida rotación, también afecta las pulsaciones que una estrell pueda tener.
Cuando en los modelos de las conocidas estrellas variables pulsantes de baja masa, se aumenta la rotación, los períodos de variabilidad del brillo se “corren” a valores similares a los observados en estas variables. Luego, se piensa que este tipo de variables son variables pulsantes de tipo conocido, afectadas por rápida rotación.


Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_variable
  2. http://es.wikipedia.org/wiki/Oscurecimiento_gravitatorio
  3. http://es.wikipedia.org/wiki/NGC_3766

Fuente:

pdp.

Las propiedades de CoRot 105906206.

Las estrellas de tipo δ Scuti (estrella Delta de la constelación del Escudo)[1], son estrellas variables del tipo Cefeidas. Se las llama también Cefeidas Enanas y a diferencia de la Cefeidas clásicas, presentan variaciones de brillo debido a varias pulsaciones superpuestas mientras que las Cefeidas clásicas sólo presentan un solo tipo de pulsación. Las δ Scuti muestran pulsaciones radiales y no radiales (ondas de gravedad a lo largo de su superficie como si la estrella fuera de gelatina) las que colaboran de una manera compleja en la variación de brillo de esas estrellas.

Las estrellas binarias eclipsantes[2], pueden llegar a tener órbitas en planos perpendiculares al del cielo. En ese caso, los eclipses serán totales o anulares según tengan, o no, el mismo radio estelar. En este caso, las eclipsantes presentarán variaciones de brillo debido a las mutuas ocultaciones periódicas.

El objeto catalogado como CoRot 105906206, es una estrella binaria de corto período; de tan sólo 3 días y medio, y es del tipo eclipsante total.
La estrella primaria tiene una masa de algo más de 2 masas solares (2,25 Mo), un radio de 4 veces el del Sol y una temperatura superficial de 6700 grados Kelvin (gK). Recordemos que el Sol apenas llega a los 6000 gK (5780 gK).
La secundaria tiene una masa algo mayor a la del Sol (1,3 Mo), un radio que no supera una vez y media el del Sol (1,4 Ro) y una temperatura de 6200 gK.
Lo llamativo, es que la estrella primaria presenta variaciones de brillo propias, debido a la superposición de diferentes tipos de pulsaciones (pulsaciones de modo – P) en el rango de 5 a 13 pulsaciones al día. Esto la clasifica como una típica δ Scuti.
De esta manera, su curva de luz (intensidad a lo largo del tiempo) tiene una forma caprichosa que debió ser analizada por descomposición en series de Fourier[3].
Además, se observó asimetrías entre los máximos (uno no es igual al otro). Esto es conocido como efecto O’Connell [4] y es indicador de que las estrellas (al menos una de ellas) podrían tener manchas en su superficie, o muestran un efecto relativístico de concentración de emisión de luz en un cono hacia la dirección tangencial al movimiento orbital (Doppler beaming).


 

Referencias:

  1. http://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_variable_Delta_Scuti
  2. http://es.wikipedia.org/wiki/Binaria_eclipsante
  3. http://es.wikipedia.org/wiki/Serie_de_Fourier
  4. http://astrogea.org/var2/oconnell.htm

Fuente:

pdp