Las estrellas variables son aquellas que, vistas desde la Tierra, no tienen un brillo constante, sino que éste va cambiando con el tiempo.

Este cambio en el brillo puede ser periódico, es decir, que su brillo sigue una pauta que se va repitiendo con el tiempo, o bien puede ser esporádico e indefinido.

La primera referencia escrita que se tiene del cambio del brillo de una estrella es del antiguo Egipto, en concreto de hace 3200 años y es de la estrella Algol (β Per, beta Persei), en la constelación de Perseo.

En la imagen de la izquierda, realizada desde Querol el día 23 de febrero de 2019 con una cámara Canon EOS 70D y un objetivo Canon 15-85, he señalado la estrella Algol en la constelación de Perseo.

La variación periódica de Algol puede observarse fácilmente a simple vista, pues cambia periódicamente cada 2 días 20 horas y 49 minutos, de magnitud aparente 2,1 a 3,5.

La magnitud normal de esta estrella es de 2,1. A los 2,87 días, baja el brillo a una magnitud de 3,5, tardando 10 horas en recuperar su brillo normal de magnitud 2,1. Tras 2,87 días, baja el brillo a magnitud 3,5 y …

Los antiguos egipcios, que no entendían este comportamiento «extraño» de Algol, la incluyeron en un calendario de días de mala y buena suerte, pensando que estos cambios en el brillo de la estrella pronosticaban días de mala y buena suerte.

Este comportamiento de Algol se siguió observando, pero sin entenderlo y siempre con malos ojos. Tanto es así que su nombre Algol, que se lo pusieron los árabes, Ras al-gul, significa «estrella endemoniada» o «cabeza del demonio» o también «ojo del demonio», ya que Algol es el ojo de la cabeza de la Medusa que Perseo lleva en su mano tras matarla y decapitarla.

Pero ya en tiempos de una astronomía más moderna, y tras la Edad Media, la primera estrella variable identificada no fue Algol (ésta fue la segunda), sino Mira (ο Cet, ómicron Ceti), en la constelación de la Ballena.

En la imagen de la derecha, realizada también desde Querol el mismo día y con el mismo equipo que la anterior, he señalado la estrella Mira en la constelación de la Ballena.

En la misma imagen también podemos observar Algol.

Aunque no está demostrado, se piensa que en la antigüedad ya se había observado la variabilidad de Mira.

En 1596, el astrónomo alemán David Fabricius, ya se percató de que esta estrella fluctuava en magnitud, pero la describió como una nova.

En 1638, el neerlandés Johannes Phocylides Holwarda, fue el primero que la registró como una estrella variable, pues observó que su brillo fluctuaba cíclicamente en un período de unos 11 meses, pasando de un brillo mínimo de magnitud aparente de entre 8 y 10 a un brillo máximo de magnitud aparente entre 2 y 5.

Como ya he comentado, la segunda estrella registrada como variable fue Algol, en concreto por el astrónomo italiano Geminiano Montanari en 1670.

A partir de entonces, y hasta ahora, se han registrado varias decenas de miles de estrellas variables en nuestra galaxia y varios miles en otras galaxias.

Este cambio de variabilidad puede deberse a causas internas de la propia estrella, o bien a causas externas, lo cual hace que podamos hacer una primera gran división de las estrellas variables en variables intrínsecas y variables extrínsecas.

Variables intrínsecas

En estas estrellas, la variación de la magnitud es debida a cambios físicos en la estrella, como por ejemplo, que la estrella tenga expansiones-contracciones de manera cíclica.

A su vez, las variables intrínsecas se suelen dividir en tres grupos: variables pulsantes, variables eruptivas y variables cataclísmicas.

Variables pulsantes

En estas estrellas hay una expansión y contracción de sus capas externas de manera periódica, por lo que la luminosidad de la estrella cambia de manera periódica debido a esta expansión-contracción.

Suelen ser estrellas gigantes y supergigantes que se expanden y contraen debido a diversas causas, que no están claras del todo, y que hace que haya diversos tipos de variables pulsantes.

Al expandirse, la temperatura de la estrella disminuye y al contraerse, la temperatura aumenta. De esta manera, en las pulsaciones de estas estrellas, no únicamente varía el brillo, sino también el tamaño y la temperatura.

Existen varios tipos de estrellas variables pulsantes. Entre ellas destacan:

– Variables tipo Mira

Son estrellas gigantes rojas con períodos largos de variación (entre 80 y 1000 días) y unas diferencias considerables en el brillo, como la propia Mira, que puede variar su magnitud aparente de 2 a 10 en un período de 331 días.

El nombre de este grupo se debe a que Mira fue la primera estrella variable identificada de este grupo (y, como ya he comentado, la primera estrella variable registrada formalmente), y se ha quedado como prototipo de este grupo.

– Cefeidas

Son estrellas gigantes amarillas de tipo espectral F, con unos períodos de pulsación muy regulares y cortos (entre 1 y 70 días), pasando de tipo espectral F en su máximo brillo a tipo espectral G o K en su mínimo, con una variación de brillo de 0,1 a 2 magnitudes.

Estas estrellas, aumentan rápidamente su brillo, alcanzando un máximo y disminuyendo a continuación de brillo más lentamente, de una manera periódica y muy regular.

Su nombre proviene de la estrella δ Cep (delta Cephei), la primera estrella identificada de este grupo en 1784 por el astrónomo aficionado británico-neerlandés John Goodricke, y que se ha quedado como prototipo de este grupo de variables pulsantes.

Las variables cefeidas son muy importantes para medir las distancias en el Universo, lo cual es relativamente reciente y se lo debemos a la astrónoma estadounidense Henrietta Swan Leavitt.

A principios del siglo XX, Leavitt, trabajaba en el Observatorio del Harvard College, dirigido por Edward Pickering, estudiando y analizando las placas fotográficas de variables cefeidas de las Nubes de Magallanes que enviaban desde un observatorio australiano (las nubes de Magallanes solo se ven desde el hemisferio sur), y que por entonces no se sabía que eran otras galaxias diferentes a la Vía Láctea (por aquella época se pensaba que nuestra galaxia era la única y que todo lo que había en el cielo pertenecía a la misma). Observó que las cefeidas de luminosidad mayor tenían unos períodos más largos que las que tenían una luminosidad menor, por lo que había de haber una relación entre este período de variación del brillo de la estrella y su luminosidad intrínseca (magnitud absoluta).

En 1912 Leavitt publicó su trabajo, «Períodos de 25 estrellas variables en la pequeña nube de magallanes» en el que explicaba sus estudios, observaciones y la relación período-luminosidad de las cefeidas. Trabajo que, en aquella época no podía atribuirse a una mujer, y fue firmado por Pickering; de todas maneras, hoy día, a esta relación entre período-luminosidad se la conoce como Ley de Leavitt.

Observando cefeidas de nuestra galaxia, se observaba que, cefeidas con un mismo período que cefeidas de las nubes de Magallanes, tenían un brillo mucho mayor. Si las nubes de Magallanes fuesen de nuestra galaxia, el brillo habría de ser similar, por lo que las cefeidas de las nubes de Magallanes habrían de estar bastante más lejos y, por lo tanto, las nubes de Magallanes también.

Un año más tarde, en 1913, Ejnar Hertzsprung (el mismo que el del diagrama Hertzsprung-Rusell), calculó la distancia de cefeidas de nuestra galaxia mediante métodos como el paralaje, con lo que se pudo establecer una regla matemática de esta relación período-luminosidad. De esta manera, si sabíamos el período de unas cefeidas en las nubes de Magallanes, mediante esta regla se podía saber inmediatamente su magnitud absoluta. Comparando ésta con su magnitud aparente y con la distancia a cefeidas de nuestra galaxia de un mismo período (y por tanto, magnitud absoluta), se pudo calcular la distancia a estas cefeidas y, por tanto, a las nubes de Magallanes (unos 160000 años luz para la grande y unos 200000 años luz para la pequeña), con lo cual habían de estar más lejos, es decir, fuera de nuestra galaxia.

Así pues, se había encontrado por fin un método para calcular distancias astronómicas muy grandes que, por otros métodos, como el paralaje, no se podían calcular. Se observa el período de pulsación de una cefeida, con lo cual se obtiene su magnitud absoluta y, comparándola con su magnitud aparente, se puede calcular la distancia a esa cefeida. Si la cefeida es de otra galaxia, será también la distancia a esa galaxia.

De esta manera, en 1924 Edwin Hubble calculó la distancia de cefeidas de la galaxia de Andrómeda (M31) y vio que no podía ser una nebulosa de nuestra galaxia, que dicha distancia era mucho mayor que el tamaño de la Vía Láctea y que, por tanto, era otra galaxia diferente a la nuestra, revolucionando toda la concepción del Universo que se tenía hasta entonces.

– Variables tipo RR Lyrae

Son estrellas de tipo espectral A similares a las cefeidas, pero menos masivas y luminosas y más viejas (son estrellas de población II, bastante abundantes en los cúmulos globulares).

Son estrellas variables de período corto (0,2 a 1,2 días), variando el brillo de 0,2 a 2 magnitudes y, como las cefeidas, sus períodos de pulsación son muy regulares, teniendo también una relación período-luminosidad conocido, por lo que son utilizadas también en la medición de distancias astronómicas.

La primera estrella que se descubrió de este grupo, la cual es su prototipo y la que da nombre al grupo, es RR Lyrae, una estrella de la constelación de la Lira cuya magnitud aparente varía entre 7 y 8 en un período de 13 horas. Su variabilidad fue descubierta en 1901 por la astrónoma británica-estadounidense Williamina Fleming que, como Henrietta Leavitt, fue otra «computadora de Harvard» del Observatorio del Harvard College, dirigido por Edward Pickering; ellas hacían el trabajo y és se llevaba las medallas.

Variables eruptivas

En este tipo de estrellas su brillo varía de una manera más violenta, pues es debido a erupciones o eyecciones de material estelar. En estas erupciones de material de la estrella, aumenta el brillo; pero las erupciones son repentinas, no son regulares con un período (son irregulares).

También hay diversos tipos de estrellas variables eruptivas. Entre ellas destacan:

– Variables fulgurantes (variables tipo UV Ceti)

Son estrellas enanas de tipo espectral M (enanas rojas), que presentan llamaradas que pueden hacer variar bastante su brillo en un corto intervalo de tiempo (pueden alcanzar el máximo en segundos y volver a la magnitud original en unos pocos minutos).

Su prototipo es la estrella UV Ceti, una enana roja que es uno de los dos componentes de una estrella binaria en la constelación de la Ballena (Luyten 726-8); fue la primera estrella identificada como variable fulgurante, a mediados del siglo pasado. Otra estrella de este tipo es Próxima del Centauro, la estrella más cercana al Sol.

– Variables tipo T Tauri

Son estrellas jóvenes, en sus inicios de su formación y que todavía no han entrado en la secuencia principal, de tipo espectral entre F y M. Suelen estar inmersas en nebulosas difusas y varían su brillo de una manera muy irregular.

Su prototipo es la estrella T Tauri, una componente del cúmulo abierto de las Híades, en la constelación del Tauro.

– Variables Wolf-Rayet

Son estrellas masivas y calientes que presentan picos de emisión en el ultravioleta, con unas tasas de pérdida de masa provocadas por los vientos estelares potentes que salen de estas estrellas, lo que hace que aumente su brillo en un promedio de 0,1 magnitudes (ver estrellas de Wolf-Rayet).

Variables cataclísmicas

Ya lo dice su nombre, en estas estrellas la variación en el brillo es debida a procesos termonucleares violentos que se dan en su superficie o bien en su interior. En el primer caso se tratará de novas y en el segundo de supernovas.

– Novas

Se trata de sistemas binarios de estrellas, en los que uno de los componentes es una enana blanca caliente y el otro una estrella mayor y más fría que la enana blanca, dándose una transferencia de material (hidrógeno), desde la estrella más fría a la enana blanca.

En estas circunstancias, el material transferido a la enana blanca va rodeando a ésta formando lo que se llama un disco de acreción, formado así del material perdido de la otra componente más fría.

La imagen de la derecha es una concepción artística de un sistema binario formado por una enana blanca y una estrella mayor y más fría, en la que ésta va perdiendo material y formando un disco de acreción de este material alrededor de la enana blanca.

De esta manera, la enana blanca va aumentando la temperatura hasta que se produce una explosión termonuclear en su superficie, lo que hace que el brillo del sistema aumente entre 7 y 19 magnitudes entre unos pocos días y algunos cientos de días.

Tras la erupción termonuclear, en el que el espectro de la nova en su máximo es el de las estrellas gigantes y luminosas de tipo A-F, la magnitud vuelve lentamente a su normalidad en el transcurso de meses, años o décadas. Es decir, la enana blanca vuelve a su normalidad tras la explosión, cosa que no ocurre con las estrellas masivas que acaban con una explosión de supernova.

Como en el caso de las supernovas, el nombre de nova viene de «estrella nueva». Antiguamente, cuando observaban una nova o una supernova, era como si de golpe apareciese una nueva estrella en el cielo, aunque en ninguno de los dos casos es cierto, pues tanto en las novas como en las supernovas, la estrella ya existía, pero ellos no lo sabían.

– Supernovas

Se trata de una fase tardía de una estrella masiva o muy masiva (más de 9 veces la masa del Sol) en los que, tras la fase de supergigante roja, la estrella sufre una mega explosión en la que su brillo aumenta repentinamente hasta 20 magnitudes o más, expulsando la mayoría de su material al espacio.

El máximo puede durar días, o semanas, y luego el brillo va disminuyendo poco a poco; pero ya no hay más variación de brillo en la estrella, ya que ésta, en su esencia, ha muerto (ver supernovas).

Variables extrínsecas

En estas estrellas, la variación de la magnitud es por causas físicas externas debidas a nuestra visión desde la Tierra, como por ejemplo, que en un sistema estelar binario, desde nuestra perspectiva terrestre, una estrella del sistema eclipse a la otra, haciendo que el brillo conjunto del sistema baje.

A su vez, las variables extrínsecas se suelen dividir en dos grupos: binarias eclipsantes y variables rotantes.

Binarias eclipsantes

Son sistemas binarios de estrellas en las que el plano orbital del sistema está en la línea de visión de la Tierra (o próximo). De esta manera, y desde nuestra perspectiva terrestre, cuando una pasa por delante de la otra, se produce un eclipse (total o parcial) o un tránsito, haciendo disminuir el brillo conjunto del sistema.

Las dos estrellas del sistema están muy cercanas entre ellas y, como además, están lejos de nosotros, no las distinguimos, visualmente, como estrellas individuales, pareciéndonos que es una única estrella que va variando de brillo; pero sabemos que son dos estrellas por el espectro del sistema.

Al haber dos estrellas, se producirán dos eclipses y, por lo tanto, dos mínimos de brillo; si una estrella es más brillante que la otra, cuando ésta tape a aquélla se producirá un mínimo mayor (mínimo primario) y, al revés, se producirá un mínimo menor (mínimo secundario). El máximo de brillo se dará cuando no haya eclipses.

Estas variaciones de brillo provocadas por los eclipses son periódicas, cuyo periodo es el mismo que el orbital del sistema. Un caso muy conocido de variable eclipsante es Algol.

Variables rotantes

Son estrellas que no tienen el mismo brillo por toda su superficie y entonces, debido al movimiento de rotación de la estrella, y a nuestra perspectiva terrestre, hace que veamos un brillo mayor o menor.

Por ejemplo, si la superficie de la estrella tiene enormes manchas solares oscuras, si desde nuestra visión desde la Tierra y debido a la rotación de la estrella, pasa de una zona sin manchas a otra con manchas, su brillo bajará.

También puede ser debido a extensas manchas solares brillantes o a variaciones del campo magnético de la estrella.