From Wikipedia, the free encyclopedia
Una estrella variable és una estrella la lluminositat de la qual varia considerablement al llarg del temps.[1] Aquestes variacions han de ser prou significatives; el nostre Sol, per exemple, presenta unes variacions de lluminositat d'un 0,1% cada 11 anys,[2] aproximadament, però no es pot considerar una estrella variable. Les estrelles variables poden ser intrínseques, en què la variabilitat és provocada per mecanismes propis, o extrínseques, en què la variabilitat està produïda per efectes externs.[3] Les variables intrínseques es classifiquen en molts tipus diferents, anomenats habitualment a partir de la primera estrella descoberta (o la més important) que presenta el tipus determinat de variabilitat.
Les estrelles variables s'analitzen amb tècniques fotomètriques i espectrofotomètriques i es poden caracteritzar mitjançant la seva corba de llum, que representa la magnitud de l'estrella en funció del temps. Algunes variables són molt regulars, és a dir, la variació de llum es repeteix amb un període molt ben definit; d'altres, en canvi, no mostren cap mena de regularitat.
Un antic calendari egipci de dies de la mala i bona sort compost fa 3.200 anys pot ser el document històric més vell conservat que indica el descobriment d'una estrella variable, la binària eclipsant Algol.[4][5][6] També se sap que els aborígens australians van observar la variabilitat de Betelgeuse i Antares, incorporant aquests canvis de brillantor a les narracions que es transmeten a través de la tradició oral.[7][8][9]
Dels astrònoms moderns, la primera estrella variable va ser identificada en 1638 quan Johannes Holwarda es va adonar que Omicron Ceti (més tard denominada Mira) polsava en un cicle que durava 11 mesos; l'estrella havia estat anteriorment descrita com una nova per David Fabricius en 1596. Aquest descobriment, juntament amb la supernova observada en 1572 i 1604, va demostrar que el cel estrellat no era eternament invariable com Aristòtil i altres antics filòsofs havien ensenyat. D'aquesta manera, el descobriment de les estrelles variables va contribuir a la revolució astronòmica durant els segles XVI i principis del segle xvii.
La segona estrella variable descrita per Geminiano Montanari el 1669 era la variable eclipsant Algol; John Goodricke va donar l'explicació correcta de la seva variabilitat en 1784. Khi del Cigne va ser identificada en 1686 per Gottfried Kirch, després R Hydrae en 1704 per Jean-Dominique Maraldi. Per 1786 es coneixien deu estrelles variables. John Goodricke va descobrir Delta Cephei i Beta Lyrae. Des del 1850 el nombre d'estrelles variables conegudes ha augmentat ràpidament, especialment després de 1890, quan es va fer possible identificar els estels variables per mitjà de la fotografia.
El 1930, l'astrofísica Cecilia Payne va publicar el llibre The Stars of High Luminosity,[10] en el qual va fer nombroses observacions d'estrelles variables, prestant especial atenció a les Cefeides variables.[11] Les seves anàlisis i observacions d'estrelles variables, realitzades amb el seu marit, Sergei Gaposchkin, van establir les bases per a tots els treballs posteriors sobre el tema.[12]
L'última edició del Catàleg General d'Estrelles Variables (2008)[13] enumera més de 46.000 estrelles variables a la Via Làctia, així com 10.000 en altres galàxies i més de 10.000 variables "sospitoses".
Les estrelles variables són generalment analitzades mitjançant la fotometria, la espectroscòpia i la fotoespectrometria. Observacions de la seva brillantor comparada amb la d'estrelles no variables de magnitud coneguda són usades per obtenir una corba de llum. En el cas d'estrelles variables regulars, se'n pot determinar amb precisió el període de variabilitat i l'amplitud. No obstant això, per a moltes d'aquestes quantitats varien lentament en determinat període, inclusivament de període a període. Els moments de més brillants són nomenats com a màxima, mentre que els de menor brillantor es coneixen com a mínima.
Els astrònoms aficionats poden i solen fer aportacions significatives a l'estudi de les estrelles variables, comparant aquestes estrelles amb altres estrelles dins del mateix camp visual dels seus telescopis que tinguin magnituds constants i ben conegudes. Estimant la magnitud de l'estel variable i anotant l'hora en què es fa l'observació, es pot construir la corba de llum visual. L'Associació Americana d'Observadors d'Estrelles Variables rep aquestes observacions de participants arreu del món, les quals comparteix amb la comunitat científica internacional. De fet, la primera variable del tipus binària eclipsant (prototip Algol) descoberta en el jove cúmul obert Stephenson 1, situat a Lyra, l'estrella BD +36 3317, ho va ser per dos investigadors de l'Observatori Astronòmic Norba Caesarina (Càceres) durant l'any 2007.
Les estrelles variables es designen, per a cada constel·lació, amb un codi d'una o dues lletres seguit pel genitiu del nom de la constel·lació on es troben. El codi d'una o dues lletres comença per la R fins a la Z, després segueix amb RR fins a RZ, després SS fins a SZ, etc., fins a arribar a ZZ. Si se'n necessiten més, es continua amb AA – AZ, BB – BZ, etc. Tot plegat permet designar fins a 334 estrelles en una constel·lació. En cas que n'hi hagi més, s'utilitza la V seguida d'un nombre per ordre de descobriment, començant pel 335. Aíxí, per exemple, tenim R Andromedae, RR Lyrae o V1500 Cygni.
En resum, l'ordre és:
Evidentment, a part de la designació com a variable, una estrella pot tenir una designació de Bayer, de Flamsteed o de qualsevol altre catàleg estel·lar.
Hi ha dos mètodes semblants. El primer i més fàcil és la interpolació de la brillantor de l'estrella entre dues estrelles properes que tinguin una brillantor similar. Després d'identificar les estrelles, es mira amb un programari (tipus Stellarium o Cartes du Ciel) la magnitud de les estrelles. És recomanable treure una carta d'un programa i identificar les estrelles properes i que no tinguin molta variació de magnitud amb la variable i anotar-ne la magnitud per fer la comparació in situ.
El mètode següent és el mètode dels passos, o fraccional de Agrelander. Localitzem l'estrella variable i escollim les que puguem (com més millor) de les rodalies i de magnitud amb no més diferència de 1,5 magnituds. Quan observarem, establim un grau dels cinc que hi ha de comparació de la variable amb cada estrella escollida. Aquests són els graus:
Cal comparar amb almenys dues estrelles, si ho fem amb més estrelles, podem fer una magnitud mitjana. És a dir fem servir A i B, traiem la magnitud comparant amb A-B. Si fem servir l'estrella de comparació C, podem fer la magnitud d'A-B, A-C i B-C, i podem fer la mitjana d'aquestes observacions.
La brillantor de la variable s'estima mitjançant l'equació:
Sent: magnitud de A (1a estrella comparació); = magnitud de B (2a estrella comparació); = grau de A; = grau de B.
Seamless Wikipedia browsing. On steroids.
Every time you click a link to Wikipedia, Wiktionary or Wikiquote in your browser's search results, it will show the modern Wikiwand interface.
Wikiwand extension is a five stars, simple, with minimum permission required to keep your browsing private, safe and transparent.