La determinación de la velocidad real o propia , principalmente es las cercanías del Sol, permite conocer el movimiento de éste astro en el seno de la Vía Láctea o Galaxia.

En efecto, al tener el Sol un movimiento particular respecto a las estrellas, las situadas en el punto hacia el cual se dirige aquél, parecerán acercarse al Sol, con velocidades negativas, y las situadas en puntos opuestos presentarán velocidades positivas porque parecerán alejarse de nuestro astro central (figura inferior); los resultados de miles de observaciones han demostrado que el Sol con sus planetas se dirige hacia un lugar del espacio donde se halla la constelación boreal de la Lira, y cerca de la estrella Vega (alfa a) de dicha constelación. Dicho punto del firmamento se denomina "apex", y el punto opuesto, situado en la constelación de La Liebre, "antiapex".

Aunque el Sol brilla cada día con la misma intensidad, hay estrellas cuya magnitud de brillo cambia periódicamente. Aquellas cuya variación es cíclica y puede predecirse se emplean para calcular las distancias en nuestra galaxia.

En 1596 David Fabricius se dio cuenta de que una estrella muy clara en la constelación de Cetus (la Ballena) se volvió gradualmente más opaca durante varias semanas, hasta que desapareció de su vista. Había hecho la primera observación constatada de una estrella variable.

El objeto fue bautizado con el nombre de Mira "la estrella maravillosa". Durante un período de 332 días la intensidad de Mira oscila entre la magnitud 2 (tan brillante como la Estrella Polar) y la magnitud 10, que ya es muy difícil de distinguir a simple vista. Hoy en día son conocidos varios miles de estrellas variable.

Eduardo V. Przybyl - Alfredo R. Garasini (Rafaela, Santa Fe)

Las Cefeidas son estrellas supergigantes cuya luminosidad supera a las gigantes; sus diámetros son entre 10 y 150 veces mayores al solar y las clases espectrales están comprendidas entre la A y la K. Tienen la particularidad de que, cuanto mayor es su período, más rojo es el color de la estrella, variando el tipo espectral y la velocidad radial de acuerdo con el período de la oscilación de su luz.

Los astrónomos trataron de explicar estas raras manifestaciones con diversas teorías, una de ellas la llamada "teoría de la pulsación", considerado más tarde en un análisis demasiado simple para reproducir la complejidad de los objetos observados.

De todas formas, es interesante ver en qué consiste tal concepción: se supone que la estrella está afectada por procesos de contracción y expansión alternada; se admite también que sus dimensiones prácticamente no varían, siendo más pequeña cuando aumenta el brillo y mayor cuando este decrece, resultando errónea la suposición de que las variaciones de brillo se deben a cambios de dimensiones.

Se debe destacar que la "teoría de las pulsaciones", la que se expone a continuación, es debida al profesor Ritter.

Designaremos d, p, g, respectivamente, a la densidad de un gas, la presión del mismo y la aceleración de la gravedad. Si consideramos pequeñas oscilaciones radiales, estas magnitudes pueden escribirse de la siguiente manera:

(1)

La primera, por definición: x es muy pequeña frente a la unidad, (por ser pequeñas oscilaciones); la segunda porque, siendo la masa constante, la densidad es inversamente proporcional al volumen; la tercera porque se imagina una transformación adiabática del gas; así la presión satisface a la siguiente relación:

Y la cuarta, porque siendo la masa constante, la aceleración de la gravedad es inversamente proporcional al cuadrado de la distancia (radio) al centro de la esfera. g es el cociente entre los colores específicos a volumen y presión constante. Con estos elementos, y teniendo en cuenta el principio de D'Alembert, es posible establecer la siguiente ecuación diferencial:

Luego, si sustituimos r, d, g y p por los valores en (1)

resultando una ecuación diferencial lineal de segundo orden.

Como es sabido, una solución de la misma puede ser:

Si derivamos dos veces consecutivas la (5), tenemos que:

Y por último, si comparamos (4) con (6), inferimos:

En definitiva la pulsación de una cefeida obedecería, según la teoría de Ritter, a la expresión:

Cabe destacar que esta teoría es sólo una aproximación primaria, ya que en un tratamiento exacto del problema, son incompatibles las hipótesis de densidad constante y transformación adiabática. Eddington ha generalizado la teoría anterior, en el caso de las oscilaciones generales adiabáticas, más adecuadamente que la de Ritter, llegando a una ecuación similar a la del movimiento de un péndulo con amortiguamiento.

1> De "Ingeniería de las pequeñas oscilaciones", Darío Maravall Cassanoves

2> De "Introducción a la Astronomía", Cecilia Payne Gaposchkin, Ed. Eudeba.

Las estrellas cefeidas, o variables antagol por la característica de su curva de luz, que es completamente opuesta a la de las Algólidas, constituyen una subclase de las estrellas variables intrínsecas, demarcada por la total regularidad en la curva de luz que ofrece.

Las Cefeidas tienen un período que va de 1 a 50 días, y las amplitudes relativas son por lo general de 2,5 magnitudes.

Son de color amarillo, cuya magnitud absoluta crece con el período a la vez que progresa el tipo espectral.

En su brillo máximo se produce la mayor velocidad de acercamiento y en su mínimo, la de alejamiento.

La expansión y contracción radial van acompañados de una variación de temperatura y por consiguiente de intensidad luminosa. Existe una dependencia física definida de las temperaturas con respecto al período correspondiente, siendo la regla general que las de períodos más largos son las más frías.

Los espectros de las Cefeidas denuncian la presencia de hidrógeno, hierro, calcio, etc., en las atmósferas. Es decir que sus espectros pertenecen a las variavles F, G, K.

Para entender por qué una estrella es variable, es importante registrar primero sus cambios de intensidad. El gráfico que muestra estas modificaciones a lo largo del tiempo recibe el nombre de "curva de luz". Para dibujar esta curva deben hacerce mediciones del brillo regularmente. Los astrónomos profesionales usan un instrumento llamado fotómetro para medir la magnitud de las estrellas con gran precisión.

Los gráficos de las estrellas variables nos muestran que en algunas de ellas los cambios son cíclicos, repitiéndose una y otra vez en un período dado. Estas estrellas variables y regulares se dividen en pulsátiles y binarias.

La emisión de luz de algunas estrellas varía porque "palpitan", o lanzan nubes de materia. Pero hay otro grupo de cuerpos variables que son las estrellas dobles o binarias. En las estrellas binarias pueden ocurrir varias cosas para hacernos ver un cambio en su intensidad. Las dos estrellas pueden estar alineadas con referencia a nuestro punto de vista para luego cruzarse una frente a la otra al orbitar. Este tipo de sistema se llama binario eclipsante. El ejemplo más famoso es Algol, en la constelación de Perseo. En un estrecho par binario la materia puede fluir de una estrella a la otra, con efectos realmente espectaculares.

La posición de la estrella Mira, en la constelación de Cetus (la Ballena). En ocasiones, es la estrella más brillante que podemos ver en esa constelación; otras veces es demasiado tenue para distinguirse a simple vista

Se trata de estrellas supergigantes, entre 3 y 10 veces más grandes que el Sol y cientos de miles de veces más luminosas. Al pulsar las Cefeidas en un período de días, el tamaño y la temperatura de su superficie varían, afectando a su brillo general.

Mira (la primera estrella variable registrada) y otras estrellas similares también deben sus cambios de intensidad a las pulsaciones.Esta variable está formada por dos frías gigantes rojas en la última etapa de sus vidas y pueden estar cerca de "expulsar" sus capas exteriores juntas, como un escudo, para crear una nebulosa planetaria. La mayor parte de las supergigantes rojas, como Betelgeuse en Orión, varían en alguna extensión. Usando técnicas especiales de observación, los astrónomos han descubierto manchas oscuras en su superficie.

La ilustración de la derecha muestra cómo el brillo de la estrella variable Mira cambia a lo largo del tiempo. La línea aparece punteada durante los períodos en que Mira no está visible en el firmamento

Algunas estrellas como R Coronae Borealis y otras, se comportan de forma totalmente impredecible. Por lo general, este cuerpo es observable a simple vista, pero cada pocos años su brillantez decae unas 8 magnitudes y luego, gradualmente vuelve a la normalidad.

Cómo designar a las estrellas variables es una pregunta normal que todos los iniciados en esta rama del saber astronómico suelen hacerse, y con justa razón, obviamente. El motivo es que muchas de estas estrellas tienen asignadas ya, las letras griegas, mientras que a otras se las designa con letras del alfabeto castellano y con mayúsculas por lo general. Otras, en fin, poseen una numeración, etc.

Las primeras estrellas descubiertas en la antigüedad, fueron a simple vista, debido al excelente cielo libre de contaminación con que contaban los pobladores. Las primeras estrellas fueron: Omicrón (Mira) de la Ballena, Algol, Delta del Cefeo, etc, son algunos ejemplos, pero éstas ya tenían letras griegas, por lo que no se ha modificado su designación.

Con el advenimiento del telescopio, fueron apareciendo nuevas estrellas variables en el firmamento y fue necesario idear nuevos sistemas de nomenclaturas. Pero como cada constelación no debía tener -a su entender- más de 4 estrellas variables se las comenzó a designar con una letra de nuestro abecedario, la "R", a la que seguía la "S" y así sucesivamente hasta llegar a la "Z" en el último de los casos. De esa manera la novena estrella variable de una constelación correspondería asignarle esa letra. Las letras en cuestión se hacía seguir por la forma genitiva del nombre de la constelación. Por ejemplo: "R" Scuti era la primera estrella variable descubierta en la constelación del Escudo. S Scorpi, la segunda del Escorpión, y así sucesivamente. Pero al superarse la cifra de 9 descubrimientos en una sola constelación, los astrónomos decidieron duplicar las letras, de manera que "RR" sería la décima variable visible correspondiente a tal constelación, prosiguiendo con RS, hasta RZ; se continuaría luego con SS, hasta SZ, después TT hasta TZ, hasta ZZ. No obstante, ésta ampliación no llegó a ser suficiente para aquellas constelaciones donde se encontraban muchas variables como para superar la ZZ; entonces se adoptó una nueva forma dentro de la nomenclatura; se retrocedió hasta la primera letra del abecedario pero duplicada, es decir "AA" hasta "AZ"; luego BB hasta BZ, hasta QZ, de ésta manera se llega a la variable 334 de una constelación dada. Si dicho número es superado (cosa común en nuestros días) la estrella es designada con el número 335 precedido por la letra "V" mayúscula, como quedó estipulado internacionalmente.

Así V335 Sagittari es la variable número 335 hallada en la constelación del Sagitario. De hecho, no hay límites para ésta enumeración.

Hay sistema propios de nomenclatura, por ejemplo el impuesto por la Universidad de Harvard en los Estados Unidos, para cada estrella variable descubierta por alguno de sus miembros. Así SS del Cisne es para Harvard H.V.84 y la estrella Beta de la constelación austral del Dorado, es H.V.4010, y del mismo modo muchas otras variables.

Conocida la existencia de la estrella variable, será necesario tratar de reconocer su brillo en el curso del tiempo para poder averiguar la naturaleza de su variabilidad. Este trabajo recibe el nombre de "estima" o "estimación" del brillo de la estrella. Los cambios en la magnitud pueden ser rápidos, y en este caso lo acostumbrado es realizar observaciones frecuentes; pero si los cambios de brillo son moderados o muy lentos, las estimaciones pueden llevarse a cabo ocasionalmente.

Naturalmente las estimas de brillo de las estrellas siempre se hacen en términos de magnitudes, correspondiendo un brillo menor a medida que la magnitud aumenta y así de forma viceversa. Si incluimos a las estrellas más brillantes en el rango de primera magnitud, las de sexta magnitud estarían en el límite de la percepción a simple vista. La moderna ciencia de la fotometría (medida de la luz) nos enseña que a un intervalo de 5 magnitudes corresponde exactamente una diferencia de 100 unidades; significa que una estrella de primera magnitud es 100 veces más brillante que otra de sexta magnitud. Se tiene en cuenta que entre una magnitud y otra existe una razón de 2,512 (ó 2,5 redondeando), de modo que una estrella de primera magnitud será 2,5 veces tan brillante como una de segunda magnitud; una de cuarta es 2,5 veces tan brillante como una de quinta, y así sucesivamente; así, una estrella de primera magnitud ha de ser (2,5)5 veces, o sea 100 veces tan brillante como otra de sexta magnitud. La raíz quinta de 100 es 2,5 (2,512 más exactamente).

La separación entre estrellas variables y normales no está precisamente delimitada. Depende del grado de agudeza de las observaciones. Para ello se conocen algunos métodos:

También da un buen resultado en el descubrimiento de estrellas variables el procedimiento estereoscópico.

El involucramiento en el estudio de estrellas variables Cefeidas condujo la posible comprensión del mecanismo sobre el cual reposan las pulsaciones, y a la muy probable seguridad de conocer el lugar que ocupan en el esquema evolutivo. Además nos proporcionan uno de los métodos más importantes de medición de distancia y precisamente por ello es que se las considera como estrellas aparte.

En el Sol, los efectos del campo magnético provocan manchas solares y llamaradas, aunque éstas no modifican significativamente el brillo de la estrella. Sin embargo, en algunas enanas rojas, las llamas generadas de forma parecida alcanzan grandes proporciones, resultando un súbito incremento de la emisión de luz, de una unidad de magnitud o más. La estrella más cercana al Sol. Próxima Centauri, es una de esas "estrellas llameantes". Sus erupciones son imprevisibles y sólo duran unos minutos.

Cada 69 horas el brillo de Algol decrece una magnitud. Su declive dura 4 horas, tras lo cual incrementa su brillo, durante 5 horas, hasta recuperar su intensidad normal. En realidad, Algol está formada por dos miembros, una estrella caliente blanca azulada y una amarilla, algo más apagada. La estrella caliente parpadea cuando su compañera más tenue se cruza por delante. Cuando la estrella amarilla desaparece de la vista, se produce una disminución del brillo tan pequeña que el ojo humano no puede apreciarla.

Las binarias se mantienen juntas por su mutua atracción gravitatoria. Las dos estrellas giran en órbitas elípticas alrededor de un punto intermedio del espacio entre ellas, llamado centro de gravedad. Cuanto más alejados están los 2 cuerpos entre sí, más tardan en completar su órbita.

La mayoría de las binarias están muy próximas entre sí, por lo que no se pueden distinguir, ni siquiera con potentes telescopios. Cuando la separación es lo suficientemente grande, el período orbital llega a durar años, quizá un siglo o más.

Las estrellas binarias suelen ser detectadas por el movimiento poco normal de su componente más brillante o 'bien por su espectro combinado. Si una estrella individual parece oscilar de forma rítmica en el firmamento, lo más probable es que tenga una compañera invisible.

Las binarias espectroscópicas son detectadas por los cambios y características peculiares de los espectros. El espectro de una estrella ordinaria, como el Sol, es como un continuo arco iris cruzado por numerosos huecos estrechos llamados líneas de absorción. Como ya hemos visto, los colores exactos en los que se encuentran las líneas cambian si la estrella se está acercando o alejando de nosotros, fenómeno conocido como efecto Doppler.

Al seguir sus órbitas, las estrellas que forman parte de un sistema binario se mueven alternativamente hacia nosotros y en dirección contraria. Como resultado, las líneas de su espectro oscilan sobre un grupo de colores. Tal movimiento en el espectro nos indica la presencia de una estrella binaria. Si los dos miembros tienen un brillo parecido, pueden verse dos grupos de líneas. Si una estrella es mucho más brillante que la otra, su luz prevalecerá, pero la oscilación regular de su espectro delatará su naturaleza binaria. Un importante método para calcular las masas estelares es medir la velocidad de los miembros de los sistemas binarios y aplicar las leyes de la gravedad. Estudiar los cuerpos binarios es el único método directo para la determinación de la masa de las estrellas.

Mizar y Alcor (en la Osa Mayor) están separadas por 10 años luz. Sin embargo, Mizar tiene una compañera verdadera. El análisis espectrográfico de Mizar y Mizar B revela que las dos son estrellas binarias espectroscópicas. Así este grupo estelas está compuesto por cuatro miembros.

Algol, el famoso sistema binario eclipsante, es un buen ejemplo de pares de estrellas que se han transferido materia. Si los dos cuerpos hubieran estado separados, como el Sol, su evolución hubiera sido completamente diferente.

Se trata de estrellas binarias o dobles físicas cuyos planos orbitales están próximos a la línea visual del observador terrestre, y cuando uno o ambos componentes se eclipsan, producen los cambios visibles desde la Tierra.

Estas estrellas dobles presentan períodos de variabilidad que van desde algunas horas a años; los astrónomos dedican especial atención a las estrellas variables eclipsantes, de las cuales se valen para conocer el valor de las masas en presencia y las diferentes características de los sistemas binarios.