Tipos de estrelas variáveis: 

Definições úteis para saber antes de ler esta página:

• Variável(eis) — referindo-se a estrelas que variam em brilho.

• Espectroscopia — o estudo dos comprimentos de onda da radiação eletromagnética, cada um emitido por um objeto ou produzido pela interação de um objeto com outra matéria. Em espectroscopia, um espectro é uma faixa de luz separada em diferentes comprimentos de onda, cada um com um brilho único.

• Classe espectral — medida da temperatura da fotosfera de variáveis ​​por meio da espectroscopia. Os astrônomos usam a classe espectral para definir o tipo de variável. O sistema de classe espectral de Morgan-Keenan (MK) atribui as letras M, K, G, F, A, B e O a estrelas que variam da temperatura mais baixa à mais alta, respectivamente.

• Amplitude — intensidade do brilho de uma estrela medida em magnitudes.

• Gigante — estrela evoluída

As estrelas variáveis ​​dividem-se em duas categorias principais:

Intrínseco : mudanças físicas dentro ou na superfície da estrela fazem com que o brilho da estrela varie.

Extrínseco : ocorrência(s) externa(s), que não afetam diretamente as propriedades da estrela, causam variação no brilho aparente da estrela.

Dentro dessas categorias, as estrelas variáveis ​​são ainda divididas em classes .

Classes estelares intrínsecas:

1) Estrelas variáveis ​​pulsantes

      (Inclui Cefeidas, Variáveis ​​de Longo Período (incluindo Miras) e RR Lyrae )

As variáveis ​​pulsantes expandem e contraem periodicamente suas camadas superficiais — um fenômeno possivelmente visível a um observador. Uma estrela com pulsação radial (também conhecida como estrela radial) mantém sua forma esférica, enquanto uma estrela com pulsações não radiais (também conhecida como estrela não radial) pode se desviar da forma esférica periodicamente.

O período de pulsação, a massa e o estágio evolutivo da estrela, bem como as características de suas pulsações, frequentemente distinguem os seguintes tipos de variáveis ​​pulsantes:

Exemplos específicos:

Cefeidas (CEP) — ​​estrelas massivas que pulsam com períodos de variabilidade de brilho (abreviado para "período") que variam de 1 a 135 dias. Essas estrelas têm alta luminosidade e são da classe espectral F no máximo e K no mínimo. Quanto mais tardia a classe espectral de uma Cefeida, maior o seu período. Assim como as RR Lyrae (veja abaixo), as velocidades máximas de expansão das camadas superficiais dessas estrelas praticamente coincidem com o brilho máximo.

Variáveis ​​de longo período (LPV) — gigantes ou supergigantes com períodos que variam de 30 a 1.000 dias. Existem duas subclasses: Mira e Semirregulares.

Mira — variáveis ​​gigantes vermelhas periódicas com períodos que variam de 80 a 1.000 dias e variações de luz visível de mais de 2,5 magnitudes.

Semirregulares — gigantes e supergigantes que apresentam periodicidade apreciável, acompanhada por intervalos de variação luminosa semirregular ou irregular. Seus períodos variam de 30 a 1.000 dias, geralmente com variações de amplitude inferiores a 2,5 magnitudes.

RR Lyrae — estrelas gigantes de tipo A a F com pulsação radial. As amplitudes variam entre as variáveis ​​deste tipo estelar, com variações típicas entre 0,2 e 2 magnitudes . Algumas variáveis ​​RR Lyrae apresentam ramos ascendentes íngremes (curvas de luz assimétricas), enquanto outras possuem curvas de luz quase simétricas. Assim como as Cefeidas (veja acima), as velocidades máximas de expansão das camadas superficiais dessas estrelas praticamente coincidem com o brilho máximo.

Variáveis ​​Irregulares — variáveis ​​pulsantes, incluindo a maioria das gigantes vermelhas. Como o nome indica, essas estrelas apresentam mudanças de luminosidade sem periodicidade ou com uma periodicidade muito pequena. 

2) Estrelas variáveis ​​cataclísmicas

(Inclui supernovas, novas anãs e estrelas simbióticas )

Imagem do Telescópio Espacial Hubble mostrando Eta Carinae e a Nebulosa Homúnculo bipolar que circunda a estrela. A Homúnculo foi parcialmente criada em uma erupção de Eta Carinae, cuja luz chegou à Terra em 1843. A própria Eta Carinae aparece como a mancha branca perto do centro da imagem, onde os dois lóbulos da Homúnculo se tocam.

Estrelas que apresentam erupções violentas ocasionais causadas por processos termonucleares, seja em suas camadas superficiais ou em seu interior profundo.

A maioria dessas variáveis ​​são sistemas binários próximos (estrelas que exercem forte influência mútua na evolução uma da outra).

Um disco de acreção formado pela matéria perdida pela estrela mais fria e extensa em um sistema estelar binário frequentemente circunda visivelmente a estrela anã quente do sistema.

Exemplos específicos:

Novas (N) — sistemas binários próximos com períodos orbitais de 0,05 a 230 dias. Um dos componentes desses sistemas é uma estrela anã branca quente, e o outro componente é uma estrela da sequência principal de baixa massa, um pouco mais fria que o Sol (os componentes frios podem ser gigantes, subgigantes ou anãs dos tipos K a M). A queima nuclear explosiva da superfície da anã branca, proveniente do acúmulo de material da estrela secundária, faz com que o sistema aumente seu brilho em 7 a 16 magnitudes em um período de 1 a várias centenas de dias. Após a explosão, a estrela retorna lentamente ao seu brilho inicial ao longo de vários anos ou décadas.

Próximo ao brilho máximo, o espectro é geralmente semelhante ao de estrelas gigantes de classe A ou F. Em seguida, linhas de emissão largas (bandas) de hidrogênio, hélio e outros elementos, com componentes de absorção que indicam a presença de um envelope em rápida expansão, aparecem no espectro. À medida que a luz diminui, o espectro composto (o espectro dessas duas estrelas) começa a mostrar linhas características dos espectros de nebulosas gasosas influenciadas por estrelas quentes. No brilho mínimo, os espectros de novas são geralmente contínuos, mas pequenas variações podem estar presentes.

Algumas novas são eventualmente descobertas como pertencentes a um sistema eclipsante (veja abaixo, em “Classes de estrelas extrínsecas”), que ocorre quando as estrelas desse sistema binário se movem uma em frente à outra, criando períodos de escurecimento visual. Consequentemente, o observador vê mudanças no brilho aparente combinado do sistema, com o período coincidindo com o movimento orbital dos componentes. De acordo com as características de suas variações de luz, as novas são subdivididas em categorias rápidas ( NA ), lentas ( NB ), muito lentas ( NC ) e recorrentes ( NR ).

Supernovas (SN) — estrelas que aumentam repentinamente seu brilho em mais de 20 magnitudes, como resultado de uma explosão final, e depois diminuem lentamente seu brilho. O espectro é caracterizado pela presença de bandas de emissão muito largas, com larguras várias vezes maiores que as das bandas brilhantes observadas nos espectros de novas. De acordo com o formato da curva de luz e as características espectrais, as supernovas são subdivididas em tipos I e II.

Novas recorrentes (NR) — duas ou mais explosões ligeiramente menores (em vez da única explosão maior típica das novas) que são separadas por 10 a 80 anos.

Novas anãs são sistemas binários próximos compostos por uma anã vermelha um pouco mais fria que o nosso Sol, uma anã branca e um disco de acreção que circunda a anã branca. O aumento de brilho de 2 a 6 magnitudes se deve à instabilidade no disco, que força o material do disco a se acumular na anã branca. Existem três subclasses principais de novas anãs: estrelas U Gem, Z Cam e SU UMa.

Estrelas simbióticas — sistemas binários próximos, compostos por uma gigante vermelha e uma estrela azul quente, imersos em nebulosidade. Os surtos ocorrem semiperiodicamente, com características semelhantes às de uma nova, e uma amplitude de até três magnitudes.

3) Estrelas variáveis ​​eruptivas

Estrelas com brilho variável devido a processos violentos e erupções que ocorrem em suas cromosferas e coroas (as duas estruturas compõem a atmosfera externa de uma estrela).

As mudanças na luminosidade geralmente são acompanhadas por eventos de dispersão (fluxo de massa na forma de ventos estelares de intensidade variável e/ou por interação com o meio interestelar circundante).

Classes estelares extrínsecas:

1) Estrelas binárias eclipsantes

Sistemas estelares com um plano orbital situado próximo à linha de visão do observador.

As estrelas eclipsam-se periodicamente, causando uma diminuição no brilho aparente do sistema, conforme visto pelo observador. O período do eclipse, que coincide com o período orbital do sistema, pode variar de minutos a anos.

2) Estrelas giratórias

Apresentam pequenas alterações na luminosidade que podem ser devidas a manchas escuras ou brilhantes, ou a manchas em suas superfícies estelares ("manchas estelares").