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ANTARES - Módulo 5 - Unidad 3-03- Programa de Nuevas tecnologías - MEC -
Las RR Lyrae se encuentran en los cúmulos globulares por ello pertenecen a
la Población II, sus amplitudes de variación son del orden de una magnitud.
La amplitud de la curva de velocidad radial de las Cefeidas es del orden de
varias decenas de km s -1 . La de las RR Lyrae es algo menor. En la Figura 5-3-2
se reproducen las curvas de luz y velocidad radial para la estrella prototipo δ
Cephei.
También existen estrellas análogas a las Cefeidas pero de la Población II
llamadas W Virginis o Cefeidas de la Población II. Estas estrellas muestran
máximos de luminosidad muy anchos (Figura 5-3-5).
Otro grupo de variables intrínsecas son las variables de largo período (del
orden de varios años). Son gigantes rojas muy luminosas de tipo espectral M
y sus variaciones de luz no son tan regulares como las anteriores. Con
variaciones aún menos regulares están las estrellas RV Tau que en el
diagrama H-R se sitúan entre las Cefeidas y las variables de largo período
(Figura 5-3-1). Las variables más frecuentes se encuentran en una banda
estrecha, llamada zona de inestabilidad, situada diagonalmente a través del
diagrama H-R, todas las estrellas de esta banda son pulsantes.
La longitud de onda de las líneas espectrales de las variables pulsantes
también varía con los cambios de magnitud. Estas variaciones son debidas al
efecto Doppler y demuestran que las capas exteriores están oscilando, las
velocidades observadas están en el rango de 40 a 200 km/s.
El diámetro de la estrella puede duplicarse durante la pulsación, aunque
generalmente los cambios son de menor tamaño. La causa principal de la
variación de luminosidad es la variación periódica de la temperatura
superficial, ya que la luminosidad depende de la cuarta potencia de la
temperatura efectiva, L ∝ T ef 4 , así un pequeño cambio en la Tef conduce a una
gran variación de magnitud.
Las oscilaciones de una estrella pulsante son el resultado de ondas sonoras o
acústicas que resuenan en el interior estelar. Estas ondas, implicadas en los
modos radiales de pulsación estelar, son esencialmente ondas estacionarias
similares a las que ocurren en el tubo de un órgano que está abierto en uno de
sus extremos. La estrella y el tubo del órgano pueden sustentar varios modos
de oscilación. La onda estacionaria, para cada modo, tiene un nodo al final ( el
centro de la estrella) donde los gases no se mueven y un antinodo al otro
extremo ( superficie de la estrella). En el modo fundamental los gases se
mueven en la misma dirección en cada punto de la estrella. Sí hay un sólo
nodo entre el centro y la superficie, es el llamado primer armónico, con los
gases moviéndose en direcciones opuestas a ambos lados del nodo y para el
segundo armónico hay dos nodos. Para los modos radiales el movimiento del
material estelar ocurre principalmente en las regiones superficiales.
La mayoría de las Cefeidas clásicas y W Virginis pulsan en el modo
fundamental. Las RR Lyrae pulsan en el fundamental o en el primer armónico.
Las variables de largo período como las Mira probablemente pulsan también
en el modo fundamental, aunque esto ha sido sujeto de considerable debate.
Alrededor de 1920, Eddington demostró que el período de pulsación P es
inversamente proporcional a la raíz cuadrada de la densidad media,
P ∝ ρ -1/2
es la llamada relación período-densidad, que explica porque el período de
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