Pulsación estelar
Las pulsaciones estelares son causadas por expansiones y contracciones en las capas externas cuando una estrella busca mantener el equilibrio . Estas fluctuaciones en el radio estelar provocan cambios correspondientes en la luminosidad de la estrella . Los astrónomos pueden deducir este mecanismo midiendo el espectro y observando el efecto Doppler . [1] Muchas estrellas variables intrínsecas que pulsan con grandes amplitudes , como las cefeidas clásicas , las estrellas RR Lyrae y las estrellas Delta Scuti de gran amplitud , muestran curvas de luz regulares .
Este comportamiento regular contrasta con la variabilidad de las estrellas que se encuentran paralelas ay al lado de alta luminosidad / baja temperatura de las estrellas variables clásicas en el diagrama de Hertzsprung-Russell . Se observa que estas estrellas gigantes experimentan pulsaciones que van desde una irregularidad débil, cuando aún se puede definir un tiempo o período de ciclo promedio (como en la mayoría de las variables RV Tauri y semirregulares ) hasta la casi ausencia de repetitividad en las variables irregulares . Las variables de W Virginisestán en la interfaz; las de período corto son regulares y las de período más largo muestran primero alternancias relativamente regulares en los ciclos de pulsaciones, seguidas por la aparición de una leve irregularidad como en las estrellas RV Tauri en las que se transforman gradualmente a medida que sus períodos se alargan. [2] [3] Las teorías de la evolución estelar y la pulsación sugieren que estas estrellas irregulares tienen una luminosidad mucho más alta en relación con la masa (L / M).
Muchas estrellas son pulsantes no radiales, que tienen fluctuaciones de brillo más pequeñas que las de las variables regulares utilizadas como velas estándar. [4] [5]
Un requisito previo para la variabilidad irregular es que la estrella pueda cambiar su amplitud en la escala de tiempo de un período. En otras palabras, el acoplamiento entre la pulsación y el flujo de calor debe ser lo suficientemente grande para permitir tales cambios. Este acoplamiento se mide por la tasa de crecimiento o decaimiento lineal relativa κ ( kappa ) de la amplitud de un modo normal dado en un ciclo de pulsación (período). Para las variables regulares (Cefeidas, RR Lyrae, etc.), el modelado estelar numérico y el análisis de estabilidad lineal muestran que κ es como máximo del orden de un par de porcentajes para los modos de pulsación excitada relevantes. Por otro lado, el mismo tipo de análisis muestra que para los modelos de alto L / M κ es considerablemente mayor (30% o más).
Para las variables regulares, las pequeñas tasas de crecimiento relativo κ implican que hay dos escalas de tiempo distintas, a saber, el período de oscilación y el tiempo más largo asociado con la variación de amplitud. Matemáticamente hablando, la dinámica tiene una variedad central , o más precisamente una variedad central cercana. Además, se ha descubierto que las pulsaciones estelares son sólo débilmente no lineales en el sentido de que su descripción puede ser potencias limitadas de las amplitudes de pulsación. Estas dos propiedades son muy generales y ocurren para sistemas oscilatorios en muchos otros campos como la dinámica de poblaciones , la oceanografía , la física del plasma , etc.
La falta de linealidad débil y la escala de tiempo larga de la variación de amplitud permiten simplificar la descripción temporal del sistema pulsante a la de solo las amplitudes de pulsación, eliminando así el movimiento en la escala de tiempo corta del período. El resultado es una descripción del sistema en términos de ecuaciones de amplitud que se truncan a potencias bajas de las amplitudes. Dichas ecuaciones de amplitud se han obtenido mediante una variedad de técnicas, por ejemplo, el método de Poincaré-Lindstedt de eliminación de términos seculares, o el método de perturbación asintótica de múltiples tiempos, [6] [7] [8] y más generalmente, la teoría de la forma normal. [9] [10] [11]
