Aunque los cometas y las supernovas han asombrado a los seres humanos a lo largo de los siglos, como una especie de visitantes celestiales, por regla general, el cielo nocturno se definía como inmutable. Esta descripción de su constancia se alteró en 1638, cuando Johannes Holwarda descubrió las pulsaciones de la estrella Mira, que brilla y se apaga siguiendo un ciclo de once meses. A finales del siglo XVIII, se conocía un puñado de estrellas variables, incluida Algol. El número se incrementó rápidamente pasada la mitad del siglo XIX, puesto que la fotografía permitió vigilar rutinariamente un gran número de estrellas. En la actualidad están identificadas más de 50.000 estrellas; la mayoría están en nuestra galaxia, pero se han detectado muchas otras.
Pulsaciones Hay varios tipos de estrellas variables. Controlando la luz que emite una estrella, veremos que su brillo sube y baja: es su curva de luz. El ciclo puede ser periódico, irregular o caer en algún punto intermedio. El espectro de la estrella también nos indica su tipo, su temperatura y su masa, y si es binaria o no. Los cambios espectrales pueden mostrar cambios Doppler que indican la expansión o la contracción de cáscaras de gas, o la presencia de campos magnéticos puede acompañar a las fluctuaciones en la luz de la estrella. Una vez que se han reunido todas las pruebas, se pueden deducir las razones de la variabilidad de una estrella.
«El desarrollo científico depende en parte de un proceso de cambios no acumulativos, es decir, se trata de un proceso revolucionario.»
Thomas S. Kuhn
Hay cerca de dos tercios de estrellas variables que tienen pulsaciones, es decir, que se expanden y se contraen en ciclos regulares. Ese comportamiento surge por inestabilidades de la estrella, que provocan su oscilación. Un modo, señalado por Arthur Eddington en la década de los años treinta del siglo XX, se produce por los cambios en el grado de ionización de las capas exteriores, que van unidos a su temperatura. Conforme las capas exteriores se hinchan, se enfrían y se vuelven más transparentes. Entonces, resulta más fácil para la estrella emitir más energía, de manera que se contrae. Así el gas vuelve a calentarse, lo que hace que la estrella vuelva a hincharse. Este ciclo se repite una y otra vez.
Variabilidad de cuásares
La variabilidad no se restringe a las estrellas. Muchos cuásares son variables. Su variabilidad, junto con su brillo uniforme en todo su espectro electromagnético, se ha usado como una manera de encontrarlos. La variabilidad de los cuásares puede deberse a cambios en la cantidad que absorbe el agujero negro central, o debido a que la luminosidad de su disco de acreción cambia por la presencia de un punto caliente. La escala temporal de variabilidad más rápida que se observa en cuásares nos informa sobre el tamaño de la región que produce esa luz. Por ejemplo, si los cuásares varían en escalas temporales de días, se puede estimar que un día luz es el tamaño más pequeño de esa estructura, de manera que la luz puede comunicarse de forma coherente a lo largo de esa distancia.
Variables cefeidas El funcionamiento de las cefeidas pulsantes, un tipo importante de estrellas variables que pueden usarse como indicadores de distancias, se explica mediante un patrón semejante al comentado más arriba. Los ciclos de las cefeidas funcionan concretamente mediante cambios en la ionización del helio. El helio doblemente ionizado es más opaco que el ionizado una sola vez, de manera que se originan oscilaciones en la transparencia y la temperatura. El periodo de estos ciclos está estrechamente relacionado con la luminosidad de la estrella.
Las cefeidas son estrellas masivas muy luminosas: habitualmente tienen una masa entre 5 y 20 veces mayor que el Sol, y son hasta 30.000 veces más luminosas. Pueden variar en escalas temporales de días a meses, durante las cuales sus radios cambian casi un tercio. Su brillo y variabilidad predecible implica que pueden verse a distancias de hasta 100 millones de años luz. Así, pueden rastrearse en galaxias cercanas y determinar su luminosidad, lo que las convierte en unos buenos indicadores de la distancia.
Las variables cefeidas se descubrieron en 1784, y se llaman así por su estrella prototipo, Delta Cephei. Un ejemplo más conocido es Polaris, la estrella del Polo Norte. La relación entre periodo y luminosidad fue descubierta en 1908 por una astrónoma de Harvard, Henrietta Swan Leavitt, que se basó en observaciones de las cefeidas presentes en las Nubes de Magallanes. Las cefeidas eran una parte crucial del rompecabezas para establecer el tamaño de la Vía Láctea, y las distancias a las galaxias más allá de la nuestra. En 1924, Edwin Hubble las usó para averiguar la distancia a la galaxia de Andrómeda, lo que claramente demostraba que estaban más allá de la Vía Láctea. Las cefeidas han desempeñado también un papel clave en las mediciones del ritmo de expansión del universo, a través de la ley de Hubble.
«En el siglo pasado [s. XIX], se produjeron más cambios que en los mil años anteriores. El nuevo siglo [s. XX] vivirá cambios que convertirán los anteriores en simples nimiedades.»
H. G. Wells
Películas del cielo
En el futuro, la astronomía basada en la variabilidad temporal será una rutina. El cielo estará controlado como una película, en lugar de como una serie de instantáneas. La próxima generación de telescopios, tanto ópticos como de radio, se están diseñando para realizar una observación continua del cielo, y poder hacer búsquedas de nuevos tipos de objetos variables, que con suerte aportarán muchas sorpresas. De hecho, ya conocemos un telescopio de esas características: es el gran Telescopio para Rastreos Sinópticos, ubicado en Chile, y que entrará en funcionamiento en 2014. Cuenta con un espejo de 8,4 m de diámetro y un amplio campo de visión. Puede recorrer el cielo entero dos veces por semana y tomar 800 imágenes cada noche. En 10 años, podrá revisar cada parte del cielo 1.000 veces. Podrá captar imágenes de varios miles de millones de estrellas y miles de millones de galaxias. Asimismo, debería localizar estrellas variables y cuásares y numerosas supernovas, lo que puede proporcionar datos sobre la energía oscura.
Las cefeidas son un tipo de estrellas intrínsecamente variables. Ese tipo de estrellas se deforma físicamente para producir variabilidad. En el caso de las cefeidas, se hace mediante la pulsación; otras estrellas pueden parecer variables debido a erupciones o estallidos. No obstante, otras pueden variar como resultado del proceso extremo que conduce a las explosiones, como las estrellas variables cataclísmicas, novas y supernovas.
Por otro lado, las estrellas extrínsecamente variables pueden experimentar eclipses por acción de algún compañero que gire a su alrededor, o pueden tener marcos singulares en sus superficies, como manchas solares gigantes, que causan variabilidad mientras la estrella gira. Casi todas las clases de estrellas variables reciben su nombre a partir de su objeto prototípico, como las estrellas RR Lyras, que son como las cefeidas, pero más tenues, y las variables Mirad, que pulsan debido a los cambios de la ionización del hidrógeno en lugar del helio.
Cronología:
1638: Primera estrella variable observada
1784: Descubrimiento de las variables cefeidas
1908: Se averigua la relación entre el periodo y la luminosidad de las cefeidas
1924: Se usan las cefeidas para medir la distancia a la nebulosa de Andrómeda
2014: Se inaugura el Gran Telescopio para Rastreos Sinópticos
La idea en síntesis: una película de todo el cielo