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Variables de
Orión. Son variables eruptivas irregulares
relacionadas con nebulosas oscuras o difusas, o bien observadas en la región de estas
nebulosas. Algunas de estas estrellas pueden mostrar variaciones cíclicas debidas a una
rotación axial. En el diagrama color-luminosidad, se hallan en la zona de la Secuencia
Principal y de las subgigantes. Se tratan probablemente de objetos jóvenes que, en el
curso de su evolución posterior, se convertirán en estrellas de brillo constante de la
Secuencia Principal. Estas variaciones de brillo pueden alcanzar varias magnitudes. En
caso de cambios rápidos (hasta 1 mag en un intervalo de 1 a 10 días), se añade la letra
S al símbolo del tipo (INS). Esta clase puede subdividirse en los subtipos que se listan
a continuación:
INA Variables de Orión de tipo espectral poco avanzado, B-A o Ae. Caracterizadas por
debilitamientos brutales tipo Algol (T Ori).
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T Orionis |
INB Variables de Orión de tipo espectral intermedio y tardío F-M o
Fe-Me (BH Cep, AH Ori). Las estrellas de tipo F pueden tener debilitamientos de tipo Algol
como las INA. Las estrellas de tipo K-M pueden tener "flares" además de
variaciones irregulares.
INT Variables de Orión de tipo T Tauri. Las estrellas agrupadas en este tipo lo son
en razón a criterios puramente espectroscópicos: tipos espectrales Fe a Me. El espectro
de las estrellas más típicas se parecen al de la cromosfera solar. El rasgo específico
del tipo es la presencia de rayas de emisión fluorescente F I en 404.6 y 431.2 nm
anormalmente intensas en el espectro de estas estrellas, rayas de emisión [SII] y [OI] y
rayas de absorción Li I en 670.7 nm. Estas variables se hallan usualmente en nebulosas
difusas. Si la estrella no está aparentemente relacionada con una nebulosa, la letra N en
el símbolo del tipo puede omitirse: IT (RW Aur).
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RW Aurigae |
T Tauri de
acuerdo con observaciones de la AAVSO |
IN(YY) Algunas variables de Orión (YY Ori) muestran en su espectro la
presencia de componentes de absorción en el lado rojo de las rayas de emisión, prueba de
la caída de materia sobre la superficie de estas estrellas. En estos casos el símbolo de
la estrella es acompañado de YY entre paréntesis.
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| T Tauri fue
descubierta en1852 por John Russell Hind. Está relacionada con la nebulosa de Hind (NGC
1555), una nebulosa de reflexión cuyo brillo varía acompasado con el ritmo de las
oscilaciones de T Tauri (derecha). La propia variable se halla situada dentro de una
envoltura de gas de dimensiones mucho más pequeñas. Derecha, burbujas de gas partiendo
del sistema binario XZ Tauri constituido por estrellas de tipo T Tauri. |
Hasta aquí la clasificación "oficial"
de estas estrellas en el GCVS, basada en las propiedades morfológicas de las curvas de
luz. Sin embargo, con el tiempo se ha visto que es muy inhomogenea y que no responde bien
a las propiedades de estos objetos, que son estrellas nuevas que acaban de nacer a partir
de la materia interestelar. Por tal motivo, actualmente son descritos como estrellas
pre-secuencia principal o PMS (pre-main sequence).
Atendiendo a sus masas, hoy en día se hacen dos
distinciones, las PMS de baja masa (igual o inferior a 3
masas solares), denominadas T Tauri y las PMS de masa masa intermedia (4-8 masas solares) que son denominadas
estrellas Herbig Ae/Be.
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EX Lupi |
Las T tauri muestran una gran diversidad de
variaciones fotométricas y de diverso carácter según la longitud de onda utilizada para
detectarlas. Estas variaciones se muestran irregulares desde el ultravioleta al
infrarrojo, salvo en el infrarrojo lejano. Las escalas de tiempo de estas variaciones
pueden ir de minutos a años o incluso centurias. La amplitud de las variaciones de brillo
puede ser de hasta 5 magnitudes o incluso superior en el caso de estrellas del tipo FU Ori
y EX Lupi. A partir de todo ello, Krautter (1996) distingue cinco tipos en base a sus
variaciones ópticas:
- Variaciones irregulares de gran amplitud a una
escala de tiempo muy larga, Estas variaciones están en cierto modo conectadas a la
apariencia espectral de la estrella.
- Estallidos tipo FU Ori (FUors) que muestran
incrementos de brillo de hasta 6 magnitudes en unos pocos meses y un lento declive que
puede durar años o décadas.
- Estallidos tipo EX Lup (EXors) donde la subida de
hasta 5 magnitudes se produce en una escala de tiempo similar a las FU Ori, pero el
declive también dura un tiempo similar.
- Variaciones irregulares con baja o moderada amplitud
(1-2 magnitudes) en escalas de tiempo de minutos a horas. Algunos de estos estallidos
podrían ser debidos a actividad de tipo de las fulguraciones solares.
- Variaciones cuasi periódicas en escalas de tiempo
de 1-10 días que podrían ser representativas del período de rotación de la estrella.
Se admite que estas variaciones serían debidas a la presencia de manchas estelares, pero
a una escala muy superior que en caso del Sol. En el caso de las T Tauri deberían cubrir
una importante fracción de la superficie y las variaciones de brillo sería de décimas a
una magnitud.
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