R Centauri
Presente y pasado
La variable elgida para abril es una estrella muy especial ya que se encuentra atravesando un momento evolutivo que genera cambios en su naturaleza y en su comportamiento y que es uno de los pocos fenómenos apreciables en la escala temporal de una vida humana. Y por si fuera poco, sus cambios pueden detectarse con binoculares.
Se trata de R Centauri, una estrella fácil de localizar dado que está en el mismo campo que alfa y beta Centauri. Es una variable de tipo mira (M), estrellas gigantes rojas de largo período de variación (LPV) que se encuentran en el extremo derecho del diagrama H-R (tipo espectral M).
Actualmente R Centauri varía entre magnitudes visuales 6.2 y 9.0 con un período de 505-510 días. Pero esto sólo es así en los últimos años. La estrella finalizó el siglo XIX con un período de 568 d. y el mismo ha ido decreciendo desde entonces. Así mismo, el rango de variación que era de 5.5 a 11.8 se ha reducido a 6.2 - 9.0 acompañando el cambio de período. Esta reducción de la amplitud puede verse en la curva histórica.
La curva reciente permite también ver una característica que R Cen comparte con otras pocas estrellas (casi todas ellas con períodos mayores a 400 días y varias con cambios de período también): presenta dos máximos y dos mínimos durante su ciclo. También se ha hecho evidente que el máximo secundario ha bajado continuamente de brillo en los últimos 4 ciclos (V= 6.9; 7.15; 7.35; 7.85). ¿Finalmente desaparecerá?
La curva reciente incluye datos visuales del autor y datos fotométricos de ASAS-3. Esta estrella es probablemente una de las más interesantes de observar, dados sus cambios. BH Crucis es otro ejemplo de la reducción de brillo del máximo secundario y de un cambio de período aún más rápido, aunque éste en sentido opuesto: el período se está alargando.
Naturaleza
Las miras se encuentran en la fase AGB del diagrama H-R, esto es, en la rama gigante asimptótica, en el extremo superior derecho de su recorrido evolutivo y están perdiendo masa a ritmos bastante elevados. Representan una fase avanzada de la evolución de estrellas de masa similar al Sol o un poco más masivas (2-3 masas solares). Esta pérdida de masa, finalmente las llevará a quedar despojadas de sus atmósferas y a convertirse en nebulosas planetarias. Las pulsaciones con períodos entre 100 y 600 días que presentan estas estrellas pueden jugar un papel importante en este proceso.
Flash de Helio
¿Por qué suceden estos cambios en R Centauri? Estamos viendo la evolución estelar en acción. Las miras se encuentran en una fase en la que su combustible consiste en la quema de hidrógeno en capa alrededor de una capa de helio inerte resultado de la combustión previa del hidrógeno y un núcleo de carbono y oxígeno resultado de la quema del helio en la etapa anterior de la rama horizontal. Pero, irregularmente, la capa de helio vuelve a encenderse cuando alcanza una masa crítica resultado de la acumulación producida por la quema del hidrógeno en la capa inmediatamente superior.
El encendido del helio se da de forma bastante abrupta y se denomina flash de helio. El resultado de este flash de helio es que la capa de hidrógeno se expande y enfría cesando la quema de este elemento que era el que expulsaba las capas exteriores hacia afuera. Esto genera una leve caída en la luminosidad y una dismunución en el tamaño de la estrella, que se refelja en su período de pulsación: a mayor tamaño mayor período, ya que a una estrella muy grande le lleva más tiempo expandirse y contraerse. Eso es lo que vemos en R Centauri: el resultado del encendido del helio hace más de un siglo. Llegado un momento el período probablemente se estabilice como sucedió con R Hydrae en 1937.
Para observar R Centauri, se debarán utilizar las siguientes cartas, de acuerdo a su brillo:
Para saber más acerca de cómo estimar el brillo de una estrella variable, ver la sección de estrellas variables de Astronomía Sur.
Comentarios sobre este artículo o variables en general: Sebastián Otero.
Referencias
- Hawkins, G, Mattei. J.A., Foster, G., 2001, PASP, 113, 501.
- Kholopov, P.N. y otros, 2003, General Catalogue of Variable Starsversión 1.4 Vol. IV.
- Walker, W.S.G., Greaves, J., 2001, JAAVSO, 29, 105.
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