estrella variable

Comparación de imágenes de Betelgeuse tomadas con VLT-SPHERE en enero y diciembre de 2019, que muestran los cambios en brillo y forma. Betelgeuse es una estrella intrínsecamente variable.

Una estrella variable es una estrella cuyo brillo visto desde la Tierra (su magnitud aparente ) cambia sistemáticamente con el tiempo. Esta variación puede ser causada por un cambio en la luz emitida o por algo que bloquea parcialmente la luz, por lo que las estrellas variables se clasifican como: ^{[ 1 ]}

Variables intrínsecas , cuya luminosidad inherente cambia; por ejemplo, debido a que la estrella se expande y se contrae.
Variables extrínsecas , cuyos cambios aparentes en el brillo se deben a cambios en la cantidad de luz que puede llegar a la Tierra; por ejemplo, porque la estrella tiene una compañera en órbita que a veces la eclipsa .

Dependiendo del tipo de sistema estelar, esta variación puede incluir un comportamiento cíclico, irregular, fluctuante o transitorio. Los cambios pueden ocurrir en escalas de tiempo que van desde menos de una hora hasta varios años. Muchas, posiblemente la mayoría, de las estrellas exhiben al menos alguna oscilación en la luminosidad: la producción de energía del Sol , por ejemplo, varía en aproximadamente un 0,1 % durante un ciclo solar de 11 años . ^{[ 2 ]} En el extremo opuesto, un evento de supernova puede eclipsar brevemente a una galaxia entera. ^{[ 3 ]} De las 58 200 estrellas variables que se han catalogado hasta 2023, el tipo más común son las variables pulsantes con poco menos de 30 000, seguidas de las variables eclipsantes con más de 10 000. ^{[ 4 ]}

Las estrellas variables se han observado desde los albores de la historia humana. La primera variable periódica documentada fue la binaria eclipsante Algol . La variable periódica Omicron Ceti , posteriormente llamada Mira, fue descubierta en el siglo XVII, seguida de Chi Cygni y luego de R Hydrae . Para 1786, se habían documentado diez. El descubrimiento de estrellas variables aumentó rápidamente con la llegada de las placas fotográficas . Cuando se demostró que las variables Cefeidas tenían una relación período-luminosidad en 1912, esto permitió utilizarlas para la medición de distancias. Como resultado, se demostró que las nebulosas espirales son galaxias fuera de la Vía Láctea . Las estrellas variables ahora forman parte de varios métodos para la escalera de distancias cósmicas que se utiliza para determinar la escala del universo visible . ^{[ 5 ]} Los períodos de las binarias eclipsantes permitieron una determinación más precisa de la masa y los radios de sus estrellas componentes, lo que resultó especialmente útil para modelar la evolución estelar . ^{[ 6 ]}

Descubrimiento

Un antiguo calendario egipcio de días afortunados y desafortunados compuesto hace unos 3200 años podría ser el documento histórico más antiguo conservado del descubrimiento de una estrella variable, la binaria eclipsante Algol , ^{[ 7 ]}^{[ 8 ]}^{[ 9 ]}^{[ 10 ]} pero la validez de esta afirmación ha sido cuestionada. ^{[ 11 ]} También se sabe que los aborígenes australianos observaron la variabilidad de Betelgeuse y Antares , incorporando estos cambios de brillo en narraciones que se transmiten a través de la tradición oral. ^{[ 12 ]}^{[ 13 ]}^{[ 14 ]} Observaciones pretelescópicas de eventos de novas y supernovas fueron registradas por astrónomos babilonios, chinos y árabes, entre otros. ^{[ 15 ]}^{[ 16 ]}

De los astrónomos de la era del telescopio, la primera estrella variable periódica se identificó en 1638 cuando Johannes Holwarda observó que Ómicron Ceti (más tarde llamada Mira) pulsaba en un ciclo de 11 meses; la estrella había sido descrita previamente como una nova por David Fabricius en 1596. ^{[ 17 ]} Este descubrimiento, junto con las supernovas observadas en 1572 y 1604, demostró que el cielo estrellado no era eternamente invariable como habían enseñado Aristóteles y otros filósofos antiguos. De esta manera, el descubrimiento de las estrellas variables contribuyó a la revolución astronómica de los siglos XVI y principios del XVII. ^{[ 18 ]}

La segunda estrella variable descrita fue la variable eclipsante Algol, por Geminiano Montanari en 1669; John Goodricke dio la explicación correcta de su variabilidad en 1784. ^{[ 19 ]} Chi Cygni fue identificada en 1686 por G. Kirch , y luego R Hydrae en 1704 por G. D. Maraldi . ^{[ 20 ]} Eta Aquilae , la primera variable Cefeida descubierta, fue avistada por Edward Pigott en 1784. ^{[ 21 ]} Para 1786, se conocían diez estrellas variables. El propio John Goodricke descubrió Delta Cephei y Beta Lyrae . ^{[ 22 ]} Desde 1850, el número de estrellas variables conocidas ha aumentado rápidamente, especialmente cuando fue posible identificar estrellas variables mediante la fotografía. En 1885, el Observatorio del Harvard College comenzó un programa de fotografía repetida de todo el cielo con el propósito de descubrir estrellas variables. ^{[ 23 ]}

En 1912, Henrietta Swan Leavitt descubrió una relación entre el brillo de las variables cefeidas y su periodicidad. ^{[ 24 ]} Edwin Hubble utilizó este resultado en 1924 cuando descubrió una variable cefeida en lo que entonces se denominó la Nebulosa de Andrómeda . La estimación de distancia resultante demostró que esta nebulosa era un " universo isla ", ubicado muy fuera de la galaxia Vía Láctea . Esto puso fin al Gran Debate sobre la naturaleza de las nebulosas espirales . ^{[ 25 ]} En 1930, la astrofísica Cecilia Payne publicó el libro Las estrellas de alta luminosidad , ^{[ 26 ]} en el que realizó numerosas observaciones de estrellas variables, prestando especial atención a las variables cefeidas. ^{[ 27 ]} Sus análisis y observaciones de estrellas variables, llevados a cabo con su esposo, Sergei Gaposchkin, sentaron las bases de todo el trabajo posterior sobre el tema. ^{[ 28 ]}

La edición de 2008 del Catálogo General de Estrellas Variables ^{[ 29 ]} enumera más de 46 000 estrellas variables en la Vía Láctea, así como 10 000 en otras galaxias y más de 10 000 variables "sospechosas". Los astrónomos aficionados han desempeñado durante mucho tiempo un papel importante en la observación de estrellas variables, siendo quizás la organización más antigua de este tipo la Sección de Estrellas Variables de la Asociación Astronómica Británica ^{[ 30 ]} , fundada en 1890.

Detección de variabilidad

Los tipos de variabilidad más comunes implican cambios en el brillo, pero también se producen otros tipos de variabilidad, en particular cambios en el espectro y la polarización . Al combinar los datos de la curva de luz con los cambios espectrales observados, los astrónomos suelen poder explicar por qué una estrella en particular es variable.

Observaciones de estrellas variables

Las estrellas variables se analizan generalmente mediante fotometría , ^{[ 31 ]} espectrofotometría , espectroscopia , ^{[ 32 ]} y polarimetría . ^{[ 33 ]} Las mediciones de sus cambios de brillo se pueden representar gráficamente para producir curvas de luz . Para las variables regulares, el período de variación y su amplitud se pueden establecer con mucha precisión; sin embargo, para muchas estrellas variables, estas cantidades pueden variar lentamente con el tiempo, o incluso de un período a otro. Los picos de brillo en la curva de luz se conocen como máximos, mientras que los valles se conocen como mínimos. ^{[ 34 ]}

Los astrónomos aficionados pueden realizar estudios científicos útiles de estrellas variables comparando visualmente la estrella con otras estrellas dentro del mismo campo de visión telescópico cuyas magnitudes se conocen y son constantes. Al estimar la magnitud de la variable y registrar el tiempo de observación, se puede construir una curva de luz visual. Organizaciones como la Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables y la Asociación Astronómica Británica recopilan dichas observaciones de participantes de todo el mundo y comparten los datos con la comunidad científica. ^{[ 35 ]}

A partir de la curva de luz se derivan los siguientes datos: ^{[ 36 ]}^{[ 37 ]}

¿Las variaciones de brillo son periódicas, semiperiódicas, irregulares o únicas?
¿Cuál es el período de las fluctuaciones de brillo?
¿Cuál es la forma de la curva de luz (simétrica o no, angular o de variación suave, cada ciclo tiene solo uno o más de un mínimo, etcétera)?

Del espectro se derivan los siguientes datos: ^{[ 37 ]}

¿Qué tipo de estrella es? ¿Cuál es su temperatura, su clase de luminosidad ( estrella enana , estrella gigante , supergigante , etc.)?
¿Es una estrella solitaria o binaria? (El espectro combinado de una estrella binaria puede mostrar elementos de los espectros de cada una de las estrellas que la componen).
¿Cambia el espectro con el tiempo? (Por ejemplo, la estrella puede volverse más caliente y más fría periódicamente).
Los cambios en el brillo pueden depender en gran medida de la parte del espectro que se observe (por ejemplo, grandes variaciones en la luz visible pero casi ningún cambio en el infrarrojo).
Si las longitudes de onda de las líneas espectrales se desplazan, esto indica movimientos (por ejemplo, una hinchazón y contracción periódica de la estrella, o su rotación, o una capa de gas en expansión) ( efecto Doppler ).
Los fuertes campos magnéticos en la estrella se delatan en el espectro ^{[ 38 ].}
Las líneas de emisión o absorción anómalas pueden ser un indicio de una atmósfera estelar caliente o de nubes de gas que rodean a la estrella.

En muy pocos casos es posible obtener imágenes de un disco estelar. ^{[ 39 ]} Estas pueden mostrar manchas más oscuras en su superficie. Una de estas técnicas es la imagen Doppler , que puede usar el desplazamiento de las líneas espectrales para medir la velocidad y luego usarla para determinar la ubicación de una mancha en la superficie de una estrella que gira rápidamente. ^{[ 40 ]}

Interpretación de las observaciones

La combinación de curvas de luz con datos espectrales suele dar pistas sobre los cambios que ocurren en una estrella variable. ^{[ 41 ]} Por ejemplo, la evidencia de una estrella pulsante se encuentra en su espectro cambiante porque su superficie se mueve periódicamente hacia nosotros y se aleja de nosotros, con la misma frecuencia que su brillo variable. ^{[ 42 ]}

Aproximadamente dos tercios de todas las estrellas variables parecen pulsar. ^{[ 43 ]} En la década de 1930, el astrónomo Arthur Stanley Eddington demostró que las ecuaciones matemáticas que describen el interior de una estrella pueden conducir a inestabilidades que causan que una estrella pulse. ^{[ 44 ]} Este mecanismo se conocía como la válvula de Eddington, pero ahora se denomina más comúnmente mecanismo Kappa . ^{[ 45 ]} El tipo más común de inestabilidad está relacionado con oscilaciones en el grado de ionización en las capas convectivas externas de la estrella. ^{[ 46 ]} La mayoría de las estrellas tienen dos capas donde ocurre la ionización del hidrógeno y del helio, respectivamente. Estas se denominan zonas de ionización parcial. La ubicación de estas capas determina las propiedades pulsantes de la estrella. ^{[ 45 ]} Se sabe que la pulsación de las cefeidas es impulsada por oscilaciones en la ionización del helio (de He ⁺⁺ a He ⁺ y de vuelta a He ⁺⁺ ). ^{[ 47 ]}

Cuando la estrella se encuentra en la fase de expansión, la zona de ionización parcial se expande, provocando su enfriamiento. Debido a la disminución de la temperatura, el grado de ionización también disminuye. Esto hace que el plasma sea más transparente, facilitando así que la estrella irradie su energía. A su vez, esto hace que la estrella comience a contraerse. Al comprimirse el gas, este se calienta y el grado de ionización vuelve a aumentar. Esto hace que el gas sea más opaco y que la radiación quede temporalmente atrapada en él. Esto calienta aún más el gas, provocando su expansión nuevamente. De esta manera, se mantiene un ciclo de expansión y compresión (expansión y contracción). ^{[ 45 ]}

En muchos casos, se puede construir un modelo matemático predictivo del comportamiento de la variable. Normalmente, se asume un período de variabilidad constante. El modelo se puede utilizar para construir un diagrama OC , que es una gráfica del comportamiento observado (O) menos el comportamiento calculado (C) durante un período de tiempo, o plegada a lo largo de múltiples ciclos. Si el modelo produce un buen ajuste, este diagrama se puede utilizar para detectar un cambio en el período, la rotación apsidal , el efecto del mecanismo de Applegate , cambios aleatorios en el período o la interacción de un sistema binario con un tercer cuerpo. ^{[ 48 ]}

Nomenclatura

En una constelación dada, las primeras estrellas variables descubiertas se designaron con las letras R a Z, por ejemplo, R Andromedae . Este sistema de nomenclatura fue desarrollado por Friedrich W. Argelander , quien asignó la letra R a la primera variable sin nombre previo en una constelación, ^{[ 49 ]} la primera letra no utilizada por Bayer . Las letras RR a RZ, SS a SZ, hasta ZZ se utilizan para los siguientes descubrimientos, por ejemplo, RR Lyrae . Los descubrimientos posteriores utilizaron las letras AA a AZ, BB a BZ, y hasta QQ a QZ (omitiendo la J para evitar confusiones con la I). ^{[ 50 ]} Una vez agotadas esas 334 combinaciones, las variables se numeran en orden de descubrimiento, comenzando con el prefijo V335 en adelante. ^{[ 51 ]}

Clasificación

Las estrellas variables pueden ser intrínsecas o extrínsecas . ^{[ 52 ]}

estrellas variables intrínsecas

La variabilidad se debe a cambios en las propiedades físicas de las propias estrellas. Esta categoría se puede dividir en cuatro subgrupos:

Variables pulsantes, estrellas cuyo radio se expande y se contrae alternativamente como parte de sus procesos naturales de envejecimiento evolutivo.
Variables eruptivas, estrellas que experimentan erupciones en sus superficies, como llamaradas o eyecciones de masa.
Variables cataclísmicas o explosivas, estrellas que experimentan un cambio cataclísmico en sus propiedades, como las novas y las supernovas .
Variables de rayos X, sistemas binarios cercanos con un objeto compacto caliente que acrecienta masa . ^[⁵³^]

estrellas variables extrínsecas

La variabilidad se debe a perspectivas de observación externas, como la rotación o los eclipses. Existen dos subgrupos:

Sistemas binarios eclipsantes, estrellas dobles o sistemas planetarios donde, vistos desde la perspectiva de la Tierra , las estrellas se eclipsan ocasionalmente entre sí mientras orbitan, o el planeta eclipsa a su estrella.
Variables rotatorias: estrellas cuya variabilidad se debe a fenómenos relacionados con su rotación. Algunos ejemplos son las estrellas con manchas solares extremas que afectan su brillo aparente, o las estrellas con velocidades de rotación rápidas que les dan forma elipsoidal.

Estos subgrupos se dividen a su vez en tipos específicos de estrellas variables que suelen recibir el nombre de su prototipo. Por ejemplo, las novas enanas se denominan estrellas U Gem, en honor a la primera estrella reconocida de esta clase, U Geminorum . ^{[ 54 ]}

La población de estrellas en la Vía Láctea se divide en dos grupos según su edad, abundancia química y movimiento a través de la galaxia. Las estrellas de Población I se limitan al plano del sistema galáctico , conocidas como estrellas del disco delgado . Estas se originan en cúmulos abiertos y a menudo presentan altas abundancias de elementos producidos por procesos de fusión estelar: su metalicidad . Las estrellas de Población II se distribuyen con mayor frecuencia en el disco grueso , el halo galáctico , los cúmulos globulares y el bulbo galáctico . Estas son estrellas mucho más antiguas que muestran menores abundancias de elementos más masivos que el helio. En algunos casos, el sistema de clasificación de las estrellas variables y su comportamiento está determinado por su pertenencia a una población. ^{[ 55 ]}

Con la afluencia de datos de curvas de luz provenientes de estudios del cielo a gran escala con CCD, como el telescopio espacial Gaia, la clasificación de estrellas variables ha pasado de la clasificación manual a los métodos de aprendizaje automático. Un método popular es la clasificación de bosques aleatorios. Diferentes parámetros intrínsecos a la clase de estrella variable son datos de entrada para la clasificación, como el color, la magnitud y el período. A menudo se aplica un ajuste de Fourier a la curva de luz, y también se utilizan parámetros adicionales como las razones de amplitud y las diferencias de fase entre términos. ^{[ 56 ]} Otros métodos existentes, como las redes neuronales, que tienen la ventaja de poder inspeccionar directamente los datos de la curva de luz, y el Agrupamiento Espacial Basado en Densidad de Aplicaciones con Ruido (DBSCAN), ^{[ 57 ]} se han utilizado para clasificar con éxito estrellas variables.

estrellas variables intrínsecas

Tipos de variables intrínsecas en el diagrama de Hertzsprung-Russell

A continuación se muestran ejemplos de tipos que se incluyen en estas divisiones.

estrellas variables pulsantes

Las estrellas pulsantes se expanden y contraen, lo que afecta su brillo y espectro. Las pulsaciones generalmente se dividen en: radiales , donde toda la estrella se expande y contrae como un todo; y no radiales, donde una parte de la estrella se expande mientras que otra parte se contrae. ^{[ 58 ]}^{[ 59 ]}

Dependiendo del tipo de pulsación y su ubicación dentro de la estrella, existe una frecuencia natural o fundamental que determina el período de la estrella. Las estrellas también pueden pulsar en un armónico o sobretono , que es una frecuencia más alta, correspondiente a un período más corto. Las estrellas variables pulsantes a veces tienen un único período bien definido, pero a menudo pulsan simultáneamente con múltiples frecuencias y se requiere un análisis complejo para determinar los períodos que interfieren entre sí . En algunos casos, las pulsaciones no tienen una frecuencia definida, lo que provoca una variación aleatoria, denominada estocástica . El estudio del interior estelar mediante sus pulsaciones se conoce como astrosismología . ^{[ 60 ]}

La fase de expansión de una pulsación se produce por el bloqueo del flujo de energía interna por material con alta opacidad, ^{[ 60 ]} pero esto debe ocurrir a una profundidad específica de la estrella para generar pulsaciones visibles. Si la expansión ocurre debajo de una zona convectiva, no se observará ninguna variación en la superficie. Si la expansión ocurre demasiado cerca de la superficie, la fuerza restauradora será demasiado débil para generar una pulsación. ^{[ 61 ]} La fuerza restauradora para generar la fase de contracción de una pulsación puede ser la presión si la pulsación se produce en una capa no degenerada en las profundidades de la estrella, lo que se denomina modo acústico o de presión de la pulsación, abreviado como modo p . En otros casos, la fuerza restauradora es la gravedad , lo que se denomina modo g . Las estrellas variables pulsantes suelen pulsar en solo uno de estos modos. ^{[ 60 ]}

Cefeidas y variables similares a cefeidas.

Diagrama H–R que muestra la ubicación de la franja de inestabilidad.

El diagrama de Hertzsprung-Russell es un diagrama de dispersión de estrellas que muestra la relación entre la magnitud absoluta y la clase espectral (luminosidad frente a temperatura efectiva ). La mayoría de las estrellas ordinarias, como el Sol, ocupan una banda llamada secuencia principal que va desde la parte inferior derecha hasta la superior izquierda en este diagrama. Varios tipos de estas estrellas pulsantes ocupan una región llamada franja de inestabilidad de las cefeidas que cruza la secuencia principal en la región de las estrellas de clase A y F, luego continúa verticalmente y hacia la derecha en el diagrama H-R, cruzando finalmente la trayectoria de las supergigantes. ^{[ 62 ]} Estas estrellas se expanden y contraen muy regularmente, debido a la resonancia de masa propia de la estrella , generalmente por la frecuencia fundamental . Se cree que el mecanismo de la válvula de Eddington para variables pulsantes explica las pulsaciones tipo cefeida. ^{[ 63 ]}

La inestabilidad pulsacional de las variables Cefeidas se correlaciona con variaciones en la clase espectral, la temperatura efectiva y la velocidad radial superficial de la estrella. ^{[ 63 ]} Cada uno de los subgrupos en la franja de inestabilidad tiene una relación fija entre el período y la magnitud absoluta, así como una relación entre el período y la densidad media de la estrella. La relación período-luminosidad hace que estas Cefeidas de alta luminosidad sean muy útiles para determinar distancias a galaxias dentro del Grupo Local y más allá. ^{[ 25 ]}

Las Cefeidas reciben su nombre únicamente de Delta Cephei , mientras que una clase de variables completamente separada recibe su nombre de Beta Cephei .

Variables cefeidas clásicas: Simulación de una variable cefeida con la tasa de pulsación muy acelerada, mostrando el cambio en la luminosidad y la temperatura.
Las cefeidas de tipo I, también llamadas cefeidas clásicas o variables Delta Cephei, son supergigantes amarillas evolucionadas de población I (jóvenes, masivas y luminosas) que experimentan pulsaciones con períodos muy regulares en el rango de 1 a 100 días. ^{[ 63 ]} Son estrellas relativamente raras con progenitores que queman hidrógeno que teníanDe 4 a 20 masas solares y temperaturas superiores a una clase B5. ^{[ 64 ]}^{[ 65 ]} Sus pulsaciones radiales son impulsadas por la alta opacidad del helio y el hidrógeno ionizados en sus capas exteriores. ^{[ 65 ]} Debido a su alta luminosidad, las Cefeidas Clásicas pueden observarse en galaxias cercanas fuera de la Vía Láctea. ^{[ 63 ]} El 10 de septiembre de 1784, Edward Pigott detectó la variabilidad de Eta Aquilae , el primer representante conocido de la clase de variables Cefeidas. Sin embargo, el nombre de las Cefeidas Clásicas proviene de la estrella Delta Cephei , descubierta como variable por John Goodricke unos meses después. ^{[ 66 ]}
Cefeidas de tipo II: Las cefeidas de tipo II (históricamente denominadas estrellas W Virginis) presentan pulsaciones de luz extremadamente regulares y una relación de luminosidad muy similar a la de las variables δ Cephei, por lo que inicialmente se confundieron con esta última categoría. Las cefeidas de tipo II son estrellas poco comunes que pertenecen a la categoría más antigua de Población II , ^{[ 63 ]} en comparación con las cefeidas de tipo I más jóvenes. Las de tipo II tienen una metalicidad algo menor y una masa mucho menor, de alrededor de0,5–0,6 M _☉ , ^{[ 67 ]} luminosidad algo menor, y una relación período versus luminosidad ligeramente desplazada, por lo que siempre es importante saber qué tipo de estrella se está observando. Se pueden identificar en función de la forma de su curva de luz. Las cefeidas de tipo II se subdividen además en función de sus períodos de pulsación como estrellas BL Her para períodos deDe 1 a 4 días, estrellas de W Vir parade 4 a 20 días, y estrellas RV Tau durante períodos más largos de hasta 100 días. ^{[ 68 ]} Estos tres subtipos corresponden a estados consecutivos de evolución estelar después de que la estrella ha agotado el helio en su núcleo. ^{[ 69 ]}^{[ 67 ]}
Variables RV Tauri: Estas son estrellas supergigantes amarillas (en realidad estrellas post-AGB de baja masa en la etapa más luminosa de sus vidas) que tienen mínimos profundos y superficiales alternados. ^{[ 70 ]} Esta variación de doble pico suele tener períodos de 30 a 150 días y amplitudes de hasta 3 magnitudes. ^{[ 71 ]} Superpuestas a esta variación, pueden haber variaciones a largo plazo durante períodos de varios años. ^{[ 70 ]} Sus espectros son de tipo F o G en el brillo máximo y de tipo K o M en el brillo mínimo. ^{[ 72 ]} Se encuentran cerca de la franja de inestabilidad, formando una extensión de mayor luminosidad de las Cefeidas de tipo II, mientras que son más frías que las Cefeidas de tipo I. ^{[ 73 ]} Sus pulsaciones son causadas por los mismos mecanismos básicos relacionados con la opacidad del helio, pero se encuentran en una etapa muy diferente de sus vidas.
Variables RR Lyrae: Estas estrellas variables relativamente comunes son algo similares a las Cefeidas, pero no son tan luminosas y tienen períodos más cortos. Son más antiguas que las Cefeidas de tipo I, pertenecen a la Población II , pero tienen menor masa que las Cefeidas de tipo II. ^{[ 74 ]} Debido a su frecuente aparición en cúmulos globulares , ocasionalmente se las denomina Cefeidas de tipo cúmulo . ^{[ 75 ]} También tienen una relación período-luminosidad bien establecida en la banda K infrarroja, por lo que también son útiles como indicadores de distancia. ^{[ 74 ]} Como candelas estándar , se pueden detectar hasta 1 Mpc , que se encuentra dentro del grupo local de galaxias. ^[⁷⁶^] Estas son gigantes de baja masa que tienen un espectro de tipo A o F, y actualmente están en la rama horizontal . Están pulsando radialmente y varían en aproximadamente 0,2–2 en magnitud visual (cambio de 20% a más del 500% en luminosidad) durante un período de varias horas a un día o más. La categoría se divide en subtipos de Bailey 'a', 'b' y 'c', dependiendo de la forma de la curva de luz. ^[⁷⁴^]
Variables de Delta Scuti: Las variables Delta Scuti (δ Sct) son similares a las Cefeidas, pero mucho más débiles y con períodos mucho más cortos. Antes se las conocía como Cefeidas Enanas . ^{[ 77 ]} Las variables Delta Scuti muestran modos de pulsación tanto radiales como no radiales. A menudo muestran muchos períodos superpuestos, que se combinan para formar una curva de luz compleja. Su tipo espectral suele ser estrellas de tipo A tardío y F temprano, y se encuentran sobre o cerca de la secuencia principal en el diagrama HR . Cuando la metalicidad es solar, tienen masas que van desde aproximadamente 1,6 veces la del Sol para períodos más lentos hasta 2,4 a tasas de pulsación más altas. Con tasas de rotación deDe 40 a 250 km/s , las estrellas Delta Scuti muestran pequeñas amplitudes deMagnitud de 0,01 a 0,03 con múltiples modos de pulsación, incluyendo muchos no radiales. Para velocidades de rotación más lentas bajo30 km/s , la amplitud es0,20–0,30 de magnitud o más, y a menudo son pulsantes radiales. ^{[ 78 ]} Las estrellas con variaciones tipo Delta Scuti y una amplitud mayor a 0,3 de magnitud se conocen como variables tipo AI Vel, por su prototipo, AI Velorum . ^{[ 79 ]}
Variables SX Phoenicis: Estas estrellas son pobres en metales, análogas de población II de las variables δ Scuti y se encuentran principalmente en cúmulos globulares. Exhiben fluctuaciones en su brillo del orden de 0,7 magnitudes (aproximadamente un cambio del 100% en la luminosidad) con períodos cortos de 1 a 3 horas. Tienen masas en el rango de1,0–1,3 solares. Dentro de un cúmulo, se las conoce como rezagadas azules pulsantes , presumiblemente formadas por la fusión de dos estrellas ordinarias en un sistema binario cercano. Las variables SX Phe son rotadoras lentas y la mayoría de sus modos de pulsación son radiales. ^{[ 78 ]}^{[ 80 ]}
Variables Ap que oscilan rápidamente: Las variables roAp son estrellas de tipo espectral A o, en ocasiones, F0, conocidas como estrellas Ap, que giran rápidamente, son fuertemente magnéticas y químicamente peculiares. Su comportamiento de pulsación es muy similar al de las variables Delta Scuti o Gamma Doradus que se encuentran en la secuencia principal. Presentan variaciones extremadamente rápidas con periodos de unos pocos minutos y amplitudes de unas pocas milésimas de magnitud. A diferencia de las estrellas Delta Scuti, las estrellas roAp pulsan con una única frecuencia alta o con múltiples frecuencias altas muy próximas entre sí. Sin embargo, las frecuencias altas aisladas de las estrellas roAp también se han observado en estrellas que no son químicamente peculiares, y algunas estrellas Delta Scuti muestran pulsación en el rango roAp. Por lo tanto, la distinción no está clara. ^{[ 81 ]}

Variables de largo período

Las variables de largo período son estrellas frías evolucionadas que pulsan con períodos que van desde semanas hasta varios años. Todas las estrellas gigantes más frías que el tipo espectral K5 son variables debido a pulsaciones radiales. ^{[ 82 ]} Muchas variables de esta clase muestran variaciones secundarias de período más largo que duran desde varios cientos hasta varios miles de días. Esto puede cambiar el brillo hasta en varias magnitudes, aunque a menudo es mucho menor, con las variaciones primarias más rápidas superpuestas. Las razones de este tipo de variación secundaria no se comprenden del todo, y se atribuyen a pulsaciones, binariedad y rotación estelar. ^{[ 83 ]}^{[ 84 ]}^{[ 85 ]}

Variables de Mira

Las variables Mira son estrellas gigantes rojas envejecidas que se acercan al final de su vida activa en la rama gigante asintótica (AGB). Tienen períodos de pulsación radial que pueden variar desde menos de 100 hasta más de 2000 días, aunque la mayoría se encuentran en el rango de los 100 días.Rango de 200 a 450 días. ^{[ 86 ]} Se atenúan y se vuelven más brillantes en un rango de 8 magnitudes , un cambio de mil veces en la luminosidad. ^{[ 87 ]} Mira misma, también conocida como Omicron Ceti (ο Cet), varía en brillo desde casi la segunda magnitud hasta tan débil como la décima magnitud con un período de aproximadamente 332 días. ^{[ 88 ]} Las amplitudes visuales muy grandes se deben principalmente al cambio de la emisión de energía entre visible e infrarrojo a medida que cambia la temperatura de la estrella. ^{[ 87 ]} En algunos casos, las variables Mira muestran cambios de período drásticos en un período de décadas, que se cree que están relacionados con el ciclo de pulsación térmica de las estrellas AGB más avanzadas. ^{[ 89 ]}

Variables semirregulares

Estas son variables de largo período con períodos más cortos y amplitudes menores que las Miras, y sus curvas de luz son menos regulares. Los tipos SRa y SRb son gigantes rojas , y este último tipo muestra una periodicidad menos regular. La amplitud visual suele ser inferior a 2,5 magnitudes. ^{[ 90 ]} Se cree que son precursoras de las variables Mira, pero tienen una vida más larga y, por lo tanto, son más comunes. Los tipos SRc y SRd consisten principalmente en supergigantes rojas y supergigantes amarillas , respectivamente. ^{[ 90 ]}

Las variables semirregulares pueden mostrar un período definido en ocasiones, pero con mayor frecuencia muestran variaciones menos definidas que a veces pueden resolverse en múltiples períodos. ^{[ 90 ]}^{[ 91 ]} Un ejemplo bien conocido de una variable semirregular es Betelgeuse , que varía en brillo en media magnitud con períodos superpuestos de 1,10 y 5,75 años. ^{[ 92 ]} Al menos algunas de las variables semirregulares están muy relacionadas con las variables Mira, posiblemente con la única diferencia de que pulsan en un armónico diferente. ^{[ 93 ]}

variables irregulares lentas

Se trata de gigantes rojas o supergigantes con poca o ninguna periodicidad detectable. Algunas son variables semirregulares poco estudiadas, a menudo con múltiples períodos, pero otras pueden ser simplemente caóticas. ^{[ 94 ]} Estas variables se clasifican como tipo Lb o Lc, dependiendo de si son gigantes frías o supergigantes frías, respectivamente. ^{[ 82 ]} Un ejemplo destacado de una variable irregular lenta es Antares , que se clasifica como un tipo Lc con un brillo que varía desde0,88 a 1,16 en magnitud visual . ^{[ 94 ]}

Variables de Beta Cephei

Las variables Beta Cephei (β Cep) (a veces llamadas variables Beta Canis Majoris , especialmente en Europa) ^{[ 95 ]} experimentan pulsaciones de corto período del orden de 0,1 a 0,6 días con una amplitud de 0,01 a 0,3 magnitudes (cambio de luminosidad del 1 % al 30 %). Alcanzan su máximo brillo durante la contracción mínima. Muchas estrellas de este tipo presentan múltiples períodos de pulsación. ^{[ 96 ]}

Estrellas de tipo B que pulsan lentamente

Las estrellas B de pulsación lenta (SPB) son estrellas calientes de la secuencia principal ligeramente menos luminosas que las estrellas Beta Cephei, con períodos más largos y mayores amplitudes. ^{[ 97 ]} Tienen masas en el rango de2,5–7 M _☉ y períodos de pulsación no radiales desdeDe 0,5 a 3 días. Muchos son rotadores rápidos, lo que puede hacer que parezcan más fríos y, en algunos casos, se encuentren fuera de la franja de inestabilidad. ^{[ 98 ]}

estrellas calientes (subenanas B) que pulsan muy rápidamente

El prototipo de esta rara clase es V361 Hydrae , una estrella subenana B de magnitud 15. Pulsan con periodos de unos pocos minutos y pueden pulsar simultáneamente con múltiples periodos. Tienen amplitudes de unas pocas centésimas de magnitud y se les asigna el acrónimo GCVS RPHS. Son pulsadores de modo p . ^{[ 99 ]}

Variables de PV Telescopii

Las estrellas de esta rara clase son supergigantes de tipo B (Bp) químicamente peculiares, con un período de 0,1 a 1 día y una amplitud promedio de 0,1 magnitud. Sus espectros son peculiares por tener líneas de hidrógeno débiles pero líneas de carbono y helio extremadamente fuertes , lo que las convierte en un tipo de estrella de helio extrema . ^{[ 100 ]} El prototipo de esta categoría de variable es PV Telescopii , que experimenta pequeñas pero complejas variaciones de luminosidad y fluctuaciones de velocidad radial. ^{[ 101 ]}

Variables de Alpha Cygni

Las variables Alpha Cygni (α Cyg) son supergigantes pulsantes no radiales de clases espectrales B a A. Sus períodos varían de varios días a varias semanas, y sus amplitudes de variación son típicamente del orden de 0,1 magnitudes. Los cambios de luz, que a menudo parecen irregulares, pueden ser causados por la superposición de muchas oscilaciones con períodos cercanos. ^{[ 102 ]} Los progenitores de estas estrellas tienen al menos 14 masas solares. Al menos para los miembros más brillantes, estas variables parecen haber regresado a la región de supergigantes azules del diagrama H–R después de perder una masa considerable como supergigantes rojas. ^{[ 103 ]} Deneb , en la constelación de Cygnus , es el prototipo de esta clase. ^{[ 104 ]}

Variables Gamma Doradus

Las variables Gamma Doradus (γ Dor) son estrellas de la secuencia principal con pulsación no radial, pertenecientes a las clases espectrales F a A tardía, con clases de luminosidad IV-V o V. Sus periodos oscilan entre 0,3 y 3 días, y sus amplitudes suelen ser del orden de 0,1 magnitudes o menos. Este tipo de variable ocupa un rango estrecho cerca de la parte de baja luminosidad de la franja de inestabilidad, que se superpone parcialmente con el rango de las variables Delta Scuti. Las propiedades físicas de las variables Gamma Doradus son similares a las de las variables Delta Scuti de periodo largo. Su periodo lento y sus bajas amplitudes dificultan su detección desde la Tierra; la mayoría han sido detectadas por misiones espaciales. ^{[ 105 ]}

oscilaciones similares a las solares

El Sol oscila con una amplitud muy baja en un gran número de modos con periodos de alrededor de 5 minutos. El estudio de estas oscilaciones se conoce como heliosismología . Las oscilaciones en el Sol son impulsadas estocásticamente por la convección en sus capas exteriores. El término oscilaciones similares a las solares se utiliza para describir las oscilaciones en otras estrellas que se excitan de la misma manera, y el estudio de estas oscilaciones es una de las principales áreas de investigación activa en el campo de la astrosismología . ^{[ 106 ]}^{[ 107 ]} Las estrellas con capas de convección superficial que pueden producir oscilaciones similares a las solares son generalmente más frías que el borde derecho de la franja de inestabilidad, que incluye la secuencia principal inferior junto con las subgigantes y las gigantes rojas. Sin embargo, las oscilaciones similares a las solares también pueden ser excitadas por pulsaciones estelares, como las cefeidas. ^{[ 108 ]}

supergigantes amarillas pulsantes y rápidas

Una supergigante amarilla pulsante rápida (FYPS, por sus siglas en inglés) es una supergigante amarilla luminosa con pulsaciones de menos de un día. Se cree que han evolucionado más allá de una fase de supergigante roja, pero se desconoce el mecanismo de las pulsaciones. Esta clase recibió su nombre en 2020 a partir del análisis de observaciones de TESS . ^{[ 109 ]}

enanas blancas pulsantes

Estas estrellas que no pulsan radialmente tienen períodos cortos de cientos a miles de segundos con pequeñas fluctuaciones de 0,001 a 0,2 magnitudes. Los tipos conocidos de enanas blancas pulsantes (o pre-enanas blancas) incluyen las estrellas DAV , o ZZ Ceti , con atmósferas dominadas por hidrógeno y el tipo espectral DA; ^{[ 110 ]} las estrellas DBV , o V777 Her , con atmósferas dominadas por helio y el tipo espectral DB; ^{[ 111 ]} y las estrellas GW Vir , con atmósferas dominadas por helio, carbono y oxígeno. Las estrellas GW Vir pueden subdividirse en estrellas DOV y PNNV . ^{[ 112 ]}^{[ 113 ]}

Variables BLAP

Un pulsador azul de gran amplitud (BLAP) es una clase muy rara de estrella pulsante radialmente caracterizada por cambios de 0,2 a 0,4 magnitudes con períodos típicos de 7 a 75 minutos. ^{[ 114 ]}^{[ 115 ]} Se cree que son el pequeño núcleo de helio de una gigante roja a la que una compañera binaria le ha arrebatado el resto de su atmósfera. ^{[ 115 ]} Se ha hipotetizado que son las compañeras supervivientes largamente buscadas de supernovas de tipo Ia . ^{[ 116 ]} Alternativamente, pueden formarse a partir de la fusión de dos enanas blancas de baja masa. ^{[ 114 ]} Los BLAP son efectivamente cuerpos pre- enanas blancas con una temperatura efectiva entre 20 000 y 35 000 K. ^{[ 115 ]} La mayoría de estos objetos se encuentran en la etapa media o tardía de fusión de helio. ^{[ 117 ]}

estrellas variables eruptivas

Las estrellas variables eruptivas muestran variaciones de brillo impredecibles causadas por la pérdida de material de la estrella o, en algunos casos, por su acreción. A pesar de su nombre, se distinguen de las variables cataclísmicas porque sus erupciones se deben a procesos no termonucleares. ^{[ 118 ]}

Objeto estelar joven

Las protoestrellas son objetos jóvenes que aún no han completado el proceso de contracción desde una nebulosa de gas hasta convertirse en una estrella propiamente dicha. Durante esta fase, el objeto se encuentra profundamente incrustado en una envoltura ópticamente densa , de modo que la variabilidad inducida por el rápido proceso de acreción es visible principalmente en el infrarrojo. ^{[ 119 ]} Una vez que el objeto ha expulsado la mayor parte de este capullo naciente de gas y polvo, se estabiliza en masa y se convierte en una estrella de presecuencia principal que se contrae hacia la secuencia principal . La luminosidad de este objeto se deriva de la contracción gravitacional . Estos objetos a menudo exhiben variaciones de brillo irregulares asociadas con campos magnéticos intensos. ^{[ 120 ]}

Variables de Orión: Las variables de Orión son estrellas jóvenes y calientes de presecuencia principal, generalmente inmersas en nebulosidad. Tienen periodos irregulares con amplitudes de varias magnitudes. Estas variables irregulares reciben este nombre porque muchas fueron localizadas inicialmente en la Nebulosa de Orión . Un subtipo bien conocido de variables de Orión son las variables T Tauri . La variabilidad de las estrellas T Tauri se debe a manchas en la superficie estelar y cúmulos de gas y polvo que orbitan en los discos circunestelares. ^{[ 121 ]} Esta clase de variables se subdivide en T Tauri clásicas y de líneas débiles. Las primeras muestran un espectro típico de líneas de emisión , mientras que las segundas no muestran líneas de emisión fuertes y carecen de un viento estelar fuerte o un disco de acreción. La tercera clase, las estrellas Herbig Ae/Be, son la forma más masiva. La cuarta son las variables irregulares RW Aurigae , que tienen propiedades similares pero carecen de nebulosidad cercana. Estas últimas variables irregulares sí muestran líneas de emisión, lo que proporciona evidencia de envolturas circunestelares. ^{[ 122 ]}
Estrellas Herbig Ae/Be: La estrella Herbig Ae/Be V1025 Tauri ^{[ 123 ]} y la nebulosa molecular circundante
Se cree que la variabilidad de las estrellas Herbig Ae/Be más masivas (de 2 a 8 masas solares ) se debe a cúmulos de gas y polvo que orbitan en los discos circunestelares . También pueden ocurrir debido a puntos fríos en la fotosfera o pulsaciones al cruzar la franja de inestabilidad. Las variaciones ópticas suelen tener una amplitud de hasta una magnitud y ocurren en escalas de tiempo de días a semanas. Un ejemplo particularmente extremo es UX Orionis , que es el prototipo de las "UXOR"; estas protoestrellas varían en 2 a 3 magnitudes. ^{[ 124 ]}
Variables de FU Orionis: Una pequeña fracción de objetos estelares jóvenes son eruptivos. Los dos tipos principales se denominan FUors y EXors, en honor a sus estrellas prototipo, FU Orionis y EX Lupi . (También existen tipos intermedios y YSO similares a Fu Ori). ^{[ 125 ]} Los dos tipos difieren en la amplitud y las escalas de tiempo de sus erupciones. ^{[ 126 ]} Los FUors residen en nebulosas de reflexión y muestran aumentos bruscos en su luminosidad del orden de 5 a 6 magnitudes, seguidos de un descenso muy lento. Las variables FU Orionis son de tipo espectral F o G y posiblemente representan una fase evolutiva en la vida de las estrellas T Tauri . Los EXors exhiben llamaradas como los FUors, pero su duración es mucho menor. Pueden exhibir destellos breves de hasta 5 magnitudes. Es posible que estos sean la siguiente etapa en la evolución después de la fase FUor. ^{[ 125 ]}

Gigantes y supergigantes

Las estrellas grandes y más luminosas, con menor gravedad superficial, pierden su materia con relativa facilidad. Las tasas de pérdida de masa son mayores en las estrellas de mayor luminosidad, donde el viento estelar es impulsado por la presión de radiación, y en las gigantes frías y de baja masa, por la presión de radiación sobre los granos de polvo y por las pulsaciones. ^{[ 127 ]} Por esta razón, la variabilidad debida a erupciones y pérdida de masa es más común entre las gigantes y supergigantes.

Variables azules luminosas

También conocidas como variables S Doradus , las variables azules luminosas (LBV) se encuentran entre las estrellas más luminosas conocidas. Algunos ejemplos son las hipergigantes η Carinae y P Cygni . ^{[ 128 ]} Presentan una pérdida de masa permanentemente alta, pero a intervalos de años, las pulsaciones internas hacen que la estrella supere su límite de Eddington y la pérdida de masa aumenta significativamente. ^{[ 129 ]} El brillo visual aumenta, aunque la luminosidad general permanece prácticamente inalterada. Las erupciones gigantes observadas en algunas LBV sí aumentan la luminosidad, tanto que se las ha denominado impostoras de supernovas , y podrían ser un tipo de evento diferente. ^[¹²⁹^]

Esta categoría de variables se subdivide en dos clases. Las LBV clásicas han evolucionado a partir de estrellas con al menos 50 veces la masa del Sol. La gran masa de estas estrellas les impide convertirse en supergigantes rojas. La segunda clase son LBV menos luminosas con masas iniciales en el rango de alrededor de25–40 M _☉ . Estas pueden convertirse en supergigantes rojas y muchas ya lo han hecho. Una característica distintiva de todas las LBV es una mayor relación luminosidad/masa en comparación con las que no son LBV en la misma región del diagrama HR. Ocupan una franja de inestabilidad LBV/S Dor separada, que es distinta de la franja de inestabilidad de las cefeidas. ^{[ 130 ]}

hipergigantes amarillas

Estas estrellas masivas evolucionadas son inestables debido a su alta luminosidad y posición por encima de la franja de inestabilidad, ^{[ 131 ]} y exhiben cambios fotométricos y espectroscópicos lentos pero a veces grandes debido a la alta pérdida de masa y erupciones ocasionales más grandes, combinados con variación secular en una escala de tiempo observable. ^{[ 132 ]} Uno de los ejemplos mejor estudiados es Rho Cassiopeiae . ^{[ 133 ]}

Variables de la corona boreal R

Aunque se clasifican como variables eruptivas, estas estrellas no experimentan aumentos periódicos de brillo. En cambio, pasan la mayor parte del tiempo experimentando cambios de luminosidad semi-regulares de pequeña amplitud, probablemente debido a pulsaciones. A intervalos irregulares, disminuyen repentinamente entre 1 y 9 magnitudes (de 2,5 a 4000 veces menos brillantes) antes de recuperar su brillo inicial en meses o años. Son estrellas productoras de polvo de carbono que pertenecen a una categoría de supergigantes ricas en carbono y deficientes en hidrógeno. R Coronae Borealis (R CrB) es la estrella prototipo. Esta producción de polvo es la causa de las grandes disminuciones de brillo. ^{[ 135 ]} Se han propuesto dos escenarios para la formación de una estrella R CrB: o bien la fusión de una enana blanca de carbono-oxígeno con una enana blanca de helio, o bien el remanente estelar central de una nebulosa planetaria experimenta un destello de helio , convirtiéndose en una supergigante. ^{[ 136 ]}

Las variables DY Persei se consideran una subclase de variables R CrB frías. Son estrellas ricas en carbono en la rama asintótica de gigantes que muestran patrones de variabilidad tanto pulsantes como irregulares. ^{[ 137 ]} Sus disminuciones de polvo son menos pronunciadas y más simétricas que las de las variables R CrB típicas. Esto podría indicar que ambos tipos tienen diferentes métodos de producción de polvo. ^{[ 135 ]}

Variables de Wolf-Rayet

Las estrellas Wolf-Rayet (WR) clásicas de población I son estrellas masivas y calientes que a veces muestran variabilidad, probablemente debido a varias causas diferentes, incluidas las interacciones binarias y los cúmulos de gas en rotación alrededor de la estrella. ^{[ 138 ]}^{[ 139 ]} Durante su evolución, sufrieron una intensa pérdida de masa, dejando tras de sí un núcleo de helio caliente con poco hidrógeno en las capas exteriores. Exhiben amplios espectros de líneas de emisión con líneas de helio , nitrógeno , carbono y oxígeno . ^{[ 140 ]} Las variaciones en algunas estrellas WR parecen ser estocásticas, mientras que otras muestran múltiples períodos. ^{[ 139 ]}

Variables de Gamma Cassiopeiae

Las variables Gamma Cassiopeiae (γ Cas) son estrellas de clase B de rotación rápida, no supergigantes, con líneas de emisión que fluctúan irregularmente hasta en 1,5 magnitudes (cambio de 4 veces en la luminosidad). ^{[ 141 ]} Esto se debe a la eyección de materia en sus regiones ecuatoriales a causa de su rápida velocidad de rotación. Las variables Gamma Cas son una fuente de intensa emisión de rayos X , que podría deberse a la acreción de gas sobre una compañera enana blanca. ^{[ 142 ]}

Estrellas de fuego

Las estrellas fulgurantes se definen por la observación de un evento de fulguración, que es un aumento breve pero drástico en la luminosidad estelar. En las estrellas de la secuencia principal, la variabilidad eruptiva importante es poco común. ^{[ 144 ]} La actividad fulgurante es más probable entre las estrellas jóvenes que giran rápidamente. ^{[ 145 ]} La frecuencia de las fulguraciones es más común y su prominencia es más evidente entre las variables UV Ceti , que son estrellas de la secuencia principal muy débiles con campos magnéticos más fuertes. ^{[ 146 ]} Aumentan su brillo en varias magnitudes en solo unos segundos y luego vuelven a su brillo normal en media hora o menos. Varias enanas rojas cercanas son estrellas fulgurantes, incluidas Proxima Centauri y Wolf 359. ^{[ 145 ]}

Una supererupción es una clase de erupción energética de corta duración que se ha observado en estrellas similares al Sol . ^{[ 147 ]} Tiene una energía típica de al menos~10 ³³ erg , que es mayor que la llamarada solar más fuerte observada : el evento Carrington de 1859 con una energía estimada de~5 × 10 ³² erg . Las curvas de luz del telescopio espacial Kepler mostraron más de 2000 superfulguraciones en 250 enanas de tipo G. La tasa de ocurrencia es mayor en estrellas más jóvenes y de rotación más rápida. ^{[ 148 ]}

RS Canum Venaticorum variables

Se trata de sistemas binarios separados con al menos uno de los componentes que posee una cromosfera muy activa, incluyendo enormes manchas solares y llamaradas, que se cree que se ven potenciadas por la compañera cercana. La primera suele ser una estrella evolucionada, mientras que la segunda es una estrella de menor masa, ya sea de la secuencia principal o una subenana. Las fuerzas de marea entre las estrellas han sincronizado su período de rotación con el período orbital , lo que les confiere una alta velocidad de rotación de unos pocos días. Exhiben líneas de emisión de la cromosfera y emisión de rayos X de la corona . ^{[ 149 ]} Las escalas de variabilidad varían desde días, cerca del período orbital y a veces también con eclipses, hasta años, a medida que varía la actividad de las manchas solares. ^{[ 150 ]}

Estrellas variables cataclísmicas o explosivas

Estas variables muestran estallidos de explosiones termonucleares en la superficie o cerca del núcleo. La categoría también incluye objetos similares a novas que muestran estallidos como una nova debido a una liberación rápida de energía, o porque su espectro se asemeja al de una nova en el mínimo de luz. ^{[ 118 ]}

Supernovas

Las supernovas son el tipo más espectacular de variable cataclísmica, siendo algunos de los eventos más energéticos del universo. Una supernova puede emitir brevemente tanta energía como una galaxia entera , aumentando su brillo en más de 20 magnitudes (más de cien millones de veces más brillante). ^{[ 3 ]} La explosión de la supernova es causada por una enana blanca o el núcleo de una estrella que alcanza un cierto límite de masa/densidad, el límite de Chandrasekhar , lo que provoca que el objeto colapse en una fracción de segundo. Este colapso "rebota" y hace que la estrella explote y emita esta enorme cantidad de energía. ^{[ 152 ]} Las capas exteriores de estas estrellas son expulsadas a velocidades de muchos miles de kilómetros por segundo. ^{[ 153 ]}

La materia expulsada puede formar nebulosas llamadas remanentes de supernova . Un ejemplo bien conocido de este tipo de nebulosa es la Nebulosa del Cangrejo , remanente de una supernova que se observó en China y otros lugares en 1054. ^{[ 154 ]} El objeto progenitor puede desintegrarse por completo en la explosión o, en el caso de una estrella masiva, el núcleo puede convertirse en una estrella de neutrones (generalmente un púlsar ) o un agujero negro . ^{[ 152 ]}

Las supernovas pueden resultar de la muerte de una estrella extremadamente masiva, muchas veces más pesada que el Sol. Al final de la vida de esta estrella masiva, se forma un núcleo de hierro no fusible a partir de cenizas de fusión. La masa de este núcleo de hierro se desplaza hacia el límite de Chandrasekhar hasta que se supera y, por lo tanto, colapsa. ^{[ 152 ]} Una de las supernovas de este tipo más estudiadas es SN 1987A en la Gran Nube de Magallanes . ^{[ 155 ]}

Una supernova también puede resultar de la transferencia de masa de una estrella compañera en un sistema estelar binario a una enana blanca . El límite de Chandrasekhar se supera debido a la materia que cae. ^{[ 152 ]} La luminosidad absoluta de este último tipo está relacionada con las propiedades de su curva de luz, por lo que estas supernovas pueden usarse para establecer la distancia a otras galaxias. ^{[ 156 ]}

nova roja luminosa

Las novas rojas luminosas son explosiones estelares causadas por la fusión de dos estrellas. No están relacionadas con las novas clásicas . Durante un breve período previo a la fusión, los dos componentes comparten una envoltura común , seguida de una eyección de masa que expulsa dicha envoltura. ^{[ 158 ]} Tienen una apariencia roja característica y una fase de meseta prolongada tras el estallido inicial. La luminosidad de estos eventos transitorios se sitúa entre la de las novas y las supernovas, y su evolución dura desde varias semanas hasta meses. ^{[ 159 ]} La tasa galáctica de estos eventos es de 0,2 por año. ^{[ 158 ]}

Novas

Las novas clásicas son el resultado de explosiones dramáticas, pero a diferencia de las supernovas, estos eventos no provocan la destrucción de la estrella progenitora. Se forman en sistemas binarios cercanos , donde un componente es una enana blanca que acumula materia del otro componente estelar ordinario, y pueden repetirse durante períodos de décadas a siglos o milenios. Las novas se originan por el inicio repentino de una fusión termonuclear desbocada en la base de la materia acumulada, que bajo ciertas condiciones de alta presión ( materia degenerada ) se acelera explosivamente. Se clasifican según su clase de velocidad, que va desde muy rápida hasta muy lenta , dependiendo del tiempo que tarda la nova en disminuir en 2 o 3 magnitudes visuales desde su brillo máximo. ^{[ 160 ]} Se han registrado varias novas visibles a simple vista , siendo V1500 Cygni la más brillante en la historia reciente, alcanzando la magnitud 2 en 1975. ^{[ 161 ]}

Las novas recurrentes se definen como aquellas que han experimentado más de un evento de este tipo en la historia registrada. Suelen ocurrir en enanas blancas de mayor masa y tienen una menor masa de eyección. M31N 2008-12a , una nova recurrente en la galaxia de Andrómeda , entra en erupción con una frecuencia de hasta cada 12 meses. Su masa estimada se acerca al límite de Chandrasekhar, por lo que es una candidata a progenitora de supernova de tipo Ia . ^{[ 160 ]}

novas enanas

Las novas enanas son estrellas binarias que involucran una enana blanca en la que la transferencia de materia entre los componentes da lugar a estallidos regulares. Son más tenues y se repiten con más frecuencia que las novas "clásicas". ^{[ 162 ]} Hay tres tipos de novas enanas: ^{[ 163 ]}

Las estrellas U Geminorum , que tienen estallidos que duran aproximadamente de 5 a 20 días, seguidos de períodos tranquilos que suelen durar unos cientos de días. Durante un estallido, su brillo aumenta típicamente entre 2 y 6 magnitudes. ^{[ 164 ]} Estas estrellas también se conocen como variables SS Cygni, en referencia a la variable de Cygnus que produce algunas de las exhibiciones más brillantes y frecuentes de este tipo de variable. ^{[ 162 ]}
Estrellas Z Camelopardalis , en las que se observan ocasionalmente mesetas de brillo llamadas "estancamientos" , a medio camino entre el brillo máximo y el mínimo.
Las estrellas SU Ursae Majoris experimentan tanto pequeños estallidos frecuentes como superestallidos más raros pero de mayor magnitud . Estos sistemas binarios suelen tener periodos orbitales inferiores a 2,5 horas.

Variables de Z Andromedae

Estos sistemas binarios simbióticos están compuestos por una gigante roja y una estrella compacta (típicamente una enana blanca) envueltas en una nube de gas y polvo. Experimentan erupciones similares a novas con amplitudes de 1 a 3 magnitudes, causadas por tasas de acreción mayores que las necesarias para mantener una fusión estable. El prototipo de esta clase es Z Andromedae . ^{[ 165 ]}

Variables AM CVn

Las variables AM CVn son binarias simbióticas donde una enana blanca está acumulando material rico en helio de otra enana blanca, una estrella de helio o una estrella evolucionada de la secuencia principal. ^{[ 166 ]} Pueden experimentar variaciones complejas, o a veces ninguna variación, con períodos ultracortos. ^{[ 167 ]} Los períodos orbitales de estos sistemas están en el rango de5–65 minutos, con aquellos entre22–44 minutos mostrando un comportamiento de estallido que aumenta el brillo en3–4 magnitudes. La última se debe a inestabilidades en el disco de acreción. ^{[ 166 ]}

Fuentes de rayos X variables

Estos sistemas binarios ópticamente variables son fuentes de intensa emisión de rayos X que no pertenecen a ninguna de las otras categorías de estrellas variables. Uno de los componentes es un objeto compacto en acreción: ya sea una enana blanca, una estrella de neutrones o un agujero negro de masa estelar. ^{[ 118 ]} Un ejemplo notable de una fuente de rayos X variable de este tipo es Cygnus X-1 . ^{[ 168 ]}

Variables de DQ Herculis

Los sistemas DQ Herculis son sistemas binarios interactuantes en los que una estrella de baja masa transfiere masa a una enana blanca altamente magnética. El período de rotación de la enana blanca es significativamente más corto que el período orbital del sistema binario y, en ocasiones, puede detectarse como una periodicidad fotométrica. Generalmente, se forma un disco de acreción alrededor de la enana blanca, pero sus regiones más internas son truncadas magnéticamente por la enana blanca. Una vez capturado por el campo magnético de la enana blanca, el material del disco interno viaja a lo largo de las líneas del campo magnético hasta que se acrecienta. ^{[ 169 ]} En casos extremos, el magnetismo de la enana blanca impide la formación de un disco de acreción. ^{[ 170 ]}

Variables de AM Herculis

En estas variables cataclísmicas, el campo magnético de la enana blanca es tan fuerte que sincroniza su período de rotación con el período orbital del sistema binario. En lugar de formar un disco de acreción, el flujo de acreción se canaliza a lo largo de las líneas del campo magnético de la enana blanca hasta que impacta cerca de un polo magnético. ^{[ 171 ]}^{[ 172 ]} La radiación ciclotrónica emitida desde la región de acreción puede causar variaciones orbitales de varias magnitudes. Los sistemas de tipo BY Cam se conocen como polares asíncronos debido a una ligera diferencia (1-2%) entre el período de rotación y el período orbital. Se cree que esta asincronía es causada por la actividad de llamaradas en la enana blanca en acreción. ^[¹⁷³^]

binarias de rayos X

Los sistemas binarios de rayos X de alta masa consisten en una estrella Be o una supergigante en una órbita relativamente cercana con una estrella de neutrones compañera. La masa se transfiere al objeto compacto en acreción desde la estrella donante, lo que produce emisión de rayos X. En el caso de una estrella Be, un disco gaseoso que orbita la estrella en el ecuador es responsable de la variabilidad óptica, mientras que la interacción con la compañera trunca el disco. ^{[ 174 ]}

estrellas variables extrínsecas

Existen dos grupos principales de estrellas variables extrínsecas: las estrellas en rotación y las estrellas eclipsantes.

estrellas variables giratorias

Las estrellas con manchas solares de tamaño considerable pueden mostrar variaciones significativas de brillo a medida que rotan y se hacen visibles las zonas más brillantes de su superficie. También se observan manchas brillantes en los polos magnéticos de las estrellas magnéticas. Las estrellas con forma elipsoidal también pueden mostrar cambios de brillo al presentar diferentes áreas de su superficie al observador. ^{[ 175 ]}

Estrellas no esféricas

Las estrellas giratorias pueden variar en brillo debido a su forma.

Variables elipsoidales: Se trata de sistemas binarios muy cercanos, cuyos componentes no son esféricos debido a su interacción de marea. A medida que las estrellas rotan, el área de su superficie expuesta hacia el observador cambia, lo que a su vez afecta su brillo visto desde la Tierra. ^{[ 176 ]} En 1920, Pi ⁵ Orionis se convirtió en el primer sistema donde se detectó claramente este efecto. ^{[ 177 ]} Las curvas de luz de estos sistemas suelen tener una forma cuasi-sinusoidal. Una comparación con la curva de velocidad radial suele ser suficiente para determinar si el sistema es elipsoidal. ^{[ 176 ]} Otra pista para una variable elipsoidal es un redondeo de la curva de luz en el máximo. El efecto de reflexión, donde cada componente ilumina el hemisferio opuesto de la compañera cercana, es una complicación adicional para el análisis de la órbita y la forma. ^{[ 177 ]}

manchas estelares

Variables de FK Comae Berenices

magnéticamente activamanchas solarescromosfera

Curvas de luz para FK Comae Berenices. El gráfico principal muestra la variabilidad a corto plazo trazada a partir de datos *de TESS* ; ^{[ 178 ]} el recuadro, adaptado de Panov y Dimitrov (2007), ^{[ 179 ]} muestra la variabilidad a largo plazo.

Estas estrellas rotan extremadamente rápido para una estrella evolucionada (~100 km/s en el ecuador ); por lo tanto, tienen forma elipsoidal . Son (aparentemente) estrellas gigantes simples con tipos espectrales G y K y muestran fuertes líneas de emisión cromosférica . Ejemplos de esta rara clase son FK Com , V1794 Cygni y YY Mensae . ^[¹⁸⁰^]^[¹⁸¹^] Una posible explicación para la rápida rotación de las estrellas FK Comae es que son el resultado de la fusión de un sistema binario (de contacto) . ^[¹⁸²^]

Por las estrellas variables Draconis

Las estrellas BY Draconis son un tipo común de variable con clase espectral F, G, K o M que varían en menos de 0,5 magnitudes (cambio del 70 % en la luminosidad) con periodos de unos pocos días. El campo magnético estelar crea un patrón inhomogéneo de manchas oscuras y fáculas brillantes en la superficie, que son transportadas dentro y fuera de la línea de visión por la rotación de la estrella. Estas estrellas suelen ser jóvenes y de rápida rotación; muestran fuertes líneas de emisión en su espectro. A medida que la estrella envejece, la interacción del campo magnético con el viento estelar reduce la velocidad de rotación, disminuyendo el nivel de actividad. ^{[ 183 ]}

Muchas estrellas en el rango espectral de clase F a M, incluido el Sol, muestran diversos niveles de actividad superficial impulsada por su dinamo magnético. La actividad puede concentrarse en rangos de latitud y su amplitud puede variar con el tiempo según uno o más ciclos estelares. Por ejemplo, el Sol tiene un único ciclo de actividad que dura aproximadamente 11 años, y su color se torna ligeramente más azul durante el pico de actividad. ^{[ 184 ]} Un largo período de inactividad cromosférica en una estrella activa se denomina mínimo de Maunder . Este raro evento ocurrió en el Sol durante el siglo XVII, pero, hasta 2012, no se había identificado definitivamente en otra estrella. ^{[ 185 ]}

campos magnéticos

Estas variables poseen un campo magnético, pero carecen de actividad cromosférica significativa.

Variables alfa ² Canum Venaticorum: Las variables Alpha ² Canum Venaticorum (α ² CVn o ACV) son estrellas magnéticas químicamente peculiares de clase espectral B0–F0 que muestran fluctuaciones de 0,01 a 0,1 magnitudes (1% a 10%) debido a diferencias en las abundancias elementales distribuidas de forma no homogénea en la superficie estelar. Es decir, tienen "manchas químicas". También muestran variabilidad espectral y del campo magnético a medida que rotan lentamente. ^{[ 186 ]} Se cree que la causa de la distribución de energía no homogénea en estas estrellas es un mayor enmascaramiento de líneas , ya que las líneas espectrales químicas se intensifican por el efecto Zeeman . Esto resulta en un calentamiento adicional de algunas capas de la atmósfera a medida que el flujo UV se convierte a la banda visible mediante el calentamiento inverso. ^{[ 187 ]} Esta clase de variable recibe su nombre de la primera estrella Ap que mostró variabilidad fotométrica modulada por rotación, Alpha ² Canum Venaticorum . ^{[ 188 ]}
Variables SX Arietis: Estas estrellas son análogos de alta temperatura de las variables α ² CVn, y consisten en estrellas Bp magnéticas químicamente peculiares con temperaturas efectivas superiores a 10 000 K. Presentan fluctuaciones de brillo de aproximadamente 0,1 magnitudes causadas por manchas químicas, con un período cíclico que coincide con la velocidad de rotación. ^{[ 189 ]}
púlsares ópticamente variables: Se han detectado pocos púlsares en luz visible . Estas estrellas de neutrones cambian de brillo a medida que rotan. Debido a la rápida rotación, las variaciones de brillo son extremadamente rápidas, desde milisegundos hasta unos pocos segundos. El primer y mejor ejemplo conocido es el Púlsar del Cangrejo . La causa exacta de esta emisión pulsada no está clara, pero podría estar relacionada con la radiación sincrotrón de los electrones en la magnetosfera exterior. ^{[ 190 ]}

Binarias eclipsantes

Las variables extrínsecas presentan variaciones en su brillo, tal como las perciben los observadores terrestres, debido a alguna fuente externa. Una de las razones más comunes es la presencia de una estrella compañera binaria, formando así un sistema binario . Visto desde ciertos ángulos, una estrella puede eclipsar a la otra, provocando una reducción en su brillo. Uno de los sistemas binarios eclipsantes más famosos, y el primero en ser descubierto, es Algol o Beta Persei (β Per). ^{[ 191 ]}

Los sistemas binarios eclipsantes de doble línea separados son una herramienta útil para comprobar la validez de los modelos de evolución estelar . Al examinar los tipos espectrales de los componentes y su curva de luz combinada, se pueden determinar con precisión las masas y los radios de ambas estrellas. Bajo el supuesto de que ambas estrellas se formaron al mismo tiempo, el modelo se puede utilizar para extrapolar su historia y comprobar si coincide con los radios actuales de los componentes. ^{[ 6 ]}

Variables de Algol

Las variables Algol experimentan eclipses con uno o dos mínimos separados por períodos de luz casi constante. El prototipo de esta clase es Algol en la constelación de Perseo . La mayoría de los sistemas con curvas de luz de tipo Algol son binarias separadas. Sin embargo, algunas definiciones de variables Algol se aplican a sistemas binarios semi-separados, donde uno de los componentes ha llenado su lóbulo de Roche y está transfiriendo masa a la estrella compañera. ^{[ 192 ]} Estos se denominan sistemas Algol clásicos, siendo Algol mismo un ejemplo de este tipo de sistema semi-separado. ^{[ 193 ]}

Variables doblemente periódicas

Las variables periódicas dobles (DPV) son de tipo Algol, ^{[ 194 ]} consisten en un sistema binario semidesprendido donde la primaria tiene al menos siete veces la masa del Sol y la secundaria, ahora con 1–3 veces la masa del Sol, está desbordando su lóbulo de Roche. El componente primario está orbitado por un disco de acreción masivo y ópticamente grueso. El sistema muestra un largo período de variación fotométrica que es aproximadamente 35 veces el período orbital. La estrella donante más pequeña está acoplada por mareas al período orbital, y esta rápida rotación puede estar impulsando una dinamo magnética. Esto, a su vez, puede estar causando la variación del período más largo al modular la tasa de transferencia de masa. ^{[ 195 ]} Un ejemplo de una DPV es V393 Scorpii . ^{[ 194 ]}

Variables de Beta Lyrae

Las variables Beta Lyrae (β Lyr) son binarias eclipsantes cercanas, nombradas en honor a la estrella prototipo Beta Lyrae o Sheliak. La interacción gravitacional de sus componentes provoca que al menos uno de ellos adopte una forma elipsoidal, lo que resulta en una curva de luz que varía continuamente incluso fuera del eclipse. En el sistema Beta Lyrae, uno de los componentes está desbordando su lóbulo de Roche, creando un intercambio de masa. Este flujo de material añade características a la curva de luz. ^{[ 196 ]} Muchas variables de tipo Beta Lyrae también son variables doblemente periódicas, incluyendo la propia Beta Lyrae. ^{[ 197 ]}

Variables de W Serpentis

W Serpentis es el prototipo de una clase de binarias semidesprendidas que incluyen una gigante o supergigante que transfiere material a una estrella más masiva y compacta. Esta última estrella tiene un disco de acreción ópticamente grueso, y la tasa de transferencia de masa es mayor que en las variables Algol. Se caracterizan, y se distinguen de los sistemas β Lyr similares, por una fuerte emisión UV proveniente de puntos calientes de acreción en un disco de material. La curva de luz puede ser ruidosa y el período orbital suele ser variable. ^{[ 198 ]}

Variables de W Ursae Majoris

Las estrellas del grupo W UMa de variables eclipsantes presentan periodos inferiores a un día. Sus componentes están tan próximas entre sí que sus superficies casi se tocan. Se denominan binarias eclipsantes de contacto superior y comparten una envoltura común. Como resultado, el tipo espectral no cambia durante una órbita. Su órbita es circular y sus componentes giran sincrónicamente con el periodo orbital. ^{[ 199 ]}

Tránsitos planetarios

Las estrellas con planetas muestran variaciones de brillo si sus planetas pasan entre la Tierra y la estrella. Para el Sol, esto ocurre con los planetas inferiores a la Tierra, a saber, Mercurio y Venus . ^{[ 200 ]} Con los exoplanetas , estas variaciones son mucho menores que las observadas con compañeros estelares, pero son detectables mediante observaciones fotométricas con una relación señal-ruido suficientemente alta . Algunos ejemplos incluyen HD 209458 , WASP-43 , ^{[ 201 ]} y todos los planetas y candidatos a planetas detectados por las misiones espaciales Kepler y TESS .

Véase también

Referencias

↑ Alexeev, Boris V. (1 de enero de 2017). «Capítulo 7 - Teoría no local de las estrellas variables» . En Alexeev, Boris V. (ed.). Astrofísica no local . Elsevier. pp. 321–377 . doi : 10.1016/b978-0-444-64019-2.00007-7 . ISBN 978-0-444-64019-2. Consultado el 06-06-2023 .
↑ Fröhlich, C. (2006). "Variabilidad de la irradiancia solar desde 1978". Space Science Reviews . 125 ( 1– 4): 53– 65. Bibcode : 2006SSRv..125...53F . doi : 10.1007/s11214-006-9046-5 . S2CID 54697141 .
1 2 Mobberley, Martin (2007). Supernovas: y cómo observarlas . Guías de observación para astrónomos. Springer Science & Business Media. págs. 7–8 . ISBN 978-0387-46269-1.
↑ Ansari, SG; et al. (julio de 2023). "Cotejo cruzado del Catálogo General de Estrellas Variables con el catálogo de fuentes Gaia DR3" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 522 (4): 6087– 6093. Bibcode : 2023MNRAS.522.6087A . doi : 10.1093/mnras/stad1334 .
↑ Howard, Sethanne (2011). "Escalera de distancia cósmica". Revista de la Academia de Ciencias de Washington . 97 (2): 47– 64. JSTOR 24536521 .
1 2 Higl, J.; Weiss, A. (diciembre de 2017). "Prueba de modelos de evolución estelar con binarias eclipsantes separadas". Astronomía y Astrofísica . 608 : A62. Bibcode : 2017A y A...608A..62H . doi : 10.1051/0004-6361/201731008 .
↑ Porceddu, S.; et al. (2008). "Evidencia de periodicidad en los calendarios del antiguo Egipto de días afortunados y desafortunados" . Cambridge Archaeological Journal . 18 (3): 327– 339. Bibcode : 2008CArcJ..18..327P . doi : 10.1017/S0959774308000395 . S2CID 162969143 .
↑ Jetsu, L.; et al. (2013). "¿Registraron los antiguos egipcios el período del sistema binario eclipsante Algol - El Furioso?". The Astrophysical Journal . 773 (1): A1. arXiv : 1204.6206 . Bibcode : 2013ApJ...773....1J . doi : 10.1088/0004-637X/773/1/1 . S2CID 119191453 .
↑ Jetsu, L.; Porceddu, S. (2015). "Hitos cambiantes de las ciencias naturales: se confirma el descubrimiento del período de Algol por los antiguos egipcios" . PLOS ONE . 10 (12) e0144140. arXiv : 1601.06990 . Bibcode : 2015PLoSO..1044140J . doi : 10.1371/journal.pone.0144140 . PMC 4683080. PMID 26679699 .
↑ Porceddu, S.; et al. (2018). "Algol como Horus en el Calendario de El Cairo: Los posibles medios y los motivos de las observaciones". Open Astronomy . 27 (1): 232– 263. arXiv : 1810.06412 . Bibcode : 2018OAst...27..232P . doi : 10.1515/astro-2018-0033 .
↑ Krauss, Rolf; Reijs, Victor (2021). A. César González-García, RM; et al. (eds.). ¿Muestran los almanaques del antiguo Egipto evidencia de recurrencia celeste? . Más allá de los paradigmas en astronomía cultural: Actas de la 27.ª conferencia SEAC celebrada junto con la EAA. Oxford: BAR Publishing. pp. 3– 9. Bibcode : 2021bpca.book...16R .
↑ Hamacher, DW (2018). "Observaciones de estrellas variables gigantes rojas por aborígenes australianos". The Australian Journal of Anthropology . 29 (1): 89– 107. arXiv : 1709.04634 . Bibcode : 2018AuJAn..29...89H . doi : 10.1111/taja.12257 . hdl : 11343/293572 . S2CID 119453488 .
↑ Schaefer, BE (2018). "Sí, los aborígenes australianos pueden y descubrieron la variabilidad de Betelgeuse". Journal of Astronomical History and Heritage . 21 (1): 7– 12. arXiv : 1808.01862 . doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2018.01.02 . S2CID 119209432 .
^ Hamacher, DW (2022). Los primeros astrónomos . Sídney: Allen y Unwin. págs. 144-166 . ISBN 978-1-76087-720-0.
↑ Stephenson, F. Richard (2017). «Registros históricos de supernovas». Manual de supernovas . Springer International Publishing AG. pág. 49. Bibcode : 2017hsn..book...49S . doi : 10.1007/978-3-319-21846-5_44 . ISBN 978-3-319-21845-8.
↑ Xi, Ze-Zong; et al. (noviembre de 1966). "Registros antiguos orientales de novas y supernovas". Science . 154 (3749): 597– 603. Bibcode : 1966Sci...154..597X . doi : 10.1126/science.154.3749.597 . PMID 17778798 .
↑ Catelan, Márcio; Smith, Horace A. (2015). Estrellas pulsantes . John Wiley & Sons. págs. 1–3 . ISBN 978-3-527-65520-5.
↑ McLeod, Alexus (2016). Astronomía en el mundo antiguo: Perspectivas antiguas y modernas sobre los eventos celestes . Astronomía histórica y cultural. Springer. pág. 62. ISBN 978-3-319-23600-1.
↑ Moore, Patrick (2000). Explorando el cielo nocturno con binoculares (4.ª ed.). Cambridge University Press. pág. 22. ISBN 9780521793902.
↑ Westfall, John; Sheehan, William (2014). Sombras celestes: eclipses, tránsitos y ocultaciones . Biblioteca de astrofísica y ciencias espaciales. Springer. pág. 592. ISBN 978-1-4939-1535-4.
↑ Falkner, David E. (septiembre de 2021). «Edward Pigott, John Goodricke y Henrietta Swan Leavitt: estrellas variables cefeidas». Historias de astrónomos y sus estrellas . Serie de astronomía práctica de Patrick Moore. Springer, Cham. págs. 219-231 . doi : 10.1007/978-3-030-80309-4_21 . ISBN 978-3-030-80309-4.
↑ Griffiths, Martin (2018). Guía del observador de estrellas variables . Serie de astronomía práctica de Patrick Moore. Springer. págs. 4–5 . ISBN 978-3-030-00904-5.
↑ Wynn-Williams, Gareth (2016). Explorando los cielos: Cómo los astrónomos cartografían el universo . Astronomers' Universe. Springer. pp. 40–41 . ISBN 978-3-319-28510-8.
↑ Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (marzo de 1912). "Períodos de 25 estrellas variables en la Pequeña Nube de Magallanes". Harvard College Observatory Circular . 173 : 1– 3. Bibcode : 1912HarCi.173....1L .
1 2 Sheehan, William; Conselice, Christopher J. (2014). Encuentros galácticos: Nuestro majestuoso y evolutivo sistema estelar, desde el Big Bang hasta el fin de los tiempos . Springer. ISBN 978-0-387-85347-5.
↑ Payne, Cecilia H. (1930). Las estrellas de alta luminosidad . Universidad Osmania, Biblioteca Digital de la India. McGraw Hill Book Company Inc.
↑ "Cecilia Payne-Gaposchkin | Astrónoma británica y profesora de Harvard | Britannica" . www.britannica.com . Consultado el 10 de agosto de 2024 .
↑ Turner, J (16 de marzo de 2001). "Cecilia Helena Payne-Gaposchkin" . Contribuciones de las mujeres del siglo XX a la física . Archivado del original el 12 de octubre de 2012.
↑ Samus, NN; Kazarovets, EV; Durlevich, OV (2001). "Catálogo general de estrellas variables". Publicaciones astronómicas de Odessa . 14 : 266. Bibcode : 2001OAP....14..266S .
↑ Williams, Thomas R.; Saladyga, Michael (2011). Avances en la astronomía de estrellas variables: La historia del centenario de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables . Cambridge University Press. pág. 7. ISBN 978-1-139-49634-6.
↑ Grégory, C. (1994). «Fotometría fotoeléctrica» . En Martínez, Patrick (ed.). Guía del observador para la astronomía . Manuales prácticos de astronomía. Vol. 2. Cambridge University Press. pág. 1042. ISBN 978-0-521-45898-6.
↑ Aathil, Abdullah Mohamed (2024). "Revisión del estudio fotométrico de estrellas variables". Acceleron Aerospace Journal . 2 (6): 316– 328. doi : 10.61359/11.2106-2425 .
↑ Serkowski, K. (1971). "Polarización de estrellas variables". Coloquio de la Unión Astronómica Internacional . 15 : 11–31 . doi : 10.1017/S0252921100032590 .
↑ Gorbatskii, VG (1969). «Parte 3: Variables y novas – Introducción» . En Mikhailov, AA (ed.). Física de las estrellas y los sistemas estelares . Un curso de astrofísica y astronomía estelar. Vol. 2. Traducido por Lerman, Z. Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio. págs. 139–147 .
↑ Mobberley, Martin (2012). El nuevo astrónomo aficionado . Serie de astronomía práctica de Patrick Moore. Springer Science & Business Media. págs. 188–193 . ISBN 978-1-4471-0639-5.
↑ Steavenson, WH (1925). «Estrellas variables y "nuevas"» . En Phillips, TER; Steavenson, WH (eds.). El esplendor de los cielos: una astronomía popular y autorizada . Vol. 2. Robert M. McBride & Company. págs. 596–606 .
1 2 Furness, Caroline E. (1915). Introducción al estudio de las estrellas variables . Serie del cincuentenario de Vassar. Houghton Mifflin. págs. 3–37 .
↑ Kochujov, Oleg (2018). "Campos Magnéticos Estelares" . En Almeida, Jorge Sánchez; González, María Jesús Martínez (eds.). Campos Magnéticos Cósmicos . Escuela de Astrofísica de Invierno de Canarias. vol. 25. Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-1-107-09781-0.
↑ Gilliland, Ronald L.; Dupree, AK (mayo de 1996). "Primera imagen de la superficie de una estrella con el telescopio espacial Hubble". Astrophysical Journal Letters . 463 : L29. Bibcode : 1996ApJ...463L..29G . doi : 10.1086/310043 .
↑ Vogt, SS (1988). de Strobel, G. Cayrel; Spite, Monique (eds.). Imágenes Doppler de estrellas de tipo tardío con manchas . El impacto de la espectroscopia de muy alta relación señal/ruido en la física estelar: Actas del 132.º Simposio de la Unión Astronómica Internacional celebrado en París, Francia, del 29 de junio al 3 de julio de 1987. Unión Astronómica Internacional. Simposio n.º 132. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. pág. 253. Bibcode : 1988IAUS..132..253V .
↑ "Clasificación de estrellas variables y curvas de luz" (PDF) . AAVSO . Consultado el 15 de abril de 2020 .
↑ "19.3 Estrellas variables: una clave para las distancias cósmicas" . tophat.com . OpenStax: Astronomía. Top Hat. Archivado del original el 24 de julio de 2020. Consultado el 24 de julio de 2020 .
↑ Burnell, S. Jocelyn Bell (26 de febrero de 2004). Introducción al Sol y las Estrellas . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-54622-5.
↑ Mestel, Leon (2004). "Arthur Stanley Eddington: pionero de la teoría de la estructura estelar". Journal of Astronomical History and Heritage . 7 (2): 65. Bibcode : 2004JAHH....7...65M . doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2004.02.01 . S2CID 256563765 .
1 2 3 Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2017). Introducción a la astrofísica moderna (2.ª ed.). Cambridge University Press. págs. 496–498 . ISBN 978-1-108-42216-1.
↑ Cox, JP (1967). Thomas, Richard Nelson (ed.). La teoría lineal: iniciación de la inestabilidad pulsacional en las estrellas . Fenómenos aerodinámicos en atmósferas estelares, Actas del simposio n.º 28 celebrado en el Centre international d'astrophysique de l'observatoire de Nice, del 2 al 14 de septiembre de 1965. Unión Astronómica Internacional. Simposio. Vol. 28. Londres: Academic Press. pág. 3. Bibcode : 1967IAUS...28....3C .
↑ Cox, John P. (1963). "Sobre la segunda ionización del helio como causa de inestabilidad pulsacional en las estrellas". The Astrophysical Journal . 138 : 487. Bibcode : 1963ApJ...138..487C . doi : 10.1086/147661 .
↑ Billings, Gary (octubre de 2019). "Diagramas OC" (PDF) . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) . Recuperado el 9 de septiembre de 2025 .
↑ Griffin, David (marzo de 2015). "Cómo las estrellas variables obtienen sus nombres". British Astronomical Association Variable Star Section Circular . 163 : 9– 10. Bibcode : 2015BAAVC.163....9G .
↑ Hoffleit, Dorrit (diciembre de 1987). "Historia de la nomenclatura de las estrellas variables". The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 16 (2): 65– 70. Bibcode : 1987JAVSO..16...65H .
^ Levy, DH (15 de diciembre de 2005).Guía de estrellas variables de David Levy . Cambridge University Press. pág. 46 y ss. ISBN 978-0-521-60860-2.
↑ Jones, Lauren V. (2009). Guía del Universo: Estrellas y Galaxias . Guías Greenwood del Universo. Bloomsbury Publishing USA. ISBN 978-1-57356-749-7.
↑ Good, Gerry A. (2012). Observación de estrellas variables . Serie de astronomía práctica de Patrick Moore. Springer Science & Business Media. págs. 157–164 . ISBN 978-1-4471-0055-3.
↑ Mumford, GS (1967). "Novas y variables similares a novas". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 79 (469): 283– 309. Bibcode : 1967PASP...79..283M . doi : 10.1086/128488 . JSTOR 40674479 .
↑ Gregersen, Erik, ed. (2009). La Vía Láctea y más allá: estrellas, nebulosas y otras galaxias . Guía del explorador del universo. The Rosen Publishing Group, Inc. pp. 28–31 . ISBN 978-1-61530-024-2.
↑ Wang, Li-Heng; Li, Kai; Gao, Xiang; Guo, Ya-Ni; Sun, Guo-You (2025-06-10). "Uso de un método de aprendizaje automático para la clasificación de estrellas variables utilizando los datos de los sectores 1 a 57 de TESS" . The Astrophysical Journal . 986 (1): 19. arXiv : 2504.00347 . Bibcode : 2025ApJ...986...19W . doi : 10.3847/1538-4357/add159 . ISSN 0004-637X .
^ Chen, X.; Wang, S.; Deng, L.; De Grijs, R.; Yang, M.; Tian, H. (2020), Catálogo ZTF de estrellas variables periódicas , Centre de Donnees Strasbourg (CDS), doi : 10.26093/CDS/VIZIER.22490018 , consultado el 25 de mayo de 2026
↑ Wiita, Paul J. (18 de abril de 2008). "Un informe sobre la teoría de las estrellas pulsantes" (PDF) . Universidad Estatal de Georgia . Recuperado el 31 de agosto de 2025 .
↑ Schatzman, Evry L.; Praderie, Francoise (1993). Las estrellas . Biblioteca de Astronomía y Astrofísica. Traducido por King, AR. Springer Science & Business Media. pág. 261. ISBN 978-3-540-54196-7.
1 2 3 Aerts, C.; et al. (2010). Asterosismología . Biblioteca de Astronomía y Astrofísica. Springer Science & Business Media. págs. 1–30 . ISBN 978-1-4020-5803-5.
↑ Böhm-Vitense, Erika (1989). Estructura y evolución estelar . Introducción a la astrofísica estelar. Vol. 3. Cambridge University Press. pág. 237. ISBN 978-0-521-34871-3.
↑ Ridpath, Ian, ed. (2012). Diccionario de astronomía . Oxford Paperback Reference. OUP Oxford. pág. 80. ISBN 978-0-19-960905-5.
1 2 3 4 5 Guidry, MW (2019). Estrellas y procesos estelares . Cambridge University Press. págs. 25–26 . ISBN 978-1-107-19788-6.
↑ Turner, DG (2012). "Cefeidas clásicas después de 228 años de estudio". Journal of the American Association of Variable Star Observers . 40 (1): 502. Bibcode : 2012JAVSO..40..502T .
1 2 Turner, David G. (abril de 1996). "Los progenitores de las variables cefeidas clásicas". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada . 90 : 82. Bibcode : 1996JRASC..90...82T .
↑ Seigar, Marc S. (2017). Estructura espiral en galaxias . IOP Concise Physics. Morgan & Claypool Publishers. ISBN 978-1-6817-4610-4.
1 2 Jurkovic, MI (junio de 2021). Kinemuchi, Karen; et al. (eds.). Cefeidas de tipo II: perspectiva observacional . RR Lyrae/Cepheid 2019: Fronteras de los pulsadores clásicos. Actas de una conferencia celebrada (13-18 de octubre de 2019) en Cloudcroft, Nuevo México, EE. UU. Serie de conferencias de la ASP. Vol. 529. San Francisco: Sociedad Astronómica del Pacífico. pág. 305. Bibcode : 2021ASPC..529..305J .
↑ Stojanović, Milan; et al. (diciembre de 2024). Cinemática de estrellas pulsantes cefeidas de tipo II . Actas de la XX Conferencia Astronómica Serbia, 16-20 de octubre de 2023, Belgrado, Serbia. Publicaciones del Observatorio Astronómico de Belgrado. Vol. 104. pp. 153–158 . Bibcode : 2024POBeo.104..153S . doi : 10.69646/aob104p153 .
↑ Soszyński, I.; et al. (diciembre de 2011). "El experimento de lente gravitacional óptica. El catálogo OGLE-III de estrellas variables. XIV. Cefeidas clásicas y de tipo II en el bulbo galáctico". Acta Astronomica . 61 (4): 285– 301. arXiv : 1112.1406 . Bibcode : 2011AcA....61..285S .
1 2 Percy, JR; Coffey, J. (agosto de 2005). "Cambios periódicos en las variables RV Tauri y SRd". The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 33 (2): 193– 202. Bibcode : 2005JAVSO..33..193P .
↑ Basu, Baidyanath; et al. (2010). Introducción a la astrofísica (2.ª ed.). PHI Learning Pvt. Ltd. pp. 202−203. ISBN 978-81-203-4071-8.
^ Rosino, L. (enero de 1951). "Los espectros de variables de los tipos RV Tauri y semirregular amarillo". Revista Astrofísica . 113 : 60. Código Bib : 1951ApJ...113...60R . doi : 10.1086/145377 .
^ Arp, HC (2013). "El diagrama de Hertzsprung-Russell" . En Flugge, S. (ed.). Astrofísica II: Estructura Estelar . Enciclopedia de Física. vol. 51. Medios de ciencia y negocios de Springer. págs. 122-123 . ISBN 978-3-642-45908-5.
1 2 3 Smith, Horace A. (2004). Estrellas RR Lyrae . Astrofísica de Cambridge. Vol. 27. Cambridge University Press. págs. 1–20 . ISBN 978-0-521-54817-5.
↑ Münch, G.; Rivera Terrazas, L. (1946). "El espectro de las cefeidas de tipo racimo". Revista Astrofísica . 103 : 371. Código Bib : 1946ApJ...103..371M . doi : 10.1086/144817 .
↑ Norton, Andrew (2021). Comprender el universo: La física del cosmos desde los cuásares hasta los quarks . CRC Press. pág. 84. ISBN 978-1-000-38395-9.
↑ Bowman, Dominic M. (2017). Modulación de amplitud de los modos de pulsación en estrellas Delta Scuti . Tesis de Springer. Springer. pág. 14. ISBN 978-3-319-66649-5.
^ McNamara , DH (octubre de 2011). "Estrellas Delta Scuti, SX Phoenicis y RR Lyrae en galaxias y cúmulos globulares". La Revista Astronómica . 142 (4): 110. Bibcode : 2011AJ....142..110M . doi : 10.1088/0004-6256/142/4/110 .
↑ Sherwood, Vicki E.; Plaut, L., eds. (1975). "La masa y el estado evolutivo de las variables de tipo AL Vel" . Estrellas variables y evolución estelar . Simposios de la Unión Astronómica Internacional. Vol. 67. Springer Science & Business Media. ISBN 978-90-277-0578-5.
^ Cohen, Roger E.; Sarajedini, Ata (enero de 2012). "Relaciones entre el período SX Phoenicis y la luminosidad y la conexión del rezagado azul" . Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 419 (1): 342– 357. Bibcode : 2012MNRAS.419..342C . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19697.x .
↑ Balona, LA (marzo de 2022). "Estrellas de secuencia principal TESS AF de oscilación rápida: ¿son las estrellas roAp una clase distinta?" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 510 (4): 5743– 5759. arXiv : 2109.02246 . Bibcode : 2022MNRAS.510.5743B . doi : 10.1093/mnras/stac011 .
1 2 Kiss, LL; Percy, JR (junio de 2012). "Gigantes rojas pulsantes no Mira y supergigantes". The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 40 (1): 528. Bibcode : 2012JAVSO..40..528K .
↑ Messina, Sergio (2007). "Evidencia del origen pulsacional de los largos períodos secundarios: la estrella supergigante roja V424 Lac (HD 216946)". New Astronomy . 12 (7): 556– 561. Bibcode : 2007NewA...12..556M . doi : 10.1016/j.newast.2007.04.002 .
↑ Soszyński, I. (2007). "Períodos secundarios largos y binariedad en estrellas gigantes rojas". The Astrophysical Journal . 660 (2): 1486– 1491. arXiv : astro-ph/0701463 . Bibcode : 2007ApJ...660.1486S . doi : 10.1086/513012 . S2CID 2445038 .
↑ Olivier, EA; Wood, PR (2003). "Sobre el origen de los largos períodos secundarios en variables semirregulares". The Astrophysical Journal . 584 (2): 1035. Bibcode : 2003ApJ...584.1035O . CiteSeerX 10.1.1.514.3679 . doi : 10.1086/345715 . S2CID 40373007 .
↑ Whitelock, Patricia A. (septiembre de 2012). "Variables de la rama gigante asintótica en la galaxia y el grupo local". Astrofísica y ciencia espacial . 341 (1): 123– 129. arXiv : 1201.2997 . Bibcode : 2012Ap & SS.341..123W . doi : 10.1007/s10509-012-0993-x .
1 2 Reid, MJ; Goldston, JE (abril de 2002). "Cómo las variables Mira cambian la luz visual mil veces". The Astrophysical Journal . 568 (2): 931– 938. arXiv : astro-ph/0106571 . Bibcode : 2002ApJ...568..931R . doi : 10.1086/338947 .
↑ Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. "Mira, Omicron Ceti" . Estudiantes para la Exploración y el Desarrollo del Espacio . Recuperado el 27 de agosto de 2025 .
↑ Templeton, MR; et al. (agosto de 2005). "Evolución secular en las pulsaciones de la variable Mira". The Astronomical Journal . 130 (2): 776– 788. arXiv : astro-ph/0504527 . Bibcode : 2005AJ....130..776T . doi : 10.1086/431740 .
1 2 3 Trabucchi, M.; et al. (diciembre de 2021). "Gigantes rojas semirregulares como indicadores de distancia. I. Las relaciones período-luminosidad de las variables semirregulares revisitadas". Astronomía y Astrofísica . 656 : A66. arXiv : 2109.04293 . Bibcode : 2021A y A...656A..66T . doi : 10.1051/0004-6361/202142022 .
↑ Kiss, LL; et al. (junio de 1999). "Multiperiodicidad en variables semirregulares. I. Propiedades generales". Astronomía y Astrofísica . 346 : 542–555 . arXiv : astro-ph/9904128 . Bibcode : 1999A & A...346..542K .
↑ Kaler, James B. (2011). Estrellas y sus espectros: Una introducción a la secuencia espectral . Cambridge University Press. pág. 118. ISBN 978-0-521-89954-3.
↑ Marsakova, VI; Andronov, IL (2012). "Miras o SRA'S - Las variables de tipo transitorio". Publicaciones astronómicas de Odessa . 25 : 60. Código Bib : 2012OAP....25...60M .
1 2 Percy, JR; Terziev, E. (junio de 2011). "Estudios de "irregularidad" en gigantes rojas pulsantes. III. Muchas más estrellas, una visión general y algunas conclusiones" (PDF) . The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 39 (1): 1. Bibcode : 2011JAVSO..39....1P . Recuperado el 29 de agosto de 2025 .Listado como α Sco.
↑ Estrella variable de la temporada, invierno de 2005: Las estrellas Beta Cephei y sus parientes. Archivado el 15 de junio de 2010 en Wayback Machine , John Percy, AAVSO . Consultado el 2 de octubre de 2008.
↑ Lesh, JR; Aizenman, ML (1978). "El estado observacional de las estrellas Beta Cephei". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 16 : 215–240 . Bibcode : 1978ARA & A..16..215L . doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.001243 .
↑ De Cat, P. (2002). Aerts, Conny; et al. (eds.). Una visión general observacional de las pulsaciones en estrellas β Cep y estrellas B de pulsación lenta (artículo invitado) . Pulsaciones radiales y no radiales como sondas de la física estelar. Coloquio 185 de la IAU. Actas de la conferencia de la ASP. Vol. 259. San Francisco: Sociedad Astronómica del Pacífico. pág. 196. Bibcode : 2002ASPC..259..196D . ISBN 1-58381-099-4.
↑ Shi, Xiang-dong; et al. (septiembre de 2023). "Un catálogo de nuevas estrellas de tipo B de pulsación lenta" . The Astrophysical Journal Supplement Series . 268 (1): 16. arXiv : 2412.03855 . Bibcode : 2023ApJS..268...16S . doi : 10.3847/1538-4365/ace88c .
↑ Kilkenny, D. ( 2007). "Subenanas calientes pulsantes: una revisión observacional" . Communications in Asteroseismology . 150 : 234–240 . Bibcode : 2007CoAst.150..234K . doi : 10.1553/cia150s234 .
↑ Jeffery, C. Simon (marzo de 2008). "Designaciones de estrellas variables para estrellas de helio extremas". Boletín informativo sobre estrellas variables . 5817 : 1. Bibcode : 2008IBVS.5817....1J .
↑ Walker, HJ; Hill, PW (agosto de 1985). "Velocidades radiales para la estrella deficiente en hidrógeno HD 168476, varias estrellas fuertes y débiles en helio". Astronomía y Astrofísica, Serie Suplementaria . 61 : 303–311 . Bibcode : 1985A & AS...61..303W .
↑ Darling, David (2003). El libro universal de la astronomía: De la galaxia de Andrómeda a la zona de evitación . Turner Publishing Company. ISBN 978-1-62045-598-2.
↑ Saio, Hideyuki; et al. (2016). Avances y problemas en la teoría de la pulsación de estrellas masivas . Astronomía en foco, tal como se presentó en la XXIX Asamblea General de la IAU, 2015. Actas de la IAU. Vol. 29B. pp. 573– 580. Bibcode : 2016IAUFM..29B.573S . doi : 10.1017/S1743921316006141 .
↑ Guzik, Joyce A.; et al. (junio de 2024). Martin, John C.; et al. (eds.). Deneb y las variables α Cygni . Actas de la 43.ª Conferencia Anual de la Sociedad de Ciencias Astronómicas: Simposio sobre Ciencia del Telescopio. págs. 145–153 . arXiv : 2410.23985 . Bibcode : 2024SASS...43..145A .
↑ Qian, Sheng-Bang; et al. (enero de 2019). "Propiedades físicas de las estrellas pulsantes γ Doradus y su relación con las variables δ Scuti de largo período". Investigación en Astronomía y Astrofísica . 19 (1): 001. Bibcode : 2019RAA....19....1Q . doi : 10.1088/1674-4527/19/1/1 .
↑ Bedding, Timothy R.; Kjeldsen, Hans (2003). "Oscilaciones similares a las solares". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Australia . 20 (2): 203– 212. arXiv : astro-ph/0305425 . Bibcode : 2003PASA...20..203B . doi : 10.1071/AS03025 .
↑ Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Houdek, Günter (julio de 2010). "Perspectivas para la astrosismología". Astrofísica y ciencia espacial . 328 ( 1–2 ): 51–66 . arXiv : 0911.4629 . Bibcode : 2010Ap & SS.328...51C . doi : 10.1007/s10509-009-0227-z .
↑ Bedding, Timothy R. (febrero de 2014). Pallé, Pere L.; Esteban, Cesar (eds.). Oscilaciones similares a las solares: una perspectiva observacional . Asteroseismology, 22.ª Escuela de Invierno de Astrofísica de las Islas Canarias. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. pág. 60. arXiv : 1107.1723 . Bibcode : 2014aste.book...60B .
↑ Dorn-Wallenstein, Trevor Z.; Levesque, Emily M.; Neugent, Kathryn F.; Davenport, James RA; Morris, Brett M.; Gootkin, Keyan (2020). "Variabilidad a corto plazo de estrellas masivas evolucionadas con TESS II: una nueva clase de supergigantes frías y pulsantes" . The Astrophysical Journal . 902 (1): 24. arXiv : 2008.11723 . Bibcode : 2020ApJ...902...24D . doi : 10.3847/1538-4357/abb318 . S2CID 221340538 .
↑ Koester, D.; Chanmugam, G. (1990). "REVISIÓN: Física de las estrellas enanas blancas" . Reports on Progress in Physics . 53 (7): 837. Bibcode : 1990RPPh...53..837K . doi : 10.1088/0034-4885/53/7/001 . S2CID 122582479 .
↑ Murdin, Paul (2002). Enciclopedia de Astronomía y Astrofísica . Institute of Physics Pub. Bibcode : 2002eaa..book.....M . ISBN 0-333-75088-8.
↑ Quirion, P.-O.; Fontaine, G.; Brassard, P. (2007). "Mapeo de los dominios de inestabilidad de las estrellas GW Vir en el diagrama de temperatura efectiva-gravedad superficial" . The Astrophysical Journal Supplement Series . 171 (1): 219– 248. Bibcode : 2007ApJS..171..219Q . doi : 10.1086/513870 .
↑ Nagel, T.; Werner, K. (2004). "Detección de pulsaciones no radiales en modo g en la estrella PG 1159 recién descubierta HE 1429-1209". Astronomía y Astrofísica . 426 (2): L45. arXiv : astro-ph/0409243 . Bibcode : 2004A & A...426L..45N . doi : 10.1051/0004-6361:200400079 . S2CID 9481357 .
1 2 Kołaczek-Szymański, Piotr A.; et al. (noviembre de 2024). "Pulsadores azules de gran amplitud formados a partir de la fusión de enanas blancas de baja masa". Astronomía y Astrofísica . 691 : A103. arXiv : 2410.00154 . Bibcode : 2024A y A...691A.103K . doi : 10.1051/0004-6361/202451628 .
1 2 3 Byrne, CM; et al. (octubre de 2021). "Trayectorias de evolución binaria de pulsadores azules de gran amplitud" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 507 (1): 621– 631. arXiv : 2107.14628 . Bibcode : 2021MNRAS.507..621B . doi : 10.1093/mnras/stab2115 .
↑ Meng, Xiang-Cun; et al. (noviembre de 2020). "Pulsadores azules de gran amplitud: posibles compañeros supervivientes de supernovas de tipo Ia" . The Astrophysical Journal . 903 (2): 100. arXiv : 2009.11059 . Bibcode : 2020ApJ...903..100M . doi : 10.3847/1538-4357/abbb8e .
↑ Wu, Tao; Li, Yan (agosto de 2018). "¿En qué estado evolutivo se encuentran los pulsadores azules de gran amplitud?" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 478 (3): 3871– 3877. arXiv : 1805.07073 . Bibcode : 2018MNRAS.478.3871W . doi : 10.1093/mnras/sty1347 .
1 2 3 Samus, NN; et al. (2017). "Catálogo general de estrellas variables: tipos de variabilidad GCVS" . Astronomy Reports . GCVS 5.1. 61 (1): 80– 88. Bibcode : 2017ARep...61...80S . doi : 10.1134/S1063772917010085 . Recuperado el 1 de septiembre de 2025 .
↑ Contreras Peña, Carlos; et al. (julio de 2020). "La relación entre la variabilidad en el infrarrojo medio y submilimétrico de protoestrellas profundamente incrustadas" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 495 (4): 3614– 3635. arXiv : 2005.01569 . Bibcode : 2020MNRAS.495.3614C . doi : 10.1093/mnras/staa1254 .
↑ Burnell, S. Jocelyn Bell; et al. (2004). Green, Simon F.; Jones, Mark H. (eds.). Introducción al Sol y las Estrellas . Cambridge University Press. págs. 165–168 . ISBN 978-0-521-54622-5.
↑ Isles, John (1991). «Estrellas variables» . En Stott, Carole (ed.). Imágenes del Universo . Cambridge University Press. pág. 124. ISBN 978-0-521-42419-6.
↑ Roth, Günter D., ed. (2009). Manual de astronomía práctica . Springer Science & Business Media. pág. 604. ISBN 978-3-540-76379-6.
↑ Herbst, W.; Shevchenko, VS (agosto de 1999). "Un catálogo fotométrico de estrellas Herbig AE/BE y discusión sobre la naturaleza y la causa de las variaciones de las estrellas UX Orionis". The Astronomical Journal . 118 (2): 1043– 1060. Bibcode : 1999AJ....118.1043H . doi : 10.1086/300966 .
↑ Vioque, M.; et al. (diciembre de 2018). "Estudio de estrellas Herbig Ae/Be con Gaia DR2". Astronomía y Astrofísica . 620 : A128. arXiv : 1808.00476 . Bibcode : 2018A y A...620A.128V . doi : 10.1051/0004-6361/201832870 .
1 2 Magakian, Tigran; et al. (diciembre de 2022). "FUors, EXors y el papel de los objetos intermedios". Acta Astrofísica Táurica . 3 (3): 4– 7. arXiv : 2303.04536 . Código Bib : 2022AcAT....3c...4M . doi : 10.34898/aat.vol3.iss3.pp4-7 .
^ Dunham, MM; et al. (2014). "La evolución de las protoestrellas: conocimientos de diez años de estudios de infrarrojos con Spitzer y Herschel" . En Beuther, Henrik; et al. (eds.). Protoestrellas y Planetas VI . Serie de ciencia espacial de la Universidad de Arizona. Prensa de la Universidad de Arizona. pag. 208. arXiv : 1401.1809 . Código Bib : 2014prpl.conf..195D . doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009 . ISBN 978-0-8165-3124-0.
↑ Lamers, JGLM; Levesque, Emily M. (diciembre de 2017). «Vientos estelares y pérdida de masa». Comprensión de la evolución estelar . IOP Publishing Ltd. págs. 15-1 a 15-12. ISBN 978-0-7503-1278-3. Consultado el 5 de septiembre de 2025 .
↑ Humphreys, Roberta M. (1999). Wolf, B.; et al. (eds.). La variabilidad a largo plazo de las variables azules luminosas . Vientos estelares variables y no esféricos en estrellas calientes luminosas, Actas del Coloquio n.º 169 de la IAU celebrado en Heidelberg, Alemania, del 15 al 19 de junio de 1998. Berlín Heidelberg Nueva York: Springer-Verlag. Bibcode : 1999LNP...523..243H . doi : 10.1007/BFb0106384 .
1 2 Smith, Nathan (septiembre de 2017). "Variables azules luminosas y el destino de las estrellas muy masivas" . Philosophical Transactions of the Royal Society A. 375 ( 2105). Bibcode : 2017RSPTA.37560268S . doi : 10.1098 / rsta.2016.0268 . PMC 5620488. PMID 28923998 .
↑ Humphreys, Roberta M.; et al. (julio de 2016). "Sobre los rasgos sociales de las variables azules luminosas" . The Astrophysical Journal . 825 (1): 64. arXiv : 1603.01278 . Bibcode : 2016ApJ...825...64H . doi : 10.3847/0004-637X/825/1/64 .
↑ Stothers, Richard B.; Chin, Chao-wen (octubre de 2001). "Hipergigantes amarillas como estrellas post-supergigantes rojas dinámicamente inestables". The Astrophysical Journal . 560 (2): 934– 936. Bibcode : 2001ApJ...560..934S . doi : 10.1086/322438 .
↑ van Genderen, AM; et al. (noviembre de 2019). "Pulsaciones, erupciones y evolución de cuatro hipergigantes amarillas". Astronomía y Astrofísica . 631 : A48. arXiv : 1910.02460 . Bibcode : 2019A & A...631A..48V . doi : 10.1051/0004-6361/201834358 .
↑ Lyster, Tim. "Podrían ser hipergigantes" . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 1 de septiembre de 2025 .
↑ "Nube de polvo en una estrella R CrB (impresión artística)" . ESO . Consultado el 3 de septiembre de 2025 .
1 2 Crawford, Courtney L.; et al. (marzo de 2025). "Un estudio exhaustivo de la disminución del polvo en las estrellas R Coronae Borealis" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 537 (3): 2635– 2646. arXiv : 2412.16393 . Bibcode : 2025MNRAS.537.2635C . doi : 10.1093/mnras/staf215 .
↑ Clayton, Geoffrey C. (2012). "¿Qué son las estrellas R Coronae Borealis?". The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 40 (1): 539. arXiv : 1206.3448 . Bibcode : 2012JAVSO..40..539C .
↑ Moore, Patrick; Rees, Robin (2014). Patrick Moore's Data Book of Astronomy (2.ª ed.). Cambridge University Press. p. 329. ISBN 978-1-139-49522-6.
↑ Rodrigues, Cláudia V.; Magalhães, A. Mário (septiembre de 2000). "Manchas en los vientos de Wolf-Rayet: variabilidad fotométrica y polarimétrica aleatoria". The Astrophysical Journal . 540 (1): 412– 421. arXiv : astro-ph/0003362 . Bibcode : 2000ApJ...540..412R . doi : 10.1086/309291 .
1 2 Moffat, AFJ; Shara, MM (octubre de 1986). "Variabilidad fotométrica de una muestra completa de estrellas Wolf-Rayet del norte". Astronomical Journal . 92 : 952–975 . Bibcode : 1986AJ.....92..952M . doi : 10.1086/114227 .
↑ Maryeva, OV (diciembre de 2024). "Estrellas Wolf-Rayet: lo que sabemos y lo que no". Revista Astronómica de Azerbaiyán . 19 (2): 73– 90. arXiv : 2412.05772 . Bibcode : 2024AzAJ...19b..73M . doi : 10.59849/2078-4163.2024.2.73 .
↑ Harrington, Philip S. (1990). Recorriendo el universo con binoculares: una guía completa para astrónomos . Wiley Science Editions. Vol. 79. Turner Publishing Company. ISBN 978-1-62045-949-2.
↑ Gies, Douglas R.; et al. (enero de 2023). "Estrellas Gamma Cas como sistemas binarios Be+enana blanca" . The Astrophysical Journal Letters . 942 (1). id. L6. arXiv : 2212.06916 . Bibcode : 2023ApJ...942L...6G . doi : 10.3847/2041-8213/acaaa1 .
↑ "Una estrella diminuta desata una llamarada monstruosa" . NASA. 20 de mayo de 2008. Consultado el 3 de septiembre de 2025 .
↑ Balona, LA (marzo de 2015). "Estrellas fulgurantes en el diagrama HR" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 447 (3): 2714– 2725. Bibcode : 2015MNRAS.447.2714B . doi : 10.1093/mnras/stu2651 .
1 2 Dzombeta, K.; Percy, JR (diciembre de 2019). "Estrellas llameantes: una breve revisión" . The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 47 (2): 282. Bibcode : 2019JAVSO..47..282D . Recuperado el 2 de septiembre de 2025 .
↑ Dal, HA (julio de 2020). "Las frecuencias acumulativas de llamaradas de estrellas UV Ceti de diferentes tipos espectrales" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 495 (4): 4529– 4541. Bibcode : 2020MNRAS.495.4529D . doi : 10.1093/mnras/staa1484 .
↑ Schaefer, Bradley E.; et al. (febrero de 2000). "Superfulguraciones en estrellas ordinarias de tipo solar". Astrophysical Journal . 529 (2): 1026– 1030. arXiv : astro-ph/9909188 . Bibcode : 2000ApJ...529.1026S . doi : 10.1086/308325 . S2CID 10586370 .
↑ Vida, Krisztián; Kővári, Zsolt; Leitzinger, Martín; Odert, Petra; Oláh, Katalin; Seli, Balint; Kriskovics, Levente; Greimel, Robert; Görgei, Anna Mária (julio de 2024). "Llamaradas estelares, superllamaradas y eyecciones de masa coronal: entrada en la era del Big Data" . Universo . 10 (8). identificación. 313. arXiv : 2407.16446 . Código Bib : 2024Univ...10..313V . doi : 10.3390/universo10080313 .
↑ Audard, M.; et al. (febrero de 2003). "Un estudio de las abundancias coronales en binarias RS CVn*". Astronomía y Astrofísica . 398 (3): 1137– 1149. arXiv : astro-ph/0109268 . Bibcode : 2003A & A...398.1137A . doi : 10.1051/0004-6361:20021737 .
↑ Martínez, CI; et al. (junio de 2022). "Ciclos de actividad en estrellas de tipo RS CVn" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 512 (4): 4835– 4845. arXiv : 2111.05911 . Bibcode : 2022MNRAS.512.4835M . doi : 10.1093/mnras/stac755 .
↑ "Supernova 1994D en la galaxia NGC 4526" . 25 de mayo de 1999. Consultado el 3 de septiembre de 2025 .
1 2 3 4 "Introducción y antecedentes" . Observatorio de rayos X Chandra: Investigación de remanentes de supernovas . Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica. págs. 1–5 . Recuperado el 1 de septiembre de 2025 .
↑ Pan, Y. -C.; et al. (agosto de 2024). "Medición de las velocidades de eyección de supernovas de tipo Ia a partir del sondeo pan-STARRS1 de profundidad media" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 532 (2): 1887– 1900. arXiv : 2211.06895 . Bibcode : 2024MNRAS.532.1887P . doi : 10.1093/mnras/stae1618 .
↑ Branch, David; Wheeler, J. Craig (2017). Explosiones de supernovas . Biblioteca de Astronomía y Astrofísica. Springer. págs. 19–20 . ISBN 978-3-662-55054-0.
↑ Bandyopadhyay, Debades; Kar, Kamales (2022). Supernovas, física de estrellas de neutrones y nucleosíntesis . Biblioteca de astronomía y astrofísica. Springer Nature. págs. 33–34 . ISBN 978-3-030-95171-9.
↑ Howell, D. Andrew (junio de 2011). "Supernovas de tipo Ia como puntos finales estelares y herramientas cosmológicas". Nature Communications . 2 350. id. 350. arXiv : 1011.0441 . Bibcode : 2011NatCo...2..350H . doi : 10.1038/ncomms1344 . PMID 21673671 .
↑ "Fenómeno espacial imita al arte en la versión del universo de una pintura de van Gogh" . Instituto Científico del Telescopio Espacial. 4 de marzo de 2004. Consultado el 3 de septiembre de 2025 .
1 2 Chen, Zhuo; Ivanova, Natalia (marzo de 2024). "Acortando la brecha entre las novas rojas luminosas y la evolución de la envoltura común: el papel de la energía de recombinación y la fuerza de radiación" . The Astrophysical Journal Letters . 963 (2). id. L35. arXiv : 2402.05686 . Bibcode : 2024ApJ...963L..35C . doi : 10.3847/2041-8213/ad2a47 .
↑ Tranin, Hugo; et al. (marzo de 2025). "Estrellas con brecha de Hertzsprung en galaxias cercanas y la búsqueda de progenitores luminosos de novas rojas". Astronomía y Astrofísica . 695. id. A226. arXiv : 2409.11347 . Bibcode : 2025A y A...695A.226T . doi : 10.1051/0004-6361/202452286 .
1 2 Chomiuk, Laura ; et al. (septiembre de 2021). "Nuevas perspectivas sobre las novas clásicas". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 59 : 391–444 . arXiv : 2011.08751 . Bibcode : 2021ARA & A..59..391C . doi : 10.1146/annurev-astro-112420-114502 .
↑ Kaler, James B. (2002). El cielo siempre cambiante: una guía de la esfera celeste . Cambridge University Press. pág. 133. ISBN 978-0-521-49918-7.
1 2 La Dous, Constanze (septiembre de 1993). "Novas enanas" . NTRS - Servidor de informes técnicos de la NASA . Publicación especial de la NASA. 507 : 15. Bibcode : 1993NASSP.507...15L . ID del documento 19950020649. Recuperado el 3 de septiembre de 2025 .
↑ Otulakowska-Hypka, Magdalena; et al. (agosto de 2016). "Análisis estadístico de las propiedades de los estallidos de novas enanas" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 460 (3): 2526– 2541. arXiv : 1605.02937 . Bibcode : 2016MNRAS.460.2526O . doi : 10.1093/mnras/stw1120 .
↑ Osaki, Yoji (enero de 1996). "Erupciones de novas enanas". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 108 : 39. Bibcode : 1996PASP..108...39O . doi : 10.1086/133689 .
↑ Skopal, Augustin (junio de 2023). "El surgimiento de una región de viento neutro en el plano orbital de binarias simbióticas durante sus estallidos" . The Astronomical Journal . 165 (6): 258. arXiv : 2305.04220 . Bibcode : 2023AJ....165..258S . doi : 10.3847/1538-3881/acd193 .
1 2 Duffy, C.; et al. (abril de 2021). "Evidencia de que los sistemas AM CVn de período corto son diversos en su comportamiento de estallido" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 502 (4): 4953– 4962. arXiv : 2102.04428 . Bibcode : 2021MNRAS.502.4953D . doi : 10.1093/mnras/stab389 .
↑ Smak, J. (diciembre de 2023). "AM CVn - Parámetros del sistema y ondas gravitacionales". Acta Astronomica . 73 (3): 227– 232. arXiv : 2312.16506 . Bibcode : 2023AcA....73..227S . doi : 10.32023/0001-5237/73.3.2 .
↑ Karitskaya, Eugenia; et al. (diciembre de 2019). Sobre la variabilidad a largo plazo del sistema binario de rayos X de alta masa Cyg X-1 . Sistemas binarios de rayos X de alta masa: Iluminando el paso de sistemas binarios masivos a objetos compactos en fusión. Actas de la Unión Astronómica Internacional. Vol. 346. págs. 206–211 . Bibcode : 2019IAUS..346..206K . doi : 10.1017/S1743921319001339 .
↑ Patterson, Joseph (marzo de 1994). "Las estrellas DQ Herculis". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 106 : 209. Bibcode : 1994PASP..106..209P . doi : 10.1086/133375 .
↑ Buckley, David AH; et al. (agosto de 1995). "RX J1712.6-2414: una polar intermedia polarizada del estudio del plano galáctico de ROSAT" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 275 (4): 1028– 1048. Bibcode : 1995MNRAS.275.1028B . doi : 10.1093/mnras/275.4.1028 .
↑ Mason, PA (julio de 2004). Tovmassian, G.; Sion, E. (eds.). Sobre la clasificación de variables cataclísmicas magnéticas . Coloquio 194 de la IAU: Binarias compactas en la galaxia y más allá. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica Conference Series. Vol. 20. pp. 180–181 . Bibcode : 2004RMxAC..20..180M .
↑ Kalomeni, Belinda; Yakut, Kadri (diciembre de 2008). "Variación de la luz y el período de la variable cataclísmica magnética AM Her". The Astronomical Journal . 136 (6): 2367– 2372. arXiv : 0811.0568 . Bibcode : 2008AJ....136.2367K . doi : 10.1088/0004-6256/136/6/2367 .
↑ Bisikalo, Dmitry; et al. (noviembre de 2021). "Desplazamiento de puntos calientes en polares síncronas y asíncronas: resultados de una simulación numérica tridimensional" . Galaxies . 9 (4): 110. Bibcode : 2021Galax...9..110B . doi : 10.3390/galaxies9040110 .
↑ Reig, P.; et al. (mayo de 2016). "Variabilidad óptica y espectral a largo plazo de binarias de rayos X de alta masa. II. Espectroscopia". Astronomía y Astrofísica . 590. id. A122. arXiv : 1603.08327 . Bibcode : 2016A & A...590A.122R . doi : 10.1051/0004-6361/201628271 .
↑ "Variables rotatorias: mapeando las superficies de las estrellas | aavso" . www.aavso.org . Consultado el 12 de diciembre de 2023 .
1 2 Morris, SL (agosto de 1985). "Las estrellas variables elipsoidales". Astrophysical Journal . 295 : 143–152 . Bibcode : 1985ApJ...295..143M . doi : 10.1086/163359 .
1 2 Beech, M. (diciembre de 1985). "Las variables elipsoidales". Astrofísica y ciencia espacial . 117 (1): 69– 81. Bibcode : 1985Ap & SS.117...69B . doi : 10.1007/BF00660911 .
↑ "MAST: Archivo Barbara A. Mikulski para Telescopios Espaciales" . Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial . Consultado el 8 de diciembre de 2021 .
↑ Panov, K.; Dimitrov, D. (mayo de 2007). "Estudio fotométrico a largo plazo de FK Comae Berenices y HD 199178" . Astronomía y Astrofísica . 467 (1): 229–235 . Bibcode : 2007A & A...467..229P . doi : 10.1051/0004-6361:20065596 . S2CID 120275241 .
↑ Sanad, MR; Bobrowsky, M. (agosto de 2014). "Variaciones espectrales ultravioleta de FK Comae y V 1794 Cygni". New Astronomy . 31 : 37–42 . Bibcode : 2014NewA...31...37S . doi : 10.1016/j.newast.2014.02.004 .
↑ Sikora, J.; et al. (julio de 2020). "Seguimiento espectropolarimétrico de 8 candidatos a FK Comae brillantes en rayos X y de rápida rotación" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 496 (1): 295– 308. arXiv : 2005.09179 . Bibcode : 2020MNRAS.496..295S . doi : 10.1093/mnras/staa1455 .
↑ Livio, Mario; Soker, Noam (junio de 1988). "La fase de envoltura común en la evolución de estrellas binarias". Astrophysical Journal . 329 : 764. Bibcode : 1988ApJ...329..764L . doi : 10.1086/166419 .
↑ Chahal, Deepak; et al. (agosto de 2022). "Estadísticas de las estrellas variables cromosféricas BY Draconis" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 514 (4): 4932– 4943. arXiv : 2206.05505 . Bibcode : 2022MNRAS.514.4932C . doi : 10.1093/mnras/stac1660 .
↑ Kővári, Z.; Oláh, K. (diciembre de 2014). "Observación de dinamos en estrellas frías". Reseñas de ciencia espacial . 186 ( 1– 4): 457– 489. arXiv : 1408.6199 . Código Bib : 2014SSRv..186..457K . doi : 10.1007/s11214-014-0092-0 .
↑ Lubin, Dan; et al. (marzo de 2012). "Frecuencia de eventos mínimos de Maunder en estrellas de tipo solar inferida a partir de observaciones de actividad y metalicidad". The Astrophysical Journal Letters . 747 (2). id. L32. Bibcode : 2012ApJ...747L..32L . doi : 10.1088/2041-8205/747/2/L32 .
↑ Aliyev, SG; et al. (octubre de 2018). "Estudio de la variabilidad fotométrica de las estrellas CP magnéticas II. Naturaleza de la variación del brillo". Revista Astronómica de Azerbaiyán . 13 (2): 38– 53. Bibcode : 2018AzAJ...13b..38A .
↑ Kochukhov, O.; et al. (abril de 2005). "Atmósferas modelo estelares con recubrimiento de líneas magnéticas". Astronomía y Astrofísica . 433 (2): 671– 682. arXiv : astro-ph/0412262 . Bibcode : 2005A & A...433..671K . doi : 10.1051/0004-6361:20042300 .
↑ Faltová, N.; et al. (diciembre de 2021). "Un estudio de caso de variables ACV descubiertas en el estudio de la Instalación Transitoria de Zwicky". Astronomía y Astrofísica . 656. id. A125. arXiv : 2108.11411 . Bibcode : 2021A & A...656A.125F . doi : 10.1051/0004-6361/202141534 .
↑ Balona, LA (noviembre de 2022). "Rotación de estrellas calientes normales, peculiares y Be a partir de fotometría espacial" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 516 (3): 3641– 3649. Bibcode : 2022MNRAS.516.3641B . doi : 10.1093/mnras/stac2515 .
↑ Shearer, A.; Golden, A. (2002). Becker, W.; et al. (eds.). ¿Por qué estudiar los púlsares ópticamente? . Actas del 270. Seminario WE-Heraeus sobre estrellas de neutrones, púlsares y remanentes de supernovas. Informe MPE. Vol. 278. Garching bei München: Max-Plank-Institut für extraterrestrische Physik. p. 44. arXiv : astro-ph/0208579 . Bibcode : 2002nsps.conf...44S .
↑ Kopal, Zdeněk (1946). Una introducción al estudio de las variables eclipsantes . Monografías del Observatorio de Harvard. Vol. 6. Cambridge, Mass.: Harvard University Press. pág. 1. Bibcode : 1946HarMo...6....1K . LCCN a46-3043 .
↑ Kogure, Tomokazu; Leung, Kam-Ching (2010). La astrofísica de las estrellas con líneas de emisión . Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. Vol. 342. Springer Science & Business Media. pág. 352. ISBN 978-0-387-68995-1.
↑ Budding, E. (enero de 1986). "Sistemas Algol clásicos (revisión por invitación)". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 118 ( 1–2 ): 241–255 . Bibcode : 1986Ap & SS.118..241B . doi : 10.1007/BF00651132 .
1 2 Mennickent, Ronald E.; et al. (septiembre de 2018). "Evidencia de regiones activas en el donante del sistema binario tipo Algol V393 Scorpii y prueba del modelo de dinamo de su ciclo largo". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 130 (991): 1– 7. arXiv : 1807.01264 . Bibcode : 2018PASP..130i4203M . doi : 10.1088/1538-3873/aad16f . JSTOR 26660654 .
↑ Schleicher, Dominik RG; Mennickent, Ronald E. (junio de 2017). "Un mecanismo de dinamo como origen potencial del ciclo largo en variables doblemente periódicas". Astronomía y Astrofísica . 602. id. A109. arXiv : 1703.03876 . Bibcode : 2017A & A...602A.109S . doi : 10.1051/0004-6361/201628900 .
↑ Karttunen, Hannu; et al., eds. (2016). Astronomía fundamental (6ª ed.). Saltador. ISBN 978-3-662-53045-0.
↑ Mennickent, RE (enero de 2022). "Discos de acreción y ciclos largos en binarias de tipo β Lyrae" . Galaxies . 10 (1). id. 15. Bibcode : 2022Galax..10...15M . doi : 10.3390/galaxies10010015 .
↑ Mennickent, RE; et al. (enero de 2016). "Binarias interactuantes W Serpentids y variables periódicas dobles" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 455 (2): 1728– 1745. arXiv : 1510.05628 . Bibcode : 2016MNRAS.455.1728M . doi : 10.1093/mnras/stv2433 .
↑ Skelton, PL; Smits, DP (2010). "Modelado de estrellas variables tipo W UMa". South African Journal of Science . 105 (3/4). a62. doi : 10.4102/sajs.v105i3/4.62 .
↑ Borgia, Michael (2006). La visión humana y el cielo nocturno: cómo mejorar tus habilidades de observación . Serie de astronomía práctica de Patrick Moore. Springer Science & Business Media. pág. 131. ISBN 978-0387-46322-3.
↑ Deming, Drake; et al. (enero de 2019). "Cómo caracterizar la atmósfera de un exoplaneta en tránsito". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 131 (995): 013001. arXiv : 1810.04175 . Bibcode : 2019PASP..131a3001D . doi : 10.1088/1538-3873/aae5c5 .

Lecturas adicionales

Eddington, AS; Plakidis, S. (1929). "Irregularidades del período de las estrellas variables de largo período" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 90 (1). Londres, Reino Unido: 65–71 . doi : 10.1093/mnras/90.1.65 . Recuperado el 17 de febrero de 2023 .

Enlaces externos

La Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables
Tipos de variabilidad de GCVS
Sociedad de Astronomía Popular – Sección de Estrellas Variables

[1] Alexeev, Boris V. (1 de enero de 2017). «Capítulo 7 - Teoría no local de las estrellas variables» . En Alexeev, Boris V. (ed.). Astrofísica no local . Elsevier. pp. 321–377 . doi : 10.1016/b978-0-444-64019-2.00007-7 . ISBN 978-0-444-64019-2. Consultado el 06-06-2023 .

[2] Fröhlich, C. (2006). "Variabilidad de la irradiancia solar desde 1978". Space Science Reviews . 125 ( 1– 4): 53– 65. Bibcode : 2006SSRv..125...53F . doi : 10.1007/s11214-006-9046-5 . S2CID 54697141 .

[Mobberlet_2007-3] 1 2 Mobberley, Martin (2007). Supernovas: y cómo observarlas . Guías de observación para astrónomos. Springer Science & Business Media. págs. 7–8 . ISBN 978-0387-46269-1.

[4] Ansari, SG; et al. (julio de 2023). "Cotejo cruzado del Catálogo General de Estrellas Variables con el catálogo de fuentes Gaia DR3" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 522 (4): 6087– 6093. Bibcode : 2023MNRAS.522.6087A . doi : 10.1093/mnras/stad1334 .

[5] Howard, Sethanne (2011). "Escalera de distancia cósmica". Revista de la Academia de Ciencias de Washington . 97 (2): 47– 64. JSTOR 24536521 .

[Higl_Weiss_2017-6] 1 2 Higl, J.; Weiss, A. (diciembre de 2017). "Prueba de modelos de evolución estelar con binarias eclipsantes separadas". Astronomía y Astrofísica . 608 : A62. Bibcode : 2017A y A...608A..62H . doi : 10.1051/0004-6361/201731008 .

[7] Porceddu, S.; et al. (2008). "Evidencia de periodicidad en los calendarios del antiguo Egipto de días afortunados y desafortunados" . Cambridge Archaeological Journal . 18 (3): 327– 339. Bibcode : 2008CArcJ..18..327P . doi : 10.1017/S0959774308000395 . S2CID 162969143 .

[8] Jetsu, L.; et al. (2013). "¿Registraron los antiguos egipcios el período del sistema binario eclipsante Algol - El Furioso?". The Astrophysical Journal . 773 (1): A1. arXiv : 1204.6206 . Bibcode : 2013ApJ...773....1J . doi : 10.1088/0004-637X/773/1/1 . S2CID 119191453 .

[9] Jetsu, L.; Porceddu, S. (2015). "Hitos cambiantes de las ciencias naturales: se confirma el descubrimiento del período de Algol por los antiguos egipcios" . PLOS ONE . 10 (12) e0144140. arXiv : 1601.06990 . Bibcode : 2015PLoSO..1044140J . doi : 10.1371/journal.pone.0144140 . PMC 4683080. PMID 26679699 .

[10] Porceddu, S.; et al. (2018). "Algol como Horus en el Calendario de El Cairo: Los posibles medios y los motivos de las observaciones". Open Astronomy . 27 (1): 232– 263. arXiv : 1810.06412 . Bibcode : 2018OAst...27..232P . doi : 10.1515/astro-2018-0033 .

[11] Krauss, Rolf; Reijs, Victor (2021). A. César González-García, RM; et al. (eds.). ¿Muestran los almanaques del antiguo Egipto evidencia de recurrencia celeste? . Más allá de los paradigmas en astronomía cultural: Actas de la 27.ª conferencia SEAC celebrada junto con la EAA. Oxford: BAR Publishing. pp. 3– 9. Bibcode : 2021bpca.book...16R .

[12] Hamacher, DW (2018). "Observaciones de estrellas variables gigantes rojas por aborígenes australianos". The Australian Journal of Anthropology . 29 (1): 89– 107. arXiv : 1709.04634 . Bibcode : 2018AuJAn..29...89H . doi : 10.1111/taja.12257 . hdl : 11343/293572 . S2CID 119453488 .

[13] Schaefer, BE (2018). "Sí, los aborígenes australianos pueden y descubrieron la variabilidad de Betelgeuse". Journal of Astronomical History and Heritage . 21 (1): 7– 12. arXiv : 1808.01862 . doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2018.01.02 . S2CID 119209432 .

[14] Hamacher, DW (2022). Los primeros astrónomos . Sídney: Allen y Unwin. págs. 144-166 . ISBN 978-1-76087-720-0.

[15] Stephenson, F. Richard (2017). «Registros históricos de supernovas». Manual de supernovas . Springer International Publishing AG. pág. 49. Bibcode : 2017hsn..book...49S . doi : 10.1007/978-3-319-21846-5_44 . ISBN 978-3-319-21845-8.

[16] Xi, Ze-Zong; et al. (noviembre de 1966). "Registros antiguos orientales de novas y supernovas". Science . 154 (3749): 597– 603. Bibcode : 1966Sci...154..597X . doi : 10.1126/science.154.3749.597 . PMID 17778798 .

[17] Catelan, Márcio; Smith, Horace A. (2015). Estrellas pulsantes . John Wiley & Sons. págs. 1–3 . ISBN 978-3-527-65520-5.

[18] McLeod, Alexus (2016). Astronomía en el mundo antiguo: Perspectivas antiguas y modernas sobre los eventos celestes . Astronomía histórica y cultural. Springer. pág. 62. ISBN 978-3-319-23600-1.

[19] Moore, Patrick (2000). Explorando el cielo nocturno con binoculares (4.ª ed.). Cambridge University Press. pág. 22. ISBN 9780521793902.

[20] Westfall, John; Sheehan, William (2014). Sombras celestes: eclipses, tránsitos y ocultaciones . Biblioteca de astrofísica y ciencias espaciales. Springer. pág. 592. ISBN 978-1-4939-1535-4.

[21] Falkner, David E. (septiembre de 2021). «Edward Pigott, John Goodricke y Henrietta Swan Leavitt: estrellas variables cefeidas». Historias de astrónomos y sus estrellas . Serie de astronomía práctica de Patrick Moore. Springer, Cham. págs. 219-231 . doi : 10.1007/978-3-030-80309-4_21 . ISBN 978-3-030-80309-4.

[Griffiths_2018-22] Griffiths, Martin (2018). Guía del observador de estrellas variables . Serie de astronomía práctica de Patrick Moore. Springer. págs. 4–5 . ISBN 978-3-030-00904-5.

[23] Wynn-Williams, Gareth (2016). Explorando los cielos: Cómo los astrónomos cartografían el universo . Astronomers' Universe. Springer. pp. 40–41 . ISBN 978-3-319-28510-8.

[Leavitt_1912-24] Leavitt, Henrietta S.; Pickering, Edward C. (marzo de 1912). "Períodos de 25 estrellas variables en la Pequeña Nube de Magallanes". Harvard College Observatory Circular . 173 : 1– 3. Bibcode : 1912HarCi.173....1L .

[Sheehan_Conselice_2014-25] 1 2 Sheehan, William; Conselice, Christopher J. (2014). Encuentros galácticos: Nuestro majestuoso y evolutivo sistema estelar, desde el Big Bang hasta el fin de los tiempos . Springer. ISBN 978-0-387-85347-5.

[26] Payne, Cecilia H. (1930). Las estrellas de alta luminosidad . Universidad Osmania, Biblioteca Digital de la India. McGraw Hill Book Company Inc.

[27] "Cecilia Payne-Gaposchkin | Astrónoma británica y profesora de Harvard | Britannica" . www.britannica.com . Consultado el 10 de agosto de 2024 .

[28] Turner, J (16 de marzo de 2001). "Cecilia Helena Payne-Gaposchkin" . Contribuciones de las mujeres del siglo XX a la física . Archivado del original el 12 de octubre de 2012.

[29] Samus, NN; Kazarovets, EV; Durlevich, OV (2001). "Catálogo general de estrellas variables". Publicaciones astronómicas de Odessa . 14 : 266. Bibcode : 2001OAP....14..266S .

[30] Williams, Thomas R.; Saladyga, Michael (2011). Avances en la astronomía de estrellas variables: La historia del centenario de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables . Cambridge University Press. pág. 7. ISBN 978-1-139-49634-6.

[31] Grégory, C. (1994). «Fotometría fotoeléctrica» . En Martínez, Patrick (ed.). Guía del observador para la astronomía . Manuales prácticos de astronomía. Vol. 2. Cambridge University Press. pág. 1042. ISBN 978-0-521-45898-6.

[32] Aathil, Abdullah Mohamed (2024). "Revisión del estudio fotométrico de estrellas variables". Acceleron Aerospace Journal . 2 (6): 316– 328. doi : 10.61359/11.2106-2425 .

[33] Serkowski, K. (1971). "Polarización de estrellas variables". Coloquio de la Unión Astronómica Internacional . 15 : 11–31 . doi : 10.1017/S0252921100032590 .

[Gorbatskii_1969-34] Gorbatskii, VG (1969). «Parte 3: Variables y novas – Introducción» . En Mikhailov, AA (ed.). Física de las estrellas y los sistemas estelares . Un curso de astrofísica y astronomía estelar. Vol. 2. Traducido por Lerman, Z. Administración Nacional de Aeronáutica y del Espacio. págs. 139–147 .

[35] Mobberley, Martin (2012). El nuevo astrónomo aficionado . Serie de astronomía práctica de Patrick Moore. Springer Science & Business Media. págs. 188–193 . ISBN 978-1-4471-0639-5.

[36] Steavenson, WH (1925). «Estrellas variables y "nuevas"» . En Phillips, TER; Steavenson, WH (eds.). El esplendor de los cielos: una astronomía popular y autorizada . Vol. 2. Robert M. McBride & Company. págs. 596–606 .

[Furness_1915-37] 1 2 Furness, Caroline E. (1915). Introducción al estudio de las estrellas variables . Serie del cincuentenario de Vassar. Houghton Mifflin. págs. 3–37 .

[38] Kochujov, Oleg (2018). "Campos Magnéticos Estelares" . En Almeida, Jorge Sánchez; González, María Jesús Martínez (eds.). Campos Magnéticos Cósmicos . Escuela de Astrofísica de Invierno de Canarias. vol. 25. Prensa de la Universidad de Cambridge. ISBN 978-1-107-09781-0.

[39] Gilliland, Ronald L.; Dupree, AK (mayo de 1996). "Primera imagen de la superficie de una estrella con el telescopio espacial Hubble". Astrophysical Journal Letters . 463 : L29. Bibcode : 1996ApJ...463L..29G . doi : 10.1086/310043 .

[40] Vogt, SS (1988). de Strobel, G. Cayrel; Spite, Monique (eds.). Imágenes Doppler de estrellas de tipo tardío con manchas . El impacto de la espectroscopia de muy alta relación señal/ruido en la física estelar: Actas del 132.º Simposio de la Unión Astronómica Internacional celebrado en París, Francia, del 29 de junio al 3 de julio de 1987. Unión Astronómica Internacional. Simposio n.º 132. Dordrecht: Kluwer Academic Publishers. pág. 253. Bibcode : 1988IAUS..132..253V .

[41] "Clasificación de estrellas variables y curvas de luz" (PDF) . AAVSO . Consultado el 15 de abril de 2020 .

[42] "19.3 Estrellas variables: una clave para las distancias cósmicas" . tophat.com . OpenStax: Astronomía. Top Hat. Archivado del original el 24 de julio de 2020. Consultado el 24 de julio de 2020 .

[43] Burnell, S. Jocelyn Bell (26 de febrero de 2004). Introducción al Sol y las Estrellas . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-54622-5.

[44] Mestel, Leon (2004). "Arthur Stanley Eddington: pionero de la teoría de la estructura estelar". Journal of Astronomical History and Heritage . 7 (2): 65. Bibcode : 2004JAHH....7...65M . doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2004.02.01 . S2CID 256563765 .

[Carroll_Ostlie_2017-45] 1 2 3 Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (2017). Introducción a la astrofísica moderna (2.ª ed.). Cambridge University Press. págs. 496–498 . ISBN 978-1-108-42216-1.

[46] Cox, JP (1967). Thomas, Richard Nelson (ed.). La teoría lineal: iniciación de la inestabilidad pulsacional en las estrellas . Fenómenos aerodinámicos en atmósferas estelares, Actas del simposio n.º 28 celebrado en el Centre international d'astrophysique de l'observatoire de Nice, del 2 al 14 de septiembre de 1965. Unión Astronómica Internacional. Simposio. Vol. 28. Londres: Academic Press. pág. 3. Bibcode : 1967IAUS...28....3C .

[47] Cox, John P. (1963). "Sobre la segunda ionización del helio como causa de inestabilidad pulsacional en las estrellas". The Astrophysical Journal . 138 : 487. Bibcode : 1963ApJ...138..487C . doi : 10.1086/147661 .

[48] Billings, Gary (octubre de 2019). "Diagramas OC" (PDF) . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) . Recuperado el 9 de septiembre de 2025 .

[49] Griffin, David (marzo de 2015). "Cómo las estrellas variables obtienen sus nombres". British Astronomical Association Variable Star Section Circular . 163 : 9– 10. Bibcode : 2015BAAVC.163....9G .

[50] Hoffleit, Dorrit (diciembre de 1987). "Historia de la nomenclatura de las estrellas variables". The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 16 (2): 65– 70. Bibcode : 1987JAVSO..16...65H .

[levy-51] Levy, DH (15 de diciembre de 2005).Guía de estrellas variables de David Levy . Cambridge University Press. pág. 46 y ss. ISBN 978-0-521-60860-2.

[Jones_2009-52] Jones, Lauren V. (2009). Guía del Universo: Estrellas y Galaxias . Guías Greenwood del Universo. Bloomsbury Publishing USA. ISBN 978-1-57356-749-7.

[53] Good, Gerry A. (2012). Observación de estrellas variables . Serie de astronomía práctica de Patrick Moore. Springer Science & Business Media. págs. 157–164 . ISBN 978-1-4471-0055-3.

[54] Mumford, GS (1967). "Novas y variables similares a novas". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 79 (469): 283– 309. Bibcode : 1967PASP...79..283M . doi : 10.1086/128488 . JSTOR 40674479 .

[55] Gregersen, Erik, ed. (2009). La Vía Láctea y más allá: estrellas, nebulosas y otras galaxias . Guía del explorador del universo. The Rosen Publishing Group, Inc. pp. 28–31 . ISBN 978-1-61530-024-2.

[56] Wang, Li-Heng; Li, Kai; Gao, Xiang; Guo, Ya-Ni; Sun, Guo-You (2025-06-10). "Uso de un método de aprendizaje automático para la clasificación de estrellas variables utilizando los datos de los sectores 1 a 57 de TESS" . The Astrophysical Journal . 986 (1): 19. arXiv : 2504.00347 . Bibcode : 2025ApJ...986...19W . doi : 10.3847/1538-4357/add159 . ISSN 0004-637X .

[57] Chen, X.; Wang, S.; Deng, L.; De Grijs, R.; Yang, M.; Tian, H. (2020), Catálogo ZTF de estrellas variables periódicas , Centre de Donnees Strasbourg (CDS), doi : 10.26093/CDS/VIZIER.22490018 , consultado el 25 de mayo de 2026

[58] Wiita, Paul J. (18 de abril de 2008). "Un informe sobre la teoría de las estrellas pulsantes" (PDF) . Universidad Estatal de Georgia . Recuperado el 31 de agosto de 2025 .

[59] Schatzman, Evry L.; Praderie, Francoise (1993). Las estrellas . Biblioteca de Astronomía y Astrofísica. Traducido por King, AR. Springer Science & Business Media. pág. 261. ISBN 978-3-540-54196-7.

[Aerts_et_al_2010-60] 1 2 3 Aerts, C.; et al. (2010). Asterosismología . Biblioteca de Astronomía y Astrofísica. Springer Science & Business Media. págs. 1–30 . ISBN 978-1-4020-5803-5.

[61] Böhm-Vitense, Erika (1989). Estructura y evolución estelar . Introducción a la astrofísica estelar. Vol. 3. Cambridge University Press. pág. 237. ISBN 978-0-521-34871-3.

[62] Ridpath, Ian, ed. (2012). Diccionario de astronomía . Oxford Paperback Reference. OUP Oxford. pág. 80. ISBN 978-0-19-960905-5.

[Guidry_2019-63] 1 2 3 4 5 Guidry, MW (2019). Estrellas y procesos estelares . Cambridge University Press. págs. 25–26 . ISBN 978-1-107-19788-6.

[64] Turner, DG (2012). "Cefeidas clásicas después de 228 años de estudio". Journal of the American Association of Variable Star Observers . 40 (1): 502. Bibcode : 2012JAVSO..40..502T .

[Turner_1996-65] 1 2 Turner, David G. (abril de 1996). "Los progenitores de las variables cefeidas clásicas". Journal of the Royal Astronomical Society of Canada . 90 : 82. Bibcode : 1996JRASC..90...82T .

[66] Seigar, Marc S. (2017). Estructura espiral en galaxias . IOP Concise Physics. Morgan & Claypool Publishers. ISBN 978-1-6817-4610-4.

[Jurkovic_2021-67] 1 2 Jurkovic, MI (junio de 2021). Kinemuchi, Karen; et al. (eds.). Cefeidas de tipo II: perspectiva observacional . RR Lyrae/Cepheid 2019: Fronteras de los pulsadores clásicos. Actas de una conferencia celebrada (13-18 de octubre de 2019) en Cloudcroft, Nuevo México, EE. UU. Serie de conferencias de la ASP. Vol. 529. San Francisco: Sociedad Astronómica del Pacífico. pág. 305. Bibcode : 2021ASPC..529..305J .

[68] Stojanović, Milan; et al. (diciembre de 2024). Cinemática de estrellas pulsantes cefeidas de tipo II . Actas de la XX Conferencia Astronómica Serbia, 16-20 de octubre de 2023, Belgrado, Serbia. Publicaciones del Observatorio Astronómico de Belgrado. Vol. 104. pp. 153–158 . Bibcode : 2024POBeo.104..153S . doi : 10.69646/aob104p153 .

[69] Soszyński, I.; et al. (diciembre de 2011). "El experimento de lente gravitacional óptica. El catálogo OGLE-III de estrellas variables. XIV. Cefeidas clásicas y de tipo II en el bulbo galáctico". Acta Astronomica . 61 (4): 285– 301. arXiv : 1112.1406 . Bibcode : 2011AcA....61..285S .

[Percy_Coffey_2005-70] 1 2 Percy, JR; Coffey, J. (agosto de 2005). "Cambios periódicos en las variables RV Tauri y SRd". The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 33 (2): 193– 202. Bibcode : 2005JAVSO..33..193P .

[Basu_et_al_2010-71] Basu, Baidyanath; et al. (2010). Introducción a la astrofísica (2.ª ed.). PHI Learning Pvt. Ltd. pp. 202−203. ISBN 978-81-203-4071-8.

[72] Rosino, L. (enero de 1951). "Los espectros de variables de los tipos RV Tauri y semirregular amarillo". Revista Astrofísica . 113 : 60. Código Bib : 1951ApJ...113...60R . doi : 10.1086/145377 .

[73] Arp, HC (2013). "El diagrama de Hertzsprung-Russell" . En Flugge, S. (ed.). Astrofísica II: Estructura Estelar . Enciclopedia de Física. vol. 51. Medios de ciencia y negocios de Springer. págs. 122-123 . ISBN 978-3-642-45908-5.

[Smith_2004-74] 1 2 3 Smith, Horace A. (2004). Estrellas RR Lyrae . Astrofísica de Cambridge. Vol. 27. Cambridge University Press. págs. 1–20 . ISBN 978-0-521-54817-5.

[75] Münch, G.; Rivera Terrazas, L. (1946). "El espectro de las cefeidas de tipo racimo". Revista Astrofísica . 103 : 371. Código Bib : 1946ApJ...103..371M . doi : 10.1086/144817 .

[76] Norton, Andrew (2021). Comprender el universo: La física del cosmos desde los cuásares hasta los quarks . CRC Press. pág. 84. ISBN 978-1-000-38395-9.

[77] Bowman, Dominic M. (2017). Modulación de amplitud de los modos de pulsación en estrellas Delta Scuti . Tesis de Springer. Springer. pág. 14. ISBN 978-3-319-66649-5.

[McNamara_2011-78] McNamara , DH (octubre de 2011). "Estrellas Delta Scuti, SX Phoenicis y RR Lyrae en galaxias y cúmulos globulares". La Revista Astronómica . 142 (4): 110. Bibcode : 2011AJ....142..110M . doi : 10.1088/0004-6256/142/4/110 .

[79] Sherwood, Vicki E.; Plaut, L., eds. (1975). "La masa y el estado evolutivo de las variables de tipo AL Vel" . Estrellas variables y evolución estelar . Simposios de la Unión Astronómica Internacional. Vol. 67. Springer Science & Business Media. ISBN 978-90-277-0578-5.

[80] Cohen, Roger E.; Sarajedini, Ata (enero de 2012). "Relaciones entre el período SX Phoenicis y la luminosidad y la conexión del rezagado azul" . Avisos mensuales de la Real Sociedad Astronómica . 419 (1): 342– 357. Bibcode : 2012MNRAS.419..342C . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.19697.x .

[81] Balona, LA (marzo de 2022). "Estrellas de secuencia principal TESS AF de oscilación rápida: ¿son las estrellas roAp una clase distinta?" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 510 (4): 5743– 5759. arXiv : 2109.02246 . Bibcode : 2022MNRAS.510.5743B . doi : 10.1093/mnras/stac011 .

[Kiss_Percy_2012-82] 1 2 Kiss, LL; Percy, JR (junio de 2012). "Gigantes rojas pulsantes no Mira y supergigantes". The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 40 (1): 528. Bibcode : 2012JAVSO..40..528K .

[messina-83] Messina, Sergio (2007). "Evidencia del origen pulsacional de los largos períodos secundarios: la estrella supergigante roja V424 Lac (HD 216946)". New Astronomy . 12 (7): 556– 561. Bibcode : 2007NewA...12..556M . doi : 10.1016/j.newast.2007.04.002 .

[84] Soszyński, I. (2007). "Períodos secundarios largos y binariedad en estrellas gigantes rojas". The Astrophysical Journal . 660 (2): 1486– 1491. arXiv : astro-ph/0701463 . Bibcode : 2007ApJ...660.1486S . doi : 10.1086/513012 . S2CID 2445038 .

[85] Olivier, EA; Wood, PR (2003). "Sobre el origen de los largos períodos secundarios en variables semirregulares". The Astrophysical Journal . 584 (2): 1035. Bibcode : 2003ApJ...584.1035O . CiteSeerX 10.1.1.514.3679 . doi : 10.1086/345715 . S2CID 40373007 .

[86] Whitelock, Patricia A. (septiembre de 2012). "Variables de la rama gigante asintótica en la galaxia y el grupo local". Astrofísica y ciencia espacial . 341 (1): 123– 129. arXiv : 1201.2997 . Bibcode : 2012Ap & SS.341..123W . doi : 10.1007/s10509-012-0993-x .

[Reid_Goldston_2002-87] 1 2 Reid, MJ; Goldston, JE (abril de 2002). "Cómo las variables Mira cambian la luz visual mil veces". The Astrophysical Journal . 568 (2): 931– 938. arXiv : astro-ph/0106571 . Bibcode : 2002ApJ...568..931R . doi : 10.1086/338947 .

[88] Frommert, Hartmut; Kronberg, Christine. "Mira, Omicron Ceti" . Estudiantes para la Exploración y el Desarrollo del Espacio . Recuperado el 27 de agosto de 2025 .

[89] Templeton, MR; et al. (agosto de 2005). "Evolución secular en las pulsaciones de la variable Mira". The Astronomical Journal . 130 (2): 776– 788. arXiv : astro-ph/0504527 . Bibcode : 2005AJ....130..776T . doi : 10.1086/431740 .

[Trabucchi_et_al_2021-90] 1 2 3 Trabucchi, M.; et al. (diciembre de 2021). "Gigantes rojas semirregulares como indicadores de distancia. I. Las relaciones período-luminosidad de las variables semirregulares revisitadas". Astronomía y Astrofísica . 656 : A66. arXiv : 2109.04293 . Bibcode : 2021A y A...656A..66T . doi : 10.1051/0004-6361/202142022 .

[91] Kiss, LL; et al. (junio de 1999). "Multiperiodicidad en variables semirregulares. I. Propiedades generales". Astronomía y Astrofísica . 346 : 542–555 . arXiv : astro-ph/9904128 . Bibcode : 1999A & A...346..542K .

[92] Kaler, James B. (2011). Estrellas y sus espectros: Una introducción a la secuencia espectral . Cambridge University Press. pág. 118. ISBN 978-0-521-89954-3.

[93] Marsakova, VI; Andronov, IL (2012). "Miras o SRA'S - Las variables de tipo transitorio". Publicaciones astronómicas de Odessa . 25 : 60. Código Bib : 2012OAP....25...60M .

[Percy_Terziev_2011-94] 1 2 Percy, JR; Terziev, E. (junio de 2011). "Estudios de "irregularidad" en gigantes rojas pulsantes. III. Muchas más estrellas, una visión general y algunas conclusiones" (PDF) . The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 39 (1): 1. Bibcode : 2011JAVSO..39....1P . Recuperado el 29 de agosto de 2025 .Listado como α Sco.

[95] Estrella variable de la temporada, invierno de 2005: Las estrellas Beta Cephei y sus parientes. Archivado el 15 de junio de 2010 en Wayback Machine , John Percy, AAVSO . Consultado el 2 de octubre de 2008.

[96] Lesh, JR; Aizenman, ML (1978). "El estado observacional de las estrellas Beta Cephei". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 16 : 215–240 . Bibcode : 1978ARA & A..16..215L . doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.001243 .

[spb-97] De Cat, P. (2002). Aerts, Conny; et al. (eds.). Una visión general observacional de las pulsaciones en estrellas β Cep y estrellas B de pulsación lenta (artículo invitado) . Pulsaciones radiales y no radiales como sondas de la física estelar. Coloquio 185 de la IAU. Actas de la conferencia de la ASP. Vol. 259. San Francisco: Sociedad Astronómica del Pacífico. pág. 196. Bibcode : 2002ASPC..259..196D . ISBN 1-58381-099-4.

[98] Shi, Xiang-dong; et al. (septiembre de 2023). "Un catálogo de nuevas estrellas de tipo B de pulsación lenta" . The Astrophysical Journal Supplement Series . 268 (1): 16. arXiv : 2412.03855 . Bibcode : 2023ApJS..268...16S . doi : 10.3847/1538-4365/ace88c .

[kilkenny-99] Kilkenny, D. ( 2007). "Subenanas calientes pulsantes: una revisión observacional" . Communications in Asteroseismology . 150 : 234–240 . Bibcode : 2007CoAst.150..234K . doi : 10.1553/cia150s234 .

[100] Jeffery, C. Simon (marzo de 2008). "Designaciones de estrellas variables para estrellas de helio extremas". Boletín informativo sobre estrellas variables . 5817 : 1. Bibcode : 2008IBVS.5817....1J .

[101] Walker, HJ; Hill, PW (agosto de 1985). "Velocidades radiales para la estrella deficiente en hidrógeno HD 168476, varias estrellas fuertes y débiles en helio". Astronomía y Astrofísica, Serie Suplementaria . 61 : 303–311 . Bibcode : 1985A & AS...61..303W .

[102] Darling, David (2003). El libro universal de la astronomía: De la galaxia de Andrómeda a la zona de evitación . Turner Publishing Company. ISBN 978-1-62045-598-2.

[103] Saio, Hideyuki; et al. (2016). Avances y problemas en la teoría de la pulsación de estrellas masivas . Astronomía en foco, tal como se presentó en la XXIX Asamblea General de la IAU, 2015. Actas de la IAU. Vol. 29B. pp. 573– 580. Bibcode : 2016IAUFM..29B.573S . doi : 10.1017/S1743921316006141 .

[104] Guzik, Joyce A.; et al. (junio de 2024). Martin, John C.; et al. (eds.). Deneb y las variables α Cygni . Actas de la 43.ª Conferencia Anual de la Sociedad de Ciencias Astronómicas: Simposio sobre Ciencia del Telescopio. págs. 145–153 . arXiv : 2410.23985 . Bibcode : 2024SASS...43..145A .

[105] Qian, Sheng-Bang; et al. (enero de 2019). "Propiedades físicas de las estrellas pulsantes γ Doradus y su relación con las variables δ Scuti de largo período". Investigación en Astronomía y Astrofísica . 19 (1): 001. Bibcode : 2019RAA....19....1Q . doi : 10.1088/1674-4527/19/1/1 .

[106] Bedding, Timothy R.; Kjeldsen, Hans (2003). "Oscilaciones similares a las solares". Publicaciones de la Sociedad Astronómica de Australia . 20 (2): 203– 212. arXiv : astro-ph/0305425 . Bibcode : 2003PASA...20..203B . doi : 10.1071/AS03025 .

[107] Christensen-Dalsgaard, Jørgen; Houdek, Günter (julio de 2010). "Perspectivas para la astrosismología". Astrofísica y ciencia espacial . 328 ( 1–2 ): 51–66 . arXiv : 0911.4629 . Bibcode : 2010Ap & SS.328...51C . doi : 10.1007/s10509-009-0227-z .

[108] Bedding, Timothy R. (febrero de 2014). Pallé, Pere L.; Esteban, Cesar (eds.). Oscilaciones similares a las solares: una perspectiva observacional . Asteroseismology, 22.ª Escuela de Invierno de Astrofísica de las Islas Canarias. Cambridge, Reino Unido: Cambridge University Press. pág. 60. arXiv : 1107.1723 . Bibcode : 2014aste.book...60B .

[trevor2020-109] Dorn-Wallenstein, Trevor Z.; Levesque, Emily M.; Neugent, Kathryn F.; Davenport, James RA; Morris, Brett M.; Gootkin, Keyan (2020). "Variabilidad a corto plazo de estrellas masivas evolucionadas con TESS II: una nueva clase de supergigantes frías y pulsantes" . The Astrophysical Journal . 902 (1): 24. arXiv : 2008.11723 . Bibcode : 2020ApJ...902...24D . doi : 10.3847/1538-4357/abb318 . S2CID 221340538 .

[physrev-110] Koester, D.; Chanmugam, G. (1990). "REVISIÓN: Física de las estrellas enanas blancas" . Reports on Progress in Physics . 53 (7): 837. Bibcode : 1990RPPh...53..837K . doi : 10.1088/0034-4885/53/7/001 . S2CID 122582479 .

[wden-111] Murdin, Paul (2002). Enciclopedia de Astronomía y Astrofísica . Institute of Physics Pub. Bibcode : 2002eaa..book.....M . ISBN 0-333-75088-8.

[quirion-112] Quirion, P.-O.; Fontaine, G.; Brassard, P. (2007). "Mapeo de los dominios de inestabilidad de las estrellas GW Vir en el diagrama de temperatura efectiva-gravedad superficial" . The Astrophysical Journal Supplement Series . 171 (1): 219– 248. Bibcode : 2007ApJS..171..219Q . doi : 10.1086/513870 .

[113] Nagel, T.; Werner, K. (2004). "Detección de pulsaciones no radiales en modo g en la estrella PG 1159 recién descubierta HE 1429-1209". Astronomía y Astrofísica . 426 (2): L45. arXiv : astro-ph/0409243 . Bibcode : 2004A & A...426L..45N . doi : 10.1051/0004-6361:200400079 . S2CID 9481357 .

[Kołaczek-Szymański_et_al_2024-114] 1 2 Kołaczek-Szymański, Piotr A.; et al. (noviembre de 2024). "Pulsadores azules de gran amplitud formados a partir de la fusión de enanas blancas de baja masa". Astronomía y Astrofísica . 691 : A103. arXiv : 2410.00154 . Bibcode : 2024A y A...691A.103K . doi : 10.1051/0004-6361/202451628 .

[Byrne_et_al_2021-115] 1 2 3 Byrne, CM; et al. (octubre de 2021). "Trayectorias de evolución binaria de pulsadores azules de gran amplitud" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 507 (1): 621– 631. arXiv : 2107.14628 . Bibcode : 2021MNRAS.507..621B . doi : 10.1093/mnras/stab2115 .

[116] Meng, Xiang-Cun; et al. (noviembre de 2020). "Pulsadores azules de gran amplitud: posibles compañeros supervivientes de supernovas de tipo Ia" . The Astrophysical Journal . 903 (2): 100. arXiv : 2009.11059 . Bibcode : 2020ApJ...903..100M . doi : 10.3847/1538-4357/abbb8e .

[117] Wu, Tao; Li, Yan (agosto de 2018). "¿En qué estado evolutivo se encuentran los pulsadores azules de gran amplitud?" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 478 (3): 3871– 3877. arXiv : 1805.07073 . Bibcode : 2018MNRAS.478.3871W . doi : 10.1093/mnras/sty1347 .

[Samus_et_al_2017-118] 1 2 3 Samus, NN; et al. (2017). "Catálogo general de estrellas variables: tipos de variabilidad GCVS" . Astronomy Reports . GCVS 5.1. 61 (1): 80– 88. Bibcode : 2017ARep...61...80S . doi : 10.1134/S1063772917010085 . Recuperado el 1 de septiembre de 2025 .

[119] Contreras Peña, Carlos; et al. (julio de 2020). "La relación entre la variabilidad en el infrarrojo medio y submilimétrico de protoestrellas profundamente incrustadas" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 495 (4): 3614– 3635. arXiv : 2005.01569 . Bibcode : 2020MNRAS.495.3614C . doi : 10.1093/mnras/staa1254 .

[120] Burnell, S. Jocelyn Bell; et al. (2004). Green, Simon F.; Jones, Mark H. (eds.). Introducción al Sol y las Estrellas . Cambridge University Press. págs. 165–168 . ISBN 978-0-521-54622-5.

[121] Isles, John (1991). «Estrellas variables» . En Stott, Carole (ed.). Imágenes del Universo . Cambridge University Press. pág. 124. ISBN 978-0-521-42419-6.

[Roth_2009-122] Roth, Günter D., ed. (2009). Manual de astronomía práctica . Springer Science & Business Media. pág. 604. ISBN 978-3-540-76379-6.

[123] Herbst, W.; Shevchenko, VS (agosto de 1999). "Un catálogo fotométrico de estrellas Herbig AE/BE y discusión sobre la naturaleza y la causa de las variaciones de las estrellas UX Orionis". The Astronomical Journal . 118 (2): 1043– 1060. Bibcode : 1999AJ....118.1043H . doi : 10.1086/300966 .

[124] Vioque, M.; et al. (diciembre de 2018). "Estudio de estrellas Herbig Ae/Be con Gaia DR2". Astronomía y Astrofísica . 620 : A128. arXiv : 1808.00476 . Bibcode : 2018A y A...620A.128V . doi : 10.1051/0004-6361/201832870 .

[Magakian_et_al_2022-125] 1 2 Magakian, Tigran; et al. (diciembre de 2022). "FUors, EXors y el papel de los objetos intermedios". Acta Astrofísica Táurica . 3 (3): 4– 7. arXiv : 2303.04536 . Código Bib : 2022AcAT....3c...4M . doi : 10.34898/aat.vol3.iss3.pp4-7 .

[126] Dunham, MM; et al. (2014). "La evolución de las protoestrellas: conocimientos de diez años de estudios de infrarrojos con Spitzer y Herschel" . En Beuther, Henrik; et al. (eds.). Protoestrellas y Planetas VI . Serie de ciencia espacial de la Universidad de Arizona. Prensa de la Universidad de Arizona. pag. 208. arXiv : 1401.1809 . Código Bib : 2014prpl.conf..195D . doi : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009 . ISBN 978-0-8165-3124-0.

[127] Lamers, JGLM; Levesque, Emily M. (diciembre de 2017). «Vientos estelares y pérdida de masa». Comprensión de la evolución estelar . IOP Publishing Ltd. págs. 15-1 a 15-12. ISBN 978-0-7503-1278-3. Consultado el 5 de septiembre de 2025 .

[128] Humphreys, Roberta M. (1999). Wolf, B.; et al. (eds.). La variabilidad a largo plazo de las variables azules luminosas . Vientos estelares variables y no esféricos en estrellas calientes luminosas, Actas del Coloquio n.º 169 de la IAU celebrado en Heidelberg, Alemania, del 15 al 19 de junio de 1998. Berlín Heidelberg Nueva York: Springer-Verlag. Bibcode : 1999LNP...523..243H . doi : 10.1007/BFb0106384 .

[Smith_2017-129] 1 2 Smith, Nathan (septiembre de 2017). "Variables azules luminosas y el destino de las estrellas muy masivas" . Philosophical Transactions of the Royal Society A. 375 ( 2105). Bibcode : 2017RSPTA.37560268S . doi : 10.1098 / rsta.2016.0268 . PMC 5620488. PMID 28923998 .

[130] Humphreys, Roberta M.; et al. (julio de 2016). "Sobre los rasgos sociales de las variables azules luminosas" . The Astrophysical Journal . 825 (1): 64. arXiv : 1603.01278 . Bibcode : 2016ApJ...825...64H . doi : 10.3847/0004-637X/825/1/64 .

[131] Stothers, Richard B.; Chin, Chao-wen (octubre de 2001). "Hipergigantes amarillas como estrellas post-supergigantes rojas dinámicamente inestables". The Astrophysical Journal . 560 (2): 934– 936. Bibcode : 2001ApJ...560..934S . doi : 10.1086/322438 .

[132] van Genderen, AM; et al. (noviembre de 2019). "Pulsaciones, erupciones y evolución de cuatro hipergigantes amarillas". Astronomía y Astrofísica . 631 : A48. arXiv : 1910.02460 . Bibcode : 2019A & A...631A..48V . doi : 10.1051/0004-6361/201834358 .

[133] Lyster, Tim. "Podrían ser hipergigantes" . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables . Consultado el 1 de septiembre de 2025 .

[134] "Nube de polvo en una estrella R CrB (impresión artística)" . ESO . Consultado el 3 de septiembre de 2025 .

[Crawford_et_al_2025-135] 1 2 Crawford, Courtney L.; et al. (marzo de 2025). "Un estudio exhaustivo de la disminución del polvo en las estrellas R Coronae Borealis" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 537 (3): 2635– 2646. arXiv : 2412.16393 . Bibcode : 2025MNRAS.537.2635C . doi : 10.1093/mnras/staf215 .

[136] Clayton, Geoffrey C. (2012). "¿Qué son las estrellas R Coronae Borealis?". The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 40 (1): 539. arXiv : 1206.3448 . Bibcode : 2012JAVSO..40..539C .

[137] Moore, Patrick; Rees, Robin (2014). Patrick Moore's Data Book of Astronomy (2.ª ed.). Cambridge University Press. p. 329. ISBN 978-1-139-49522-6.

[138] Rodrigues, Cláudia V.; Magalhães, A. Mário (septiembre de 2000). "Manchas en los vientos de Wolf-Rayet: variabilidad fotométrica y polarimétrica aleatoria". The Astrophysical Journal . 540 (1): 412– 421. arXiv : astro-ph/0003362 . Bibcode : 2000ApJ...540..412R . doi : 10.1086/309291 .

[Moffat_Shara_1986-139] 1 2 Moffat, AFJ; Shara, MM (octubre de 1986). "Variabilidad fotométrica de una muestra completa de estrellas Wolf-Rayet del norte". Astronomical Journal . 92 : 952–975 . Bibcode : 1986AJ.....92..952M . doi : 10.1086/114227 .

[140] Maryeva, OV (diciembre de 2024). "Estrellas Wolf-Rayet: lo que sabemos y lo que no". Revista Astronómica de Azerbaiyán . 19 (2): 73– 90. arXiv : 2412.05772 . Bibcode : 2024AzAJ...19b..73M . doi : 10.59849/2078-4163.2024.2.73 .

[141] Harrington, Philip S. (1990). Recorriendo el universo con binoculares: una guía completa para astrónomos . Wiley Science Editions. Vol. 79. Turner Publishing Company. ISBN 978-1-62045-949-2.

[Gies_et_al_2023-142] Gies, Douglas R.; et al. (enero de 2023). "Estrellas Gamma Cas como sistemas binarios Be+enana blanca" . The Astrophysical Journal Letters . 942 (1). id. L6. arXiv : 2212.06916 . Bibcode : 2023ApJ...942L...6G . doi : 10.3847/2041-8213/acaaa1 .

[143] "Una estrella diminuta desata una llamarada monstruosa" . NASA. 20 de mayo de 2008. Consultado el 3 de septiembre de 2025 .

[144] Balona, LA (marzo de 2015). "Estrellas fulgurantes en el diagrama HR" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 447 (3): 2714– 2725. Bibcode : 2015MNRAS.447.2714B . doi : 10.1093/mnras/stu2651 .

[Dzombeta_Percy_2019-145] 1 2 Dzombeta, K.; Percy, JR (diciembre de 2019). "Estrellas llameantes: una breve revisión" . The Journal of the American Association of Variable Star Observers . 47 (2): 282. Bibcode : 2019JAVSO..47..282D . Recuperado el 2 de septiembre de 2025 .

[146] Dal, HA (julio de 2020). "Las frecuencias acumulativas de llamaradas de estrellas UV Ceti de diferentes tipos espectrales" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 495 (4): 4529– 4541. Bibcode : 2020MNRAS.495.4529D . doi : 10.1093/mnras/staa1484 .

[Schaefer_et_al_2000-147] Schaefer, Bradley E.; et al. (febrero de 2000). "Superfulguraciones en estrellas ordinarias de tipo solar". Astrophysical Journal . 529 (2): 1026– 1030. arXiv : astro-ph/9909188 . Bibcode : 2000ApJ...529.1026S . doi : 10.1086/308325 . S2CID 10586370 .

[148] Vida, Krisztián; Kővári, Zsolt; Leitzinger, Martín; Odert, Petra; Oláh, Katalin; Seli, Balint; Kriskovics, Levente; Greimel, Robert; Görgei, Anna Mária (julio de 2024). "Llamaradas estelares, superllamaradas y eyecciones de masa coronal: entrada en la era del Big Data" . Universo . 10 (8). identificación. 313. arXiv : 2407.16446 . Código Bib : 2024Univ...10..313V . doi : 10.3390/universo10080313 .

[149] Audard, M.; et al. (febrero de 2003). "Un estudio de las abundancias coronales en binarias RS CVn*". Astronomía y Astrofísica . 398 (3): 1137– 1149. arXiv : astro-ph/0109268 . Bibcode : 2003A & A...398.1137A . doi : 10.1051/0004-6361:20021737 .

[150] Martínez, CI; et al. (junio de 2022). "Ciclos de actividad en estrellas de tipo RS CVn" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 512 (4): 4835– 4845. arXiv : 2111.05911 . Bibcode : 2022MNRAS.512.4835M . doi : 10.1093/mnras/stac755 .

[151] "Supernova 1994D en la galaxia NGC 4526" . 25 de mayo de 1999. Consultado el 3 de septiembre de 2025 .

[HSCA-152] 1 2 3 4 "Introducción y antecedentes" . Observatorio de rayos X Chandra: Investigación de remanentes de supernovas . Centro Harvard-Smithsonian de Astrofísica. págs. 1–5 . Recuperado el 1 de septiembre de 2025 .

[153] Pan, Y. -C.; et al. (agosto de 2024). "Medición de las velocidades de eyección de supernovas de tipo Ia a partir del sondeo pan-STARRS1 de profundidad media" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 532 (2): 1887– 1900. arXiv : 2211.06895 . Bibcode : 2024MNRAS.532.1887P . doi : 10.1093/mnras/stae1618 .

[154] Branch, David; Wheeler, J. Craig (2017). Explosiones de supernovas . Biblioteca de Astronomía y Astrofísica. Springer. págs. 19–20 . ISBN 978-3-662-55054-0.

[155] Bandyopadhyay, Debades; Kar, Kamales (2022). Supernovas, física de estrellas de neutrones y nucleosíntesis . Biblioteca de astronomía y astrofísica. Springer Nature. págs. 33–34 . ISBN 978-3-030-95171-9.

[156] Howell, D. Andrew (junio de 2011). "Supernovas de tipo Ia como puntos finales estelares y herramientas cosmológicas". Nature Communications . 2 350. id. 350. arXiv : 1011.0441 . Bibcode : 2011NatCo...2..350H . doi : 10.1038/ncomms1344 . PMID 21673671 .

[157] "Fenómeno espacial imita al arte en la versión del universo de una pintura de van Gogh" . Instituto Científico del Telescopio Espacial. 4 de marzo de 2004. Consultado el 3 de septiembre de 2025 .

[Chen_Ivanova_2024-158] 1 2 Chen, Zhuo; Ivanova, Natalia (marzo de 2024). "Acortando la brecha entre las novas rojas luminosas y la evolución de la envoltura común: el papel de la energía de recombinación y la fuerza de radiación" . The Astrophysical Journal Letters . 963 (2). id. L35. arXiv : 2402.05686 . Bibcode : 2024ApJ...963L..35C . doi : 10.3847/2041-8213/ad2a47 .

[159] Tranin, Hugo; et al. (marzo de 2025). "Estrellas con brecha de Hertzsprung en galaxias cercanas y la búsqueda de progenitores luminosos de novas rojas". Astronomía y Astrofísica . 695. id. A226. arXiv : 2409.11347 . Bibcode : 2025A y A...695A.226T . doi : 10.1051/0004-6361/202452286 .

[Chomiuk_et_al_2011-160] 1 2 Chomiuk, Laura ; et al. (septiembre de 2021). "Nuevas perspectivas sobre las novas clásicas". Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 59 : 391–444 . arXiv : 2011.08751 . Bibcode : 2021ARA & A..59..391C . doi : 10.1146/annurev-astro-112420-114502 .

[161] Kaler, James B. (2002). El cielo siempre cambiante: una guía de la esfera celeste . Cambridge University Press. pág. 133. ISBN 978-0-521-49918-7.

[Constanze_1993-162] 1 2 La Dous, Constanze (septiembre de 1993). "Novas enanas" . NTRS - Servidor de informes técnicos de la NASA . Publicación especial de la NASA. 507 : 15. Bibcode : 1993NASSP.507...15L . ID del documento 19950020649. Recuperado el 3 de septiembre de 2025 .

[Otulakowska-Hypka_et_al_2016-163] Otulakowska-Hypka, Magdalena; et al. (agosto de 2016). "Análisis estadístico de las propiedades de los estallidos de novas enanas" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 460 (3): 2526– 2541. arXiv : 1605.02937 . Bibcode : 2016MNRAS.460.2526O . doi : 10.1093/mnras/stw1120 .

[164] Osaki, Yoji (enero de 1996). "Erupciones de novas enanas". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 108 : 39. Bibcode : 1996PASP..108...39O . doi : 10.1086/133689 .

[165] Skopal, Augustin (junio de 2023). "El surgimiento de una región de viento neutro en el plano orbital de binarias simbióticas durante sus estallidos" . The Astronomical Journal . 165 (6): 258. arXiv : 2305.04220 . Bibcode : 2023AJ....165..258S . doi : 10.3847/1538-3881/acd193 .

[Duffy_et_al_2021-166] 1 2 Duffy, C.; et al. (abril de 2021). "Evidencia de que los sistemas AM CVn de período corto son diversos en su comportamiento de estallido" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 502 (4): 4953– 4962. arXiv : 2102.04428 . Bibcode : 2021MNRAS.502.4953D . doi : 10.1093/mnras/stab389 .

[167] Smak, J. (diciembre de 2023). "AM CVn - Parámetros del sistema y ondas gravitacionales". Acta Astronomica . 73 (3): 227– 232. arXiv : 2312.16506 . Bibcode : 2023AcA....73..227S . doi : 10.32023/0001-5237/73.3.2 .

[168] Karitskaya, Eugenia; et al. (diciembre de 2019). Sobre la variabilidad a largo plazo del sistema binario de rayos X de alta masa Cyg X-1 . Sistemas binarios de rayos X de alta masa: Iluminando el paso de sistemas binarios masivos a objetos compactos en fusión. Actas de la Unión Astronómica Internacional. Vol. 346. págs. 206–211 . Bibcode : 2019IAUS..346..206K . doi : 10.1017/S1743921319001339 .

[169] Patterson, Joseph (marzo de 1994). "Las estrellas DQ Herculis". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 106 : 209. Bibcode : 1994PASP..106..209P . doi : 10.1086/133375 .

[170] Buckley, David AH; et al. (agosto de 1995). "RX J1712.6-2414: una polar intermedia polarizada del estudio del plano galáctico de ROSAT" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 275 (4): 1028– 1048. Bibcode : 1995MNRAS.275.1028B . doi : 10.1093/mnras/275.4.1028 .

[171] Mason, PA (julio de 2004). Tovmassian, G.; Sion, E. (eds.). Sobre la clasificación de variables cataclísmicas magnéticas . Coloquio 194 de la IAU: Binarias compactas en la galaxia y más allá. Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica Conference Series. Vol. 20. pp. 180–181 . Bibcode : 2004RMxAC..20..180M .

[172] Kalomeni, Belinda; Yakut, Kadri (diciembre de 2008). "Variación de la luz y el período de la variable cataclísmica magnética AM Her". The Astronomical Journal . 136 (6): 2367– 2372. arXiv : 0811.0568 . Bibcode : 2008AJ....136.2367K . doi : 10.1088/0004-6256/136/6/2367 .

[173] Bisikalo, Dmitry; et al. (noviembre de 2021). "Desplazamiento de puntos calientes en polares síncronas y asíncronas: resultados de una simulación numérica tridimensional" . Galaxies . 9 (4): 110. Bibcode : 2021Galax...9..110B . doi : 10.3390/galaxies9040110 .

[174] Reig, P.; et al. (mayo de 2016). "Variabilidad óptica y espectral a largo plazo de binarias de rayos X de alta masa. II. Espectroscopia". Astronomía y Astrofísica . 590. id. A122. arXiv : 1603.08327 . Bibcode : 2016A & A...590A.122R . doi : 10.1051/0004-6361/201628271 .

[175] "Variables rotatorias: mapeando las superficies de las estrellas | aavso" . www.aavso.org . Consultado el 12 de diciembre de 2023 .

[Morris_1985-176] 1 2 Morris, SL (agosto de 1985). "Las estrellas variables elipsoidales". Astrophysical Journal . 295 : 143–152 . Bibcode : 1985ApJ...295..143M . doi : 10.1086/163359 .

[Beech_1985-177] 1 2 Beech, M. (diciembre de 1985). "Las variables elipsoidales". Astrofísica y ciencia espacial . 117 (1): 69– 81. Bibcode : 1985Ap & SS.117...69B . doi : 10.1007/BF00660911 .

[MAST-178] "MAST: Archivo Barbara A. Mikulski para Telescopios Espaciales" . Instituto de Ciencia del Telescopio Espacial . Consultado el 8 de diciembre de 2021 .

[Panov-179] Panov, K.; Dimitrov, D. (mayo de 2007). "Estudio fotométrico a largo plazo de FK Comae Berenices y HD 199178" . Astronomía y Astrofísica . 467 (1): 229–235 . Bibcode : 2007A & A...467..229P . doi : 10.1051/0004-6361:20065596 . S2CID 120275241 .

[180] Sanad, MR; Bobrowsky, M. (agosto de 2014). "Variaciones espectrales ultravioleta de FK Comae y V 1794 Cygni". New Astronomy . 31 : 37–42 . Bibcode : 2014NewA...31...37S . doi : 10.1016/j.newast.2014.02.004 .

[181] Sikora, J.; et al. (julio de 2020). "Seguimiento espectropolarimétrico de 8 candidatos a FK Comae brillantes en rayos X y de rápida rotación" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 496 (1): 295– 308. arXiv : 2005.09179 . Bibcode : 2020MNRAS.496..295S . doi : 10.1093/mnras/staa1455 .

[Livio_Stoker_1988-182] Livio, Mario; Soker, Noam (junio de 1988). "La fase de envoltura común en la evolución de estrellas binarias". Astrophysical Journal . 329 : 764. Bibcode : 1988ApJ...329..764L . doi : 10.1086/166419 .

[183] Chahal, Deepak; et al. (agosto de 2022). "Estadísticas de las estrellas variables cromosféricas BY Draconis" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 514 (4): 4932– 4943. arXiv : 2206.05505 . Bibcode : 2022MNRAS.514.4932C . doi : 10.1093/mnras/stac1660 .

[184] Kővári, Z.; Oláh, K. (diciembre de 2014). "Observación de dinamos en estrellas frías". Reseñas de ciencia espacial . 186 ( 1– 4): 457– 489. arXiv : 1408.6199 . Código Bib : 2014SSRv..186..457K . doi : 10.1007/s11214-014-0092-0 .

[185] Lubin, Dan; et al. (marzo de 2012). "Frecuencia de eventos mínimos de Maunder en estrellas de tipo solar inferida a partir de observaciones de actividad y metalicidad". The Astrophysical Journal Letters . 747 (2). id. L32. Bibcode : 2012ApJ...747L..32L . doi : 10.1088/2041-8205/747/2/L32 .

[186] Aliyev, SG; et al. (octubre de 2018). "Estudio de la variabilidad fotométrica de las estrellas CP magnéticas II. Naturaleza de la variación del brillo". Revista Astronómica de Azerbaiyán . 13 (2): 38– 53. Bibcode : 2018AzAJ...13b..38A .

[187] Kochukhov, O.; et al. (abril de 2005). "Atmósferas modelo estelares con recubrimiento de líneas magnéticas". Astronomía y Astrofísica . 433 (2): 671– 682. arXiv : astro-ph/0412262 . Bibcode : 2005A & A...433..671K . doi : 10.1051/0004-6361:20042300 .

[188] Faltová, N.; et al. (diciembre de 2021). "Un estudio de caso de variables ACV descubiertas en el estudio de la Instalación Transitoria de Zwicky". Astronomía y Astrofísica . 656. id. A125. arXiv : 2108.11411 . Bibcode : 2021A & A...656A.125F . doi : 10.1051/0004-6361/202141534 .

[189] Balona, LA (noviembre de 2022). "Rotación de estrellas calientes normales, peculiares y Be a partir de fotometría espacial" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 516 (3): 3641– 3649. Bibcode : 2022MNRAS.516.3641B . doi : 10.1093/mnras/stac2515 .

[190] Shearer, A.; Golden, A. (2002). Becker, W.; et al. (eds.). ¿Por qué estudiar los púlsares ópticamente? . Actas del 270. Seminario WE-Heraeus sobre estrellas de neutrones, púlsares y remanentes de supernovas. Informe MPE. Vol. 278. Garching bei München: Max-Plank-Institut für extraterrestrische Physik. p. 44. arXiv : astro-ph/0208579 . Bibcode : 2002nsps.conf...44S .

[191] Kopal, Zdeněk (1946). Una introducción al estudio de las variables eclipsantes . Monografías del Observatorio de Harvard. Vol. 6. Cambridge, Mass.: Harvard University Press. pág. 1. Bibcode : 1946HarMo...6....1K . LCCN a46-3043 .

[192] Kogure, Tomokazu; Leung, Kam-Ching (2010). La astrofísica de las estrellas con líneas de emisión . Biblioteca de Astrofísica y Ciencias Espaciales. Vol. 342. Springer Science & Business Media. pág. 352. ISBN 978-0-387-68995-1.

[193] Budding, E. (enero de 1986). "Sistemas Algol clásicos (revisión por invitación)". Astrofísica y Ciencias Espaciales . 118 ( 1–2 ): 241–255 . Bibcode : 1986Ap & SS.118..241B . doi : 10.1007/BF00651132 .

[Mennickent_et_al_2018-194] 1 2 Mennickent, Ronald E.; et al. (septiembre de 2018). "Evidencia de regiones activas en el donante del sistema binario tipo Algol V393 Scorpii y prueba del modelo de dinamo de su ciclo largo". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 130 (991): 1– 7. arXiv : 1807.01264 . Bibcode : 2018PASP..130i4203M . doi : 10.1088/1538-3873/aad16f . JSTOR 26660654 .

[Schleicher_Mennickent_2017-195] Schleicher, Dominik RG; Mennickent, Ronald E. (junio de 2017). "Un mecanismo de dinamo como origen potencial del ciclo largo en variables doblemente periódicas". Astronomía y Astrofísica . 602. id. A109. arXiv : 1703.03876 . Bibcode : 2017A & A...602A.109S . doi : 10.1051/0004-6361/201628900 .

[196] Karttunen, Hannu; et al., eds. (2016). Astronomía fundamental (6ª ed.). Saltador. ISBN 978-3-662-53045-0.

[197] Mennickent, RE (enero de 2022). "Discos de acreción y ciclos largos en binarias de tipo β Lyrae" . Galaxies . 10 (1). id. 15. Bibcode : 2022Galax..10...15M . doi : 10.3390/galaxies10010015 .

[198] Mennickent, RE; et al. (enero de 2016). "Binarias interactuantes W Serpentids y variables periódicas dobles" . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 455 (2): 1728– 1745. arXiv : 1510.05628 . Bibcode : 2016MNRAS.455.1728M . doi : 10.1093/mnras/stv2433 .

[199] Skelton, PL; Smits, DP (2010). "Modelado de estrellas variables tipo W UMa". South African Journal of Science . 105 (3/4). a62. doi : 10.4102/sajs.v105i3/4.62 .

[200] Borgia, Michael (2006). La visión humana y el cielo nocturno: cómo mejorar tus habilidades de observación . Serie de astronomía práctica de Patrick Moore. Springer Science & Business Media. pág. 131. ISBN 978-0387-46322-3.

[201] Deming, Drake; et al. (enero de 2019). "Cómo caracterizar la atmósfera de un exoplaneta en tránsito". Publicaciones de la Sociedad Astronómica del Pacífico . 131 (995): 013001. arXiv : 1810.04175 . Bibcode : 2019PASP..131a3001D . doi : 10.1088/1538-3873/aae5c5 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

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[ 7 ]

[ 8 ]

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