Desde tiempos inmemoriales, la humanidad ha contemplado el cielo nocturno asumiendo que las estrellas eran eternas e inmutables. Esta creencia, arraigada en la filosofía aristotélica, se desmoronó hace apenas unos siglos cuando los primeros astrónomos se percataron de que algunas estrellas cambiaban de brillo de forma notable y periódica. Así comenzó el estudio de las estrellas variables, uno de los campos más apasionantes y reveladores de la astrofísica moderna.
Una estrella variable es aquella cuya luminosidad, vista desde la Tierra, fluctúa a lo largo del tiempo en escalas que van desde minutos hasta décadas. Lejos de ser una rareza, los detectores modernos revelan que aproximadamente el 1% de todas las estrellas son variables, y se cree que la mayoría, incluido nuestro propio Sol, experimenta algún grado de variación a lo largo de su vida. Su estudio es crucial porque estos astros actúan como auténticos laboratorios cósmicos que nos permiten desentrañar sus propiedades físicas —masa, radio, temperatura y composición química— y comprender los procesos más íntimos de la evolución estelar. De hecho, el estudio de las estrellas variables impregna todas las ramas de la astronomía, desde la formación estelar hasta la cosmología, porque nos habla de la “vida secreta de las estrellas”.
El “lenguaje” de las variables
Antes de adentrarnos en su física, conviene saber cómo se designan. Si una estrella no tenía ya una letra griega (como δ Cephei), al descubrirse su variabilidad recibe una denominación especial. Las primeras 334 variables de cada constelación se nombran con letras latinas mayúsculas en este orden: R, S, T.., Z, RR, RS… RZ, SS… ZZ, AA… AZ… QQ… QZ, siempre seguidas del nombre de la constelación (ej.: RR Lyrae, SS Cygni). A partir del número 335, se utiliza simplemente V335, V336, etc., seguido del nombre de la constelación (ej.: V335 Cygni). Este sistema permite identificar de forma única a miles de estrellas cuyo brillo “danza” en la noche.
Clasificando el cambio: Intrínsecas y extrínsecas
Las causas de la variabilidad son diversas, por lo que los astrónomos las clasifican en dos grandes grupos: intrínsecas y extrínsecas. Las primeras varían porque la propia estrella experimenta cambios físicos reales en su luminosidad. Las segundas solo parecen variar debido a factores externos, como ser eclipsadas por una estrella compañera o tener manchas superficiales que rotan.
Variables intrínsecas: Cuando la estrella misma pulsa
Dentro de este grupo, las variables pulsantes son las más numerosas y de fundamental importancia. Estas estrellas se expanden y contraen periódicamente, como un corazón que late, modificando su tamaño, temperatura superficial y, en consecuencia, su brillo.
Cefeidas: Son la piedra angular de la medición de distancias cósmicas. Su brillo puede variar hasta en 2 magnitudes con periodos de 1 a 70 días. Su fama proviene del descubrimiento de Henrietta Swan Leavitt a principios del siglo XX: la astrónoma de Harvard encontró una relación directa entre el periodo de pulsación de una Cefeida y su luminosidad intrínseca.
Pero, ¿qué mantiene este “latido”? El mecanismo es una suerte de “válvula” natural en sus capas exteriores. A cierta profundidad, donde la temperatura es la adecuada, el helio está parcialmente ionizado. Cuando la estrella se comprime, esta capa de helio se calienta y se ioniza por completo, volviéndose opaca a la radiación ultravioleta que asciende del interior. La radiación queda atrapada, el gas se calienta aún más y la presión aumenta, forzando la expansión de la estrella.
Al expandirse, el gas se enfría, los iones de helio capturan electrones y se vuelven neutros, haciéndose transparentes. La radiación escapa, la presión cae y la estrella se contrae de nuevo, repitiendo el ciclo. Esta relación período-luminosidad, calibrada poco después por Ejnar Hertzsprung, convirtió a estas estrellas en candelas estándar, una herramienta con la que Edwin Hubble demostró que el universo se expande. El prototipo de esta clase, δ Cephei, fue descubierto como variable en 1784 por John Goodricke.
Variables RR Lyrae: Son gigantes de períodos cortos (0.2-1.2 días) que también sirven como indicadores de distancia. Son estrellas muy antiguas, de la “población II”, y con ellas Harlow Shapley pudo determinar la distribución de los cúmulos globulares y, por primera vez, la posición del Sol dentro de la Vía Láctea.
Variables de largo periodo (Mira): Estas gigantes rojas, con períodos de 80 a 1000 días, tienen variaciones dramáticas de 2.5 a 5 magnitudes o más. Su arquetipo es Mira (͜ο Ceti), “la Maravillosa”. Su variabilidad fue detectada por primera vez en 1596 por David Fabricius, y en 1638 Johannes Holwarda determinó su ciclo de 11 meses, convirtiéndola en la primera estrella variable oficialmente identificada.
Las variables eruptivas y cataclísmicas experimentan cambios violentos y repentinos. Las primeras, como las jóvenes T Tauri o las R Coronae Borealis, sufren eyecciones de masa o la formación de nubes de “hollín” que oscurecen temporalmente su brillo. Las segundas, como las novas enanas (tipo U Geminorum), son sistemas binarios en los que una enana blanca roba material a su compañera, provocando explosiones termonucleares que las hacen brillar hasta 2500 veces más en apenas dos días. Las supernovas, en cambio, son explosiones tan colosales que destruyen por completo a la estrella, llegando a brillar más que la galaxia que las alberga.
Variables extrínsecas: Juegos de luz en sistemas binarios
En este grupo, la variabilidad no es del astro en sí, sino un efecto de nuestra perspectiva. El ejemplo más famoso es Algol (β Persei), la “Estrella del Demonio”. Su variabilidad fue registrada en 1667 por Geminiano Montanari, pero fue el joven astrónomo sordomudo John Goodricke quien en 1782 dio la explicación correcta: Algol es un sistema binario eclipsante.
Cada 2.87 días, una estrella compañera más tenue pasa por delante de la principal, provocando una “caída” en el brillo total del sistema. ¿Lo nota usted, estimado lector? En la entrega anterior hablábamos precisamente de las estrellas dobles y múltiples y, ahora, notamos que esta configuración estelar es una de las causas de la variabilidad de brillo de una estrella.
La ciencia ciudadana: El legado de la AAVSO
El estudio de las estrellas variables es una de las pocas áreas de la ciencia donde los astrónomos aficionados realizan contribuciones insustituibles. La razón es simple: los cambios estelares a largo plazo requieren un monitoreo constante que los telescopios profesionales no pueden asumir.
Para coordinar este esfuerzo, William Tyler Olcott fundó en 1911 la American Association of Variable Star Observers (AAVSO), que hoy es la mayor organización sin fines de lucro dedicada a esta tarea. Su base de datos internacional, que en 2011 superó los 20 millones de observaciones realizadas por cerca de 1000 observadores al año, es una fuente de datos sin parangón para la investigación astrofísica.
Dentro de esta labor, un pilar fundamental es el Programa Legacy, que se centra en estrellas con curvas de luz de más de 50 años y más de 15,000 observaciones acumuladas. Un ejemplo emblemático es T Ursae Minoris (T UMi), cuya curva de luz continua desde 1904 muestra una transición de un tipo de pulsación a otro, un fenómeno de evolución estelar captado en tiempo real gracias a la colaboración de más de 560 observadores de todo el mundo.
Observando el “latido” de una estrella
Empezar a observar estrellas variables es sorprendentemente sencillo. No se requiere equipo costoso; muchas de ellas son visibles a simple vista o con binoculares. La técnica fundamental es la comparación: se estima el brillo de la estrella variable cotejándolo con el de otras estrellas de brillo conocido en el mismo campo visual. La AAVSO, a través de herramientas en línea como el Variable Star Plotter, proporciona cartas de localización gratuitas con las magnitudes de comparación necesarias.
Para las variables de período corto, como las RR Lyrae, puede ser necesario observarlas varias veces en una noche. En cambio, para las de largo período, como las Mira, basta con una o dos estimaciones cada 7-10 días.
En una era dominada por los grandes “surveys” automatizados, la necesidad de la observación humana, visual y fotométrica, sigue siendo crítica. Los datos de los grandes proyectos tienen una duración finita, pueden saturarse para estrellas brillantes y, a menudo, no captan comportamientos esporádicos o de muy lenta evolución. El observador humano es flexible, puede reaccionar a eventos imprevistos y elegir la cadencia de observación ideal, asegurando así la continuidad de curvas de luz centenarias que son tesoros científicos irremplazables. La AAVSO pone a disposición de quien quiera colaborar su Manual para la Observación Visual de Estrellas Variables y un programa de mentores para guiar a los principiantes en sus primeros pasos.ç
Referencias
American Association of Variable Star Observers. (s.f.). AAVSO: Variable Star Plotter. Recuperado de https://www.aavso.org/vsp
American Association of Variable Star Observers. (s.f.). Observing Variable Stars. Recuperado de https://www.aavso.org/observing-variable-stars
American Association of Variable Star Observers. (2011). 20-Million Milestone for 100-Year Citizen Science Project. Recuperado de
https://archive.aavso.org/20-million-milestone-100-year-citizen-science-project
Bakulin, P. I., Kononovich, E. V. y Moroz, V. I. (1987). Curso de astronomía general. Moscú: Mir.
Estrella variable. (s.f.). Wikipedia. Recuperado de https://es.wikipedia.org/wiki/Estrella_variable
Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics. (s.f.). Percibiendo el Universo Dinámico: Tipos de Variables. Recuperado de https://lweb.cfa.harvard.edu/sdu/es/tiposdevariables.html
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Instituto de Astrofísica de Canarias. (2020, 14 de abril). Las Cefeidas de Henrietta (I). Recuperado de https://www.iac.es/es/blog/vialactea/2020/04/las-cefeidas-de-henrietta-i
Waagen, E. O. (2026). Variable Stars. RASC Observer’s Handbook 2026 (pp. 296-303). Royal Astronomical Society of Canada.