ESTRELLAS VARIABLES: ¿Cómo observarlas?

 

Introducción

Una estrella variable es toda aquella estrella del cielo cuyo brillo no es constante, sino que cambia en función del tiempo. Aunque se sospecha que los árabes conociesen ya la variabilidad de Algol, beta Persei, la primera referencia segura es la de una estrella de la constelación de la Ballena, que Fabricius observó en 1596 en la tercera magnitud cuando estaba omitida en los mapas, que llamó Mira (maravillosa), y que Bayer independientemente catalogó con la denominación ómicron Ceti en 1603.

Lo que parecían ser unas pocas anomalías en el firmamento inmutable para los astrónomos del siglo XVII eran ya mas de trescientas a finales del siglo pasado y hoy en dia son alrededor de 40000; es por ello que las estrellas variables son una rama independiente de la Astronomía hoy en dia. Sin embargo, y por paradójico que parezca, la importancia de las ee. vv. reside fuera de su propia area, extendiéndose a todo el conocimiento del Universo. La variabilidad estelar responde a momentos particulares en la vida de una estrella, o a las interacciones entre las estrellas que integran sistemas dobles o múltiples, o a los efectos entre una estrella y un material circundante, o a fenómenos en su superficie, etc, etc. Así, de esta manera, las estrellas variables constituyen auténticos bancos de prueba para estudiar la estructura y evolución estelar, los fluidos en el medio interestelar, los objetos exóticos de la Galaxia, u otros tantos problemas de la Astrofísica actual.

Curva de brillo de R Cassiopeiae. Tipo Mira.

 

Clasificación de las Estrellas Variables

La variabilidad en el brillo de una estrella puede estar provocada bien por:

1-Causas ajena a la propia estrella. En este caso tenemos Variables Extrínsecas, que no son ee. vv. en sentido estricto, sino mas bien casos específicos de estrellas binarias en las que un componente oculta al otro a los observadores. Así este tipo se denomina también de Variables Eclipsantes. Pueden ser de tres tipos: Tipo beta PerseiTipo beta Lyrae Tipo W Ursae Maioris

2- La propia estructura física o toda clase de procesos que acontecen en la estrella. Estas son las estrellas Variables Intrínsecas o Físicas. Esta es la clase de ee.vv. a la que vamos a prestar mas atención . Hay dos grandes tipos de ee.vv. físicas:

Pulsantes. Tienen una variación de brillo por lo general suave y que mantiene una inequívoca periodicidad. Pueden ser de los siguientes subtipos:

Cefeidas (clásicas)(cefeidas de corto periodo)

Tipo RV Tauri

Tipo beta Canis Maioris

Tipo RR Lyrae

Tipo delta Scuti

Tipo Mira

Semirregulares

Tipo alfa-2 Canum Venaticorum

Eruptivas. Tienen variaciones bruscas de brillo, sin seguir, en muchas ocasiones, una periodicidad apreciable. Estas presentan 2 subtipos:

Eruptivas Irregulares

Eruptivas Cataclísmicas

Supernovas:

Tipo I

Tipo II

Novas:

Rápidas

Lentas

Muy Lentas

Tipo U Geminorum

Tipo Z Camelopardalis

Tipo Z Andromedae

Tipo R Coronae Borealis

 

 

 

Nomenclatura de las Estrellas Variables

Al igual que las estrellas ordinarias, las variables se nombran con arreglo a la constelación a la que pertenecen, identificándose mediante una letra latina empezando con R (con el fin de que no se confundan con la estrellas del catálogo de Bode, que utiliza el alfabeto desde la A hasta la Q) seguida por el genitivo del nombre latino de la constelación dentro de cuyos límites está. Cuando se llega a la Z se comienza a nombrar con dos letras, comenzando una serie que va desde la RR hasta la RZ. Si se descubren mas variables se comenzarán series de pares con la S, la T, etc, hasta la Z, combinadas con la R, la S, la T, etc hasta la Z. Asimismo cabe la posibilidad de hacer series de 2 letras de la A hasta la Q combinadas con las letras de la A hasta la Z. Con este sistema se pueden clasificar 334 estrellas variables en una constelación; cuando se reconocen nuevos objetos de este tipo se procederá a nombrarlos con el prefijo V y el número de orden (que tendrá que darse a partir de 335), acompañado del genitivo del nombre latino de la constelación. También hay variables que reciben el nombre tradicional o la denominación de Bayer al ser conocidas tiempo antes de descubrirse su variabilidad: beta Persei (Algol), chi Cygni, por ejemplo. Una estrella variable recibe asimismo una denominación numérica, el número de Harvard, que corresponde a sus coordenadas en la época 1900.0 . Por otro lado, las distintas clases de estrellas variables vienen designadas con el nombre de una estrella que suele ser la primera de ese tipo descubierta y que constituye el prototipo del comportamiento que se tipifica.

 

Metodología de observación

Las estrellas variables son un campo especialmente interesante para el astrónomo amateur por dos razones: 1- es la persona indicada para seguir su comportamiento de una manera regular al ser imposible desde un observatorio profesional la observación periódica de todas las variables catalogadas; 2-el area de las ee.vv. está abierta a todas las disponibilidades de instrumental, puesto que hay variables brillantes que se pueden seguir a simple vista, hay muchas que se pueden observar con unos simples prismáticos, y el catálogo es suficientemente extenso y variado para que sean útiles telescopios de todas clases.

A esto hay que añadir que la observación de e. variables es poco exigente con la calidad de la óptica utilizada y que no son indispensables condiciones excepcionales de transparencia y oscuridad si no estamos estudiando estrellas demasiado tenues; ello quiere decir que desde la ciudad podremos seguir una gran cantidad de variables con telescopios de lo más sencillo. La tarea del aficionado en este campo consistirá en efectuar una medida de brillo o fotometría de la estrella variable en estudio y repetirla un cierto tiempo después.

Con las medidas fotométricas de momentos distintos podremos reconstruir el comportamiento del objeto elegido. La relación entre fecha y brillo se puede resumir y visualizar en un diagrama cartesiano, con el tiempo en el eje de abscisas y la magnitud visual en el eje de ordenadas , gráfico que llamamos curva de brillo.

Para comenzar nuestra jornada fotométrica tendremos que estar provistos de mapas específicos para estrellas variables, los cuales en su mayoría edita la AAVSO (Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables) y la AFOEV (Asociación Francesa de Observadores de Estrellas Variables). Los mapas de tipo 'a' (con una escala de 5' por mm) nos permitirán localizar la variable (seguramente también con la ayuda de un atlas detallado como el SKY ATLAS 2000.0 o el URANOMETRIA), mientras que las cartas 'b' (60" por mm) nos permitirán identificar la variable que buscamos sin ningún error y medir su brillo cuando este sea máximo. Las cartas 'c', 'd' y 'e' (con una escala de 40", 20", y 10" por mm respectivamente) están disponibles para estrellas variables tenues o con máximos débiles y nos darán campos de visión mas restringidos y estrellas de comparación más débiles; las usaremos durante las fases de brillo mas reducido. La fotometría que vamos a efectuar es de tipo visual, es decir, que de ahora en adelante solo necesitaremos nuestro ojo para medir el brillo de la variable.

Una vez que la hayamos localizado, alrededor de esta habremos de buscar dos estrellas , que llamamos estrellas de comparación, una más brillante y otra más débil, y estimaremos la diferencia de luminosidad de las estr. de comp. con la e. variable tratándola de asignar uno de los siguientes grados de Argelander:

De este modo compararemos la estrella variable primero con una estrella que tenga un brillo menor y después con otra que sea de mayor luminosidad.El valor del brillo de la e. variable lo obtrendremos mediante una simple fórmula que se da a continuación: mvar=ma+(mb-ma)*a/(a+b) donde mvar es la magnitud de la estrella variable, ma la magnitud de la estrella de comparación de brillo superior y a el grado de diferencia de brillo observada entre ambas; mb es el brillo de la estrella de comparación de brillo inferior y b el grado de diferencia observada entre esta y la variable. Hay casos en los que podemos discernir diferencias de brillo algo mas ambiguas, en los cuales podremos tomar los grados con décimas; así, por ejemplo, si apreciamos una diferencia de luminosidad que estuviera entre 1 y 2 tomaríamos un grado 1.5 .

Este método, aunque se nos aparenta bastante intuitivo, resulta bastante fiable . Al analizar su grado de precisión nos encontramos con que nominalmente podríamos discernir una diferencia de hasta una décima de magnitud, que en la practica se reduce a un intervalo de confianza entre 0.2 y 0.4 magnitudes, que es un grado de incertidumbre perfectamente admisible en el seguimiento de estrellas con una amplitud de variación de 1.5 magnitudes como mínimo, que son las que constituirán el programa de observación visual.

La referencia temporal que usaremos será el Dia Juliano (que se define como el número de días solares medios transcurridos desde el mediodía del 1 de Enero del 4713 AC), que permite tener una escala de tiempo totalmente continua, sin los cambios a los que siempre está sujeto el calendario civil. Las observaciones estarán siempre referidas a la fecha y hora en que se realizan expresadas en días Julianos con una precisión de varias cifras decimales. Los observadores disponen para ello de calendarios de días julianos y tablas para obtener fracciones de dia a partir de la hora en tiempo universal; no hay que olvidar, en el momento de hallarlos, que los días julianos son días astronómicos, o sea, que comienzan al mediodía del tiempo universal.

 

Programación de las observaciones

El campo de las estrellas variables tiene un elemento atractivo adicional que puede interesar al aficionado. Este no es otro que la posibilidad de organizar las observaciones según el equipamiento óptico, la zona de cielo accesible habitualmente, el tiempo disponible para observar, las condiciones de oscuridad del cielo y otros tantos condicionantes posibles. A pesar de lo expuesto antes, los nuevos observadores habrán de tener presente que es primordial adquirir práctica en la fotometría visual y darse tiempo para llegar a conocer los comportamientos de las variables que se vayan a vigilar. Por ello es absolutamente necesario comenzar con variables suficientemente brillantes y con una amplitud de fluctuación de brillo que sea grande, del orden de 4 ó 5 magnitudes como mínimo.

Las Estrellas Variables Pulsantes de largo Periodo o Tipo MIRA son las que reunen las condiciones requeridas, con amplitudes de 2.5 magnitudes en adelante y períodos entre 80 y 1000 días. Estas tienen una variación de luminosidad perfectamente apreciable de semana en semana siguiendo una pauta bastante regular que despertará el interés del neófito. En correspondencia a su largo periodo de variación, las ee.vv. tipo MIRA han de observarse con una periodicidad de 7 días, tal y como lo recomiendan las últimas circulares de la AAVSO, tratándose de evitar mediciones mas frecuentes, que solo supondrían la acumulación de errores. En esta fase el observador también podrá seguir estrellas pulsantes Semirregulares. Estas tienen fluctuaciones máximas de brillo de 2.5 magnitudes y períodos entre un mes y 1000 días. Las ee.vv. semirregulares tienen cierto parecido con las de largo periodo, pero aunque teniendo una evolución igualmente lenta su pauta de variación no está exenta de ciertas irregularidades, por lo que el

Curva de brillo de T Cephei. Tipo Mira.

variabilista no debe extrañarse si se encuentra con que una de estas estrellas permanece varias semanas en una misma magnitud o no llega al valor esperado en el máximo; estas irregularidades, lejos de desanimar al observador, resultan un gran aliciente en la medida que suponen un componente imprevisible que suele eludir los modelos establecidos sobre estas variables. Su frecuencia máxima de observación es de siete días aunque es perfectamente válida una vigilancia cada 10 ó 15 días, especialmente la estrella parece encontrarse en una fase algo estática. Los ejemplares de variables semirregulares con alto brillo aparente son muy numerosos en todo el cielo, y ello, unido a su moderada amplitud hace que sean estrellas idóneas para observadores dotados de prismáticos.

Curva de brillo de W Cygni. Semirregular.

Las estrellas pulsante de Largo Periodo y Semirregulares corresponden a tipos espectrales tardíos y tienen un color anaranjado bastante intenso. Es por ello que debemos estimar su brillo con rapidez porque si no tenderemos a sobreestimar su luminosidad, como consecuencia del efecto Purkinje (según el cual el ojo en visión nocturna tiene una sobresensibilidad a la luz roja).

Cuando hayamos adquirido mas experiencia podremos empezar a observar otros tipos de variables. Las ee.vv. Eruptivas o Cataclísmicas serán el siguiente paso. Esta clase de estrellas presenta un comportamiento imposible de predecir, razón por la cual deben ser observadas cada noche despejada, especialmente los subtipos U Geminorum, Z Camelopardalis, Nova y Supernova, cuyas variaciones de brillo llegan a ser extremádamente veloces. Otras clases de eruptivas: Eruptivas Irregulares, Estrellas Simbióticas, R Coronae Borealis, Estrellas Cuasi-Novas (P Cygni), etc, pueden tener periodos de variación de lenta de brillo, por lo que hay que reducir las observaciones a una cada 7 días a menos que se detecte o se tenga aviso de una actividad peculiar. Por otro lado, las Novas y Supernovas merecerían un espacio aparte por su gran espectacularidad ; nos limitaremos a señalar que cualquier aficionado variabilista

Curva de brillo de SS Cygni. Tipo U Gem.

mínimamente experimentado no debe perder la ocasión de observar las 2 ó 3 novas que suelen aparecer en el firmamento cada año o alguna de las pocas supernovas extragalácticas que llegan a ser visibles en telescopios de mediana abertura; estos son fenómenos raros en los que hay que volcar un especial esfuerzo observacional para conseguir progresos en su conocimiento. Son de especial interés los objetos de tipo U Geminorum o Novas Enanas. Se trata de estrellas que permanecen durante largos períodos en un brillo bastante débil (el mínimo más brillante de todas las UGem es el de SS Cyg, con la 12.1m) hasta que en un momento dado, que suele llegar con una cierta aunque no estricta periodicidad, aumenta su brillo en 4 magnitudes o mas (que supone un incremento de 40 veces en su luminosidad) en el lapso de uno o dos días; la estrella se mantendrá en el brillo máximo varios días, incluso una semana, pasados los cuales vuelve a su estado original en el lapso de unos días. Las variables de tipo Z Camelopardalis tienen, por su parte, una actividad de subida y bajada de unas 4 magnitudes que se repite continuamente en un periodo de dos semanas hasta que repentinamente se quedan en una magnitud a 2/3 entre el mínimo y el máximo sin apenas experimentar variación. Este periodo de parada se puede llegar a extender hasta mas de un año, sin que haya manera de saber cuando acaba exactamente. Las Novas Enanas, por su espectacularidad y su comportamiento impredecible constituyen un formidable reto para el observador, que intentará vigilar cada una de ellas noche tras noche esperando detectar sus erupciones. Por desgracia este tipo de variables eruptivas son de

 

Curva de brillo de SS Aurigae. Tipo U Gem.

 

máximos tenues (el mas brillante es el de SS Cyg, en la 8.3m) y mínimos más débiles todavía. Ello obliga a advertir que solo nos podremos meter de lleno con estas estrellas si hemos acumulado suficientemente experiencia con otros tipos de variables y si poseemos un telescopio de 20 cm de abertura como mínimo. Tal como José Ripero, el variabilista más activo de España y uno de los primeros de Europa, escribe en un artículo: "[...] (Hay que) comenzar siempre la carrera 'variabilista' por las variables mas sencillas, ya que la experiencia en este campo es imprescindible. Ya habrá tiempo de observar variables ténues difíciles" (Ripero, 1986).

Los aficionados mas avanzados podrán pasar a observar otros tipos de variables: Eclipsantes, Cefeidas, RR Lyrae u otras. Las Binarias Eclipsantes tienen variaciones acusadas y periódicas de magnitud con una duración alrededor de unas horas, mientras que las Cefeidas tienen periodos de varios dias y amplitudes menores que de 1 magnitud. Son tipos de variables en muchas ocasiones difíciles de observar correctamente y que en otras tantas se requiere su estudio por medio de fotómetros fotoeléctricos. En cualquier caso, su observación se organiza en unos programas y una metodología específica que no vamos a detallar aquí.

Una estimación de brillo como las que efectuamos con el método visual nos reporta un dato de interés que no tendría sentido no registrar. Apuntemos, para cada estrella variable observada en una noche, la hora en TU de observación, designación y nombre de la variable, dia juliano incluyendo decimal, magnitud estimada, ecuación de comparación (que incluya las magnitudes de las estrellas de comparación y las diferencias observadas con respecto de la variable: ma(a)v(b)mb ), los aumentos utilizados y cualquier otra anotación que pueda ser de utilidad, todo ello en un cuaderno que será testigo de todas nuestras observaciones. Durante la sesión nos ayudaremos de una linterna con un filtro que nos de una luz roja para poder efectuar las anotaciones y leer los mapas sin deslumbrarnos y sin tener que interrumpir nuestra tarea para ir a encender luces.

 

¿Cómo dar a conocer nuestro trabajo?

Tan pronto como empezamos a acumular estimaciones de brillo semana tras semana seguramente nos preguntaremos la razón de seguir una estrella variable durante meses y luego años mas allá de la simple curiosidad. El aficionado tal vez ignoraba que existe una demanda real de observaciones de estrellas variables por parte del astrónomo profesional. Un astrofísico puede investigar una estrella con gran precisión y detalle por medio de telescopios de muy gran abertura y avanzada tecnología, disponiendo asimismo de instrumentos en el espacio que proporcionan acceso a otras regiones del espectro. Sin embargo, la meticulosidad de sus observaciones y el reducido tiempo disponible para estas impiden al investigador tanto vigilar continuamente los objetos que le interesan como escrutar simultaneamente mas de uno de ellos.

Mientras tanto, el aficionado, sea cual sea su instrumento de observación, está en condiciones de rastrear el cielo y controlar cada noche el comportamiento de decenas de estrellas variables. Por ello el profesional necesita de las observaciones fotométricas que efectúan los aficionados, y para tal fin las asociaciones de observadores de estrellas variables son los intermediarios entre ambos colectivos. Por un lado proporcionan la metodología, los mapas con secuencias de comparación y toda clase de información para que el amateur efectúe sus observaciones de forma óptima. Al mismo tiempo, ponen a disposición de los astrofísicos sus archivos de medidas de brillo. Es muy recomendable que los aficionados de habla hispana que empiezan en este campo se dejen guiar por la Asociación de Variabilistas de España (AVE), la cual les podrá afianzar en la metodología y guiar hacia los programas de observación más adecuados; podemos contactar con la AVE a través de la siguientes direcciones:

Asociación de Variabilistas de España

Apartado de Correos nº22

35017-Tafira Alta

Las Palmas de Gran Canaria

[email protected]

http://www.uv.es/~regalado/avesp.htm

 

Pero sin duda alguna, la sociedad de este tipo más relevante es la AAVSO, ya mencionada con anterioridad. Desde su fundación en 1911 (once años antes que la Unión Astronómica Internacional), reune en una base de datos mas de 8 millones de observaciones que vienen proporcionando centenares de observadores estadounidenses y del resto del mundo. Asimismo cada año atiende un número creciente de solicitudes procedentes de astrónomos profesionales y educadores. Edita para sus miembros una revista especializada y unos boletines de noticias, aparte de mantener un servicio de avisos urgentes mediante los cuales loas observadores aficionados proporcionan datos de última hora sobre ciertas estrellas que están siendo estudiadas por los astrofísicos.

Situada en nuestro vecino país, la AFOEV agrupa a los aficionados variabilistas franceses y de otros tantos paises, con fines y éxito similares a los de la AAVSO. También edita mapas de observación y publicaciones informativas para sus socios. Es recomendable que todos los observadores que trabajen con variables manden observaciones desde el principio a estas dos asociaciones. Si pasado el tiempo el aficionado posee un interés particular hacia este campo debería considerar su incorporación a la AAVSO o a la AFOEV. En cualquier caso, ambas recibirán con agrado todas las observaciones que les sean mandadas y ofrecerán gustosos toda información que se les solicite. Sus direcciones son:

AAVSO

25, Birch Street

Cambridge, MA 02138-120

USA

[email protected]

http://www.aavso.org

 

AFOEV c/o

Emile Schweitzer

16, Rue de Plobsheim

67100 Strasbourg

France

E. Schweitzer < [email protected] >

http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/french.html

 

Estas asociaciones y sus observadores tienen en la actualidad tal contribución a la investigación astronómica estelar que han convertido el seguimiento de las estrellas variables en el espectro óptico en un campo casi exclusivo del amateur y convirtiéndole en un peldaño de la escalera que conduce a una mayor conocimiento del Universo, un lugar al alcance de todo aquel que esté dispuesto a observar con rigor y continuidad. Bibliografía (1). Levy, D., 1986. Observing Variable Stars. Sky publishing Corporation. (2). MacRobert, Alan, 1996. The Lure of variable star observing. Sky&Telescope Vol. 91 no. 3. (3). Mayall, Margaret Walton, 1970. Manual for Observing Variable Stars. AAVSO. (3). Ripero Osorio, J., 1986. Instrucciones para la observación de estrellas variables (I,II y III). Tribuna de Astronomía, nums. 3, 4 y 6. Madrid.

 

Página Indice

Hosted by www.Geocities.ws

1