sábado, 27 de marzo de 2010

SS Aurigae


Hace poco hablábamos de estrellas variables cataclísmicas cuando me refería a la erupción de UV Persei. Hay un puñado de estas, las que tienen los mínimos más brillantes, que han venido siendo las más observadas. Una de estas es SS de Auriga, en coordenadas (2000.0):
Ascensión Recta: 06 13 22.43
Declinación: +47 44 25.4



SS Aur en el mínimo (arriba) y en estallido (abajo)

SS Aur es una variable cataclísmica de bastante amplitud, entre la 10.8 y la 15.8 ó 16, lo que supone una diferencia de luminosidad de casi 100 veces entre mínimo y máximo. Las erupciones se producen cada 100 días aproximadamente. 


 Carta de observación de SS aur (AAVSO)


miércoles, 24 de marzo de 2010

Más sobre GK Persei

En la entrada anterior tuve ocasión de hablar de la variable cataclísmica GK Persei, sin caer en la cuenta de que había entrado en uno de sus estallidos casi periódicos.

Curva generada desde la base de datos de la AAVSO

En estos sistemas suelen alternarse erupciones largas y cortas. Y la que toca en esta ocasión es bastante prolongada, en la cual GK Per ya lleva unos 20 días por encima de la magnitud 12. Como suele pasar en estos máximos de larga duración, no suelen ser planos, sino que van experimentando un incremento lento de brillo después del rápido estallido.

En esta etapa es especialmente interesante estudiar las variaciones de brillo de pequeña amplitud (a veces no tan pequeña) que se dan en lapsos de tiempo de unas horas. Son una auténtica ventana para contemplar el comportamiento del sistema binario que origina toda la variabilidad en el brillo.

En estos lapsos cortos de tiempo suelen presentarse variaciones un tanto acusadas que se repiten con una gran periodicidad, estos son los eclipses entre los componentes del sistema binario, rasgo que presentan casi  todas las variables cataclísmicas puesto que en su mayoría tienen un inclinación favorable para presentar dichos eclipses. Sin embargo, el aspecto de la curva de brillo cambia continuamente, ya que está influido por el disco de acrección (alrededor del componente compacto del sistema), que es el elemento que aporta mayor luminosidad al brillo total del sistema. Este disco tiene su propia rotación y en combinación con la revolución del sistema doble dará lugar a una puta compleja de variación, en que se combinan uno y otro periodo.

lunes, 22 de marzo de 2010

Una noche más


Parece que los rigores del invierno nos han dejado por unos días. Si, entramos en primavera el pasado sábado, pero aun tardaremos un tiempo en ver sus efectos en el tiempo atmosférico, ya que el comienzo climático de una estación siempre guarda un desfase con el comienzo astronómico.


Pero entre frente y borrasca podemos aprovechar uno o dos días, a lo sumo, de cielo despejado en los que volver a mover el telescopio y volver a las observaciones. En mi caso, supone volver a tomar imágenes para hacer la fotometría. Con tantas noches nubladas se pierde mucha práctica y hay momentos en que uno no tiene muy seguro que vaya a acordarse de cómo manejar el equipo.

La noche se presenta muy tranquila, sin viento, y con una agradable temperatura exterior de 14 grados. Esto es especialmente conveniente, ya que al tener el telescopio en el interior, el aire de la habitación ha de equilibrarse con el exterior, y tengo la seguridad de que en estas condiciones lo hará bastante deprisa. De este modo puedo asegurarme una ausencia de turbulencias fuertes que puedan degradar la resolución de las imágenes.

Tras mi experiencia en los dos últimos inviernos me planteo, si no cambia mi lugar de observación, el tener el equipo parado en las noches más crudas de frío. Si bien aun puedo sacrificar el que se enfríe la casa por tener la ventana abierta, los pobres resultados que obtengo no me han compensado en absoluto el esfuerzo, puesto que en estas condiciones de frío intenso he tardado horas en equilibrar el aire, periodo en el cual, mis tandas de fotos han sido pésimas. Pero, mientras tanto, toca disfrutar de noches más propicias, a pesar de ser más cortas.



He abierto la noche con GK Persei, la antigua Nova Persei de 1901. Aunque haya pasado más de un siglo desde su explosión, esta estrella variable cataclísmica sigue teniendo actividad en este su actual estado de reposo, y experimenta estallidos cada 500-600 días, de unas dos magnitudes de amplitud, como vemos, del estilo de las novas enanas, muy por debajo de lo que fue su explosión como nova clásica en 1901. Por cierto, ahora mismo está en estado de erupción, sobre la magnitud 12, una magnitud por encima de su brillo habitual.

Pero, ay, he pillado muy baja la estrella, y se está ocultando tras el edificio de enfrente, no me ha dado tiempo mas que de sacar una toma, con el edificio de enfrente "engullendo" el campo de estrellas. Pero aun queda noche, y hay otros objetos aguardando ser registrados por la ccd.




domingo, 21 de marzo de 2010

Estrellas Variables: Una Introducción (III) Cuando observar, con qué frecuencia, ¿a donde envío mis observaciones?


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:
  1. la hora en TU de observación
  2. designación y nombre de la variable
  3. día juliano incluyendo decimal, magnitud estimada
  4. 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 )
  5. aumentos utilizados 
  6. 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 españoles que empiezan en este campo se dejen guiar por grupos de observadores activos, agrupados en listas de correo electrónico como destellos:

http://es.groups.yahoo.com/group/destellos/

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
49, Bay State Road
Cambridge, MA 02138
USA  

AFOEV
Observatoire de Strasbourg 11, rue de l'Université
67000 STRASBOURG
France

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 (La publicada originalmente, un poco anticuada, ver este post para obtener una bibliografía más actualizada)
(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. 
(4). Ripero Osorio, J., 1986. Instrucciones para la observación de estrellas variables (I,II y III).
Tribuna de Astronomía, nums. 3, 4 y 6. Madrid.

Estrellas Variables: Una Introducción (II) Estimación visual

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:

  • El grado 1 se establece cuando entre la variable y la estrella de comparación hay una diferencia de brillo casi imperceptible, que solo se aprecia tras un examen atento.
  • El grado 2 se establece cuando la variable y la e. de comparación parecen del mismo brillo al primer golpe de vista, pero pronto percibimos una ligera diferencia de luminosidad entre ambas.
  • El grado 3 se establece cuando entre la variable y la e. de comparación hay una diferencia de brillo moderada que se aprecia desde el primer momento.
  • El grado 4 se establece cuando la diferencia de luminosidad entre la variable y la estrella de comparación resulta notable.
  • El grado 5 se establece cuando la diferencia de brillo entre la variable y la estrella de comparación resulta desproporcionada.

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 día a partir de la hora en tiempo universal, en el caso de que no dispongan de herramientas de software en su ordenador o en la web para calcularlo. 

No hay que olvidar, en el momento de calcularlo, que los días julianos son días astronómicos, o sea, que comienzan al mediodía del tiempo universal.

Estrellas Variables: Una Introducción (I) (¡Ojo! refrito)

Tenía prometido publicar una introducción sencilla al tema de las estrellas variables. Como ya la tenía escrita desde hace muchos años, pero estaba disponible en una página que dejó de existir, voy a recuperarla a través del blog VariaStar. Doy por bueno este refrito si es de utilidad a las personas que por primera vez se acercan al mundo de las estrellas variables.



Estrellas Variables: Una Introducción (I)


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.



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:
                 Clásicas
                         Lentas
                         Muy Lentas

       Tipo U Geminorum

       Tipo Z Camelopardalis

       Tipo Z Andromedae (estrellas simbióticas)

       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.

sábado, 20 de marzo de 2010

Una nova fuera de lo habitual



El pasado día 10 de marzo unos observadores japoneses detectaron una explosión en la estrella variable V407 Cygni. Lo extraño del caso ha sido la intensidad de la explosión, que ha alcanzado un brillo máximo de 7.4, cuando suele permanecer en la 13 en reposo.

V407 Cygni es una variable simbiótica. Se denomina estrella simbiótica a un sistema binario en que coexisten estrellas con un contraste muy acusado en sus tipos espectrales (o sea, en sus temperaturas superficiales). Esta diferencia se hace evidente en sus espectros, que eran imposibles de interpretar hasta que se determinó que respondían a la combinación de los correspondientes a cada componente de un sistema doble. Asimismo, en una variable simbiótica se observa un periodo de revolución muy largo, lo que supone que la componente más caliente (y pequeña y compacta) gira en torno a una estrella suficientemente masiva para que tenga que hacerlo a una distancia en que tarde años en completar un giro. Ha de ser una estrella fría y grande, condición que cumple una gigante roja.

Las variables simbióticas son extrañas en su comportamiento, presentan variaciones regulares similares a las de una variable Mira (que son las variaciones de la componente gigante roja, actuando como tal tipo de variable), bien pueden presentar eclipses ocasionales cuando el plano de giro del sistema está a una inclinación conveniente, o también, sin una periodicidad clara, fulguraciones o "outburst" muy similares a lso que se dan en las llamadas variables cataclísmicas, por medio de mecanismos bastante parecidos.

Las simbióticas son una especie de todo en uno en las estrellas variables: pulsante, semirregular, eclipsante y eruptiva, y aquí reside parte de su interés como objetos astronómicos.

Y la cosa no acaba aquí, las simbióticas también pueden erupcionar de un modo violento, con mucha mayor amplitud que en un estallido ordinario. Es una explosión similar a las de una nova clásica, y es considerada como una categoría de nova; nos referiremos a esta como nova simbiótica.

Y esto es lo que ha sucedido con V407 Cygni. En torno a su componente caliente y compacta se ha ido produciendo una acumulación de hidrógeno gaseoso que al alcanzar unos niveles de densidad y presión ha encontrado condiciones para comenzar una fusión nuclear en que da lugar a Helio. Esta fusión tiene lugar en un proceso brusco y explosivo, que se manifiesta en la explosión de nova.

En el caso de no conocer el progenitor de la nova, se puede identificar como simbiótica por la larga duración del estallido y sus características espectrales propias. Pero en este caso conocemos el sistema en que se ha producido, que es una variable simbiótica más o menos bien conocida.

Desde ahora hasta dentro de unos meses es de esperar que V407 Cyg se mantenga en una magnitud accesible a la observación visual con telescopios modestos. Puede ser un objeto de interés en las observaciones veraniegas al estar situado en esta constelación tan típicamente estival como es Cisne.