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Antares - Observatorio Virtual - P4: Observación de estrellas variables
ANTARES
OBSERVATORIO VIRTUAL
PRÁCTICA 4:
OBSERVACIÓN DE ESTRELLAS VARIABLES
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Objetivos
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Las estrellas variables
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El método de Argelander
Objetivos
Reconocimiento de estrellas variables famosas en el cielo. Método de Argelander. Estudio
de las variaciones de brillo de una estrella variable.
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PRÁCTICA 4:
OBSERVACIÓN DE ESTRELLAS VARIABLES
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Objetivos
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Las estrellas variables
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El método de Argelander
Las estrellas variables
Las estrellas variables son aquellas estrellas, que por una razón u otra, presentan un brillo
aparente que varía a lo largo del tiempo. Esta variación puede ser periódica o
completamente aleatoria. La base física puede estar relacionada con un sistema de
estrellas que orbitan una alrededor de la otra o una gigante roja que posee unas capas
exteriores ligeramente inestables.
De cualquier modo, el estudio de las estrellas variables requiere una observación
continuada: de nada sirve anotar lo que hemos visto un sólo día, al contrario que el resto
de objetos astronómicos. Hay estrellas variables como Algol, Delta Cefeo o Beta de la Lira
que se distinguen fácilmente a simple vista y cuya identificación en el cielo no ofrece
dificultades. Sin embargo, en la mayor parte de los casos hay que poner mucho cuidado en
la identificación de la variable que queremos estudiar. Para el trabajo con estrellas
variables son fundamentales buenas cartas de identificación con las magnitudes de
estrellas cercanas y brillo parecido que utilizar para comparación.
Existen muy diversos tipos de estrellas variables. Desde el punto de vista observacional se
pueden clasificar en variables extrínsecas (principalmente eclipsantes) e intrínsecas. Un
bonito ejemplo de estrella eclipsante es la estrella Algol (demonio en árabe, aunque este
nombre no tiene que ver con su variabilidad sino con la cabeza de la Gorgona que creían
ver los antiguos en esta parte de la constelación) o beta de Perseo. Esta estrella
normalmente visible a simple vista como de magnitud 2.1, tiene mínimos en los que baja a
la magnitud 3.4 durante unas dos horas aproximadamente. Su variabilidad fue descubierta
por Montanari en 1669. El período fue estimado en dos días, veinte horas y cuarenta y
nueve minutos por Goodricke en 1782. Los instantes de mínimo pueden calcularse
mediante la siguiente fórmula basada en 95 observaciones entre 1972 y 1990:
Min = J.D. 2,441,598.608 + 2d.867315 E
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Donde Min es la fecha juliana de cada uno de los mínimos, que se obtienen de ir evaluando
E como valores enteros desde 1 en adelante. Dos son los tipos principales de variables
extrínsecas. Las variables tipo Algol presentan un mínimo muy corto, del orden de pocas
horas y con un máximo de brillo constante y duradero. Las variables tipo β Lyrae tienen un
comportamiento muy regular pero están variando de brillo constantemente.
Las variables intrínsecas son aquellas cuyas variaciones de brillo se deben a cambios en la
estructura interna de la estrella. Comprenden varios tipos de los que los principales son las
cefeidas, pulsantes de largo período, pulsantes semiregulares, novas, supernovas y otros
tipos de naturaleza eruptiva. Tanto las irregulares como las semiregulares son estrellas
pulsantes gigantes o supergigantes cuyo comportamiento es completamente impredecible.
Las variables regulares (tipo Mira) suelen tener períodos largos (en torno a un año) y
amplitudes de variación muy grandes. La estrella Mira Ceti, prototipo de esta clase, varía
desde la segunda magnitud hasta la magnitud décima. Es decir, de ser una de las estrellas
más brillantes del cielo, a necesitar un telescopio para poder observarse.
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OBSERVACIÓN DE ESTRELLAS VARIABLES
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Objetivos
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Las estrellas variables
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El método de Argelander
El método de Argelander
Para la determinación visual de la magnitud de una estrella se puede utilizar el método de
los pasos de Argelander (ver figura más abajo). Cerca de la estrella en estudio (estrella V)
elegimos dos estrellas de comparación, una (estrella A) con brillo superior a la variable y
otra (estrella B) de brillo inferior. Dado que conocemos las magnitude de A y B, mA y mB,
basta estimar las diferencias de magnitud entre A y V y entre V y B para calcular así la
magnitud visual aparente de la variable. Las estimaciones de diferencia de brillo se realizan
según la siguiente escala de valores:
●
Grado 1: Diremos que A es más brillante que V en un grado cuando ambas estrellas
parecen de igual brillo al primer golpe de vista, pero después de un examen atento y
sosegado parece que, salvo raros instantes, A es más brillante que V.
●
Grado 2: Ambas estrellas parecen de igual luminosidad a la primera ojeada pero,
rápidamente y sin vacilación, observamos que A es más brillante que V.
●
Grado 3: Una ligera diferencia de brillo entre ambos astros se aprecia desde el primer
momento.
●
Grado 4: Observamos una notable diferencia de brillo entre A y V.
●
Grado 5: Hay una verdadera desproporción de brillos.
Después de realizada la comparación entre A y V, se debe efectuar por el mismo método la
comparación entre V y B. Se recomienda que entre las estrellas A y B no haya menos de 0.4
magnitudes ni más de 1.4 mag. Una vez hecho ésto, podemos deducir la magnitud visual
mV de V como
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mV = mA + ( mB - mA) ( gA ) / ( gA + gB )
donde gA y gB son los grados asignados a la diferencia de brillo entre la estrella A y V y la
estrella V y B respectivamente. Lo mejor sería poder realizar este tipo de medida con
diferentes pares de estrellas y promediar al final los resultados. En el caso de que la
variable no fuese visible por encontrarse cerca de un mínimo de brillo siempre podemos
anotar la magnitudde la estrella más débil que vemos y considerarlo como una cota
superior.
En esta práctica se pretende que se elijan un par de estrellas variables fácilmente
reconocibles en el cielo y se estudie sus variaciones mediante el método de Argelander
que acabamos de explicar. Es conveniente tomar una de período corto y otra de largo
período. En la siguiente tabla se ofrece una lista de estrellas variables famosas:
Estrella
Máximo Mínimo Periodo
(mag)
(mag)
(dias)
Algol
2.1
3.4
2.867
Eclipsante
α Ursa
minor
1.9
2.1
3.97
Cefeida
δ Cefeo
3.9
5.1
5.366
Cefeida
η Aquilae
4.1
5.4
7.176
Cefeida
β Lyrae
3.3
4.3
12.908
Eclipsante
Mira (ο
Ceti)
2.0
10.1
331.6
Regular
R
Trianguli
6.2
11.7
266
Regular
Betelgeuse 0.4
1.3
2070
Regular
γ Casiopea 1.6
3.0
--
Irregular
Las observaciones deberían ir anotándose de manera que quedase registrado el día y la
hora de observación, magnitud de la variable, estrellas de comparación utilizadas y todo
tipo de datos que ayuden luego a su mejor comprensión. El objetivo final es construir una
curva de luz en el que representemos la magnitud aparente de la estrella en función del
tiempo en días contados a partir de una cierta fecha.
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