A Observación de Estrelas Variables

Ramón Iglesias Marzoa

Unha das ramas da Astronomía nas que os afeccionados poden contribuír con datos útiles para a comunidade científica é a do estudio das estrelas variables. Estas estrelas proporcionan gran cantidade de información sobre algunhas propiedades estelares, e son motivo de contínuo estudio por parte dos profesionáis.

Sen embargo, a gran cantidade de estrelas variables coñecidas, unido á necesidade de longos períodos de observación de cada unha, provocan que os estudios de variabilidade estelar a nivel profesional sexan uns devoradores de valioso tempo de observación telescópica. Así, numerosas variables, sobre todo as máis brillantes de longo período, quedan "desatendidas" polos astrónomos profesionáis. É neste punto onde os afeccionados poden xogar un papel importante, xa que o gran número de observadores e a súa dispersión xeográfica permiten monitorizar estrelas durante longos períodos de tempo cubrindo, por exemplo, épocas onde a climatoloxía poida impedir a observación nun lugar dado.
 

Descubrimento

En Agosto do ano 1596 un astrónomo amateur, David Fabricius, decatouse da presencia dunha estrela brillante na constelación de Cetus que non aparecía nas cartas estelares da época, e que nos meses seguintes foi atenuándose ata desaparecer. Para o ano 1639, logo de varias reaparaciónss e dispois de asignarlle o nome de o (omicron) Ceti ou "Mira", estaba claro que a estrela tiña a propiedade de variar periódicamente o seu brillo, e a fíns do século XVIII estableceuse o seu período en preto de 331 días.

Con posterioridade, atopouse que outras estrelas amosaban alteraciónss no seu brillo, tales como P Cygni, chi Cygni, R Hydrae ou Algol. Nestes descubrimentos tiveron unha importancia capital os afeccionados, entre os que debemos mencionar a John Goodricke, un xoven inglés que mideu con precisión o período de variabilidade de Algol (beta Persei) e atopou outras dúas estrelas variables famosas: delta Cephei e eta Aquilae.

Debemos mencionar que tamén pertencen á categorRa de estrelas variables as novas e supernovas, as cales se observaron dende moito antes do descubrimento de Mira Ceti. Basta lembrar a supernova do ano 1054 que explotou na constelación de Tauro e que deu orixe á Nebulosa do Cangrexo, M1.
 

Características

Básicamente, diremos que unha estrela é variable cando sofre alteracións no seu brillo e/ou na súa cor. Esta alteración proporciona ós astrónomos valiosos datos sobor dos procesos que se producen na estrela, polo que é importante medir o brillo ou magnitude a medida que pasa o tempo. O diagrama que se xenera representando esa magnitude frente ó tempo denomínase curva de luz e interesa que sexa o máis completa posible.

A curva de luz é unha característica dos procesos que producen a variabilidade na estrela, é como unha "pegada" que identifica á estrela variable. Así, un xeito natural de clasificar as estrelas variables é en base ás características da curva de luz: o seu período (se o ten), o seu rango de variación, etc...
 

Clasificación

A grandes rasgos, existen cinco grupos fundamentáis de estrelas variables:

• a) eruptivas
• b) pulsantes
• c) rotantes
• d) cataclísmicas
• e) eclipsantes

a) Variables eruptivas : as variacións de brillo son debidas a procesos violentos e destellos que teñen lugar na coroa e na cromósfera da estrela. Pertencen a este grupo algunhas variables famosas como R Coronae Borealis, T Tauri, UV Ceti ou as estrelas de Wolf-Rayet. Como o seu comportamento é impredecible diremos que son estrelas de tipo irregular.

b) Variables pulsantes : as variacións son debidas á expansión e contracción das capas superficiáis da estrela. Existen varias clases de variables pulsantes:

• Cefeidas. Teñen unha curva de luz moi regular cun período de menos de 35 días e o seu rango de variación normalmente está en torno a unha magnitude ou menos. As máis famosas, delta Cephei e eta Aquilae, son visibles a simple vista e son ideáis para os afeccionados que comezan a facer estimacións visuáis de brillo.

Figura 1: Curva de luz de delta Cep.

• Estrelas de tipo Mira. Tamén se coñecen como variables de período longo. Son estrelas de cor naranxa ou roxo que amosan variacións periódicas sobre un rango que supera as 2,5 magnitudes. Coñécense Miras con períodos de 80 a 1000 días. Tamén son estrelas moi adecuadas para os afeccionados polos seus grandes rangos e períodos, sobre todo se a climatoloxía non permite observar máis que unhas poucas noites ó mes. Existen numerosísimos exemplos deste tipo de estrelas e, normalmente, as estrelas variables máis brillantes de cada constelación pertencen a esta clase. Como exemplos temos a propia Mira Ceti, chi Cygni ou R Leonis.
• Semiregulares. As curvas de luz son menos regulares que as das estrelas de tipo Mira e o seu rango de variación tamén pode ser menor. Tamén son moi numerosas e algunhas das estrelas máis brillantes do ceo pertencen a este grupo.
• Como exemplos ilustrativos temos Betelgeuse, alfa Herculis, Antares ou mu Cephei.
• Irregulares. A súa curva non amosa nengún tipo de regularidade. Por exemplo, RX Leporis.
• Outros tipos inclúen as estrelas de tipo RV Tauri e delta Scuti con curvas de luz máis complicadas.

Figura 2. Curva de Luz de omicron Ceti baseada en observacións de afecciondos.

c) Variables rotantes : denomínanse así as estrelas cun brillo superficial non uniforme ou cunha forma elipsoidal. A variación de brillo prodúcese pola rotación da estrela respecto ó observador. As inhomoxeneidades no brillo superficial poden ser debidas á presencia de grandes manchas escuras ou a variacións da composición química ou da temperatura na atmósfera estelar. As variacións luminosas adoitan ser de moi pouca amplitude, polo que este tipo de estrelas son de escasa importancia para o afeccionado. Como exemplos temos as estrelas de tipo alfa Canum Venaticorum, FK Comae Berenices ou os púlsares, que son o núcleo residual que queda logo da explosión dunha supernova.

d) Cataclísmicas : son as que amosan explosións causadas pola ignición de reaccións termonucleares nas súas capas superficiáis (novas) ou no seu interior (supernovas). Nalgúns casos estes procesos alteran de xeito irreversible a estructura da propia estrela. Estas variables teñen unha curva de luz totalmente irregular e sofren espectaculares incrementos de brillo. Como exemplos temos as famosas supernovas SN1993J e SN1987A e as novas GK Persei (Nova Persei de 1901) ou V1500 Cygni (Nova Cygni de 1975), que experimentou un aumento de brillo de máis de 17 magnitudes.

A esta clase tamén pertencen as estrelas de tipo U Geminorum que, a intervalos irregulares, amosan explosións repentinas dunhas 5 magnitudes nunhas poucas horas. Como exemplos temos a propia U Geminorum e SS Cygni.
 

Figura 3: Curva de luz de V1500 Cyg.

d) Eclipsantes : son sistemas binarios nos que a órbita da estrela secundaria en torno á primaria coincide na dirección da nosa visual. Así, debido ó movemento orbital das dúas estrelas, prodúcense eclipses que nós observamos como unha reducción de brillo do sistema. Adoitan clasificarse en tres grandes grupos:

• Tipo Algol (EA). A curva de luz permanece a un nivel constante entre os eclipses e os instantes inicial e final deste pódense medir con precisión. Os seus períodos son da orde de varios días. Bos exemplos son a propia Algol (beta Persei) e lambda Tauri, ambas visibles a simple vista.
• Tipo b Lyrae (EB). A curva de luz varía de xeito contínuo entre eclipses o que fai difícil especificar os momentos inicial e final. Tamén poden ter períodos de ata varios días pero normalmente son máis cortos que os das eclipsantes de tipo EA. O exemplo máis notable é a propia beta Lyrae que ten un período de 12,91 días e que tamén se pode monitorizar a simple vista.
• Tipo W Ursae Majoris (EW). A curva de luz varía de xeito continuo entre eclipses debido a que as dúas estrelas están moi próximas entre sí. A acción das forzas de marea provoca que as estrelas adopten unha forma elipsoidal e, nalgúns casos, incluso chegue a producirse un contacto físico entre elas. O prototipo da clase é W UMa pero outro exemplo destacable podería ser 44 Bootes.

Figura 4: Curvas de luz dos distintos tipos de variables eclipsantes.

A observación visual

Existen varios métodos para estimar a magnitude dunha estrela pero case todos estan baseados na comparación do seu brillo co de outras estrelas próximas de magnitude coñecida e que se toman como referencia. Con diferencia, o método máis usado a nivel amateur, tanto polos seus bos resultados como pola súa simpleza, é o coñecido "Método dos Pasos" de Argelander.
 

Figura 5: Curva de luz de SS Cyg na que se observan explosións sútas dunhas 5 magnitudes.

Para facer unha estimación de brillo seguíndo este método debemos seleccionar dúas estrelas de comparación de magnitude coñecida. Unha das estelas de comparación (A) debe ser algo máis brillante que a variable (V) mentres que a outra (B) terá que ser algo menos brillante. A estimación faise asignando un grao ou "paso" á diferencia de brillo entre a variable e cada unha das estrelas de comparación, A por exemplo, mediante do seguinte convenio:

• Grao 0: ambas estrelas parecen de igual brillo ou unhas veces parece máis brillante a variable e outras parece máis brillante a estrela de comparación A.
• Grao 1: á primeira ollada a estrela de comparación A e a variable V parecen de igual brillo pero, dispois dunha coidadosa observación saltando repetidamente dunha a outra, parece que A, sempre ou con poucas excepcións, é lixeiramente máis brillante que V.
• Grao 2: á primeira ollada ambas estrelas parecen iguáis pero inmediatamente se ve que a estrela de comparación A é, sempre e sen dúbida algunha, máis brillante que a variable V.
• Grao 3: á primeira ollada xa se nota unha diferencia de brillo entre a estrela de comparación A e a variable V.
• Grao 4: apréciase unha acusada diferencia de brillo entre a estrela de comparación A e a variable V.
• Grao 5: hai unha diferencia desproporcionada entre os brillos da estrela de comparación A e a variable V.

Unha vez feita a comparación con respecto a A, este proceso repítese entre a variable V e a estrela de comparación menos brillante B. O xeito de rexistrar estas observacións é escribindo:

Por exemplo, supoñendo que os graos de V relativos a A e B foran 2 e 3 respectivamente, poñeríamos:

Sempre e en todo caso, primeiro anótase a estrela de comparación máis brillante A, e por último a menos brillante B, coa variable V no medio. Entre parénteses escribiremos os graos medidos con respecto a cada estrela. Por último, anotaremos o día da observación e a hora ¡en Tempo Universal! cunha precisión de, como, mínimo, un minuto. Así, antes da observación convén poñer o reloxo en hora a través dunha emisora que emita os sináis horarios oficiáis, tal como Radio Nacional de España.

Ben, aínda que xa fixemos a nosa estimación de brillo aínda non calculamos a magnitude. Para elo, deberemos aplicar a ecuación seguinte:

onde A e B son as magnitudes de cada unha das estrelas de comparación. Se, por exemplo, no noso caso, A fora 7,5 e B fora 8,3 daríanos V=7,82. ¡Xa calculamos a nosa primeira magnitude!

Está demostrado que un observador experimentado pode facer estimacións de brillo cunha precisión de 0,1 magnitudes ou, incluso, algo mellor se a secuencia de estrelas de comparación é boa. De todos xeitos hai certos factores que afectan á observación e que poden aumentar a imprecisión que cometemos nas medidas. Entre estes factores atópanse:

-Meteorolóxicos. Non se deben facer estimacións se hai nubes que poidan afectarlles. Os cirros son particularmente perigosos xa que pola noite son moi difíciles de detectar, dando a impresión de que o ceo está despexado. Se existe a máis leve dúbida da existencia de cirros debemos suspender as estimacións ó instante. Tampouco se deben facer estimacións cando a estrela está a baixa altura sobre o horizonte, porque as capas da atmósfera poden absorber unha cantidade importante de luz en certas lonxitudes de onda. A Lúa tamén afecta ás estimacións, e non é recomendable facer comparacións de estrelas próximas a ela, sobre todo se está chea.

-Instrumentáis. Débese usar o instrumento axeitado ó brillo de cada estrela. Por exemplo, ata magnitude 4 estimaremos a simple vista, entre a magnitude 4 e a 8 estimaremos con prismáticos (de 50mm por exemplo) e de 8 en diante con telescopio. Esta norma é un pouco elástica xa que nas cidades a contaminación luminosa só permite ver as estrelas máis brillantes e pode ser que, por exemplo, precisemos uns prismáticos para observar unha estrela de magnitude 3. Os cambios de instrumento de observación débense evitar a non ser que sexan estrictamente necesarios.

-Persoáis. Os factores psicolóxicos e físicos tales como o cansancio do observador, o sono ou o estrés poden influir nas estimacións, aínda que non se sabe ben ata que punto. Debemos asegurarnos de non trabucarrnos ó identificar a variable e as estrelas de comparación A e B, que se deben escoller de xeito que non sexan de brillo moi diferente. Típicamente selecciónanse cunha diferencia entre elas de 0,5 a 1 magnitude para poder asignar graos baixos que fagan a estimación máis precisa. Ó facer a comparación non convén dirixir longas miradas ás estrelas senón que dirixiremos alternativamente rápidas olladas entre a estrela variable e a de comparación, sobre todo se a variable é de cor roxa. Isto faise así para evitar o "efecto Purkinje" que consiste en que as estrelas de cor roxo intenso parecen aumentar progresivamente de brillo por un efecto de acumulación visual. Por último, ¡e esto é de vital importancia!, non debemos consultar ningún tipo de prediccións ou efemérides sobre o brillo que poida ter a variable xa que se sabemos de antemán o brillo que a estrela poida ter realmente "veremos" ese brillo. Este tipo de erro chámase erro de suxestión.
 

Figura 6: R e S Scorpii en fases alternas da súa curva de luz.

Inicialmente, as estimacións dos novatos no mundo das estrelas variables amosan unha gran dispersión. Este é un fenómeno normal que sufrimos ó principio todos os que comezamos a facer estimacións e que só se corrixe coa experiencia. Por eso non convén desilusionarse se as nosas primeiras estimacións resultan un tanto anárquicas. Ó principio podemos escoller variables sinxelas con rangos de variación grandes, tales como as de tipo Mira, que non precisan máis que unha estimación cada 10 ou 15 días. Cando gañemos algunha experiencia con elas poderemos pasar a variables de menor período, como algunha semiregular ou cefeida.
 

Asociacións

Existen asociacións de afeccionados que poden proporcionar cartas de estrelas de comparación, curvas de luz e outra información sobre variables. Tamén recollen estimacións para tratalas e interpretalas conxuntamente coas de outros observadores. A máis importante a nivel mundial, e a que marca os estándares de observación, é a AAVSO (American Association of Variable Stars Observers). En Francia existe a AFOEV e en Gran Bretaña a "Variable Star Section" da British Astronomical Association. En España naceu a AVE (Asociación de Variabilistas de España) coa tarefa de homoxeneizar, reducir e centralizar as numerosas observacións de variables que se fan no noso noso país, de xeito que sexan de utilidade para a comunidade astronómica. A AVE ten un programa de observación para principiantes que pode ser de utilidade para os que comezan a facer as súas primeiras estimacións. Para obter máis información pódese vistar a súa páxina WEB na dirección indicada ó final. A dirección postal é a seguínte:
 

Asociación de Variabilistas de España, A.V.E.

Apdo de Correos 22.

35017 Tafira Alta.

LAS PALMAS DE GRAN CANARIA (ESPAÑA)

Enlaces  

AVE (Asociación de Variabilistas de España)

AAVSO (American Association of Variable Stars Observers)

VSNET

ASTRORED

Bibliografía  

"Observing variable stars". David H. Levy. Cambridge University Press.

"Iniciación a la observación de estrellas variables". M. Suárez Tejera, M. Regalado Querol, A. Soldevila y F. Violat Bordonau. Asociación de Variabilistas de España, A.V.E.

"Compendium of practical Astronomy", Vols 1 e 3. G. D. Roth (Editor). Springer Verlag.

"Astronomía: el Universo en tus manos". Orbis-Fabbri.