ANTARES OBSERVATORIO VIRTUAL PRÁCTICA 4: Objetivos. OBSERVACIÓN DE ESTRELLAS VARIABLES Objetivos Las estrellas variables El método de Argelander

Transcripción

1 ANTARES OBSERVATORIO VIRTUAL PRÁCTICA 4: OBSERVACIÓN DE ESTRELLAS VARIABLES Objetivos Las estrellas variables 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. file:///e /antares/obser0/04variables/p40.html [12/3/ ]

2 ANTARES OBSERVATORIO VIRTUAL PRÁCTICA 4: OBSERVACIÓN DE ESTRELLAS VARIABLES Objetivos Las estrellas variables 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 El período fue estimado en dos días, veinte horas y cuarenta y nueve minutos por Goodricke en Los instantes de mínimo pueden calcularse mediante la siguiente fórmula basada en 95 observaciones entre 1972 y 1990: Min = J.D. 2,441, d E file:///e /antares/obser0/04variables/p41.html (1 de 2) [12/3/ ]

3 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. file:///e /antares/obser0/04variables/p41.html (2 de 2) [12/3/ ]

4 ANTARES OBSERVATORIO VIRTUAL PRÁCTICA 4: OBSERVACIÓN DE ESTRELLAS VARIABLES Objetivos Las estrellas variables 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, m A y m B, 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 m V de V como file:///e /antares/obser0/04variables/p42.html (1 de 4) [12/3/ ]

5 m V = m A + ( m B - m A ) ( g A ) / ( g A + g B ) donde g A y g B 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 (mag) Mínimo (mag) Periodo (dias) Algol Eclipsante α Ursa minor Cefeida δ Cefeo Cefeida η Aquilae Cefeida β Lyrae Eclipsante Mira (ο Ceti) R Trianguli Regular Regular Betelgeuse Regular γ Casiopea 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. Método de Argelander file:///e /antares/obser0/04variables/p42.html (2 de 4) [12/3/ ]

6 file:///e /antares/obser0/04variables/p42.html (3 de 4) [12/3/ ]

7 file:///e /antares/obser0/04variables/p42.html (4 de 4) [12/3/ ]