domingo, 19 de septiembre de 2010

El aumento de brillo durante la totalidad del eclipse de Epsilon Aurigae

Tal y como se explicó en la entrada introductoria de agosto de 2009, aún estamos observando el eclipse de esta brillante estrella el cual no queda exento de interrogantes. De hecho desde que Johann Fritsch descubriese las variaciones de brillo en 1821, se inician toda una serie de hipótesis para explicar el fenómeno, adquieriendo la mayor credibilidad la que expusiese Hans Ludendorff en 1904. Ludendorff atribuyó al mecanismo de un eclipse la variación en el brillo de la estrella.

Como sabemos, el eclipse de Almaaz (su nombre propio) dura algo más de 27 años y actualmente se sitúa en su mínimo de luz, en la totalidad. Pero si repasamos lo que comentamos en la entrada anterior y observamos la curva de luz obtenida por la AAVSO durante el pasado eclipse de 1982-1984 nos encontramos con una ligera subida de brillo justo casi a la mitad de la totalidad que puede llegar a dos décimas de magntud.. ¿Por qué? ¿A qué se debe esa subida de luz?



Sabemos que la estrella principal es una supergigante situada a algo más de 2000 años-luz de tipo espectral F con un tamaño de entre 100 y 200 veces el del Sol. En cuanto al componente secundario es un objeto realmente extraño. La propuesta más aceptada era la emitida en 1971 por el astrónomo Robert Wilson. El objeto secundario que provocaría el eclipse sería un disco oscuro inclinado en relación a la órbita de la estrella. Se supone que en el centro de dicho disco existe un sistema binario muy cercano que además de provocar altas temperaturas en el disco le confiere -por su masa- la forma plana del mismo. El centro de dicho disco, con hueco, sería lo que podría explicar el pequeño aumento de brillo que se observa a mitad del eclipse.


La imagen ha sido extraída desde aquí


Hace cinco años, el Explorardor Espectroscópico de Ultravioleta Lejano (FUSE) dirigió sus detectores hacia el sistema pero no obtuvo un resultado satisfactorio para corroborar la hipótesis al no corresponderse la emisión de energía propia de sistemas binarios con la observada por el satélite. A pesar de todo, es la hipótesis más plausible. Imaginemos que la compañera es un donuts ópaco y en el que el borde del "hueco" del donuts se sitúan las dos componentes del sistema binario.

Existe toda una campaña internacional de observación en cualquiera de los sistemas fotométricos (incluído el visual) cuyo enlace he puesto en la lista de los mismos y que incluye un boletín en pdf. En agosto pasado era la fecha prevista para la mitad del eclipse del sistema y parece que se está cumpliendo como puede verse en la curva de luz promediada obtenida con datos de observadores de la AAVSO.


Como puede verse en el gráfico promediado, actualmente estamos saliendo de esa fase de subida de brillo para volver a caer y emprender el mínimo hasta la primavera del próximo año. ¿O volverá a subir de brillo? Realmente es una incógnita pues se estima que la subida de brillo dure hasta mediados de octubre, pero lo que si está claro es que durante el próximo otoño e invierno deberíamos seguir a Epsilon Aurigae por si la estrella nos depara alguna sorpresa. La veremos en su brillo mínimo para ya en el próximo verano y otoño verla brillar en todo su esplendor. Aprovechemos a disfrutar de este espectáculo, el próximo eclipse será en el 2036...

viernes, 10 de septiembre de 2010

El lento incremento de brillo de Gamma Cassiopeia


Imagen a baja resolución de Cassiopea, desenfocada para captar con claridad los colores de las estrellas.


En las noches de otoño, cuando el frío comienza a agradar, que no a molestar, brilla alta sobre el horizonte la constelación de Casiopea. Vuelta de espaldas al cielo como respuesta a un castigo por alardear de ser más preciosa que las propias Nereidas, la esposa de Cefeo y madre de Andrómeda se asoma en las noches otoñales como una “W”, en el centro de la cual aparece Gamma Cassiopeia, prototipo de las estrellas variables que llevan su nombre y de interesante -y actual- estudio.

Además de ser una de las estrellas brillantes que no tienen nombre árabe ni latino, (es Tsih ,en chino, el látigo), Gamma Cas se sitúa a 610 años-luz irradiando con una luminosidad 40.000 veces la del Sol y una masa 15 veces superior a la de nuestra Estrella.  Esta estrella azulada de espectro B0.5 está achatada por el ecuador como consecuencia de una elevadísima velocidad de rotación (unos 300 km/s.). Ese giro tan rápido provoca que se desprenda material de la estrella y se forme un disco alrededor de la misma. Parece ser que las pérdidas de masa son las responsables de los cambios de luz que se dan en la estrella. Las variaciones de luz oscilan entre la magnitud 1.6 y la 3.0 según el General Catalogue of Variable Stars pero sin ninguna periodicidad. Gamma Cassiopeia también emite en rayos X, curiosamente bastante más (unas diez veces) que otras estrellas también del tipo Be. Esta emisión se interpreta como una relación entre el campo magnético de la estrella y el disco de la materia expulsada. Y todavía hay más, es una binaria espectroscópica con un período de 204 días con una compañera cuya masa se estima similar a la del Sol.

Un análisis espectral de su luz ya reveló en 1866 por parte del pionero en el estudio de los espectros estelares, el astrónomo italiano Padre Angelo Secci la aparición de líneas de emisión de hidrógeno. Posteriormente se ha conocido que dichas líneas no provienen de la estrella en sí, sino del disco de materia que la circunda. Es protopio de las variables conocidas como "Be"; la B por el espectro (azul) y la "e" por las líneas de emisión. Estas estrellas tienen unos períodos de variación que oscilan entre días y muchas décadas, atribuyéndose la variación de más corto período a la propia rotación de la estrella o a pulsaciones no radiales en la misma.

La curva de luz



Curva de luz de Gamma Cas con observaciones visuales enviadas a la AAVSO desde el año 1936 hasta la actualidad. Los observaciones están promediadas cada 30 días. (Extraído con VSTAR)

Hagamos un sencillo y simple análisis de su curva de luz desde 1936 hasta la actualidad construida con los datos aportados por los observadores a la AAVSO. Salvo un incremento de brillo en el año inicial en el que la estrella se mantuvo en magnitud 1.6/1.8 desde octubre de 1936 hasta agosto de 1937, no tenemos registros de que la estrella se haya encontrado tan brillante como esos momentos. Me resulta curioso el aspecto que tendría la constelación entonces, con una estrella central brillante y superando en brillo a la estrella más brillante de la vecina constelación de Perseo (Mirfak, mv:1.80). Tras el verano de 1937 la estrella tuvo algunos altibajos de brillo llegando a primeros de 1938 a magnitud 2,4 y descendiendo en diciembre de 1939 hasta la magnitud 3.0 donde se llevó unos nueve meses.  Resumidamente este ha sido el período de mayor actividad de la estrella y el que ha dado los parámetros para el General Catalogue of Variable Stars.

El resto ha sido una situación en la que la estrella ha variado de brillo de una forma muy lenta. Un pico en la magnitud 2.6 a mediados de 1950 y otro en el verano de 1968 con magnitud 2.2/2.3 con mayor duración y que dejó a la estrella en magnitud 2.5/2.6 a finales de 1970. Desde entonces no ha habido ningúna subida de brillo destacada más, su brillo se ha ido incrementando lentamente, muy lentamente, diría yo, desde la década de los 70 del pasado siglo hasta la actualidad de décimas de magnitud. En la actualidad podemos verla en magnitud 2.2/2.3 con un brillo muy similar a Alpha y Beta Cas.

La observación

A mi siempre me gustó observar esta estrella, llevo muchos años siguiendo su brillo y no he podido detectar muchos cambios. Es una estrella fácil de observar para los que se inician en la observación de variables. La observo una vez cada 3 o 4 semanas, no es necesario más si se hace visualmente. Las observaciones más interesantes son aquellas que se realizan fotoeléctricamente para detectar los pequeños cambios de luz que en la estrella puedan producirse (imperceptibles visualmente). En este último caso si es aconsejable la medida en cada noche limpia. 

De cualquier forma no está de más su observación y comparar los brillos entre Alpha y Beta Cas ya de por sí sospechosas de variabilidad. Cada vez que estimemos el brillo de Gamma Cas, hagámoslo también de sus dos compañeras de constelación aunque evitemos comparar Gamma Cas con la Alpha pues esta sí que puee alterarnos nuestra medición. Cuando la he observado visualmente siempre lo he hecho comparándola con Alpha Per y Beta Cas; o con la segunda directamente cuando la mido usando cámaras DSLR. Aquí se puede obtener una carta para el uso personal de cada observador, teniendo especial cuidado de no usar estrellas demasiado lejanas para comparar.  Hay varias cartas en la red para poder seguir a la estrella.

Gamma Cas es una estrella de interés prototipo de un grupo de variables cuyo interes ha aumentado bastante en la actualidad. No dejemos de echarle un vistazo y sigamos su evolución paulatinamente cada vez que tengamos un cielo despejado y sin la interposición de luz lunar. Y, recordemos, la observación de esta estrella puede incluirse dentro de la Astronomía Urbana a la que buen tiempo le dedica el amigo Pepe Gómez desde mi misma ciudad. Quien sabe, quizá en un futuro veamos aumentar su belleza a la que presumiera de ser más bella que las propias Nereidas.

miércoles, 1 de septiembre de 2010

Historia de las Estrellas Variables (L. Campbell - L. Jacchia)


Todo el mundo tiene alguna de esas joyitas en su biblioteca que le gusta ojear de vez en cuando, releída y releída, y que con su áspero y dulce olor a libro viejo enseña a quien comparte su afición o se convierte en compañero cuando la lluvia no deja ver las estrellas. Este libros es una de las mías.

Se trata de uno de los pocos libros (que no el único) sobre estrellas variables que hay escritos en castellano. Fue editado en 1946 en Buenos Aires, hace ya 64 años, y sus autores son Leon Campbell (1881-1951) y Luigi Jacchia (1910-1996). Los autores eran miembros del personal científico del Observatorio de la Universidad de Harvard, dedicado sobremanera al estudio de las estrellas variables. El libro contiene 84 ilustraciones y el prólogo es del profesor Bernhard H. Dawson quien era, a la sazón, jefe del departamento de Astronomia Extrameridiana en el Observatorio Astronómico de la Universidad de la Plata de Argentina.


El libro incorpora 226 deliciosas páginas a lo largo de las cuales se distribuyen los siguientes capítulos: Prólogo, Cómo se descubren las variables, Observación de las Variables, Uso de las Observaciones (en este capítulo enseña a montar una curva de luz completa y a calcular sus elementos), Estrellas Pulsantes, Las Variables Rojas (con 28 curvas de luz diferentes), Estrellas Explosivas, Estrellas Errantes (un capítulo dedicado a los tipos que hoy conocemos como del tipo R CrB, Gamma Cas o las variables nebulares), Eclipses Estelares y Epílogo. El libro se completa con un apéndice que incluye, entre otros temas, una lista de estrellas interesantes y de las "novas notables" desde 1572 (supernova de Tycho) hasta la nova registrada en la constelación del Lagarto en 1936 (CP Lac).

Su lectura es fácil, se aprenden muchas cosas, útiles en la actualidad y por encima de todo, a los que nos fascina la observación de estas estrellas, el libro está repleto del romanticismo propio de esta Ciencia. Algunos métodos de observación son para dedicarles entradas únicas en el blog y me lo anoto como pendiente. Las ilustraciones incorporan muchas curvas de luz y algunas fotografías de las que, escogidas un poco al azar he entresacado varias.



Imágen de la Nova Persei 1901 a la que el libro le dedica algunas páginas. En ella se refleja el cambio en la nebulosidad alrededor de la estrella en tres meses. La nova alcanzó la magnitud 0,1 el 23 de febrero de 1901.


Así se inicia el relato del descubrimiento de la que actualmente conocemos como nova recurrente GK Persei:
"La nova fue descubierta por T. D. Anderson el 21 de febrero de 1901. El Dr. Anderson, clérigo escocés, se encaminaba a su casa tarde esa noche cuando mirando la constelación de Perseo, vio una extraña estrella de tercer magnitud en la región entre la famosa estrella variable Algol y la más brillante de la constelación, Alfa de Perseo." [...]



Carta "(b)" de la AAVSO para la variable R Cyg. Carta realizada en la década de los años 20 del pasado siglo.

Leon Campbell fue la persona responsable de la recogida de datos de la AAVSO desde 1915 hasta que se retiró en 1944 donde la organización más famosa dedicada  a las estrellas variables le otorgó el AAVSO Merit Award. Esta carta, en negativo, es una de las primeras que la organización americana realizó usando el hoy habitual sistema de indicar las magnitudes de las esrtellas de comparación junto a la estrella variable a seguir. No falta mención a la AAVSO y al sistema de uso de cartas en este libro.

El libro aún se puede encontrar en  internet por lo que he podido comprobar en una pequeña búsqueda que he hecho aunque con variaciones ostensibles en el precio.  Yo lo adquirí en 2006 al precio de 11 euros...tuve bastante suerte, he de reconocerlo. Si hay oportunidad y se puede, no se lo pierdan. Merece la pena leerlo y conservarlo.