miércoles, 6 de enero de 2010

ESTRELLAS VARIABLES: INTRODUCCIÓN

Denominamos estrella variable a aquella que por motivos que pueden ser muy distintos según cada caso, varía de brillo significativamente. En nuestra galaxia se han catalogado hasta ahora más 35.000 variables, pero su número se incrementa gradualmente por la labor de aficionados, profesionales y satélites que monitorizan la luminosidad de un número cada vez mayor de estrellas. Existe, además, un catálogo de estrellas sospechosas de ser variables en el que se incluyen más de 10.000, pendientes de que su variabilidad se confirme y se determine su naturaleza.

El estudio de las estrellas variables es uno de los campos en los que la aportación del aficionado a la Astronomía ha sido más decisiva y donde, en la actualidad, el amateur puede aportar más, sea con instrumentos modestos o con técnicas profesionales.



BREVE HISTORIA

Las primeras estrellas variables que se detectaron fueron las “novas” y las “supernovas”, astros que aparecían súbitamente donde antes no se conocía estrella alguna y posteriormente desaparecían de nuevo de forma definitiva. En ese momento no se era consciente de su naturaleza como estrella variable  y se ignoraba que en el lugar donde aparecía una “nova” (entonces se les llamaba “estrellas temporarias” por el hecho de que duraban apenas pocos días), existía previamente una estrella débil precursora que había estallado.

Fue en 1596 cuando David Fabricius comunicó que había descubierto una estrella que aparecía y volvía a desaparecer de forma más o menos periódica. Se trataba de la célebre estrella “Mira” (maravillosa) Ceti. En el año 1667, G. Montanari advirtió que otra estrella brillante fluctuaba de forma intensa en periodos mucho más cortos, de apenas 3 días, era Algol (demoníaca), Beta del Perseo. Estos descubrimientos pusieron en jaque la Astronomía aristotélica imperante durante siglos, que no admitía la variabilidad de ningún astro.



NOMENCLATURA

La nomenclatura de las estrellas variables es muy compleja por razones históricas: En cada constelación hay estrellas variables que se denominan por su nombre propio o por el de su letra griega (caso de Mira Ceti, Algol o Alfa Orionis). Las nueve estrellas variables descubiertas posteriormente se denominan con las letras siguientes: R, S, T, U, V, W, X, Y, Z (siempre seguido del nombre de su Constelación en genitivo, o sea R Lyrae y no R Lyra). Pronto se advirtió que con este sistema no podía nombrarse al número cada vez mayor de variables, por lo que a continuación se denominan RR, RS, RT... hasta RZ, siguiendo con SS, ST, ... hasta la ZZ, con lo que se podía catalogar 45 variables más en cada constelación.

Pronto se evidenció que este sistema quedaba corto y a continuación se denominaban las nuevas variables con las letras AA, AB, ... AZ hasta la QZ, omitiendo las letras J y Ñ. Con ello podía catalogarse un total de 334 estrellas en cada constelación. Finalmente la Unión Astronómica Internacional, para evitar este problema definitivamente, ha decidido denominar las nuevas variables como V335 + genitivo de cada constelación.

EL ESTUDIO DE LAS ESTRELLAS VARIABLES: CURVAS DE LUZ Y MAGNITUDES

Para el estudio de las variables se utilizan las “curvas de luz”. En la figura adjunta se muestra un ejemplo de curva de luz. En el eje “y” se sitúan las unidades de luminosidad y en el eje x las unidades de tiempo. Se trata de la curva de luz de la estrella R Scuti, obtenida por miembros de la Agrupación Astronómica de Sabadell. Esta curva fue publicada en el boletín de la Agrupación y en la web y cada una de las mediciones de luminosidad fueron remitidas a las entidades internacionales que coordinan el estudio de las variables a nivel mundial.

Cada punto representa una estimación de luminosidad efectuada por un aficionado, medida en “magnitud visual”, y se sitúa en el gráfico según la fecha de la misma indicada en el eje “x”.

El concepto de “magnitud” se remonta a Hiparco, que dividió las estrellas en seis clases, siendo las más brillantes de “primera magnitud” y las más débiles de “sexta magnitud”. Las estrellas de primera magnitud son 2,5 veces más brillantes que las de segunda magnitud y así sucesivamente.

Es convienente explicar brevemente algunas particularidades de la luz y del espectro electromagnético:

El espectro electromagnético es un continuo mucho más amplio que la radiación visible. Más allá de la luz visible, concretamente del color rojo, a medida que incrementamos la longitud de onda, se pasa a la radiación infrarroja y, posteriormente a las ondas de radio. Si se disminuye la longitud de onda, a partir de luz visible violeta, aparece la radiación ultravioleta, a continuación los rayos X y en el último lugar, los rayos gamma.

El ojo humano es sensible, pues, a una limitada fracción del espectro electromagnético, con la mayor sensibilidad centrada en el color verde. Una estrella variable suele cambiar de luminosidad de forma distinta según la longitud de onda en que se estudia. Por ello suelen estudiarse en infrarrojo (utilizando el filtro I), en color rojo (utilizando el filtro R), en luz visual (efectuando estimaciones de magnitud visuales o bien usando el filtro V), en luz azul (filtro B) o en ultravioleta (filtro U).

Por otra parte debemos distinguir la magnitud aparente (sea visual, infrarroja o en la longitud de onda que sea) de la magnitud absoluta. La absoluta aísla el factor distancia con el fin de que nos pueda indicar la luminosidad real del objeto. Entendemos por magnitud absoluta, la magnitud aparente que tendría un objeto situado a una distancia de 10 parsecs (1 parsec equivale a 3,26 años luz). El Sol tiene una magnitud aparente de –26,7 pero su magnitud absoluta es de 4,72.

Más adelante se comentarán los métodos para la medición de la magnitud de las variables, sea de forma visual o con CCD.

Las curvas de luz permiten estudiar el comportamiento de las estrellas variables y ayudan a clasificarlas. Para comprender la naturaleza de estos astros, y antes de estudiar la clasificación de las mismas es conveniente tener unas nociones de evolución estelar.



NOCIONES DE EVOLUCIÓN ESTELAR

Las estrellas nacen, evolucionan y mueren. Ya podemos adelantar que las estrellas variables se encuentran en determinadas fases de inestabilidad en su evolución.

Para ayudar en la comprensión de la evolución estelar es útil el diagrama de Hertzsprung-Rusell (a partir de ahora H-R). Se trata de un gráfico en el que en el eje “y” se sitúa una medida de luminosidad absoluta (luminosidad real de la estrella en unidades, donde 1=luminosidad del Sol, o bien en Magnitud absoluta). En el eje “x” se sitúa la temperatura superficial de la estrella o bien el espectro de la misma, o color ya que los tres indicadores están directamente relacionados:

Las estrellas de tipo espectral O son azules, con una temperatura superficial de más de 30.000 grados Kelvin. Las de tipo B son también azuladas (o mejor, blanco-azuladas) con temperatura entre 10.000 y 30.000 grados. Las de tipo espectral A son blancas y de temperatura superficial entre 8.000 y 10.000 grados. Las de tipo F son blanco-amarillentas, con temperatura alrededor de los 7.000 grados. Nuestro Sol es de tipo G, color amarillo y temperatura entre 5.000 y 6.000 grados. Las estrellas de tipo espectral K son anaranjadas, con temperatura entre 4.000 y 5.000 grados. Finalmente, las estrellas de tipo M son rojas con temperaturas inferiores a los 4.000 grados. Cada tipo espectral se divide en 10 subtipos indicados por un número, así una estrella puede ser de tipo A0 o A9, siendo esta última muy similar a  una estrella de tipo F0.

Lo primero que se observa en el diagrama de H-R es que las estrellas se agrupan en determinadas posiciones. La más importante por el número de estrellas es la “secuencia principal”, también hay acumulación en la zona superior derecha (gigantes y supergigantes rojas) y en la parte inferior central-izquierda (enanas blancas).

La evolución estelar típica se inicia con una acumulación de gas, “protoestrella” que inicia la combustión nuclear de hidrógeno. Se trata de una etapa de inestabilidad hasta que la fuerza de gravedad queda estabilizada con la emisión de energía de la estrella.

Cuando se estabiliza la estrella entra en la “secuencia principal” donde permanece la mayor parte de su “vida”. La cantidad de hidrógeno de la “protoestrella” determina la situación en la secuencia principal y es un factor determinante sobre la evolución posterior de la estrella. Cuanto más masiva es una estrella, de menos duración es su vida. Se entiende que el Sol tiene una vida de 10.000 millones de años y una estrella de masa equivalente a 30 soles en la secuencia principal, vivirá sólo 10 millones de años.

Las estrellas de masas similar a la solar permanecen un 80% (aprox.) de su vida en la secuencia principal. Posteriormente el hidrógeno del núcleo se agota y la estrella inicia una fase de inestabilidad en la que finalmente inicia la combustión de helio en el centro de la estrella a la vez que consume hidrógeno en las capas más cercanas a la superficie. La estrella se dilata y se convierte en una gigante roja. Cada vez que se agota el combustible en el núcleo, la estrella experimenta un “flash” con contracciones y expansiones, pérdida de masa superficial e inicio de la combustión de elementos más complejos en el núcleo. La perdida de masa puede provocar la formación de una nebulosa planetaria y, una vez perdida gran parte de la masa, la estrella se consume en una contracción imparable que la lleva a la fase de “enana blanca” y de “estrella de neutrones”.

Esta “muerte plácida” contrasta con la evolución de las estrellas masivas (con masa superior a 8 veces el Sol en la secuencia principal). En este caso evolucionan de forma mucho más rápida a la fase de gigantes y supergigantes rojas o azules. De ahí la combustión en el núcleo pasa de ser basada en el hidrógeno a el helio, posteriormente el carbono, neón, oxígeno, silicio y finalmente el hierro. El hierro no genera energía en su descomposición nuclear, por lo que la estrella se descompensa totalmente y se colapsa en una explosión de supernova gravitacional (de tipo II o similares). El resultado de esta colosal explosión es una estrella de neutrones o, en las estrellas tremendamente masivas, un agujero negro.



LA CLASIFICACIÓN DE LAS ESTRELLAS VARIABLES:

Las estrellas variables pueden clasificarse de acuerdo con la naturaleza de sus variaciones en dos grandes grupos:

a) VARIABLES INTRÍNSECAS

Entendemos por variables intrínsecas las que varían por motivos internos de la estrella; serían las variables propiamente dichas. Es un grupo muy heterogéneo y amplio.

b) VARIABLES EXTRÍNSECAS

Las variables extrínsecas son las que presentan modificaciones de brillo por razones externas a la naturaleza de la estrella. Este es el caso de las variables eclipsantes, cuyas variaciones se deben a eclipses entre los componentes de un sistema binario o múltiple y no por alteraciones propias de la estrella.

Han existido varios intentos para clasificar de una forma lógica y detallada los tipos de estrellas variables. A partir de la cuarta edición del “Catálogo General de Estrellas Variables”  este tipo de astros se clasifican en 7 grupos principales:

1.- VARIABLES ERUPTIVAS: su variación suele ser irregular y se debe a fenómenos tipo “flare” de la cromosfera o corona de la estrella, acompañados de pérdida de masa y/o por la interacción de los fenómenos anteriores con el medio interestelar vecino. Existen 19 subtipos, entre los que destacamos los que tienen por variable prototipo a FU Orionis, R Coronae Borealis y S Doradus.


2.- VARIABLES PULSANTES: fluctúan de forma periódica o semiregular y presentan contracción y expansión de su superficie que puede ser radial o no. También pueden presentar cambios más o menos regulares en su forma, no siempre esférica.
Existen 33 subtipos descritos, según sus características, pérdida o no de masa y regularidad de las pulsaciones. Destacamos los tipos representados por Delta Cephei (cefeidas), RR Lyrae, Mira Ceti, RV Tauri y las semiregulares (SR).


3.- VARIABLES POR ROTACIÓN: Son estrellas de brillo no uniforme (por presencia de importantes “manchas” o fenómenos similares relacionados con irregularidades de sus campos magnéticos) o variables de forma elipsoidal cuya variación se debe a su rotación axial y el efecto de esta desde el ángulo de visión del observador. Se conocen 7 subtipos, por ejemplo los representados por BY Draconis y FK Comae Berenices.

4.- VARIABLES CATACLÍSMICAS: Se caracterizan por explosiones que pueden ser causadas por fenómenos termonucleares en su superficie (estrellas Novas) o de su interior (Supernovas). También pueden ocasionarse por la caída de material rico en hidrógeno de un disco acreción sobre la superficie de una enana blanca. En muchos de los casos se trata de estrellas dobles muy cerradas cuyo carácter explosivo afecta a la evolución de ambos componentes del sistema. Se han descrito 14 subtipos. Además de las novas y supernovas (de diferentes clases), existen los subtipos representados por SS Cygni, SU Ursae Majoris y Z Camelopardalis, denominados popularmente “Novas enanas”.

Las supernovas son el tipo de variable de carácter más extraordinario. Presentan un incremento de brillo de más de 20 magnitudes en el momento de la explosión, en un fenómeno que afecta el propio núcleo de la estrella. Básicamente pueden distinguirse dos grandes grupos de supernovas: las de tipo I son sistemas binarios en los que un disco de acreeción alimenta de hidrógeno a una enana blanca. Cuando esta supera una masa crítica se produce la explosión.

Las supernovas de tipo II tienen un origen totalmente distinto. Se trata de estrellas muy masivas que llegan a colapsarse en un momento tardío de su evolución, justo en el momento en que efectúan la combustión nuclear de Fe en el núcleo de la estrella.

En lo que se refiere a las estrellas novas, son también estrellas de comportamiento explosivo; como las supernovas son estrellas variables cataclísmicas, de acuerdo con la siguiente clasificación:








Las estrellas novas incrementan entre 7 y 19 magnitudes en el momento de la explosión. Se trata de un sistema binario muy cerrado en el que una enana blanca experimenta la fulguración de la capa de hidrógeno externa, acumulada a partir de la afluencia de este elemento desde la otra estrella del sistema binario.
5.- VARIABLES ECLIPSANTES: Tal como su nombre indica su variación de luz se debe a los eclipses entre las estrellas de un sistema binario. En su clasificación pueden utilizarse 3 criterios simultáneamente: A) Según la forma de su curva de luz, con 4 subtipos (por ejemplo, las Algolidas como Beta Persei y las de tipo Beta Lyrae) B) Según las características físicas de sus componentes, con 5 subtipos (según la tipología de sus componentes, enanas, gigantes, de la secuencia principal, según su tipo espectral, etc). C) Según el nivel de saturación de sus lóbulos de Roche, y, por ello, si ambas estrellas están o no en contacto entre sí (9 subtipos).

6.- FUENTES DE RAYOS X ÓPTICAMENTE VARIABLES: Son fuentes de rayos X, que presentan además variación de magnitud visual, en sistemas binarios en los que está presente una estrella de neutrones, enana blanca o posiblemente un agujero negro. Se entiende que esa emisión se debe a la caída de material desde el otro componente del sistema doble. Existen 10 subtipos, por ejemplo los representados por V1343 Aquilae, HZ Herculi y AM Herculi.

7.- OTRAS VARIABLES: Cajón de sastre donde se clasifican otras variables poco conocidas, dudosamente clasificadas o de características absolutamente distintas por su naturaleza extragaláctica, como el caso de los quasars variables (BL Lacertae, 3C 279 Vir, etc).

Para complicar esta clasificación existen muchas estrellas variables que fluctúan por varios motivos simultáneamente, por lo que el análisis de su curva de luz es especialmente complejo e interesante. En estas estrellas el tipo se denomina con las siglas de sus tipos de variación con un signo “+” entre ellos. Por ejemplo, una estrella SR+EA significa que es variable pulsante de tipo semirregular que, además, de forma simultánea varía como eclipsante del tipo EA.

Cada uno de estos tipos de estrellas variables corresponde a un momento determinado de la evolución estelar y se refleja en una situación concreta en el diagrama de H-R. Sin embargo, en la actualidad, aún estamos lejos de comprender los motivos de la variación de en cada uno de los subtipos. Por otra parte, esta clasificación está constantemente a prueba con la aparición de nuevas variables de comportamiento inusual. Por todo ello es importante el estudio del comportamiento de las estrellas variables, actividad en la que tienen un importante protagonismo los aficionados, siguiendo la metodología que se explica en las sesiones siguientes.


OTROS OBJETOS DE LUMINOSIDAD VARIABLE:

No sólo las estrellas variables varían de luminosidad. Numerosos cuerpos celestes varían de brillo y la aportación de los astrónomos aficionados puede aportar datos relevantes en su estudio. Los más significativos son los siguientes:


1. COMETAS
2. ASTEROIDES
3. FENÓMENOS MUTUOS DE LOS SATELITES DE JÚPITER
4. OBJETOS DE ALBEDO DIFERENCIAL
5. NEBULOSAS DE BRILLO VARIABLE
6. CUÁSARES
7. EXPLOSIONES DE RAYOS GAMMA


1 COMETAS:


Los cometas son astros de nuestro sistema solar con órbitas parabólicas o hiperbólicas que en su movimiento de acercamiento al Sol incrementan significativamente de brillo y desarrollan una cabellera difusa y una cola de polvo y gas.

El brillo de un cometa depende de numerosas variables difíciles de precisar a priori, que son, fundamentalmente, el tamaño del núcleo del cometa, su tasa de sublimación de los gases que los rodean, el grado de acercamiento al Sol y el grado de acercamiento a La Tierra. Además el incremento de brillo en su acercamiento al Sol no es lineal en todos los casos y, de hecho, algunos cometas presentas fulguraciones de brillo, otros se dividen en partes y otros llegan a desaparecer en su acercamiento al Sol. El grado de sublimación tampoco es estable y se considera que está relacionado con el número de veces que ese cometa se ha aproximado al Sol. Es decir, un cometa que se acerca al Sol por primera vez sublima menos que otro que lo haya hecho en varias ocasiones. Por todo ello es muy importante determinar la magnitud de estos astros.

Al tratarse de objetos no puntuales resulta difícil determinar su magnitud por medios automáticos como la CCD, siendo más adecuada su observación visual. Sin embargo por el hecho de su naturaleza difusa (con niveles de concentración distintos) es muy difícil determinar su brillo con precisión.


2. ASTEROIDES:


Los asteroides son pequeños planetas que en la gran mayoría de los casos se encuentran entre las órbitas de los planetas Marte y Júpiter. Se han catalogado hasta ahora más de 250.000.

Algunos de ellos tienen órbitas que les acercan a La Tierra y otros llegan a cortar la órbita de nuestro planeta. También los hay que se sitúan entre las órbitas de Júpiter y Neptuno (son los denominados “centauros”). Finalmente existen muchos que se encuentran más allá de la órbita de Neptuno (son los denominados objetos del cinturón de Kuiper). Los objetos Kuiper y Centauros son extremadamente débiles y difícilmente pueden ser observados por aficionados.

Los asteroides pueden fluctuar de brillo por dos motivos. Uno es por el hecho de que su distancia a La Tierra varía y de ahí que, como cualquier otro planeta, su magnitud no es estable. Sin embargo la variabilidad de los asteroides es particular por el hecho de que su forma no es esférica. Se trata de inmensas rocas de dimensiones irregulares que por su movimiento de rotación varían significativamente de luminosidad, en tasas directamente proporcionales a la irregularidad de sus formas. Se trata de objetos puntuales en el telescopio que pueden fluctuar con bastante rapidez. Aunque es perfectamente posible seguir sus evoluciones visualmente, el estudio de sus fluctuaciones es fundamentalmente una tarea de observadores que utilizan métodos fotoeléctricos o CCD para determinar con precisión su magnitud.





3. FENÓMENOS MUTUOS DE LOS SATÉLITES DE JÚPITER:


Los fenómenos mutuos de los satélites de Júpiter son ocultaciones o los eclipses de un satélite por otro. Concretamente se trata de fenómenos entre los cuatro grandes satélites de Júpiter, fácilmente observables con pequeños telescopios.

Estos eventos sólo tienen lugar cuando el plano que definen las órbitas de los satélites es paralelo al plano de la eclíptica, lo que sucede cada 6 años. El estudio de estas ocultaciones y eclipses permiten determinar con gran precisión la posición de estos satélites, a la vez que son un fenómeno vistoso y fácil de seguir. Los eclipses pueden ser anulares, parciales o totales.

El efecto más destacado de estas ocultaciones y eclipses es la disminución de brillo de un satélite. Es un fenómeno que puede seguirse visualmente, fotográficamente, con CCD o con webcam. El estudio de los fenómenos mutuos requiere determinar la magnitud del satélite afectado con la máxima precisión posible y determinar a la vez, el momento exacto en que se inicia y en que finaliza el fenómeno.


4. OBJETOS DE ALBEDO DIFERENCIAL


Aunque no es un fenómeno muy frecuente existen cuerpos celestes que tienen un albedo muy diferente en distintas zonas de su superficie. Entendemos por albedo la capacidad para reflejar luz. Los planetas, los satélites y asteroides solamente emiten luz reflejada del Sol. Su luminosidad, es, a grandes rasgos, directamente proporcional a su tamaño e inversamente proporcional a su distancia. Sin embargo también influye el material de que está compuesta la superficie, su albedo. Por ejemplo, existen asteroides compuestos por materiales distintos y de ahí que tienen albedos distintos.

Cuando un cuerpo celeste está formado por zonas con albedos muy distintos, su luminosidad varía al mismo ritmo que su movimiento de rotación. El caso más paradigmático es el satélite de Saturno Japeto que tiene una cara muy brillante y otra muy oscura. Según cual de ellas presenta puede fluctuar en 2 magnitudes su brillo.

La Tierra es el planeta con un mayor albedo diferencial, pero también Plutón muestra irregularidades en su albedo que podrían explicar unas leves fluctuaciones de brillo observadas.


5. NEBULOSAS DE BRILLO VARIABLE:


Las nebulosas tampoco emiten luminosidad propia, la reflejan de estrellas cercanas. Si no existen estrellas en sus proximidades son nebulosas oscuras que tapan la zona del firmamento en que se encuentran.

Algunas nebulosas están asociadas a estrellas variables. Suele tratarse de estrellas muy jóvenes rodeadas de parte de la nebulosidad que las ha originado. Estas estrellas suelen encontrarse en una fase previa a la de estabilidad de la “secuencia principal” (ver el apartado “Nociones de evolución estelar”). Estas fluctuaciones se reflejan en el brillo de la nebulosa cuya magnitud varía de forma irregular.

La observación de las nebulosas variables es uno de los retos de los observadores aficionados de cielo profundo. Generalmente la determinación de magnitud de estos astros es tarea del observador visual ya que se trata de objetos difusos y las técnicas a utilizar son similares a las usadas con la medición de brillo de los cometas. Las dos nebulosas de brillo variable más notables son NGC 1554 (Nebulosa variable de Hinds) y NGC 2261 (Nebulosa variable de Hubble).


6. CUÁSARES:


Los cuásares son objetos celestes de características totalmente distintas a cualquiera de los objetos comentados hasta ahora.

Aunque su aspecto telescópico es idéntico al de una estrella, en realidad se trata de objetos situados a unas distancias inmensas. Por ejemplo, el cuasar 3C 279 es un objeto visible visualmente con telescopios de aficionado de más de 20 cm de abertura pero que se encuentra a más de 7.000 millones de años luz de distancia. El hecho de que un objeto tan lejano tenga una luminosidad tan importante ya determina que su naturaleza es inusual.

Otro aspecto a tener muy en cuenta es que un objeto situado a 7.000 millones de años luz quiere decir que la luz que observamos fue emitida hace 7.000 millones de años. Esto además de ser una curiosidad notable es indicativo de que son objetos del pasado. No existen cuásares cercanos. Sólo uno, BL Lacérate, se sitúa a algo menos de 1.000 millones de años luz. Esto quiere decir que son objetos propios del Universo joven y hoy se ha determinado que se trata de núcleos de galaxias muy activos, probablemente de galaxias en fase de formación.

Muchos de los cuásares muestran una magnitud variable. Sus fluctuaciones son de dos tipos: unas son a medio-largo plazo fluctuando hasta una magnitud en meses o años. Otros cuásares varían de brillo con gran rapidez, en ciertos casos pueden observarse fluctuaciones de varias décimas de magnitud en apenas unas horas. La determinación del brillo de los cuásares puede efectuarse visualmente, pero la extrema debilidad de estos objetos los hace muy adecuados para su seguimiento con cámaras CCD.


7. EXPLOSIONES DE RAYOS GAMMA:


Otro fenómeno de características espectaculares son las explosiones de rayos gamma. Como su nombre indica son emisiones extremadamente virulentas y rápidas de rayos gamma. Esta longitud de onda es imposible de detectar en la superficie de La Tierra porque la atmósfera absorbe la práctica totalidad de la radiación ultravioleta y la totalidad de los rayos gamma. De ahí que estas explosiones son sólo observables con detectores situados en satélites artificiales.

Sin embargo, justo unos segundos después de la emisión de rayos gamma es observable un objeto de aspecto estelar de luminosidad extremadamente débil. En ningún caso ha sido posible verlo visualmente debido en parte a su debilidad, pero, sobre todo porque ese objeto disminuye de brillo rápidamente. En un caso se ha estimado que el objeto alcanzó la magnitud 9, siendo visible con unos buenos prismáticos si se observara durante los escasos minutos que dura el fenómeno en el lugar preciso. Algunos aficionados han logrado detectar estos objetos con cámaras CCD.

La única forma de seguir este fenómeno es manteniendo una atención constante a las alarmas de los satélites con detectores de rayos gamma y observar inmediatamente la zona en que se ha detectado. A posteriori debe compararse la imagen CCD obtenida con imágenes anteriores de la zona y detectar una “estrella” donde antes no existía. Normalmente (estas explosiones aparecen a un ritmo de varias por semana) tienen una magnitud de 18 a 20 en el momento de máximo brillo.



BIBLIOGRAFIA


1. Temática general  ASTRONOMÍA GENERAL. Teórica y práctica. David Galadí-Enríquez y Jordi Gutiérez. Editorial Omega (Barcelona). 21x26 cm, 973 pág. (2001). ISBN 84-282-1168-X. • Extensa obra de nivel elemental e intermedio que ofrece una visión completa del Universo, tanto descriptiva como observacional, abarcando desde la astronomía histórica hasta los más modernos conceptos astrofísicos. Contiene medio millar de imágenes, muchas de ellas en color, tablas, apéndices y un sistema cruzado de referencias muy práctico. Este libro, por si solo, puede sustituir un buen número de libros de divulgación monotemáticos.   2. Estrellas variables  CATACLYSMIC VARIABLE STARS, por Coel Hellier. Springer-Verlag (Barcelona). 224 pág. (2001). ISBN 1-85233-211-5. • Texto pon numerosas ilustraciones de la variabilidad observada en las estrellas cataclísmicas. Da una clara explicación y una completa puesta al día de este fenómeno a un nivel accesible a un aficionado avanzado o estudiante universitario.  ESTRELLAS VARIABLES, por Jaime Rubén. Equipo Sirius, S.A. (Madrid). 21x8 cm, 144 pág. (1989). ISBN 84-86639-23-9 • Historia, clasificación, comportamiento y descripción de las estrellas variables, pormenorizando por tipos y subtipos. El último capítulo es una introducción a la observación de este tipo de estrellas por parte de los aficionados. El libro se completa con una serie de apéndices de interés para los observadores de estrellas variables.  OBSERVING VARIABLE STARS; A Guide for the Beginner, por David H. Levy. Willmann-Bell, Inc. (Richmond, USA). También en Sky Publishing Corp (Cambridge, USA), ref. 27559. 27x17,5 cm. 198 pág. (1989). ISBN 0-521-32113-1 • Comienza con notas sobre binoculares y telescopios y cómo y cuándo observar estrellas variables. Se describen y clasifican los principales tipos de variables, así como otros objetos variables tales como galaxias activas, asteroides y cometas. El libro incluye una guía estacional para el cielo nocturno.  ASTRONOMICAL PHOTOMETRY, por Henden y Kaitchuck. Willmann-Bell, Inc. (Richmond, USA). 15x24 cm, 392 pág. • Libro destinado a astrónomos profesionales y amateurs que quieran aprender las técnicas de la fotometría fotoeléctrica. Contiene tres capítulos dedicados a estadísticas, cálculos requeridos y procesamiento de los datos observados. Además contiene numerosos ejemplos de ayuda e instrucciones paso a paso para el diseño y construcción de un captador fotométrico y dos capítulos de la electrónica asociada. No trata de fotometría CCD • Software opcional: ASTRONOMICAL PHOTOMETRY SOFTWARE FOR IBM-PC. Dos disquetes 3"5 • Completo sistema para la reducción de los datos fotométricos. Incluye diversos programas, cada uno de los cuales es útil en alguno de los aspectos del proceso de reducción. Esta presentación modular permite al usuario adaptar el proceso de reducción a sus propias necesidades. Las especificaciones son: entrada y salida de datos vía archivos ASCII; se calculan magnitudes y colores, masa de aire, fecha juliana, coeficientes de extinción, coeficientes de transformación al sistema de Johnson, conversión al sistema foto-métrico estándar y reducción de fotometría diferencial; se pueden reducir datos procedentes tanto de fotómetros contadores de fotones como de corriente continua.  PHOTOELECTRIC PHOTOMETRY OF VARIABLE STARS. A practical Guide for the Smaller Obsevatory, por Hall y Genet. Willmann-Bell, Inc. (Richmond, USA). 15x23 cm, 240 pág. • Este libro muestra como aficionados usando equipos construidos por ellos mismos o con equipos comerciales, obtienen resultados sobre estrellas variables que son publicados en revistas profesionales. No trata sobre fotometría CCD.
3. Atlas  THE AAVSO VARIABLE STAR ATLAS. 2ª edición por Charles E. Scovil. Willmann-Bell, Inc. (Richmond, USA). También en Sky Publishing Corp (Cambridge, USA), ref. 4628X. 27,5x21 cm, 205 pág. (cartas sueltas). (1990) • Cubre todo el cielo y contiene 260.000 estrellas hasta la magnitud 9,5. La escala es de 5"5 x mm. Se señalan unas 1.300 galaxias y varios centenares de cúmulos. Ideal para los observadores de estrellas variables puesto que junto a ellas se indican las estrellas de comparación con sus respectivas magnitudes.


4. Páginas web
PAGINA WEB DE ESTRELLAS VARIABLES DE LA AGRUPACIÓN ASTRONÓMICA DE SABADELL :http://www.astrosabadell.org/ES/6_amateur/variables.asp
Programa de observaciones: http://www.astrosabadell.org/ES/6_amateur/variablesprogramas.asp
Resultados de observaciones: http://www.astrosabadell.org/ES/6_amateur/variablesresultados.asp
Actualidad: http://www.astrosabadell.org/ES/6_amateur/variablesactualidad.asp
Respuestas a diez preguntas habituales: http://www.astrosabadell.org/ES/6_amateur/variablesrespuestas.asp
PAGINA WEB DE LA AAVSO: http://www.aavso.org/
PAGINA WEB DE LA AFOEV: http://cdsweb.u-strasbg.fr/afoev/english.htx
PAGINA WEB DE VSNET: http://vsnet.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/index.html



Fuente: http://www.anysllum.com/variables/APUNTESCURSOVARIABLES.doc

1 comentario:

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