Estrellas variables

Esta es una INTERPRETACIÓN resumida de un artículo de la revista Astronomy de Noviembre de 2007 que habla de cómo observar las estrellas variables. Espero que les resulte interesante.

"El cambio en todas las cosas es dulce"
Aristóteles.

En astronomía, los objetos llamados Estrellas variables dan dulces espectáculos a los astrónomos. Las estrellas variables son aquellas cuyo brillo cambia con el tiempo. Una noche cualquiera, un campo de estrellas puede contener varias docenas de estrellas de brillo similar, una semana después una de ellas puede brillar más que el resto. ¿Ha explotado? probablemente no, más frecuentemente la estrella se desvanecerá y luego de un período se hará brillante otra vez. Sabiendo a dónde mirar, se pueden seguir esos cambios incluso a través de telescopios pequeños.

Sin contar las supernovas, la primera estrella variable descubierta -y seguramente la primera estrella variable períodica- fue Mira (Ómicron [o] Ceti), en 1596 por el astrónomo alemán David Fabricius (1564-1617). La variabilidad de Mira causó en los astrónomos reflexión sobre la naturaleza de las estrellas desde varias perspectivas: antes de eso el Universo se consideraba inmutable. Otros descubrimientos de estrellas variables siguieron al primero. El astrónomo italiano Germiniano Montanari (1633-1687) notó la variabilidad de Algol (Beta Persei) en 1669. El astrónomo germanobritánico John Goodricke (1764-1786) descubrió Delta Cephei, el prototipo de las variables Cefeidas, en 1784. Él también explicó por qué Algol cambia en brillo: es un sistema de estrella doble en el cual una gira alrededor de la otra -una binaria ecplipsante, la primera en ser encontrada.

A mediados del siglo 19, los astrónomos habían descubierto tantas estrellas variables que no tenían cómo seguirlas a todas. El astrónomo alemán Friedrich Wilhelm August (1799-1875) y el americano Benjamin Apthorp Gould (1824-1896) invocó a los amateurs de todo el mundo a suscribir sus observaciones de estrellas variables. Gould recolectó observaciones de estrellas variables de astrónomos aficionados de todo Estados Unidos y las publicó en The astronomical journal que él mismo editaba.

Para mediados de 1880, el director del observatorio de Harvard College, Edward C. Pickering (1846-1919) y luego el astrónomo William Tyler Olcott (1873-1936) comenzó a a proveer cartas de estrellas variables que tenían las comparaciones de las variables con las estrellas cercanas.

En Diciembre de 1911, impulsado por la publicación de Olcott y su comunicación permantente con los astrónomos aficionados, las primeras observaciones del grupo que más tarde se llamaría AAVSO (American Association of Variable Star Observers) aparecieron en Popular Astronomy. En Abril de 1914 el grupo celebró su primer reunión en New York. Finalmente, en Octubre de 1918, se creó oficialmente la AAVSO. Hoy en día, AAVSO continúa dando soporte a las observaciones de estrellas variables. Mire el sitio web en www.aavso.org

Nomenclatura de variables
En 1862, Argelander assignó letras mayúsculas del abecedario romano de la R a la Z a las estrellas variables. Después de agotar ese rango de sólo 9 letras, Argelander usó letras dobles (RR-RZ, SS-SZ, ... AA-AZ, AB-AZ...QQ-QZ).

Dado que Argelander no usó la letra J para comenzar los pares, pudo denotar un total de 334 estrellas en la misma constelación de ésta manera. Entonces R CrB es la primera estrella variable de Corona Borealis (CrB) y QZ Ori es la 334 estrella variable de Orión. Si una constelación requiere más nombres para estrellas variables ( y muchas lo hacen) los astrónomos usan la letra V seguida de números después del 334. De esta forma, la estrella de Plaskett se designa como V640 Mon, la 640a estrella variable de Monoceros el Unicornio.
Las novas se designan inicialmente por la constelación y el año, como Nova Cygni 1975. Cuando el brillo del evento disminuye, tales objetos reciben designación de estrella variable. Así por ejemplo, los astrónomos ahora se refieren a Nova Cygni 1975 como V1500 Cyg.
La AAVSO también emplea un sistema numérico para las estrellas variables. Mediante ésta numeración, R Leporis tiene la designación de AAVSO 0455-14. Éstos números representan l ascención recta aproximada (4h55m) y la declinación (-14º) para el año 1900.

Grabando los cambios
Los observadores veteranos comparan telescopicamente los objetivos variables con estrellas cercanas de brillo similar. Buenos estimativos tienen un error de 0.1 magnitud. Sinembargo, si ud. apenas está comenzando no llegará tan cerca. Eso está bien, algunas veces me gusta verificar algunas de mis estrellas variables favoritas sólo para decir "Caramba!, eso está mucho más brillante que hace 3 días". O, si la estrella está cerca del brillo mínimo puede aparecer totalmente desvanecida.
Una solución en la búsqueda de mediciones de precisión es tomar imágenes del campo de estrellas objetivo, bien sea digitales de lente reflex simple (DSLR) o con cámara de dispositivo de carga acoplada (CCD). Con ésta tecnología, ud. puede medir brillos de estrellas variables a una precisión que los astrónomos de hace un siglo sólo podrían soñar. Telescopios de talla media equipados con cámaras CCD típicamente detectan estrellas de magnitudes hasta la 16ava magnitud. Añada a ese sistema un manejador (drive) computarizado y un software con guión de control (script) conteniendo una lista de estrellas variables de alguna noche y la cantidad de información que ud. podría recolectar lo asombrará -todo mientras ud. observa por otro telescopio o duerme.

Las estrellas con objetos puntuales e incluso las más desvanecidas se graban fácilmente. Use una cámara DSLR o CCD, experimente con tiempos de exposición y descarte las imágenes que no le gusten. Sinembargo, una vez que establezca un tiempo de exposición es posible que tenga que usar diferentes tiempos de exposición durante el período de la estrella. Etiquete la estrella con la fecha y la hora. Si ud. toma suficientes imágenes durante el ciclo, ud. puede graficar la curva de brillo de la estrella.

Una curva de brillo es un gráfico simple que usan los astrónomos para trazar el brillo de una estrella a través del tiempo. Cada punto de la curva representa la magnitud de la estrella en el tiempo específico. Mientras más puntos tome - y menor el intervalo entre ellos- más precisa va a ser la curva. Una vez que se han acumulado suficientes puntos, los astrónomos usan una fórmula matemática para suavizar el gráfico y generar una curva contínua.
Is ud. no tiene una cámara DSLR o CCD y ud. desea grabar sus observaciones, use un método de probado-verdadero (tried-and-true) para dibujar lo que se ve en el ocular. Tenga cuidado de dibujar brillos de diferentes estrellas de manera precisa, bien sea con puntos grandes o presionando más duro con el lápiz. Así como con las imágenes, etiquete los dibujos con la fecha y la hora.
Por más de un siglo, los aficionados midieron, grabaron y suscribieron observaciones por medio de dibujos y observación visual. Mucho de lo que sabemos hoy en día acerca de las curvas de brillo de éstas estrekkas ha venido en la forma de tales observaciones. Esa era pasó, pero todavía es divertido y retador establecer un telescopio y observar los cambios de brillo de las estrellas variables.

Artículo original en la revista Astronomy, Vol 35 Issue 11. Autor: Michael E. Bakich.

Notas de traducción: La curva de brillo se llama originalmente light curve.

En el mismo artículo aparece un cuadro señalando la clasificación de las estrellas variables por su naturaleza y describiendo las características de cada una y su prototipo. Próximamente estaré interpretando ese útil cuadro.