1. INTRODUCCIÓN

La observación de variables es hoy en día uno de los principales campos de la astronomía amateur, los datos de aficionados de todo el mundo recopilados por asociaciones internacionales, son utilizados por los profesionales para ayudar a establecer modelos teóricos en el campo de la formación y evolución estelar y ayudan en proyectos concretos, desde en su día el Hipparcos hasta el propio Hubble. Las ya no tan nuevas técnicas CCD y la fotometría fotoeléctrica, permiten además realizar trabajos a un nivel semiprofesional y gran cantidad de supernovas, casi todas las novas del año son descubiertas por variabilistas. La observación de estrellas variables exige del aficionado rigurosidad, aplicación del método científico, algo de conocimientos, sobre todo mucha paciencia y pocos medios técnicos.

2. LAS ESTRELLAS VARIABLES

Empezando desde lo más básico diremos que las estrellas variables son estrellas que cambian de brillo con respecto al tiempo, Este cambio de magnitud es muy diferente de un tipo de variable a otra generando distintas curvas de luz, o representaciones de la magnitud en el eje de ordenadas (Y) y del momento de la observación en el de absisas (X), al igual que lo son las causas de estos cambios.

Hay tres datos principales sobre una estrella variable, que son, el período, el rango y el tipo.

- El período es el tiempo que se encuentra entre dos mínimos de luminosidad consecutivos. En algunos casos es entre dos máximos consecutivos.

- El rango ó la amplitud es la diferencia que hay entre la magnitud máxima y mínima que alcanza la variable.

- El tipo; existe gran cantidad de ellos con muchos subtipos, será materia de otro artículo. De forma general diremos que de él depende que las dos características anteriores se cumplan o no.

3. DESIGNACIÓN DE LAS VARIABLES

Haciendo un poco de historia, a las primeras variables se les daba nombres propios al ser casos aislados, la primera variable descubierta fue Mira en la constelación de la Ballena, con el paso del tiempo el número de variables fue aumentando y el uso de nombres propios para cada una era inadecuado, por lo que se estableció una nomenclatura. Consiste en que la primera variable descubierta en una constelación toma la letra R (R Ori, R CrB...), la siguiente la S y así hasta la Z, a continuación vendrá la RR, RS hasta la RZ, luego la SS, ST y así hasta la ZZ donde se comienza por la AA, AB, hasta la QZ, pues la siguiente sería ya otra vez la RR. De esta forma se pueden nombrar hasta un total de 334 variables en cada constelación, si se descubren más variables se comenzarán a nombrar por V335, V336... Hay constelaciones con la variable V5000 y más.

Para facilitar los archivos se inventó una designación, que consiste en 6 dígitos que indican las coordenadas en Ascensión Recta y en Declinación (época 1950), como por ejemplo, Mira= 021403 que indica 2h14m de A.R. y -03º de Dec., la parte subrayada indica que la Dec. es negativa, si es positiva se pone nada como T And.= 001726. Esta designación se utiliza mucho para enviar las observaciones a cualquier asociación, incluida la AVE.

4. MÉTODO DE OBSERVACIÓN

El método más utilizado en la observación visual es el conocido como pasos de Argelander. Consiste en comparar estrellas cuyas magnitudes ya conocemos y son fijas, con la estrella variable, cuya magnitud queremos hallar. Las estrellas de comparación son A y B, siendo A más brillante que la variable y B menos brillante.

Dicha comparación la realizamos aplicando rigurosamente los grados de Argelander, comprobando si lo que observamos es lo que nos dice el texto de cada grado, sobre todo de esto dependerá nuestra precisión:

Grado 1: La estrella de comparación A y la variable parecen iguales en todo momento, sólo en ocasiones y con un atento examen podemos apreciar que A es más brillante que la variable.

Grado 2: A y la variable nos parecen iguales a primera vista, pero enseguida nos damos cuenta que A es ligeramente más brillante que la variable.

Grado 3: Apreciamos una ligera diferencia entre A y la variable desde el principio.

Grado 4: La diferencia entre A y la variable es notable siempre.

Grado 5: Existe una verdadera desproporción entre la magnitud de A y la variable.

Una vez hecha la comparación con A, realizaremos la misma operación con la variable y B.

Cuando no estemos seguros al aplicar un grado o creamos que podemos apreciar entre un grado y otro podemos aplicar grados intermedios 2.5, 3.5..., con bastante experiencia podremos distinguir entre décimas de grado.

Cuando tengamos la estimación completa aplicaremos la siguiente fórmula sencilla:

Mv= Magnitud visual de la variable.

Ga= Grado entre A y la variable.

Gb= Grado entre la variable y B.

Ma= Magnitud de la estrella de comparación A.

Mb= Magnitud de la estrella de comparación B. 

Por ejemplo si obtenemos en la estimación los siguientes grados: Ga=3.5; Gb= 2; y las magnitudes de las estrellas de comparación son: Ma= 6.1; Mb= 7.2. La magnitud visual de la variable será Mv=6.8.

El método de Argelander puede ser muy preciso, hasta 0.04 magnitudes en observadores muy experimentados, rigurosidad y escogiendo con exigencia las estrellas de comparación. Sin embargo para la mayoría de las variables visuales basta con una exactitud de 0.1 magnitudes, que se alcanza desde la primera estimación.

5. ESTRELLAS DE COMPARACIÓN.

La elección de las estrellas de comparación es muy importante ya que de ello depende el valor final de la estimación de la magnitud de la variable y en gran medida nuestra precisión.

Escogeremos estrellas cercanas a la variable de forma que no tengamos que desplazar el campo de visión, ya sea a simple vista, con prismáticos o con telescopio, en casos especiales por la falta de estrellas de comparación tendremos que escoger otras más alejadas de la variable. Las magnitudes de las estrellas de comparación deben estar en el caso más favorable 0.5 magnitudes por encima y por debajo de la variable y hay que evitar que la diferencia entre A y B sea >2 mag, si no la estimación tendrá mucho error y será despreciada frente a otras más exactas. El método de Argelander va perdiendo exactitud a medida que aplicamos grados de comparación mayores, hasta el grado 3 el error cometido es mínimo, con los grados 4 y 5 el error aumenta, por ello las estrellas de comparación deben tener una magnitud cercana a la variable para aplicar grados pequeños. Podemos escoger más de un par de comparación, promediando los resultados y mejorando la precisión.

Otro criterio que generalmente no se aplica es tener en cuenta el tipo espectral de las estrellas de comparación, que deben ser iguales ó lo más aproximados posible al de la variable, nos dará una idea del color de las estrellas. Sólo es necesario si buscamos exactitudes por debajo de 0.1 mag.

A medida que la estrella varíe debemos ir cambiando los pares de comparación, si la estrella no ha variado no debemos cambiar de pares de comparación ya que se producirá casi con toda seguridad un salto en la curva de luz que en la realidad no debería existir, la inexistencia de este salto al cambiar el par de comparación es indicativo de un observador experimentado.

7. INSTRUMENTOS DE OBSERVACION

Las variables son tan asequibles al aficionado que incluso sin instrumentos podemos observar gran cantidad de ellas a simple vista, sin embargo el instrumento más usado y de fácil adquisición son los prismáticos, por lo general no deben tener muchos aumentos y si un campo de visión muy amplio. Unos 7*50 (7 aumentos y 50mm de abertura) ó 8*50, con un campo de visión de unos 6 grados son los ideales. Es muy recomendable montar los prismáticos sobre un trípode fotográfico para evitar las vibraciones del pulso y hacer la observación más cómoda.No obstante para observar variables más débiles de la magnitud 7 se hace indispensable el telescopio.

8. ERRORES COMUNES A EVITAR

Estos son los errores más comunes que suelen tener los iniciados y en ocaciones también los no tan iniciados:

-Error de identificación: Debemos asegurarnos que la estrella que observamos es la variable, mediante su localización por varios caminos y la identificación completa de todo el campo de visión ya que en el cielo hay muchas formas parecidas en distintas zonas, que nos pueden confundir.

-Error de eliminación: Muchos observadores realizan su estimación por eliminación de los grados de observación, por ejemplo comienzan por el grado 1 y llegan al grado 3 el cual les parece el adecuado pero no continuan y desestiman los grados siguientes. La forma de realizar la estimación es correcta, si continuamos y tenemos en cuenta todos los grados.

-Error de sugestión: Se produce al consultar efemérides, sólo hay que consultar las efemérides para saber a que hora debemos empezar a observar. Se produce en estrellas de rápida variación como las eclipsantes y ceféidas.

-Error de posición: No debemos hacer la comparación mirando a las dos estrellas a la vez, hay que colocar alternativamente una y otra en el centro del campo de visión, de ahí que tengamos que elegir estrellas cercanas a la variable, para no tener que desplazarnos mucho.

-Efecto Purkinje: La mayoría de las variables presentan un color rojizo, si las observamos prolongadamente el brillo de la estrella nos parecerá mayor de lo que en realidad es por efecto de acumulación en la percepción de nuestro ojo. Para evitar este efecto en variables muy rojas, realizaremos observaciones rápidas, evitando observaciones prolongadas.

Otros errores son, observar la variable cuando está por debajo de los 30 grados, las observaciones con Luna son válidas pero no si está muy cerca de la variable.Hay que tener cuidado con la presencia de nubes altas (cirros).

9. CONCLUSIÓN.

Esto es lo principal a conocer para empezar a observar. Ahora sólo necesitamos las cartas de las variables con las magnitudes de las estrellas de comparación y valor para admitir que nuestras observaciones son perfectamente válidas y atrevernos a enviarlas en los partes de envío a la AVE, o cualquier otra asociación. Os aseguro que serán muy bienvenidas y tendréis noticias de esas asociaciones. La AVE pone a disposición de sus socios una colección de cartas de todas las estrellas de su campaña anual, parte de envío, y un manual de iniciación, entre otros materiales.

El próximo artículo tratará sobre como organizar nuestra propia campaña de observación, elección de las estrellas y relleno del parte de envío de datos.

Firma el artículo: La AVE.