El comité de fotometría visual lleva a cabo actividades de observación exclusivamente en el campo visual. La observación de estrellas variables ha sido desde el momento de su descubrimiento, una de las actividades mas amenas, productivas y mejor reconocidas a los aficionados. Gracias a la labor de muchos aficionados, actualmente y a lo largo del tiempo, ha sido posible desarrollar teorías sobre el nacimiento, evolución y muerte de las estrellas, las variables Ceféidas son el mejor indicador de distancia conocido, siendo una de las armas mas poderosas de los astrónomos modernos, se han realizado infinidad de descubrimientos de nuevas variables, novas o supernovas y lo mas importante, se ha colaborado con la ciencia y el conocimiento del Universo.

Los profesionales utilizan los datos de las observaciones de los aficionados como apoyo a sus teorías, y que en muchos casos han sido revolucionarias, gracias a asociaciones de recopilación de observaciones de variables como la AVE. El valor de las observaciones visuales se multiplica cuando existen muchos observadores observando el mismo fenómeno.

Así mismo, la AVE realiza sus propios estudios con las observaciones de sus miembros y en todo momento están a disposición de los socios, para sus propios estudios.

Esperamos que este comité de fotometría visual de la AVE ayude a que comiences pronto a observar y aprendas de sus actividades.

2. Curso de iniciación.

Este programa de iniciación está pensado para ayudar a los más novatos en la observación de variables. Está estructurado en una serie de puntos, ejercicios y prácticas que se deben realizar en orden para así ir mejorando nuestros conocimientos y experiencia.

Como cada observador tiene una situación diferente, hemos ideado la forma para que cada uno pueda seguir el programa de iniciación desde el punto que considere el más adecuado a sus conocimientos e instrumentación, así podemos saltarnos algunos puntos, ejercicios o prácticas y seguir con el programa hasta el final.

En el caso de que no tengas ni idea, no ya de variables, sino de conocer incluso el cielo, te recomendamos que no te saltes ningún paso, ejercicio o práctica, pues no completarás con éxito el programa y tendrás problemas más adelante.

Si te surgen dudas, preguntas, quieres cualquier tipo de aclaración o tienes alguna sugerencia para mejorar el programa, puedes ponerte en contacto con el coordinador del comité visual, atenderá tus dudas encantado.

Las estrellas variables que forman este programa de iniciación forman tres grupos o fases. La FASE-1, comporta estrellas observables a simple vista, es la fase más sencilla y por la que empezará todo observador inexperto. La FASE-2, está formada por estrellas para prismáticos y se debe pasar antes por la FASE-1 para poder realizarla. Por último están las estrellas de la FASE-3, ideadas para los observadores con telescopio.

El listado de estrellas extraído de la campaña 1999-2000 de la AVE es el siguiente:

La observación y estimación del brillo de una estrella variable es algo muy sencillo, el método utilizado por la mayoría de los observadores, el de Argelander, es básico y no implica complejidad alguna. La mala fama sobre la complejidad de la observación de variables reside en algo que es ajeno a su estudio. La complejidad no está en el cálculo de la magnitud sino en el conocimiento de las constelaciones y la utilización de instrumentos como prismáticos y telescopios para la búsqueda de la estrella variable, entre la maraña de puntos que hay en el cielo.

2.1.1 Práctica 1.

Antes de comenzar a observar una variable, debemos tomar un planisferio y aprendernos bien la figura principal de las constelaciones, nos servirá no solo para variables sino para cualquier otro tipo de observación astronómica. Esto nos puede llevar varias noches de observación o incluso semanas, e incluso para conocer todas las constelaciones tendremos que esperar seis meses para poder contemplar todas las constelaciones de cada época del año.

Con ayuda del planisferio y una constelación de referencia conocida, como pueda ser Orión o la Osa Mayor, reconoceremos primero las estrellas brillantes más cercanas a ella y apoyándonos en esas estrellas, dislumbraremos la figura de las constelaciones a las que pertenecen. Nos puede servir de gran ayuda las dos cartas siguientes en las que se han dibujado algunas enfilaciones con éstas dos constelaciones.

Esta práctica puede llevarnos varias noches, dependiendo de cada observador. Su objetivo es solo

conocer el asterismo de las principales constelaciones, también es útil reconocer los nombres de las estrellas más brillantes.

2.2 El método de Argelander.

Este paso es común a cada una de las fases del programa de iniciación, comporta la base del método de Argelander y se aplica por igual ya sea la observación a simple vista, con prismáticos o con telescopio. No es necesario conocerlo de memoria para empezar a observar, nos podemos llevar lo esencial en una "chuleta" a la observación, que es tan sólo el texto de los grados de Argelander y la fórmula para el cálculo de la magnitud. Lo explicado en este punto 2.2 también lo podéis encontrar en el Manual de Iniciación a la Observación de Variables editado por la AVE y que se ha enviado en el "paquete de socio" y también en el artículo aparecido en Tribuna+Universo de septiembre 1999.

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. La elección de A y B sólo podremos hacerla en el momento de la observación ya que desconocemos la magnitud de la variable.

La 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.

La FASE-1 comprende las estrellas variables más sencillas de observar, para las cuales no necesitamos conocer el uso de ningún tipo de instrumento, como prismáticos o telescopios, tan solo nos valdremos de nuestros propios ojos, unas cartas de localización de variables y los conocimientos adquiridos en este programa de iniciación.

Presuponiendo ya el conocimiento de la figura de las constelaciones en el punto 2.1, el resto es bien sencillo, ya que las variables visibles a simple vista formarán parte de esas constelaciones. Para su localización nos ayudaremos de las cartas de búsqueda y comparación.

Esta práctica la podemos realizar en casa sin necesidad de salir al campo. Con ayuda del listado de estrellas publicado en el punto 2, seleccionaremos de esas cartas las que vienen marcadas como de la FASE-1, y utilizaremos esas y solo esas en nuestras primeras observaciones. Además de realizar ésta selección de cartas, en esta práctica debemos reconocer las siguientes partes en las que las cartas de la AAVSO están estructuradas y familiarizarnos con ellas:

La parte superior nos da los datos de la estrella variable y en ocasiones, varias variables en la misma carta, datos como sus coordenadas, rango, periodo, tipo de variable, escala de la carta, etc.

La zona central es la carta en si, no es más que un mapa de una zona del cielo en concreto, que para variables a simple vista suele ser una constelación completa o una parte reconocible de la misma. La variable viene marcada generalmente en el centro de la carta o muy cerca de él por una cruz o un pequeño círculo. También podemos encontrarla por sus coordenadas, utilizando la graduación de sus bordes y el dato correspondiente en la parte superior. Muy importantes son los números que aparecen al lado de algunas estrellas, estos números son la magnitud de las estrellas fijas y que utilizaremos como estrellas de comparación. Suelen venir suficientes estrellas para cubrir todo el rango de la variable. En este número se omite la coma decimal para no confundirla con estrellas, así una estrella de magnitud 6,5 aparece como 65 o una de 10,2 como 102.

La zona inferior nos da información adicional de cuando fue realizada la carta, quien la hizo, en base a que esta dibujada, etc.

Otro tipo de carta muy usado, es en realidad el Atlas de Estrellas Variables de la AAVSO. Es un atlas detallado de todo el cielo, en el que vienen estrellas hasta la magnitud 9-10, y que además tiene reflejadas las magnitudes de muchas estrellas cercanas a las variables, que podemos utilizar como estrellas de comparación. La mayoría de cartas de la fase-1 son de este atlas, y para encontrar la variable tendremos que valernos por sus coordenadas.

Esta práctica es quizá la más importante del programa. Se trata de buscar las variables de la fase-1 en el cielo apoyándonos en las cartas seleccionadas en la práctica 2. Dependiendo de la época del año y la hora a la que vayamos a hacer la observación se verán unas u otras estrellas de las seleccionadas, así que realizaremos una segunda selección. El programa de iniciación está hecho de tal forma que siempre nos quedarán unas 2, 3 o 4 estrellas visibles a simple vista en cualquier noche del año.

Con este reducido número de cartas nos dispondremos a reconocer la figura de las constelaciones en las que se encuentran, una por una. Si tenemos alguna duda, podemos partir de alguna estrella brillante de las enfilaciones e ir acercándonos poco a poco a la variable, saltando de estrella en estrella conocida. Una vez encontrada la variable en el cielo, a partir de ahora debemos aplicar el método de Argelander explicado en el punto 2.2. Pero antes debemos elegir las estrellas de comparación. Lo haremos observando las distintas estrellas de la zona y comparándolas con la variable, de forma rápida e intuitiva. Escogeremos dos estrellas lo más cercanas posible al brillo de la variable y también en su posición, pero de las que apreciemos sin dudarlo que una es más brillante y otra más débil que la variable.

Escogidas estas dos estrellas de comparación aplicamos los grados de Argelander (punto 2.2), que junto con los datos de las magnitudes nos darán la magnitud actual de la variable.

Observaremos todas las estrellas de la fase-1 visibles en esa noche una sola vez. Para coger mayor experiencia, recomendamos seguir con estas estrellas al menos dos o tres noches de observación lo más seguidas posible.

En esta práctica vamos a calcular aproximadamente cual está siendo el margen de error de nuestras estimaciones. Es muy sencillo de realizar, basta con escoger una o dos estrellas cuya magnitud conozcamos y que sean fijas (no variables) y estimar su brillo como si de una variable se tratara, aplicando el método de Argelander. Es recomendable no aprendernos de memoria la magnitud de la estrella, ya que podría falsear el resultado, incluso lo mejor es que sea otra persona la que nos elija la/s estrellas a estimar y las estrellas de comparación, tachando o tapando de alguna manera su magnitud en la carta.

El error cometido en nuestra estimación será la diferencia entre su magnitud real (la que viene en la carta) y la estimada por nosotros. Si lo hacemos con varias estrellas podremos promediar los resultados y será más fiable. La función de esta práctica es convencernos a nosotros mismos de que lo que estamos haciendo está bien hecho y es tan válido como las observaciones del más experimentado variabilista, eso lo podremos ver en el margen de error cometido. Lo normal en las primeras observaciones es estar por debajo de 0,2 e incluso ya por debajo de 0,1 magnitudes.

Esta práctica debemos realizarla después de las anteriores, nunca antes. Recomendamos repetir la práctica 3 y 4 al menos dos veces antes de afrontar la que ahora nos toca.

Se trata de hacer una observación de una variable un tanto especial. Es una variable eclipsante de tipo Algólida (Tipo EA), por ser la variable Algol su estrella prototipo, y que además será la que utilicemos en esta práctica. La observación de este tipo de estrellas es un tanto diferente al resto, ya que no se observan una sola vez en una noche, sino que tienen un descenso de brillo rápido y una subida igualmente rápida, en unas pocas horas. De esta forma apreciaremos cambios de brillo reales en una sola noche y empezaremos a "creernos" que las variables de verdad cambian de brillo.

Algol como indica su amplitud de magnitudes en la tabla del punto 2, es bien visible a simple vista incluso en el mínimo. Sin embargo no todas las noches tiene uno de sus mínimos o eclipses, ya que su periodo de algo más de 2 días así nos lo indica. Por tanto necesitaremos de unas efemérides que nos digan la fecha y la hora en la que tendrá lugar uno de los eclipses. Estas efemérides podemos encontrarlas en revistas de astronomía, en anuarios astronómicos, etc... Lo mejor es ponerse en contacto con el coordinador del comité visual de la AVE, para que nos las proporcione. Una vez que tengamos las efemérides no tenemos más que estimar su brillo como con cualquier otra variable, pero en este caso a intervalos de 30 minutos. Si lo hacemos con cuidado y sin dejarnos influenciar por la hora de las efemérides, obtendremos un bonita curva de luz y muy probablemente quedaremos asombrados ante su cambio de brillo.

Este punto también es común a todas las fases del programa de iniciación, ya que el parte de la AAVSO es el mismo, ya observemos visualmente, con prismáticos o telescopio. Este parte lo utilizaremos mensualmente, para enviar nuestras observaciones a la AVE, AAVSO y cuantas asociaciones queramos. Es un modelo muy extendido y contiene todos los datos necesarios de la observación. El modelo de parte también se ha enviado con el paquete de socio. Y podemos bajarlo también de la web de la AAVSO.

El envío debe realizarse antes del 15 de cada mes, pues los datos obtenidos tienen mayor valor cuanto antes están en manos de los profesionales y asociaciones del tipo de la AVE.

Sin embargo cada vez es más frecuente, y la AVE lo agradece, el envío de las observaciones por correo electrónico. De esta manera serán incluidas las observaciones en nuestra base de datos mucho más rápidamente, disponible en nuestra web. El formato para enviar los datos por email es el siguiente:

Variable Dia Juliano Magnitud Iniciales AAVSO

Beta Per 2453654.4536 2.5 IUN

Eta Aql 2453651.5632 4.8 IUN

etc

Las variables estarán ordenadas alfabéticamente y por día juliano creciente. La magnitud calculada se redondeará a un solo decimal. Las iniciales de la AAVSO son asignadas una vez que enviamos nuestros primeros datos, si no disponemos de ellas pondremos nuestras propias iniciales.

Veamos como se calcula la fecha juliana y la fracción del día, necesario para enviar las observaciones. El calendario Juliano es un calendario cuyo día comienza al mediodía del día civil, es decir, a las doce del mediodía. De esta manera todas las observaciones que realicemos, como serán en periodo nocturno estarán en una misma fecha juliana, lo cual facilita el dibujo de las curvas de luz y evita muchos problemas. Se trata del número de días que han transcurrido desde el 1 de enero del año 4713 antes de Cristo, fecha en la comenzó a utilizarse este calendario. Su cálculo es sencillo, basta con consultar el calendario Juliano enviado también con el paquete de socio y que se envía todos los años a nuestros socios. El día del mes en el que nos encontramos se corresponde con un número en el calendario Juliano.

Sin embargo hay que tener una serie de precauciones con respecto a la hora. Fijemonos ahora en la hoja de la fracción del día, es una tabla de doble entrada, lateral izquierda y vertical. La primera fila vertical indica la hora juliana y la primera columna vertical indica los minutos julianos. Es decir, una observación realizada por ejemplo a las 22:05 Tiempo universal, equivale a las 10:05 en el calendario juliano, ya que recordamos que comenzaba al mediodía del horario civil, y en fracción de día juliano es 0.4201. Si pongamos por ejemplo que la fecha era el 13 de agosto de 1999, la fecha juliana completa sería 2451404.4201. Hasta aquí no hay ningún problema, pero si nuestra observación se realiza después de la medianoche, por ejemplo a las 01:23, la fracción de día juliano es 0.5569, pero ¡cuidado!, el día Juliano para el 13 de agosto a las 01:23 es el día anterior, es decir 2451403.5569.

Por tanto, primero debemos pasar nuestra hora de observación local a la hora universal y luego pasar la universal a la hora juliana, y nos fijarnos en si la observación es realizada antes o después de medianoche (en tiempo universal), para tomar el día Juliano adecuado en el calendario de la AAVSO.

Tanto el calendario Juliano como la hoja de fracción de día también podemos bajárnosla de la web de la AAVSO.

El tiempo universal se calcula, restando una hora al horario local (el de nuestro reloj) si estamos en invierno y dos horas si estamos en verano en la península, y ninguna hora en invierno o una hora en verano si estamos en Canarias.

La curva de luz de una variable es el resultado del esfuerzo realizado en nuestras noches de observación. En ella podemos encontrar datos de la variable como su período, amplitud y modelo de variación que se corresponderá con algún tipo de variable determinado. El dibujo de la curva de luz y su posterior análisis e quizá la parte más satisfactoria de la observación de variables, pues es cuando obtenemos los frutos de nuestro esfuerzo.

Para el dibujo de las curvas de luz, la AVE utiliza el programa desarrollado por Rafael Barberá del GEA y que casualmente se llama A.V.E. (Análisis de Variabilidad Estelar), y del cual aquí explicaremos lo esencial para obtener nuestra curva de luz, para más detalles de cómo aprovechar todas sus utilidades ver la web del GEA, así como para obtener una copia del programa.

Aprenderemos lo básico sobre el programa A.V.E. para generar nuestras curvas de luz. La base de datos de la AVE tiene el formato adecuado para introducir los archivos directamente en el programa A.V.E. Para ello lo primero que debemos hacer es crear dentro del programa A.V.E. el formato de archivos "txt", de esta forma el programa estará listo para leer los archivos de la base de datos de la AVE. Los pasos son los siguientes:

Menú File; Configuration; General; File Extentions; Una vez en esta ventana introduciremos el nombre del tipo de curva (tiempo/magnitud por ejemplo) y la extensión del archivo"txt".

Ahora basta con abrir cualquier archivo de tipo "txt" y cuyo formato esté en día juliano, seguido de la magnitud de la variable y opcionalmente como en la base de datos de la AVE con las iniciales del observador. La curva se nos mostrará inmediatamente en la pantalla.

El resto de utilidades del programa es mejor que las "investigeis" por vuestra cuenta ya que sería muy extenso el explicarlas aquí, pero si podemos adelantar que tiene funciones muy útiles como poder variar las escalas de representación, búsqueda de mínimos, cálculo de desviaciones... Es muy recomendable leer sus instrucciones en la web del GEA y practicar con el programa.

Este programa es el único que utiliza la AVE para generar las curvas de luz, ya que ha demostrado ser una buena herramienta y sobre todo no presenta fallos o errores de software que nos hagan desconfiar de él.

Esta fase, comprende las estrellas variables que podemos observar con unos prismáticos, que en general los más utilizados y los más adecuados son unos 7x50, pero no es razón para dejar de observar con si no tenemos exactamente ese modelo. Están en un rango de la magnitud 5 a la 8 o 9. Hay una gran cantidad de variables a nuestro alcance, tantas que no podremos cubrirlas todas en una solo noche, las existentes en la campaña de la AVE es solo un número muy pequeño, de entre las cuales las principales y más conocidas forman esta FASE-2.

Al haber realizado ya la FASE-1 hemos hecho lo principal, pues el método de Argelander se sigue utilizando exactamente igual. Igualmente que en la FASE-1, lo complicado no es la estimación en si, sino encontrar la variable en el cielo, y esta vez con unos prismáticos cuyo campo es muy pequeño comparado con el de simple vista.

Por esto, debemos practicar primero con los prismáticos para encontrar algunos objetos sencillos, como nebulosas, cúmulos, galaxias, etc, ayudados de un atlas del cielo como el Sky Atlas, el más adecuado para prismáticos. Ejemplos de algunos objetos del catálogo Messier fácilmente visibles con prismáticos son M42, M45, M31, M33, M35, M5, M44, M20, M22, M13, M27, M11, M7, que cubren todas las épocas del año. Es imprescindible practicar con la búsqueda de estos objetos, relativamente sencillos pues aparecen en el campo de visión con un aspecto diferente al del resto de estrellas. Cuando tengamos que buscar una variable será más complicado, ya que además de tener que apuntar con los prismáticos al lugar exacto donde se encuentra, habrá que buscarla dentro del campo de visión, al igual que en la FASE-1 la buscábamos dentro de la constelación, entre todas las estrellas que vemos.

Vamos a encontrar una variable con los prismáticos. Escogemos una variable de la FASE-2 visible en nuestra época del año, la buscamos en la carta y la localizamos a su vez en el Sky Atlas, reconociendo en este último la figura de la constelación en la que se encuentra, ya que las cartas para variables de prismáticos no muestran la constelación completa. Ahora, buscamos la estrella visible a simple vista más cercana a la variable en el Sky Atlas, vale con cualquiera más brillante de magnitud 4 ó 5, cuanto más brillante mejor. A partir de esa estrella brillante marcaremos en el Sky Atlas un camino que vaya saltando de estrella en estrella, siempre lo más brillante posible, hasta llegar a la variable en cuestión y reconocemos las estrellas de la carta de la variable con las del Sky Atlas. Este camino será el que seguiremos con los prismáticos para localizar la variable.

Los caminos de búsqueda los podremos marcar tranquilamente en casa, con mucho cuidado y asegurándonos de que es un camino fácil, aunque esto, sólo nos lo dará la experiencia, con el tiempo nos inventaremos el camino a seguir durante la misma observación. Es también muy útil utilizar figuras reconocibles en el cielo, como triángulos, cuadrados, o figuras concretas que podamos reconocer de un solo vistazo con los prismáticos. Debemos tener siempre en cuenta cual es el campo de los prismáticos para dibujar el mejor camino a seguir, y guiarnos también por ángulos rectos entre pares de estrellas, estrellas equidistantes unas de otras, que nos lleven de forma segura y lo más rápidamente posible a la variable.

Marcaremos los caminos a seguir para todas las estrellas de la FASE-2 de la tabla del punto 2, que sean visibles en nuestra época. Quizá la primera noche no seamos capaces de encontrarlas todas, así que haremos las que podamos, con el tiempo el número de estrellas de la FASE-2 y de la FASE-1 se nos quedará pequeño para cubrir toda una noche de observación, será entonces cuando pasemos a la FASE-3.

Esta fase engloba todo lo aprendido durante las dos anteriores, ya que el uso del telescopio implica; primero, saber reconocer la constelación en la que se encuentra la variable a observar y segundo, usar los prismáticos para encontrarla. En el caso del telescopio, los prismáticos son sustituidos por un pequeño buscador que nos da una apariencia muy parecida al campo de los prismáticos y que en esencia, buscar algo con él es igual que buscarlo con los prismáticos.

Se trata de seleccionar en casa las cartas de las variables de la FASE-3 y al igual que en la FAE-2, marcar un camino a seguir para encontrar la variable. En este caso es ligeramente distinto, pues tenemos que marcar dos caminos para encontrar la variable. Primero localizamos una estrella de referencia que sea común al Sky Atlas y a la carta, esta será lo más brillante posible. Para esta estrella de referencia, marcamos en el Sky Atlas el camino para encontrarla partiendo de la cercana más brillante visible a simple vista, pues generalmente la estrella de referencia no será visible a simple vista. Después marcamos en la carta de la variable, partiendo de la estrella de referencia el camino a seguir hasta la variable.

Esto es así, porque el telescopio nos ofrece un campo de visión aún más reducido que el de los prismáticos y la precisión del apuntado debe ser cada vez mayor. En el caso de una CCD esta precisión de apuntado debe ser aún mayor por su muy reducido campo y nos haría falta un segundo buscador mayor que el primero para un apuntado satisfactorio.

Veamos como encontrar una variable con el telescopio. Hay un problema añadido a la búsqueda con prismáticos, las variables de la FASE-3 o de telescopio no podemos verlas directamente por el buscador ya que su magnitud es muy débil. Debemos entonces apuntar la cruz de hilos del buscador en el lugar donde "debiera estar" la variable, o mejor, en la estrella cercana de referencia de la práctica 9, siguiendo el camino marcado previamente en casa. Cuando tengamos centrada esta estrella cercana en el centro de la cruz de hilos, será entonces cuando miremos por primera vez a través del ocular, con muy pocos aumentos. Si el buscador está bien alineado con el telescopio, la estrella debería estar en el centro del campo de visión o muy cerca de él, de la forma que fuere, sin ninguna duda sería la estrella más brillante que apareciese en el ocular. A partir de esa estrella, nos moveremos por el camino marcado en la práctica 9, en la carta de la variable, saltando de estrella en estrella hasta llegar a la variable.

Otra complicación añadida por el telescopio es que éste invierte la imagen, así que tendremos que orientar la carta de la variable según los puntos cardinales, que son muy fáciles de encontrar con los propios movimientos del telescopio u observando hacia donde se mueven las estrellas si no tenemos seguimiento o apagándolo (hacia el oeste). Una vez encontrada la variable y orientada la carta, reconoceremos las estrellas de los alrededores del campo de visión y que vienen marcadas en la carta, poniendo mayor atención a aquellas que por su brillo puedan ser estrellas de comparación. Elegimos las estrellas de comparación y aplicamos Argelander.

Comprende un total de 82 estrellas variables, en las que están incluidas la mayoría de los tipos de variables; eruptivas, irregulares, ceféidas, eclipsantes, núcleos galácticos, Quasars... Se muestra en un listado en forma de tabla que da todos los datos necesarios para seleccionarlas y localizarlas.

La campaña es seguida por muchos miembros de la AVE haciendo que sus esfuerzos en observación se vean multiplicados, al sumarse las observaciones de todos ellos. Sin embargo, la AVE recibe datos de cualquier estrella, este o no incluida en su campaña.

La campaña ha sido realizada en parte con las sugerencias de los socios en estrellas que les gustaría observar y en otra parte por una selección de estrellas y objetos interesantes y poco estudiados, que le da mas valor si cabe a las observaciones. Además contiene las estrellas variables más conocidas y fáciles de observar, que comprenden las tres fases del programa de iniciación.

La campaña es anual, comenzando el 1 de Noviembre y acabando el 31 de octubre del año siguiente. Todos los años se redefine añadiendo nuevas estrellas interesantes o sugeridas por los socios y eliminando otras que han perdido interés. Al finalizar la campaña se edita un ranking con el total de observaciones recibidas y se entrega algún premio o reconocimiento especial al observador que más datos haya aportado, como una forma más de incentivar la observación.

Los principales para el comité de fotometría visual son:

- Ofrecer a los aficionados españoles y todos aquellos interesados en variables un punto de encuentro común y llevar a cabo la formación de nuevos variabilistas.

- Informatización del archivo de datos y envío de datos en soporte informático. Ponerlo a disposición de los socios en la web.

- Campañas de observación concretas de variables muy poco estudiadas y de las que se necesitan datos urgentemente.

- Colaboración con otras asociaciones en proyectos específicos de estudio de variables.

- Publicación de trabajos realizados con la base de datos de la AVE, en la propia revista de la AVE, en revistas nacionales como Tribuna de Astronomía o en revistas extranjeras.

- Aumentar el nivel de los observadores de la AVE para afrontar proyectos observacionales más ambiciosos y aumentar el nivel de participación.

- Centrar los esfuerzos de los observadores de la AVE en las estrellas de la campaña para un mejor aprovechamiento de sus observaciones.

Para cualquier sugerencia, colaboraciones, ideas, criticas... no dudéis en ponerse en contacto con el coordinador:

Maximo Suarez Tejera.

Plaza de las Nieves 3 (Marzagán).

35016, Las Palmas de Gran Canaria.

Canary Islands, Spain.

Tlf: 928 714748.