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Ene 07 2013

Posible eclipse de las componentes A y B de Algol por la componente C

[This post participates in Carnival of Space #284, at Tranquility Base Blog]


De acuerdo con la alerta observacional número 476 de la AAVSO, el próximo día 23 de Enero podría ocurrir el eclipse de las componentes A y B de la famosa estrella variable Beta Persei (popularmente conocida como Algol), por la tercera componente (la C) de este sistema triple. Algol, situada en la constelación de Perseo, con coordenadas ascensión recta 4h 18m y declinación 50º 21′ (ver encabezado para su localización en el firmamento), es una estrella variable de tipo eclipsante que varía entre las magnitudes +2,3 y +3,5, en un periodo de unos 2 días y 2 horas.
En esta ocasión, la alerta ha sido emitida a través de la AAVSO por el Dr. Bob Zavala, del USNO (U.S. Naval Observatory) solicitando observaciones fotométricas durante el posible eclipse, pronosticado para el día 23 de Enero, hasta el día 4 de Febrero. No obstante, a pesar de ser una estrella tan brillante, se requiere una precisión en la medida de 0,02 ó 0,03 magnitudes, por lo que necesariamente se ha de realizar mediante fotometría fotoeléctrica o CCDs. En el post se puede encontrar una carta de la AAVSO para la realización de las medidas. Las estrellas de referencia a usar son las indicadas como 43 y 52 (magnitudes +4,3 y +5,2 respectivamente).
No obstante, e independientemente de este eclipse, para aquel que quiera iniciarse en el estudio de las estrellas variables, Beta Persei es una estrella ideal, pues es visible a simple vista (se puede hacer fotometría desde cielos limpios a simple vista o con prismáticos), la diferencia entre el máximo y el mínimo es superior a una magnitud, y su variación es rápida (menos de tres días el ciclo completo). Para realizar la fotometría visual hay que usar el método de Argelander.
El método Argelander es una sencilla técnica de interpolación para la medición del brillo de estrella variables creado en 1840. Se basa en comparar el brillo de la estrella variable con una más brillante y con otra más débil, mediante una escala de grados:
– grado 1: cuando tienen el mismo brillo a primer golpe del vista, y solo tras un rato largo se aprecia una ligera diferencia.
– grado 2: cuando tienen el mismo brillo a primer golpe de vista, pero rápidamente se aprecia  la diferencia.
– grado 3: cuando existe una ligera diferencia.
– grado 4: cuando hay una diferencia notable.
– grado 5: cuando hay una gran desproporción entre el brillo de ambas estrellas. No es aconsejable usar este grado y deberíamos elegir otra estrella para la comparación.
Posteriormente usaríamos la siguiente fórmula:
      M(V) = M(A) + ( a / (a+b) ) x ( M(B) – M(A) )
donde M(V) será la magnitud aparente de la estrella variable, M(A) la magnitud conocida de la estrella más brillante, M(B) la magnitud conocida de la estrella más débil, a el grado de comparar la estrella más brillante con la variable y b el grado de comparar la estrella más débil con la variable.

Para ampliar información puedes visitar los siguientes enlaces:
– “Lecciones de Estrellas Variables” por Verónica Casanova. Todo lo necesario para introducirse en la observación de estrellas variables.
– Blog Variastar de Miguel Rodríguez. Blog dedicado al mundo de las estrellas variables
– “El método Argelander en la observación de estrellas variables” por Fran Sevilla. Explicación del método de Argelander.
– “Alert Notice 476: Multicolor photometry of triple system b Per requested“. Alerta observacional sobre el eclipse emitida por la AAVSO.

[This post participates in Carnival of Space #284, at Tranquility Base Blog]

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