6 Dic / 2014

El método Argelander en la observación de estrellas variables

Crédito: AAVSO
Las estrellas variables son aquellas que presentan oscilación en su brillo. Existen diferentes tipos:
Eruptivas: Aquellas con variaciones irregulares debidas a fenómenos eruptivos en la cromosfera o corona de la estrella. Ejemplos: FU Orionis, R Corona Borealis o S Dorae.
Pulsantes: Varían de forma periódica o semirregular por contracciones o expansiones. Ejemplos: Cefeidas, RR Lyrae, Mira Ceti o RV Tauri.
Cataclísmicas: Aquellas que varían por fenómenos violentos (novas y supernovas) o por caída de material en su disco de acreción. Suelen ocurrir en sistemas binarios. Ejemplos: SU Ursa Majoris y SS Cygnus.
Por rotación: Asociada la variabilidad a manchas en la superficie o inclinación del eje de rotación respecto a nosotros siendo la estrella no elipsoidal. Ejemplos: FK Coma Berenice o BY Draco.
Eclipsantes: La variabilidad se debe a eclipses en un sistema binario. Ejemplos: Beta Lyrae, Epsilon Aurigae o Beta Persei.
– Otros tipos como fuentes de rayos-x visibles en el óptico o quásares variables.

Con objeto de medir la variación de brillo, 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 más información:
– Blog de estrellas variables Variastar de Miguel Rodríguez
AAVSO
Entrada sobre el método Argelander en el Blog de Verónica Casanova Astrofísica y física

3 thoughts on “El método Argelander en la observación de estrellas variables”

    1. Hola Jaime,

      En nuestra propia galaxia ya tenemos catalogadas más de 35.000 estrellas, y 10.000 sospechosas. Estudiar esta enorme cantidad de objetos no basta con los telescopios profesionales. Por ejemplo la AAVSO tiene ya registradas mas de 26 millones de observaciones realizadas por aficionados principalmente. Y aun así haría falta aun mayor cantidad de observadores.

      No todos ellos tienen estas cámaras CCD. Muchos siguen observando visualmente. Es un método gratis y además ideal para quién quiere iniciarse en este apasionante campo de la astronomía.

      Evidentemente no alcanza la misma precisión que la fotometría con CCD y tiene cierto grado de subjetividad, pero aplicada en estudios sistemáticos y entendiendo sus limitaciones, es una magnífica técnica.

      Un saludo!
      Fran

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