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
Figura 1: Mirando al oeste (Haz click para ampliar)

Ya entramos de lleno en un firmamento típicamente invernal. Las noches se alargan, podemos comenzar a observar antes, e incluso, para los madrugadores, podrán aprovechar mejor las horas previas al alba. Sin embargo, el frío empieza a pasar factura. Lo primero que podemos hacer, es apuntar nuestro telescopio hacia el horizonte oeste. Aquí ya comenzamos a perder de vista el Triángulo del Verano (Figura 1), que tanto tiempo nos ha acompañado. Dado que quizás es la última ocasión que tengamos de observar esta región vamos a recomendar una nebulosa planetaria, para que necesitaremos usar telescopio. M57, la nebulosa del Anillo o NGC6720: tres formas de denominar a este bello objeto. Descubierta en 1779 por Antoine Darquier, esta espectacular nebulosa anular quizás sea la más popular de las conocidas y de las más usadas en los libros de astronomía como ejemplo de esta categoría de objetos.

Se trata de una nebulosa en la constelación de Lyra, entre las estrellas Beta y Gamma, con una magnitud visual de +8,8 y con coordenadas AR 18h 53m Declinación +33º 2′. Esta nebulosa lleva en expansión quizás unos 1600 años y la vemos con una inclinación con respecto a su eje de 30º. Se encuentra a 2300 años luz de nosotros y tiene un tamaño de 0,9 años luz. En su centro se encuentra la estrella enana blanca originaria: su brillo es de +15,0, y se necesitan potentes telescopios para observarla. Sin embargo la nebulosa se puede observar fácilmente con telescopios pequeños, aunque lo ideal es usar fuertes aumentos (no menos de 100) y telescopios con un diámetros de al menos 150 mm.

Figura 2: Mirando al sur  (Haz click para ampliar)

Cambiamos la orientación y miramos hacia el sur. Tenemos a constelaciones como Piscis, Pegaso, Cetus o Acuario. Es un cielo que se podría catalogar a primer golpe de vista como “pobre”, pues no es especialmente rico en estrellas. Sin embargo esto no es así, y hay una gran cantidad de destinos a donde apuntar nuestro telescopio. En esta ocasión vamos a apuntar a Cetus (Figura 2), donde encontraremos la primera estrella variable descubierta (en 1596). Se trata de Mira Ceti (que viene del latín ‘Maravillosa’) y es prototito de una clase de estrellas variables. Tiene un ciclo de 332 días, durante los cuales varía desde la magnitud de +2,2 a +10. En estos momentos está sobre la magnitud +7,8, por lo que necesitaréis prismáticos. Os animo a observar estrellas variables. Para ello podéis encontrar instrucciones detalladas en el artículo “El método Argelander en la observación de estrellas variables“.

Figura 3: Mirando al este (Haz click para ampliar)

Finalmente, mirando hacia el este, podemos ver como comienzan a coger altura constelaciones invernales como Orión, Tauro o Auriga. Para esta región vamos a proponer un objeto sencillo y visible a simple vista. Se trata del cúmulo abierto de las Pléyades, en Tauro (Figura 3). Con el código de catálogo Messier M45, está situado al norte de Aldebarán y es visible a simple vista gracias a su magnitud -conjunta- aparente de +1,6. Tiene una gran extensión, 110 minutos de arco, superior al tamaño angular visual de la Luna. El cúmulo consta en total de 500 estrellas, está situado a 440 años luz de la Tierra y tiene un tamaño de 12. Sin duda alguna, el instrumento ideal para su observación son los prismáticos. En caso de usar telescopio, deberíamos usar siempre el mínimo de aumento posible, para intentar observar la mayor parte del mismo.

Los planetas durante Noviembre de 2014

Continuamos con el mismo formato que iniciamos el mes de Agosto del pasado año, presentando los datos en forma de tabla (figura 4).
Reto del mes: Observar la variabilidad de una estrella
Este mes es un reto que no requiere instrumento alguno, pero si que requiere paciencia y repetir las observaciones a lo largo del mes. Se trata de observar como una estrella variable cambia de brillo según pasan los días. Hemos elegido la estrella delta Cephei, cuarta más brillante de la constelación de Cefeo y prototipo del tipo de variables conocidas como cefeidas. Su brillo varía entre la magnitud visual aparente de +3,5 hasta la +4,3, por lo que puede hacerse la observación a simple vista. Para medir su brillo podemos usar el método de Argelander. A continuación indicamos los máximos previstos para este mes (horas en TU):
– día 4: 21h 46m
– día 10: 6h 34m
– día 15: 15h 22m
– día 21: 0h 10m
– día 26: 8h 57m
Meteoros en Noviembre de 2014
Leónidas: Radiante activo desde el día 14 de Noviembre hasta el día 21 del mismo mes, con máxima actividad el día 18 de Noviembre, en ar:10h8m, dec:+22º. Es popular por las tormentas que produce cada 33 años. Está asociado al cometa Tempel-Tuttle.
Fases de la Luna
Luna llena: día 6. Luna en cuarto menguante: día 14. Luna nueva: día 22. Luna en cuarto creciente: día 29. 

Todavía recuerdo la noche del 15 de Agosto de 2013, cuando leí la alerta enviada por la AAVSO sobre una nueva nova en la constelación del Delfín (Ver artículo “Nova brillante en la constelación del Delfín: Nova Delphini 2013“). Todo era favorable pues la constelación estaba a buena altura sobre el horizonte, y sobre todo, su brillo la hacía observable con unos simples prismáticos. Esa misma noche logramos hacer la primera observación, y ya estaba en la magnitud +5,3.
Desde luego la nova Delphini 2013 fue con mucho el evento astronómico más destacado del mes de Agosto, superando a las populares Perseidas. Verónica Casanova y yo, usando varios instrumentos (prismáticos de 8×40, 10×50, refractor ETX70 y EZG60 con CCD QHY) logramos seguirla durante un largo periodo, hasta Noviembre, cuando ya estaba en la magnitud +11.

Un año después, aquí os compartimos algunas imágenes y la curva de luz que pudimos obtener.

Según anunciaba la AAVSO en su alert notice 500, los astrónomos japoneses K. Nishiyama y Fujio Kabashima han descubierto dos novas. La primera, descubierta el 26 de Marzo en la constelación de Escorpio ha sido denominada Nova Scorpii 2014 y en el momento del descubrimiento tenía una magnitud aparente de +10,1. Sus coordenadas son ascensión recta 17h 35m 46″ y declinación -31º 28′ 30″.
La segunda nova fue descubierta días después (31 de Marzo) en la constelación del Cisne, teniendo una magnitud aparente de +10,9 en dicho momento. Ha recibido la denominación de Nova Cygni 2014 y sus coordenadas son ascensión recta 20h 21m 42s y declinación 31º 03′ 29″. En este mismo post os incluimos las cartas de observación proporcionadas por la AAVSO.

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Curva de luz de Delta Cephei. Fuente: Uranometría Nova 2000

La región en el diagrama HR identificada como la banda de inestabilidad está poblada de estrellas cuyas luminosidades varían en el tiempo, denominadas estrellas variables. Las más importantes a efectos cosmológicos son las llamadas variables Cefeidas. La primera de su clase fue Delta Cefeo, identificada en 1784 por John Goodricke.

Su luminosidad cambian con el tiempo de modo característico: son pulsantes y su capa exterior se expande y contrae, siendo la amplitud y periodo del pulso muy estable. Cuando la distancia a este tipo de objetos es medida, muestra que su luminosidad media durante el ciclo se correlaciona extremadamente bien con el periodo de oscilación. Así, dado un periodo de oscilación, se puede estimar la máxima luminosidad de la estrella. Las Cefeidas son pues, además de unas importantes standard candles por esta peculiaridad, también por ser muy numerosas (más de 2000 conocidas), brillantes y características (fácilmente identificables con respecto a otros tipos de estrellas variables existentes).


Sus principales características son:

– Magnitud absoluta entre -2 y -6 con un ascenso rápido seguido de una caída de brillo lenta.
– Durante el ciclo su magnitud absoluta varía aproximadamente 1 magnitud.
– El periodo va de 1 a 50 días, siendo la mayoría sobre los 5 días.
– Tienden a ser azules

Gracias al conocimiento de estas estrellas variables podemos medir distancias dentro de la Galaxia. No obstante, todos los métodos que usan la medición de mangitudes aparentes son muy sensibles al fenómeno conocido como extinción. La extinción está causada por polvo interestelar que se encuentra entre el observador y el objeto observado, y es especialmente problemático cuando observamos en el plano de nuestra Galaxia. La luz al pasar la nube de polvo es parcialmente absorvida y parcialmente desviada, causando un reducción del flujo luminoso medido, y como consecuencia, una sobre-estimación de la distancia. Este fenómeno también muestra dependencia con la longitud de onda de la luz, siendo mayor la fracción de luz azul afectada que de luz roja. De este modo un objeto considerado como standard candle (las variables Cefeidas son el primer objeto estelar conocido que se se puede catalogar como standard candle) puede ser usado como tal únicamente si en la línea de observación la extinción es insignificante.

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Hace un momento hemos hablado de dos novas interesantes, situadas en las constelaciones de Escorpio y de Sagitario. Sin embargo, no hace tanto tiempo, otros tres hermosos objetos captaron nuestra atención: la nova Delphini 2013, la nova Centauri 2013 y la supernova SN 2014J
Aquí os mostramos las curvas de la luz de estos tres objetos (fuente AAVSO, haz click en la imagen para ampliar), actualizadas a fecha de hoy. En el caso de la supernova SN2014J, actualmente se encuentra en la magnitud visual +11, y poco a poco comienza a perder brillo. 
La nova Delphini 2013, protagonista de nuestro blog a partir de mediados de Agosto y durante casi un mes, ya está muy debilitada, con una magnitud de +11,2 (Recordemos que casi alcanzó la magnitud +4). 
Finalmente, la nova Centauri 2013 sigue siendo fácilmente observable para aquellos observadores que vivan en latitudes más al sur. Tiene una magnitud de +6,5, fácilmente observable con prismáticos.

Y seguimos hablando de novas. En esta ocasión de la nova Sagittarii 2014 (Nova Sgr 2014), descubierta el pasado 26 de Enero por Sigeru Furuyama (Japón). En el momento del descubrimiento su magnitud aparente era de +8,7, y actualmente está más débil, sobre la +10. Esta situada en ascensión recta 18h 25m y declinación -22º 36′. Os incluimos una carta (fuente AAVSO).
Para hacer mediciones de su brillo podemos recurrir al 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.
Se puede encontrar más información en la alerta “Alert Notice 497: Nova Sagittarii 2014 = PNV J18250860-2236024 AND Erratum” publicada por la AAVSO.

El pasado 6 de Febrero, Rod Stubbings, desde Australia, descubrió un outbursts de la nova recurrente V745 Sco. En dicho momento su magnitud visual aparente era +9,0. Está situada en ascensión recta 17h 55m y declinación -33º 14′, aunque por desgracia en estos momentos su brillo podría ser más débil de la +10,5. Desde la AAVSO están solicitando observaciones pues es un fenómeno raro y permite estudiar con más detalle su relación con la estrellas progenitoras de las supernovas de tipo Ia.
Incluimos una carta y la curva de luz actualizada (ambas fuente AAVSO). Se puede consultar la alerta en el artículo “Alert Notice 496: Outburst of the recurrent nova V745 Sco” de la AAVSO.

Hay una nueva supernova en una galaxia brillante. Se trata de la SN 2014L y se encuentra en la galaxia espiral M99 (NGC 4254). La supernova fue descubierta por Wang Zhang el pasado 26 de Enero cuando tenía una magnitud aparente de +17.2 Esta supernova, de tipo Ic, dista mucho de ser tan brillante y destacada como la protagonista de la pasada semana, la SN 2014J.

En estos momentos, SN 2014L tiene un brillo de +15,1, frente al +10,5 que ha alcanzado la SN 2014J (ver artículos “Alerta observacional: Supernova brillante en la galaxia M82” y “Supernova SN 2014J ¿Visible con prismáticos? ¿Es broma?“).

La supernova se encuentra a 14″ oeste y 16″ sur del núcleo de la galaxia. M99, una de las mayores del conocido Cúmulo de Virgo, se encuentra a 60 millones de años luz de nosotros en la constelación de Coma Berenice. Dado que tanto el brillo de la galaxia (+10,4 pero hay que considerar que es un objeto difuso) como el de la supernova (+15,1) es muy débil, se requiere el uso de CCD para su observación. Las coordenadas de la galaxia son ascensión recta 12h 19m y declinación +14º 25′. Incluimos una carta para la observación (Fuente: AAVSO).

[Fuente del artículo: divulgaUNED]

Dibujo a grafito de la nueva supernova / Ana Leonor Hernández y Observatorio de la Hita.

Aunque las condiciones meteorológicas no acompañen, una desconocida supernova puede estar esperando a ser descubierta. Eso le ocurrió a un profesor británico y a sus alumnos, quienes hace unos días descubrieron la estrella SN 2014J, ubicada en una galaxia de la Osa Mayor.
Hace unos días, Steve J. Fossey, del University College London Observatory, acompañado de cuatro alumnos, se llevó una gran sorpresa al observar la galaxia M82: habían descubierto una supernova. Se trataba de una sesión de prácticas de observación astronómica que inicialmente prometía poco debido a las adversas condiciones meteorológicas. La supernova, denominada SN 2014J por la International Astronomical Union, se encuentra en la galaxia M82 -también conocida como galaxia del Cigarro- en la constelación de la Osa Mayor.
Tal y como ha confirmado la NASA en base a las imágenes tomadas por diferentes observatorios, la estrella ya era visible una semana antes de su descubrimiento. En el momento del hallazgo, su magnitud visual aparente era +11,7, y actualmente, está en la magnitud +10,5, por lo que su brillo ha aumentado y esta tendencia podría durar hasta la primera semana de febrero.

La galaxia M82 está bastante cerca de nuestro planeta, a 11,5 millones de años luz. Esto convierte a la supernova recién descubierta en una de las más cercanas en 20 años -en 1993 se descubrió otra supernova en la galaxia M81, situada muy cerca de M82-. Sin embargo, no es la única de tipo Ia -de las que se descubren varias al año- ni la más brillante, porque el pasado mes de julio se descubrió una ligeramente más brillante en la galaxia M74. Aún así, su brillo la hace accesible a telescopios de aficionado si se observa desde cielos oscuros.
No todas las supernovas son iguales
Según observaciones realizadas días después por Y. Cao (Caltech), M. M. Kasliwal (Carnegie/Princeton), A. McKay (UT Austin) y A. Bradley (APO), se trata de una supernova de tipo Ia. Este tipo de supernovas son propias de sistemas estelares binarios. Algunos de estos sistemas están formados por una estrella gigante roja y una compañera enana blanca, muy próximas entre sí. Las estrellas gigantes rojas, en su evolución normal, expanden sus capas más externas, provocando que éstas se alejen lo suficiente de su núcleo como para ser más fuertemente atraídas por la enana blanca.
Estas pequeñas estrellas acaban asimilando la materia perdida por su compañera agregándola a su propia masa. El material adicional puede ocasionar que la enana blanca alcance una masa de 1,44 veces la masa solar. El valor es conocido como ‘límite de Chandrasekhar’ y una vez obtenido, la fuerza gravitatoria en la estrella supera a las fuerzas de presión interna que la mantienen en equilibrio, causando que la estrella se vuelva inestable, colapse sobre si misma y explote emitiendo enormes cantidades de materia y energía al espacio.

Localización de la galaxia M82 / Software astronómico Stellarium Astro.

Otra clase de supernova muy habitual es la conocida como tipo II que ocurre cuando una estrella joven y de gran masa ha consumido la mayor parte de su combustible nuclear. Entonces el núcleo estelar se colapsa rápidamente y ocurre una implosión, liberando una gran cantidad de energía, y perdiendo sus capas exteriores al ser expulsadas al espacio. Como resto de la estrella queda únicamente lo que se conoce como una estrella de neutrones.
La supernova descubierta por el profesor Fossey y sus alumnos, de tipo Ia, es muy importante para la astrofísica moderna. Todas explotan al alcanzar la misma masa (límite de Chandrasekhar) y, por lo tanto, la radiación emitida es la misma en todos los casos. En función del brillo con el que las observamos podemos determinar a qué distancia ha ocurrido la explosión. De hecho, el estudio de estos fenómenos violentos ha permitido, además de calcular la distancia a muchas galaxias, determinar que la expansión del universo es acelerada.

[Fuente del artículo: divulgaUNED]