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Mar 08 2011

El método Argelander en la observación de estrellas variables

[This post participates in the Carnival of Space #188 at AstroSwanny’s]

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.
Carta de localización de R Cas
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

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