Estrellas Variables: Una Introducción (II) Estimación visual

Metodología de observación

Las estrellas variables son un campo especialmente interesante para el astrónomo amateur por dos razones: 

1- Es la persona indicada para seguir su comportamiento de una manera regular al ser imposible desde un observatorio profesional la observación periódica de todas las variables catalogadas.

2-el area de las ee.vv. está abierta a todas las disponibilidades de instrumental, puesto que hay variables brillantes que se pueden seguir a simple vista, hay muchas que se pueden observar con unos simples prismáticos, y el catálogo es suficientemente extenso y variado para que sean útiles telescopios de todas clases.

A esto hay que añadir que la observación de e. variables es poco exigente con la calidad de la óptica utilizada y que no son indispensables condiciones excepcionales de transparencia y oscuridad si no estamos estudiando estrellas demasiado tenues; ello quiere decir que desde la ciudad podremos seguir una gran cantidad de variables con telescopios de lo más sencillo. La tarea del aficionado en este campo consistirá en efectuar una medida de brillo o fotometría de la estrella variable en estudio y repetirla un cierto tiempo después.

Con las medidas fotométricas de momentos distintos podremos reconstruir el comportamiento del objeto elegido. La relación entre fecha y brillo se puede resumir y visualizar en un diagrama cartesiano, con el tiempo en el eje de abscisas y la magnitud visual en el eje de ordenadas , gráfico que llamamos curva de brillo.

Para comenzar nuestra jornada fotométrica tendremos que estar provistos de mapas específicos para estrellas variables, los cuales en su mayoría edita la AAVSO (Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables) y la AFOEV (Asociación Francesa de Observadores de Estrellas Variables).

Los mapas de tipo 'a' (con una escala de 5' por mm) nos permitirán localizar la variable (seguramente también con la ayuda de un atlas detallado como el SKY ATLAS 2000.0 o el URANOMETRIA), mientras que las cartas 'b' (60" por mm) nos permitirán identificar la variable que buscamos sin ningún error y medir su brillo cuando este sea máximo. 

Las cartas 'c', 'd' y 'e' (con una escala de 40", 20", y 10" por mm respectivamente) están disponibles para estrellas variables tenues o con máximos débiles y nos darán campos de visión mas restringidos y estrellas de comparación más débiles; las usaremos durante las fases de brillo mas reducido. La fotometría que vamos a efectuar es de tipo visual, es decir, que de ahora en adelante solo necesitaremos nuestro ojo para medir el brillo de la variable.

Una vez que la hayamos localizado, alrededor de esta habremos de buscar dos estrellas , que llamamos estrellas de comparación, una más brillante y otra más débil, y estimaremos la diferencia de luminosidad de las estr. de comp. con la e. variable tratándola de asignar uno de los siguientes grados de Argelander:

• El grado 1 se establece cuando entre la variable y la estrella de comparación hay una diferencia de brillo casi imperceptible, que solo se aprecia tras un examen atento.
• El grado 2 se establece cuando la variable y la e. de comparación parecen del mismo brillo al primer golpe de vista, pero pronto percibimos una ligera diferencia de luminosidad entre ambas.
• El grado 3 se establece cuando entre la variable y la e. de comparación hay una diferencia de brillo moderada que se aprecia desde el primer momento.
• El grado 4 se establece cuando la diferencia de luminosidad entre la variable y la estrella de comparación resulta notable.
• El grado 5 se establece cuando la diferencia de brillo entre la variable y la estrella de comparación resulta desproporcionada.

De este modo compararemos la estrella variable primero con una estrella que tenga un brillo menor y después con otra que sea de mayor luminosidad.

El valor del brillo de la e. variable lo obtrendremos mediante una simple fórmula que se da a continuación: 

mvar=ma+(mb-ma)*a/(a+b) 

donde mvar es la magnitud de la estrella variable, ma la magnitud de la estrella de comparación de brillo superior y a el grado de diferencia de brillo observada entre ambas; mb es el brillo de la estrella de comparación de brillo inferior y b el grado de diferencia observada entre esta y la variable. 

Hay casos en los que podemos discernir diferencias de brillo algo mas ambiguas, en los cuales podremos tomar los grados con décimas; así, por ejemplo, si apreciamos una diferencia de luminosidad que estuviera entre 1 y 2 tomaríamos un grado 1.5 .

Este método, aunque se nos aparenta bastante intuitivo, resulta bastante fiable . Al analizar su grado de precisión nos encontramos con que nominalmente podríamos discernir una diferencia de hasta una décima de magnitud, que en la practica se reduce a un intervalo de confianza entre 0.2 y 0.4 magnitudes, que es un grado de incertidumbre perfectamente admisible en el seguimiento de estrellas con una amplitud de variación de 1.5 magnitudes como mínimo, que son las que constituirán el programa de observación visual.

La referencia temporal que usaremos será el Dia Juliano (que se define como el número de días solares medios transcurridos desde el mediodía del 1 de Enero del 4713 AC), que permite tener una escala de tiempo totalmente continua, sin los cambios a los que siempre está sujeto el calendario civil.

Las observaciones estarán siempre referidas a la fecha y hora en que se realizan expresadas en días Julianos con una precisión de varias cifras decimales. Los observadores disponen para ello de calendarios de días julianos y tablas para obtener fracciones de día a partir de la hora en tiempo universal, en el caso de que no dispongan de herramientas de software en su ordenador o en la web para calcularlo. 

No hay que olvidar, en el momento de calcularlo, que los días julianos son días astronómicos, o sea, que comienzan al mediodía del tiempo universal.