El Estudio de las Estrellas Variables.

Rodrigo Losada Menéndez.

En sus comienzos la afición por la astronomía se desarrolla en el terreno del turismo por el firmamento. Se observan por puro placer estético objetos celestes varios sin tomar medidas ni hacer anotaciones. Conforme va pasando el tiempo si se sigue con interés por la astronomía, es general que sintamos ganas de que no quede toda nuestra labor en el aire, es en este contexto cuando se comienza a realizar dibujos y anotaciones.

Las estrellas variables constituyen unos objetos sobre los que es posible tomar medidas de brillo de los mismos usando tan solo nuestro ojo como instrumento. Hay un número considerable de variables interesantes visibles a simple vista, tales como Delta Cefei (prototipo de las Cefeidas), Mu Cefei (de color rojo intenso), Eta Aquilae y R Lirae. Con prismáticos ya son detestables muchas más, entre ellas algunas Miras (de largo periodo) cuando están en las inmediaciones del máximo y estrellas tales como la famosa R Scuti, típica variable veraniega para usuarios de binoculares.

Hay dos tipos principales de variables; las intrínsecas (verdaderas) y las extrínsecas o variables eclipsantes. Éstas últimas caen o suben de brillo al ocultarse o hacerse visible alguna de las dos componentes del par. Dentro de las intrínsecas están las pulsantes (Cefeidas y Miras), las irregulares y las semirregulares y las variables eruptivas tipo nova como U Geminorum o SS Cygni, visible en invierno y verano respectivamente.

Las Cefeidas suelen tener períodos de unos pocos días (5 por ejemplo) y muchas son detectables a simple vista o con prismáticos.

Las Miras se caracterizan por tener períodos próximos al año, tienen como prototipo a Ómicron Ceti (constelación de la Ballena) bien visible al comienzo de las noches otoñales. Se trata de estrellas gigantes rojas en los estados previos a su muerte. Sólo precisan ser observadas cada 10 días pues sus variaciones de brillo son lentas y paulatinas.

Las variables eruptivas se encuentran entre las más interesantes para el aficionado avanzado, por presentar cambios de brillo inesperados, repentinos (rápidos). Las oscilaciones de su brillo se deben a la formación de llamado "Punto Caliente" que se ubica en el sitio donde el flujo de materia de la estrella gigante incide sobre el anillo de acreción que rodea a la enana blanca del sistema binario. Entre las eruptivas más famosas se encuentra SS Cygni y U Geminorum. Siendo la primera más fácil de estudiar por ser visible a primeras horas de la noche en verano y por no bajar en su mínimo de la magnitud 12, quedando por tanto siempre al alcance de pequeños telescopios en todas las ocasiones. Suele tener sus estallidos aproximadamente cada cincuenta días presentando dos tipos de máximo, uno picudo y otro plano de una semana de duración.

U Geminorum por su parte tiene un período de unos 106 días y es observable en su mejor momento en las noches invernales bajando en el mínimo hasta una magnitud catorce con lo que la mayor parte del tiempo, no es detectable con telescopios pequeños desde sitios moderadamente polucionados.

Para terminar me gustaría dejar claro que las variables constituyen un campo donde el aficionado puede hacer algo más que contemplar los astros dándole un sentido práctico a su actividad. Existen a nivel internacional organizaciones tales como la AAVSO (American Asociation of Variable Star Observers-25 Birch Street Cambridge, MA 02138 USA), que recopilan estimaciones de brillo hechas por miembros repartidos por todo el mundo que son almacenadas en bancos de datos que más adelante serán consultados por profesionales para realizar sus estudios.

La AAVSO proporciona también al interesado las cartas necesarias con estrellas de comparación de magnitud conocida para hacer las estimaciones de brillo. Es conveniente proveerse de un atlas de todo el cielo, como complemento para localizarlas. En muchos casos puede ayudar a tal efecto el color rojizo de muchas de ellas. Pero ojo, porque dicha coloración puede falsear las medidas (Efecto Purkinge) ya que la luz roja tiene efecto acumulativo y es por ello que una estrella rojiza siempre parecerá más brillante que una blanca o azul de la misma magnitud.

Dentro de las variables intrínsecas, hay un último tipo del que quiero hablar y este es del tipo R CrB (R de la Corona Boreal). Se trata de estrellas de carbono que emiten sin previo aviso nubes que las oscurecen. Se encuentran por ello casi siempre en su brillo máximo de forma inesperada.

Las estimaciones de brillo se hacen habitualmente por el método de los pasos de Argenlander, comparando las variables en cuestión con dos estrellas cercanas de magnitud conocida, una más brillante y otra menos brillante que la variable y estableciendo un grado de comparación tanto mayor, cuanto más diferencia de brillo haya en una escala que va del uno al cinco.

Dichos valores de comparación a y b se introducen junto con otros datos en la sencilla fórmula:

Últimamente, se está generalizando el uso de las cámaras CCD para hacer las mediciones, ya que tienen una precisión y objetividad mucho mayores que el ojo humana. Sin otro particular, animo a observar variables.