1. Objetivo.

 

Esta campaña tenía un objetivo sencillo, obtener las curvas de luz de una selección de estrellas de tipo SX Phe, sin mayor propósito que comprobar nuestros datos con los del GCVS y determinar si los datos del período, la amplitud y la duración Máximo-mínimo, han variado desde su momento de catalogación.

 

Las estrellas de la campaña seleccionadas de un total de 16 variables de este tipo en el GCVS son:

 

 

Tabla 1. Estrellas seleccionadas para esta campaña.

 

Un segundo objetivo menos científico, era reunir a un nutrido grupo de observadores de variables una misma noche, y desde lugares de observación diferentes y disfrutar de la espectacularidad de este tipo de estrellas variables.

 

2. Variables de tipo SX Phe.

 

Estas variables, realmente pertenecen al tipo de variables Delta Sct, con períodos que oscilan entre 0.02 y 0.4 días, con amplitudes no mayores a 0.8 magnitudes. En ocasiones se las llaman Ceféidas enanas, de tipo RRs o variables AL Velorum. Se trata de estrellas viejas de población II, deficientes en elementos pesados. Sus curvas de luz son muy variables, rápidas y con pulsaciones radiales y no radiales.

 

3. Observación.

 

La noche de observación elegida fue el 11 de abril de 2000. En Gran Canaria se pudo reunir hasta 7 observadores, que se desplazaron al observatorio de la Avejerilla de la Agrupación Astronómica de Gran Canaria, a unos 1750m de altura. Allí se instalaron en el exterior del observatorio dos telescopios, un Meade 2080B de 8” y un Meade LX200 de 8”, ambos con seguimiento automático, que facilitó en gran medida las observaciones y que podemos concluir diciendo que sin éste seguimiento, una campaña de observación planteada como esta, sería poco menos que imposible de llevar a cabo. Un  poco antes, ya había comenzado a observar otro miembro desde Uruguay, que completó parte de la curva de luz al principio de la noche. Todos los observadores utilizaron el método de Argelander, las mismas cartas de localización y comparación y el mismo reloj convenientemente puesto en hora con las señales de RNE, salvo el observador de Uruguay que utilizó su propio reloj.

 

Una vez instalados los telescopios, localizamos las dos estrellas de la campaña que eran visibles esa noche, KZ Hya y AE UMa. En este punto nos encontramos con el mayor inconveniente, dos telescopios para 7 personas, las cuales, una por una, debían reconocer el campo estelar de las dos variables y localizar estrellas de comparación adecuadas. Sin embargo todo fue sobre ruedas, y en menos de una hora, todos conocíamos ya el campo estelar y comenzamos a hacer las estimaciones de brillo.

 

Las estimaciones debían hacerse lo más rápidamente posible, por dos motivos, la rápida variación de brillo que presentan estas estrellas y para permitir que los demás observadores estimen con igual rapidez. Hubo alguno, que sobre todo al principio le costó hacer la estimación en dos o tres minutos, pero pasada la primera media hora de observación ya iba todo como la seda. Los retrasos en la estimación de brillo de cualquiera de los observadores provocaba que se formara una cola en el telescopio en cuestión, y que en la curva de luz se ve reflejado por una acumulación de puntos seguido de un espacio vacío. Sin embargo como se puede apreciar en la figura 1 y 2, que corresponde a las observaciones en bruto de esa noche, apenas se distingue este problema, que se minimizó durante la observación.

 

1.     Resultados.

 

La figura 1 muestra dos máximos y dos mínimos de KZ Hya durante 3 horas y 20 minutos que duró la observación, de esa noche.

 

 

 

 

Figura 1. Dobles máximos y mínimos de KZ Hay.La figura 2 muestra un máximo y un mínimo de AE Uma y la subida al siguiente máximo.

 

 

 

Figura 2. Máximo y un mínimo de AE Uma

 

Las figuras 3 y 4 muestran las observaciones de cada persona por colores, para la noche del 11 de abril de 2000 y las dos estrellas. Se aprecia claramente como cada observador se sitúa en una banda concreta de magnitudes, por encima y por debajo del promedio. Esto es lo que provoca la dispersión en los datos de la curva. Debemos aclarar que de los 8 observadores, tan solo podemos decir que 4 eran experimentados, y los otros 4 eran totalmente novatos. Claro está, que entre los observadores no existían comentarios acerca de sus estimaciones, lo que podría provocar una sugestión en los demás. Se comprueba que las observaciones de los más expertos se centran mejor en la curva promedio.

 

 

 

 

Figura 3 (superior) y Figura 4 (inferior). Curva de cada observador por colores, para la noche del 11 de abril de 2000 y las dos estrellas.

 

 

Figura 5.1. Curvas de luz en fase a las que se le ha superpuesto la curva promediada del total de observaciones obtenido durante la campaña.

 

La noche del 11 de Abril, no fue la única que se observó la estrella KZ Hya, varios observadores individuales obtuvieron otros mínimos antes y después de esa noche, en un intervalo de dos meses. Las figuras 5 y 6 muestran las curvas de luz en fase a las que se le ha superpuesto la curva promediada del total de observaciones obtenido durante la campaña.

 

 

Figura 5.2. Curvas de luz en fase a las que se le ha superpuesto la curva promediada del total de observaciones obtenido durante la campaña (continuación de la gráfica 5.1)

 

Los resultados obtenidos para estas dos estrellas los mostramos en la tabla 2. Se han comparado con los datos del GCVS de la tabla 1, comparación entre paréntesis:

 

 

4. Conclusiones.

 

Las conclusiones que podemos obtener de estas observaciones son varias, además de las ya mencionadas sobre el método de observación. Se ha podido comprobar la eficacia del método de Argelander a la hora de estudiar variables de rápida oscilación, incluso con observadores totalmente novatos, obteniéndose una desviación estándar del orden de 0.2-0.3 magnitudes, que puede ser mejorada y mucho con observadores más experimentados.

 

Por ser una actividad agradecida para la realización en grupos de personas, es altamente recomendada para las agrupaciones astronómicas que realizan salidas observacionales en grupos. La espectacularidad de las variaciones de brillo (en ocasiones a tiempo real), hacen de estas variables muy indicadas para acabar de convencer a los novatos y conseguir nuevos observadores de variables.

 

Acerca de las dos estrellas estudiadas, las diferencias en los datos obtenidos respecto al GCVS son mínimas en el caso de la amplitud media, diferencias que entran dentro del valor de 0.2-0.3 magnitudes de la desviación estándar. En cuanto al periodo, tan sólo hemos podido obtener el valor del periodo para KZ Hya diferenciándose en 15.59 segundos del valor original del GCVS, diferencia que entra dentro del margen de error de nuestro estudio, por lo que podemos concluir que el período de esta estrella no ha variado significativamente. Destaca sin embargo, en la curva promedio un periodo secundario dentro de la variación principal, se aprecia sobre todo en el descenso al mínimo, una serie de picos consecutivos separados entre si 9m 20s que tienen una amplitud de 0.115 magnitudes.

 

Para AE UMa sorprendentemente nos faltó una hora más de observación para determinar el período, aunque cubrimos un tiempo de observación más que suficiente, en teoría. Sí podemos afirmar, que el valor dado por el GCVS es demasiado corto según la curva de la fig 6, en la que se comprueba que el periodo es ya mayor de 0.1139d y aún no ha alcanzado la fase completa, diferencia ya muy significativa como para achacarla al método de observación, por lo que seguiremos de cerca esta estrella y trataremos de definirlo en próximas observaciones. A destacar también de AE UMa, el aumento más que significativo en el valor M-m , lo que nos confirma la variación en los parámetros de esta estrella o su error en la clasificación inicial del GCVS.

 

Para poder confirmar todos estos datos, necesitaremos de una nueva observación que los ratifique, puesto que en el método visual es muy difícil de evaluar los errores producidos por los observadores. Obteniendo una curva en CCD + filtro V podremos confirmarlos y así evaluar la eficacia de la observación visual conjunta para este tipo de estudios, proyecto que llevaremos acabo  durante este invierno.

 

5. Agradecimientos y observadores.

 

Quiero nombrar a todos los observadores que han participado y agradecer su colaboración:

Raquel Álvarez, Alberto Carrillo, Inmaculada Gómez, Francisco del Rosario, Francisco e Iván Jiménez, Raúl Salvo y Máximo Suárez y especialmente a la Agrupación Astronómica de Gran Canaria por ceder las instalaciones del observatorio de la AAGC (La Avejerilla)

 

Todas las curvas de luz se han obtenido con el programa A.V.E. de Rafael Barberá (GEA).