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viernes, 11 de noviembre de 2011

#15.- La hora del mínimo

Como sucede a cualquier astrónomo aficionado, tengo una actividad que es a la que más tiempo dedico, y otras que a veces también hago, según sean las ganas de hacer cosas que tenga en cada momento. Algunas veces subo con una intención, y paso el tiempo haciendo otra cosa. Según me da. Lo que tengo claro es que se trata de entretenerse, aunque también uno toma sus propios compromisos. Digamos que me doy una de seriedad y otra de desahogo, pero como esto es una afición, a veces las dos cosas se mezclan en proporción de vaya usted a saber cuanto.

Desde hace no mucho tiempo busco los instantes de mínimo de estrellas binarias eclipsantes. Es una actividad que he encontrado por casualidad, o por curiosidad quizás esté mejor dicho, y además me entretiene lo mismo que me interesa. Solo para quien sepa menos que yo acerca de esta cosa, voy a contar aquí en qué consiste.

Las estrellas binarias eclipsantes son sistemas binarios, o múltiples, porque puede haber una tercera estrella, incluso dos pares girando uno alrededor del otro, y en todos los casos las estrellas orbitan alrededor del centro de masas común.

Pertenecen a una clase mas amplia de estrellas binarias entre las que están las estrellas dobles (insisto, acérquese a conocer OED), en las que se pueden observar las componentes por separado, las astrométricas, que solo permiten ver a una de ellas pero que se mueve de un modo que indica que está girando alrededor de otra, invisible a los telescopios, o las espectrométricas, que al estudiar su espectro se observa que a veces se mueven hacia nosotros y a veces se separan, indicando que su movimiento es circular, o elíptico hablando en términos mas generales.

En el caso de las binarias eclipsantes, dos estrellas están orbitando tan cerca una de otra, que no es difícil que un alto porcentaje de estos sistemas produzcan eclipses mutuos para un observador situado en nuestro planeta. A causa de su proximidad, podemos dejar de considerarlas como fuentes puntuales, y pensar en ellas como esferas con tamaños relativos de un orden comparable.

A cualquier astrónomo le interesa conocer las propiedades de una estrella, entre las que se encuentran la masa, la temperatura, la energía radiada por unidad de tiempo (lo que entendemos por luminosidad, la potencia en vatios de una bombilla, pues lo mismo para una estrella). Pues pasa que los sistemas binarios arrojan más información para conocer estas propiedades que las estrellas aisladas. La primera fuente de conocimiento está a nuestro alcance, y la tenemos con el periodo y la forma detallada de la curva de luz. Algo al alcance de aficionados.

Una parte un poco fea para algunos: de las leyes de Kepler se concluye que la suma de las masas de dos estrellas en órbita es igual al cubo de la distancia media partido por el cuadrado del periodo. (masa en masas solares, distancia en AU y periodo en años). Dicho de otro modo, si conocemos el periodo y la distancia promedio, ya sabemos la masa total del sistema.

Si se puede observar el movimiento relativo, como sucede en el caso de las estrellas dobles, estamos en el caso anterior multiplicando la separación angular en radianes por la distancia al par.

Si se observa el movimiento absoluto, lo que es mucho más difícil, se tiene el ratio de masas, y con las dos cosas, tendremos la masa por separado de cada estrella. Esa es una información muy importante para los astrofísicos. Para saber más de este tema, tenéis un artículo en el nº 6 de El Observador de Estrellas Dobles firmado por Miguel Gomez Garrido y Gregorio Rosa Palacios. Tiene fórmulas, aviso, pero es muy interesante.

Si el par es cercano, lo anterior sigue valiendo, pero no sabremos la distancia, porque solo veremos una fuente puntual. La dinámica es más complicada, porque los fuertes campos gravitatorios ejercen fuerzas mutuas de marea, distorsionando la forma redonda de la compañera, incluso resultando en la transferencia de gas de una estrella hacia la otra. Esto es más probable aún si una de ellas, en su proceso evolutivo aumenta de tamaño.

Cuando una de las estrellas tiene una temperatura mucho mayor que la otra, también será más brillante, e irradiará la cara más próxima de la estrella compañera. Esto produce efectos apreciables en la curva de luz del par.

El análisis espectroscópico permite conseguir datos de velocidad radial de las estrellas. En mi caso no está a mi alcance, pero poco a poco cada vez hay más aficionados progresando en esta dirección.

El periodo de un sistema binario depende (otra vez Kepler) de su separación media y de la suma de sus masas, como hemos dicho. Pero por un montón de razones que pueden estar sucediendo, el periodo puede sufrir, y así se observa en muchos casos, variaciones lentas a lo largo del tiempo. Estas razones pueden ser por ejemplo una tercera estrella no detectada o un sistema aún mas complejo o la transferencia de masa de una componente a otra (los motivos pueden ser varios). La variación es muy pequeña de un ciclo al siguiente, pero lo bueno es que el efecto se va acumulando, lo que tarde o temprano termina poniendo la variación de manifiesto. Estas variaciones son el síntoma de los procesos que pueden estar ocurriendo en el interior del par, y no son detectables por observación directa. En resumen: el periodo de una eclipsante es útil. El estudio de las variaciones del periodo también lo es.

El trabajo amateur en binarias eclipsantes es entonces una fuente de información de gran importancia, y se coordina por el AAVSO Eclipsing Binaries Committee. Una forma simple de análisis al alcance de un aficionado es la medición de estas variaciones de periodo, lo que se consigue registrando la hora a la que se produce el mínimo primario de una estrella EB. Este instante es el que en forma abreviada se denomina ToM (Time of Mínimum). Solo nos interesa este instante en este caso, y querremos medirlo con la máxima exactitud y precisión posible.

Si el periodo de un sistema no varía, el mínimo se repetirá con un ritmo constante, y sucederá siempre en el instante exacto en que estaba previsto, pero muchas veces esto no sucede, y entonces el mínimo sobreviene en un instante anterior o en uno posterior al que debía darse. Los dos casos nos deberían interesar por igual. Pero los chicos buenos no llaman la atención de nadie. Solo dicen: Tranquilo, me he aprendido bien el libro, y doy vueltas como hay que darlas. Como un reloj suizo. O japones, o chino, de donde sea. Los elementos díscolos son otra cosa. ¿qué les pasa para que se desmanden de esa manera? Es más difícil que esas respuestas vengan de un aficionado corriente. Serán los astrónomos profesionales los que empleen su tiempo y sus recursos para contestar. Nosotros estamos en condiciones de recabar los datos.

Y cuando me pongo a hacer eso, lo primero es buscar las efemérides para estar preparado (observando) cuando el mínimo suceda y no en otro momento estéril para este propósito. Hay varias fuentes donde mirar. Por supuesto, AAVSO. Yo suelo usar la página del observatorio del Monte Suhora, de la Universidad Pedagógica de Cracovia, en Polonia. Y sobre todo, un programa propio que usa los datos de este observatorio y del GCVS, y del que ya he contado algo en otra parte de este blog. Pero este es mi procedimiento. Sin duda habrá quien pueda enseñarme a mejorar en esto como en casi todo.

Con esto, tenemos un día y una hora para el mínimo previsto. Hay que ponerse a observar un tiempo antes, porque necesitamos un trozo de la curva de luz descendente, y otro de la curva ascendente. El mínimo nunca se encuentra con una sola observación. Acabaremos entonces con algo así:


No siempre me salen como ésta. Normalmente se me adelantan o se retrasan, dejándome una forma de cuchara en la gráfica que indica que me debía haber informado mejor antes de decidir la ventana de observación:






Y estas son las observaciones en bruto. Merece la pena usar un programa que extraiga las magnitudes de las imágenes y que además calcule la fecha juliana heliocéntrica a partir de las coordenadas de la estrella y de la fecha de las observaciones. Esto es importante, puesto que según la época del año, la luz de una estrella puede tener que atravesar una distancia del orden de un diámetro de la órbita terrestre, y eso pueden ser hasta 16 minutos de retraso o adelanto según el momento. Para no depender de la posición de la tierra, se da la fecha juliana heliocéntrica, que es el instante en que vería el evento un observador situado en el sol. La transformación es una cuestión de trigonometría esférica, pero mejor siempre que lo hagan los ordenadores que para eso son fenómenos.

Con estas curvitas o mejor, con sus datos, formados por una fecha con precisión de segundos en abcisas y la magnitud en ordenadas, tendremos que recurrir a otro programa para dar el mínimo. Se trata de AVE (análisis de variabilidad estelar), que es gratis y  te lo descargas de la página del Grup d'estudis Astronomics. Yo no sé que pasa, que en mi PC con Windows7 no funciona, y es una lástima porque funciona de maravilla. Total, al final me tuve que hacer mi programa y ahora sí estoy en condiciones de encontrar el instante famoso:



Calculamos el valor O-C, (observado menos calculado), el ciclo al que pertenece la observación y ya está. Parece mucho trabajo pero cuesta más pescar una trucha, por poner un ejemplo. Luego puedes enviarlos a Mr. Samolyk, ya mencionado y serán archivados, publicados y puestos a disposición de la comunidad profesional. Tu recompensa será ver tu nombre en la revista de la AAVSO. Hay que ser modestos y no esperar mucho reconocimiento por eso. Pero aquí estamos porque esto nos gusta. El resultado serán unas páginas como ésta,


que aquí enseño para que si alguien se anima, se ponga manos a la obra, que esto es todo empezar.

Y si alguien ya lo está haciendo, me gustaría que se pusiese en contacto conmigo. Seguro que puedo aprender algo.


Hasta otra.

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