jueves, 15 de agosto de 2013

Nova brillante en la constelación del Delfín: Nova Delphini 2013


Quizás algunos pensaban que tras el final de las Perseidas se aburrirían, pero no va a ser así. Tal y como anunció anoche mismo la AAVSO, hay una nova muy brillante en la constelación del Delfín. Se trata de un fenómeno eruptivo en el cual el brillo de la estrella aumenta entre 7 y 16 magnitudes. El sistema, que es binario, está formado por una estrella enana blanca y una estrella de la secuencia principal y de poca masa. La enana blanca recibe material de la otra estrella, ocasionando potentes explosiones nucleares, que observamos como un aumento notable de brillo, que puede durar desde un día hasta meses.
 
En esta ocasión, la nova Delphini 2013, ha llegado hasta una magnitud +5,5 (momento de redactar este artículo), con lo que es fácilmente observable con prismáticos. Sus coordenadas son ascensión recta 20 h 23 m 30,95 s y declinación +20º 46' 5,6".  En este mismo post se incluye la carta de localización de la AAVSO. Fue descubierta por Koichi Itagaki  desde Yamagata (Japón) con un telescopio de 18 cm. La denominación de la nova es J20233073+2046041.

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.

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