Hace unas semanas hice referencia al eclipse que ha comenzado a sufrir la estrella Epsilon Aurigae. Tenéis más información en el
enlace.
Hoy os propongo un método sencillo, al alcance de cualquier aficionado, para observar y registrar la variación de brillo de Almaaz. Se trata del método Argelander ideado por el astrónomo del mismo nombre, Friedrich Wilhelm August Argelander.
Método Argelander
El método Argelander se utiliza para estimar el cambio de brillo de una estrella variable utilizando otras estrellas en la comparación. Consiste en lo siguiente:
Cerca de la estrella variable elegiremos un par de estrellas, una de brillo superior A, y otra de luminosidad inferior, B; de manera que sus magnitudes sean conocidas. Comparamos el brillo de la variable con A y B de la siguiente forma:
●Grado 1: A es más brillante que la variable V cuando ambas parecen de igual brillo al primer golpe de vista, pero después de un examen atento, vemos que salvo raros instantes, A es más brillante.
●Grado 2: A es más brillante que V en grado 2 cuando ambas estrellas parecen iguales a la primera visión, pero inmediatamente observamos que A es más brillante que V.
●Grado 3: A es más brillante que V en grado 3 cuando se aprecia una ligereza de brillo entre los dos astros desde el primer momento.
●Grado 4: A es más brillante que V en grado 4, cuando hay una notable diferencia entre A y V.
●Grado 5: A es más brillante que V en 5 grados cuando observemos entre ambos astros una verdadera desproporción de brillo.
En caso de duda se puede dar grados intermedios: 2,5; 3,5; etc…Aunque hay que tener en cuenta que lo ideal sería trabajar con los tres primeros grados.
Con la estrella B haremos lo mismo, sólo que ahora será V más brillante. Una vez establecidas ambas comparaciones, se calculará la magnitud de la variable mv dadas las magnitudes de A y B (ma, mb) y los grados de las distintas comparaciones con A y B (a y b), mediante la ecuación:
mv= ma + a. (mb - ma) / (a + b)
Podemos calcularlo para varias parejas y averiguar el promedio entre ellas. En la hoja de observación hay que apuntar: fecha, hora, calidad del cielo (claro de Luna, neblina, nubes, viento,…) y si por casualidad la variable no se ve, debemos anotar la magnitud de la estrella menos brillante que esté en nuestro campo de visión.
Errores a evitar
-Error de identificación: debemos asegurarnos de que estamos observando la estrella correcta.
-Error de sugestión: muchas veces compatir las observaciones con otros aficionados puede llevarnos a caer en errores de sugestión.
-Error de posición: no debemos hacer la comparación midiendo las estrellas al mismo tiempo, sino colocar alternativamente una y otra en el centro del campo de visión del instrumento óptico que utilicemos.
-Efecto Purkinge: la mayoría de las variables tiene color rojizo. Si las observamos prolongadamente, el brillo de la estrellas irá subiendo poco a poco por efecto de la acumulación de la percepción visual. Para evitar este error se realizarán observaciones a golpe de vista, cuando trabajemos con estrellas de estos tonos.
-Error de elección: no debemos usar estrellas de comparación de brillo muy dispar a la estrella variable a determinar. Por regla general se recomienda que las estrellas difieran entre media y una magnitud.
-Condiciones inadecuadas: Luna llena, cercanía al horizonte,…
Elección de las estrellas adecuadas para el caso particular Epsilon Aurigae
Tomaremos como referencia las siguientes estrellas situadas en la misma constelación de Auriga.
-ε, es Almaaz o Haldus, la estrellas a estudiar: su magnitud varia entre 3,0 y 3,8
-ι, Hassaleh: es una gigante naranja de magnitud 2,69
-θ, estrella binaria formada por una enana blanca y una enana amarilla. Su magnitud es de 2,65.
-ζ, Azaleh: variable eclipsante con periodo de 932 días y magnitud de 3,8.
-η: estrella azul de magnitud 3,17
Epsilon Aurigae, Almaaz
Para cualquier duda no dudéis en poneros en contacto conmigo. ¡Felices observaciones!
En el reciente Congreso Europeo de Planetary Science, en Potsdam, Alemania, se han presentado los resultados del estudio llevado a cabo en 2.007 sobre la explosión observada en el cometa Holmes que produjo varios múltiples minicometas. Las imágenes, obtenidas en Mauna Kea, permitieron observar una nube de polvo de 3,5 kilómetros de diámetro alrededor del cometa. Las fotografías también mostraron que Holmes expulsó fragmentos a 451 Km/h descubriéndose que se trataba de una erupción “cometaria”. Los científicos creen que la explosión comenzó cuando la órbita elíptica del cometa se acercó al máximo del Sol, a unos 300 millones de kilómetros de distancia, lo que provocó que el interior del cometa se calentara y se evaporara el hielo que contenía, aumentando con ello la presión que dio lugar a este fenómeno.
Esta semana se publican tres artículos en la revista digital de Science, Science Express, que confirman la existencia de agua en la Luna. Los tres equipos independientes, liderados por Carle Pieters, Roger Clark, y Jessica Sunshine, han utilizado los datos aportados por diferentes sondas para anunciar la existencia de agua en pequeñas cantidades en gran parte de la superficie de la Luna, y en mayores volúmenes en las zonas de los polos.
