Sur Astronómico

Martes 25 de abril de 2017 10:30 UT - Día Juliano 2457869

V975 Centauri

Contexto

Si uno recorre la lista de variables del mes presentadas hasta ahora parecería que todas las variables son rojas. Sin embargo, aunque las frías variables pulsantes son mayoría y son las que presentan cambios más significativos al ojo humano, el zoológico de las variables posee representantes de todos los colores y de todas las clases.

V975 Centauri - Imagen: Enzo De Bernardini

Las estrellas variables se dividen en dos categorías principales: las intrínsecas (aquellas cuyos cambios de luminosidad se deben a procesos físicos internos de la estrella, como por ejemplo pulsaciones) y las extrínsecas (que varían por causas externas, o sea no son variables realmente por sí solas). En su mayor parte las variables extrínsecas son eclipsantes, es decir sistemas de dos estrellas en los cuales ambas giran en torno a un centro de masa común y cuyas órbitas están orientadas perpendicularmente a nuestro ángulo de visión, haciendo que periódicamente una de las estrellas pase por delante de la otra y viceversa, y generando eclipses (ver diagrama). V975 Centauri es una de ellas.

Variables Eclipsantes

Las variables eclipsantes se dividen en 3 grupos:

  • EA= Eclipsantes de tipo Algol que permanecen en el máximo gran parte del tiempo hasta que las componenetes se cruzan y se producen eclipses en los que es fácil determinar los momentos de comienzo y fin de los eventos.
  • EB= Eclipsantes de tipo beta Lyrae donde las componentes orbitan lo suficientemente cerca como para deformar a las estrellas (dándoles forma de elipsoide, con el eje mayor apuntando a la compañera) y eso hace que dependiendo de la orientación de las mismas (si las vemos de punta o de costado) su brillo cambie constantemente incluso fuera de los eclipses. Las estrellas presentan distinta luminosidad y eso se refleja en una diferencia entre el eclipse primario y el secundario.
  • EW = Eclipsantes de tipo W Ursae Majoris, estrellas que orbitan en contacto, muy cerca, generalmente con períodos muy cortos y curvas de luz redondeadas donde las dos estrellas son similares y por lo tanto la curva de luz presenta mínimos casi iguales.

Curvas de luz de los 3 tipos de binarias eclipsantes

Presente y pasado

V975 Centauri fue descubierta como variable por el satélite Hipparcos de la ESA, que en la noche del 13 de marzo de 1990 detectó una caída lineal de brillo desde V= 7.37 a V= 7.75. En la tarde del 23 de marzo de 1992 otra caída comenzó pero sólo el principio fue registrado. En base a esos datos, es decir, permanencia de la estrella en el máximo de brillo por un prolongado lapso de tiempo, sólo interrumpido por muy esporádicas caídas, podemos deducir que se trata de una binaria eclipsante del tipo EA. Su período debe ser bastante largo, seguramente del orden de decenas de días, ya que sino, tanto Hipparcos como el constante seguimiento visual y de ASAS-3 en años posteriores habría detectado más eclipses.

Desde el 26 de enero de 2001, el programa automatizado ASAS-3 comenzó a funcionar monitoreando todo el hemisferio Sur pero sufriendo problemas de saturación en estrellas brillantes que hacen que sea difícil establecer si una observación aislada más débil que el resto es en realidad un eclipse o un problema instrumental. Esto mejoró en marzo del 2002 y se solucionó por completo en noviembre de 2003. Desde entonces no ha habido eclipses registrados.

Futuro: ¡Descubrir el período de V975 Centauri!

En el ámbito visual, los aficionados pueden contribuir activamente a resolver el problema del período de V975 Cen. El evento más importante fue detectado por Federico Claus de José C. Paz, Buenos Aires, en la noche del 6 de agosto del 2003 en un agujero entre las nubes y confirmado por quien escribe y por ASAS-3 generando varios puntos perfectos en la curva de luz. Otro eclipse fue detectado visualmente el 2 de abril de 2003.

La curva de luz de V975 Cen muestra la escasa frecuencia en la que esta estrella ha sido detectada menos brillante, lo que dificulta establecer sus parámetros.

Constante monitoreo es necesario para poder registrar nuevos eclipses que ayuden a descubrir su período orbital.

La observación es bastante fácil, especialmente desde la ciudad, con un par de binoculares, ya que se sitúa en una magnitud ideal: varía entre V= 7.37 y 7.8, pasando de verse fácilmente a hacerse difícil de detectar cuando está eclipsada. Para seguir sus cambios deben usar la siguiente carta:

Para saber más sobre técnicas de observación, pueden consultar el Manual de técnicas de observación.

Para saber más acerca de cómo estimar el brillo de una estrella variable, ver la sección de estrellas variables de Astronomía Sur.

Comentarios sobre este artículo o variables en general: Sebastián Otero.

 
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