Contexto

La variable de este mes es actualmente una de las 30 estrellas más brillantes del cielo, con una magnitud promedio de 1.7. Ha sido la más destacada de los últimos años, tanto por su extremo brillo, como por el hecho de que hemos sido testigos de su peculiar nacimiento como variable. Es por ello que la reseña histórica que podemos hacer sobre ella es muy breve.

 

Presente y pasado

En junio del 2000, quien escribe, descubrió a simple vista que Dschubba (tal su nombre en árabe, que significa "la frente", en este caso del Escorpión) se encontraba una décma de magnitud más brillante que su brillo catalogado de V= 2.32. A partir de ese momento, un contiguo seguimiento demostró que la subida de brillo continuó y la toma de espectros desde Grecia confirmó que delta Scorpii era una estrella Be y nueva variable GCAS.

 

Estrellas Be (se pronuncia "be - e")

Son estrellas calientes de tipo espectral B que se encuentran evolucionando hacia la derecha de la secuencia principal en el diagrama H-R y presentan líneas de emisión (de ahí la "e" en su nombre) del hidrógeno en sus espectros. La mayoría de las estrellas presentan espectros de absorción, resultado del pasaje de la luz proveniente de la fotósfera por una atmósfera más fría y menos densa.

La presencia de líneas de emisión de un elemento químico determinado nos dice que el gas emisor no está atravesando otra capa del mismo gas a menor temperatura, esto nos permite entender lo que sucede en las estrellas Be: el espectro que vemos procede de una atmósfera extendida o gas eyectado que no tiene la fotósfera "por debajo" (desde nuestro punto de vista). La figura 1 grafica esta circunstancia.

 

Figura 1 . Estrellas Be.

 

En efecto, las estrellas Be comparten una característica común: la rápida rotación. Pueden rotar a velocidades de hasta 500 km/s (en comparación, el Sol rota a 2 km/s), lo cual genera "escapes de gas" desde el ecuador, ya que la fuerza centrífuga logra vencer a la de la gravedad. Sin embargo, las causas o procesos que determinan el inicio de la eyección de materia aún no se conocen con certeza, ya que esta se produce durante episodios llamados erupciones y no en forma continua.
Hay dos teorías para intentar explicar las causas de las erupciones:

1) Se trata de pulsaciones no radiales de la estrella que al combinarse en determinados momentos se refuerzan dando origen a las erupciones.

2) Se trata de sistemas binarios donde el pasaje de la estrella compañera por el periastro (punto de mayor acercamiento de ambas) genera fuerzas de marea que disparan la eyección.

Ambas teorías pueden estar acertadas porque las estrellas Be son un grupo muy heterogéneo y presentan comportamientos muy diversos. Algunas son dobles y otras no. Las más calientes presentan pulsaciones confirmadas (del orden de 1 día de período), las más frías no. Algunas presentan fuertes variaciones de brillo y otras son prácticamente constantes. Probablemente con el tiempo y con un mayo entendimiento de los fenómenos específicos que sufren, estas variables sean reclasificadas.

Actualmente, el GCVS (General Catalogue of Variable Stars) las divide en GCAS y BE.

· BE son todas aquellas estrellas Be que no presentan erupciones destacadas en el visual o cuyas variaciones no han sido estudiadas en profundidad.

· GCAS son lo contrario, estrellas con cambios de brillo importantes. Si bien se las define como estrellas que bajan de brillo durante los eventos, los eventos pueden ser tanto de caída como de subida de brillo, e incluso estos últimos son los más espectaculares.

El nombre de la clase viene de la primer variable de este tipo descubierta, gamma Cassiopeiae, que en 1935 comenzó a subir de brillo desde V= 2.25 (la cual se denomina su magnitud en el estado de tranquilidad o "quiescence" en inglés) alcanzando 1.6 en abril de 1937, de una forma casi similar a delta Scorpii. Sin embargo, debido a que los datos son visuales, es probable que la magnitud V real haya sido un poco menos brillante ya que la mayoría de los observadores tiende a sobreestimar el brillo de las estrellas azules. Prueba de ello es el hecho de que delta Scorpii ha llegado a ser estimada en 1.4 cuando su magnitud V nunca ha superado 1.6. Delta Scorpii es entonces, probablemente, la estrella GCAS más brillante de todos los tiempos y con una mayor amplitud entre su estado de tranquilidad y su pico de brillo.

Volviendo a las diferentes clases de estrellas Be es importante destacar que probablemente las diferencias que vemos tengan que ver con la inclinación del plano ecuatorial de la estrella con respecto a nuestra visual.

· Las estrellas vistas de polo (desde "arriba") presentan aumentos de brillo durante las erupciones y un enrojecimiento del color, debido a que la luz del disco eyectado se suma al brillo de la estrella y la emisión en H-alpha enrojece la luz combinada.

· Las estrellas vistas desde el ecuador (de "costado") presentan caídas de brillo ya que el disco las oculta. En ellas el color se hace más azul cuando son más brillantes porque al ser más brillantes es cuando no están en erupción, ocultadas por su propio material. El disco superpuesto a la luz estelar genera un espectro conocido como "shell" caracterizado por una linea de absorción flanqueada por lineas de emisión.

Las estrellas Be atraviesan diferentes fases de acuerdo a la orientación en que son observadas y al momento de la evolución del disco eyectado. Pueden ser estrellas B normales si no están activas, ser estrellas Be o estrellas shell. Algunas pueden atravesar todas las fases. Gamma Cassiopeiae lo ha hecho y a pesar de ser una estrella shell, es decir vista desde el ecuador, ha subido de brillo antes de bajar a 3.0 como debería de esperarse. probablemente el tamaño y densidad del disco también jueguen un papel importante en los fenómenos observados. Como sea, es evidente que el campo de las estrellas Be es un campo tan caliente como ellas mismas!!.

Futuro

Delta Scorpii sigue los pasos de gamma Cassiopeiae pero no presenta un espectro shell. Es imposible predecir cuál será su comportamiento a futuro, pero por la forma de su curva de luz, parace improbable que siga aumentando de brillo y si no es una estrella shell es también improbable que en unos años caiga por debajo de V= 2.3.

Delta Scorpii parece ser del grupo de estrellas cuyas erupciones son generadas por una compañera, ya que se trata de un sistema binario con un período de 10,583 años y una órbita muy excéntrica. Y.. si, "casualmente", el momento de mayor acercamiento entre ambas estrellas se produjo en julio del 2000, apenas después del comienzo de la erupción. La variable es una subgigante de tipo espectral B0.3IVe y la compañera parece ser también una estrella B pero es dos magnitudes más débil. En su momento de mayor acercamiento se sitúan a una unidad astronómica entre sí (La distancia Tierra-Sol).

Delta Scorpii también presenta variaciones semiperiódicas en su luz del orden de decenas de días. Estas son típicas de la mayoría de las estrellas Be activas. Se desconocen con certeza sus causas, pero pueden verlas claramente en su curva de luz. En esa página web pueden enterarse además de la actividad más reciente de la estrella.

Pueden observar delta Scorpii a simple vista hasta el mes de octubre con la siguiente carta:

· Carta de delta Scorpii

Delta Scorpii es un target ideal para los aficionados ya que su brillo la hace difícil de seguir fotométricamente, en especial con CCDs como las del proyecto ASAS, por lo cual la estrella no es muy observada y siempre es necesario monitorearla. No sabemos con qué nos puede salir.

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, ir a:

http://astrosurf.com/astronosur/variables.htm

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

 

Referencias

Fabregat, J., Reig, P. y Tarasov, A., Optical and Ha outburst of d Scorpii, Be star Newsletter vol. 35, 2000

Kholopov, P.N. et al., 2003, General Catalogue of Variable Stars version 1.4 Vol. IV, http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/

Otero, S., Fraser, B., Lloyd, C., 2001, IBVS No. 5026, 29 January 2001 http://www.konkoly.hu/cgi-bin/IBVS?5026