Contexto

Hasta ahora hemos presentado en esta sección estrellas conocidas y fácilmente observables por los aficionados. Haciendo un giro en nuestro enfoque, en noviembre hablaremos de un tipo particular de eclipsantes más que de una estrella en particular. NSV 233, un sistema doble de magnitud 12 situado en la constelación de Pisces, será la excusa perfecta para cumplir con nuestro objetivo.

 

Binarias Eclipsantes

La mayoría de las estrellas no se encuentran solas en el espacio sino que constituyen sistemas dobles, triples o incluso de más miembros. Cuando el plano orbital de dos de estas estrellas unidas gravitacionalmente se encuentra orientado hacia nuestra línea de visión, el movimiento de ambas en torno al centro de masa común genera que una pase por delante de la otra alternativamente, lo cual es observado desde la Tierra como cambios en la luminosidad percibida. Estamos hablando de eclipses. Depende del tamaño de las estrellas, la distancia entre ambas, la temperatura y luminosidad, el estado evolutivo, la inclinación y forma de la órbita, y otros factores, cómo la luz del sistema cambiará ante nuestros ojos. Dependiendo de ellos podremos clasificar a la eclipsante dentro de alguno de los tres tipos principales: EA, EB y EW.

EA = Eclipsantes que presentan mínimos de luz bien marcados y durante el máximo de brillo (cuando vemos la luz de ambas estrellas combinada) la magnitud permanece prácticamente constante debido a que las estrellas tienen forma casi esférica. Puede haber gran diferencia de luminosidad entre las componentes y por lo tanto el eclipse secundario puede ser casi invisible. La "A" de EA viene de "Algol" nombre de beta Persei, la primer eclipsante de este tipo conocida. Los períodos pueden ir desde 0,2 días hasta muchos años.

EB = Eclipsantes con componentes elipsoidales y cambios constantes en el brillo debido a que con el movimiento orbital vemos a las estrellas de punta o de costado, lo cual influye en el brillo percibido. Siempre hay eclipse secundario (la diferencia entre las componentes no es tan grande) y suele ser de mucha menor amplitud que el primario. La "B" de EB viene de beta Lyrae, el prototipo de la clase. Los períodos son mayores a 0,4 días.

EW = Eclipsantes de períodos cortos (en general entre 0,25 y 1 día) cuyas componentes se encuentran prácticamente en contacto y son de similar luminosidad, lo cual genera mínimos muy parecidos. Suele tratarse de enanas, en los tipos EA y EB puede ser cualquier tipo de estrella. La "W" procede de W Ursae Majoris, la estrella prototipo.

En esta página pueden ver las diferentes curvas de luz de cada tipo de eclipsante y cómo la diferencia entre cada subtipo es en realidad gradual y hay casos intermedios que cuesta clasificar.

 

NSV 233

Nuestra variable del mes fue una de las variables publicadas en el cuarto paper de la serie de 80 eclipsantes catalogadas en el NSV (New Suspected Variables Catalogue) o GCVS (General Catalogue of Variable Stars) (Si desean obtener más información sobre estos catálogos visiten el sitio del GCVS). Fue resuelta por Pavol Dubovsky de Eslovaquia. Su período orbital es de 4,09242 días y su curva de luz es del tipo EB. Varía entre magnitudes V= 11,97 y 12,52 con un mínimo secudnario de 12,41. Pero, si observan con atención podrán notar que el máximo que sigue al eclipse primario (Max. I) es menos brillante que el que sigue al eclipse secundario (Max. II). Esta diferencia se denomina efecto O'Connell. Cuando el max. I es el más brillante, el efecto O'Connell es positivo, cuando es a la inversa, como en este caso, es negativo.

El efecto O'Connell se da generalmente en estrellas de corto período y de tipos espectrales tardíos. Se da principalmente en EWs y EBs. En NSV 233 pueden notar además que el efecto es variable: la curva de varios años muestra que la altura del primer máximo ha sido diferente en algunas ocasiones y más recientemente (observaciones de ASAS-3 la amplitud del efecto ha disminuído.

La curva de luz de NSV 233 puede verse en la figura 1.

 

Figura 1. Curva de luz de NSV 233.

 

Es de notar que el período de NSV 233 es inusualmente largo para estrellas con efecto O'Connell. Los colores de NSV 233 demuestran que se trata de estrellas G ó K. Sin embargo hay otro caso similar con un período aún mayor: IV Librae un sistema de tipo espectral F0 y un período de 6,8617 d. Lo que hace a IV Lib aún más especial es que se trata de una de las pocas EA con efecto O'Connell. Su curva de luz se muestra en la figura 2 y en ella vemos que el efecto O'Connell es también variable y de forma más pronunciada aún que en nuestra variable del mes: entre las observaciones de Hipparcos y de ASAS, el signo del efecto ha cambiado de positivo a negativo!!!

 

Figura 2. Curva de Luz de IV Librae.

 

Por último, GSC 2846 0404, per. 0.387374 d., tipo espectral K0, es un ejemplo típico en cuanto a corto período y naturaleza EW, aunque extremadamente pronunciado. La figura 3 es elocuente.

 

Figura 3. Curva de luz de GSC 2846 0404.

 

¿Qué causa el efecto O'Connel?

Hay tres explicaciones que actualmente se utilizan para explicar el fenómeno. Es posible que cada una de ellas sea válida en los diferentes casos existentes, sin embargo, la tercera que citaremos parece ser más eficaz que las dos primeras al momento de explicar la totalidad de los casos.

1. Manchas estelares: según este modelo, la diferencia de brillo se produce debido a que en cada uno de los máximos estamos viendo los diferentes hemisferios de ambas estrellas. Debido a la presencia de manchas en uno de los hemisferios los máximos serían diferentes.

2. En vez de manchas oscuras, la presencia de manchas calientes (brillantes) debido a la caída en una estrella de corrientes de gas procedentes de la compañera sería la causante del efecto. Cambios en el intercambio de materia generarían las variaciones en la amplitud del efecto a veces observadas.

3. La tercer teoría, presentada por los chinos Liu y Yang, explica el fenómeno por la interacción de las dos estrellas con un envoltorio de materia que las envolvería, producto de las interacciones y eyecciones que suelen estar presentes en estas binarias de contacto o muy cercanas. Según este modelo a medida que se mueven en su órbita, las estrellas van chocando con esta nube de gas que las envuelve capturando material y calentando sus hemisferios delanteros, lo cual genera una diferencia de temperatura entre el hemisferio delantero y el posterior. Cuando el observador ve un máximo, está viendo el hemisferio delantero de una de las estrellas (la que se acerca a nosotros) y el trasero de la otra (la que se aleja). En uno de los máximos el hemisferio calentado será el de la estrella primaria, y en el siguiente, el de la secundaria. Como el calentamiento producido es diferente en cada una de las estrellas dependiendo de sus características, eso explicaría la diferencia de brillo entre los dos máximos. Es por ello que el efecto O'Connell es más común cuanto mayor son las diferencias físicas entre las componentes. En la figura 4 pueden ver gráficamente lo que acabamos de explicar.

 

 

 

Observación y análsis de datos de eclipsantes

La observación y análisis de datos de variables eclipsantes es una de los campos donde el aficionado puede contribuir más activamente.

Si desea observar estrellas que necesitan de la detección de más eclipses para determinar sus períodos, observe las estrellas del Plan de Observación de Eclipsantes del Grupo Wezen 1 88.

Si desea colaborar con el análisis de las observaciones de las grandes bases de datos (ASAS, Hipparcos, NSVS) para poder determinar los períodos de binarias eclipsantes, comuníquese con el Grupo Wezen 1 88 para recibir más información, instrucciones y material para realizar el trabajo.

Pueden encontrar las publicaciones resultantes de estos trabajos en la siguiente página:

http://ar.geocities.com/varsao/Publicaciones.htm

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

Liu, Q., Yang, Y., 2003, Chin. J. Astron. Astrophys., 3, 142.

Astrogea, página web del GEA, http://www.astrogea.org/var2/oconnell.htm