Proxima Centauri

El siguiente artículo está basado en un mensaje enviado al foro de astronomía de Sur Astronómico, donde Sebastián Otero expone ciertas particularidades concernientes a la estrella más cercana al Sistema Solar, Próxima Centauri.

 

Introducción

Hola, amigos:

La preparación de la carta para Proxima Centauri, la estrella más cercana a la Tierra, trae aparejados varios temas interesantes y la posibilidad de llevar a la práctica aspectos observacionales de interés para todos, más allá de las estrellas variables.

Primero que nada, siempre es interesante observar a la estrella más cercana a la Tierra, como algo anecdótico. Pero Proxima es una estrella muy particular, ya que al estar tan cerca su movimiento propio es muy alto. Esto ha generado muchas situaciones inverosímiles con respecto a su catalogación.

 

Catálogos y ubicación de Proxima en las cartas

Proxima Centauri ha recibido varios identificadores de los diferentes catálogos, pero lamentables descuidos, difíciles de entender sabiendo que el movimiento de esta estrella se conoce desde hace mucho, han generado que muchas de las identificaciones se hayan otorgado como si se tratara de diferentes estrellas.

Basta con hacer una carta con algún software que contenga los catálogos GCVS, GSC, Tycho e Hipparcos, para ver 6 ó 7 estrellas en línea, que en realidad son sólo una en su movimiento temporal contra el fondo de estrellas lejanas.

GSC 9010 0285 = es la posición 2000.0 de Proxima Centauri en una placa del GSC tomada en 1976,193.

GSC 9010 4906 = otra dsignación para la misma estrella pero en una placa tomada en 1987, 393.

TIC 9010 4946 = Posición del Tycho Input Catalogue, las listas de estrellas para que observara Tycho. Otra designación espúrea más.

TYC 9010 4949 = Designación Tycho de la estrella aunque no la observó el aparato Tycho sino que la midió Hipparcos.

Encima, algunas de estas posiciones han sido corregidas con el movimiento propio de la estrella y otras no, por lo que los resultados en las cartas son aleatorios y dependen del software usado. Por ejemplo, el Sky Map Pro 10 no hace esa corrección de la posición de Hipparcos, pero la version 6 sí la hace por lo que en el más nuevo, ninguna de las posiciones de Proxima es la actual.

Quien use el GCVS (Catálogo general de variables) para hacer su carta, obtendrá la más vieja de las posiciones de Proxima, designada como V645 Centauri.

Sin embargo, el peor problema se da con las identificaciones "a la GSC" mencionadas anteriormente, ya que V645 Cen seguirá siendo V645 Cen aunque la posición haya cambiado. Pero las identificaciones GSC son todas distintas y ninguna coincide con la posición de Proxima. Por eso, ¿qué hacer? NO USAR NINGUNA ID del GSC o Tycho para nombrar a esta estrella.

Usar las designaciones únicas que son:

Alp Cen C - V645 Cen - HIP 70890 - Gliese 551

La posición actual es: R.A.: 14h 29m 42.95s / Dec.:-62º 40' 46.15" (2000.0)

 

Estrella de flares

V645 Centauri es una enana roja variable (M5.5Ve) del tipo UV+BY, es decir que presenta fulguraciones de la clase UV Ceti y variación por manchas como las BY Draconis.

La variación por manchas es inferior a 0.1 magnitudes por lo que no puede observarse visualmente, pero los flares son un fenómeno muy interesante y digno de detectarse.

Lamentablemente, estas rápidas subidas de brillo, que pueden durar desde un par de segundos hasta minutos, presentan su mayor amplitud en la longitud de onda del ultravioleta y su incidencia en el visual no es significativa, pero aún así, algunos de los más notables pueden observarse visualmente. Los más importantes pueden tener varias décimas de magnitud de amplitud (los "normales" apenas alcanzan 0.1 ó 0.2 magnitudes y duran pocos segundos). Es muy interesante la detección en la base de datos de ASAS-3 de un flare el 15 de junio:

V habitual = 11.14 +/- 0.05

Junio 15, 05.08 UT = 10.00 V
Junio 15, 05.16 UT = 10.80 V

Esas dos únicas observaciones permiten deducir que se trató de un "mega-evento" que puede haber sido más brillante aún y que duró varios minutos. Con un poco se suerte, tal vez el observador pueda detectar alguno. Por mi parte, jamás pude observar un flare. Observé tanto a proxima como a YZ CMi, dos de las más brillantes, ambas con magnitud 11, pero sin éxito.

Para detectar alguno, es preciso quedarse mirando a la estrella el mayor tiempo posible continuamente, a la espera de que algo suceda. Puede ser tedioso, pero la recompensa vale la pena.

El estar detenido en un campo durante varios minutos, trae aparejada una adaptación visual que nos hará ver cada vez más profundo. Para matar el tiempo, surge la posibilidad de hacer un ejercicio muy interesante: probar hasta dónde somos capaces de llegar con nuestra vista y con nuestro instrumento.

 

Magnitud límite

Siempre es interesante saber hasta que magnitud podemos llegar a divisar con nuestro instrumento. Para saberlo realmente, hacen falta algunas condiciones: una noche clara, adaptación a la oscuridad, una carta con magnitudes precisas y conocimiento del color de las estrellas observadas.

La carta de Proxima Centauri fue realizada además de con el clásico objetivo de la estimación de la magnitud de la variable, para poder monitorear todo el campo y ver qué estrellas vemos y cuáles no.

La determinación de la magnitud límite depende de la técnica de visión utilizada y del color de la estrella observada. Como nuestro objetivo es llegar lo más débil posible, usaremos la visión periférica, que emplea los bastones, células de nuestro ojo muy sensibles a los estímulos débiles de luz, pero poco selectivas (uno verá manchas no puntos) y ciegas al color.

Esta ceguera al color trae fuertes implicancias ya que no todas las estrellas son blancas, sino que presentan diferentes colores. Cuanto más rojo sea el color, más lejos de la detección de los bastones se hallará la estrella, quedando fuera de nuestra magnitud límite. El filtro fotométrico V de Johnson, usado para determinar las magnitudes de las estrellas que usamos en las cartas, no presenta esta dificultad del ojo humano, por lo cual al acercarnos a la magnitud límite, la diferencia entre la detección de una estrella roja y una azul puede hacerse tan grande como una magnitud completa!!

Es por ello que en la estima de brillos de estrellas variables si uno busca precisión es importante usar visión directa (conos) que no presenta ceguera al color. Pero como los conos no son sensibles a los estímulos débiles, esta técnica sólo puede usarse para estrellas cuyo brillo incida lo suficiente en nuestra retina. Por ello la famosa máxima de que el intervalo de magnitudes más "fácil " para observar está entre 1 y 4 magnitudes por arriba de la magnitud límite instrumental.

Volviendo al ejercicio de determinación de la magnitud límite de nuestro instrumento, deberemos ver cuál es la estrella más débil de las marcadas en la carta que podemos percibir usando visión periférica. Para ello es aconsejable mirar durante largo rato la zona e ir identificando las estrellas detectadas hasta asegurarse de poder verlas y tratar de ir más profundo. Suele suceder que en ciertos momentos la transparencia del cielo aumenta y en esos instantes llegamos a percibir estrellas más débiles. También se hace necesario descansar la vista unos segundos y respirar profundo para mejorar la performance de observar al límite.

Cuando vean los resultados inmediatamente notarán en la práctica lo expuesto anteriormente sobre los colores: las estrellas más débiles que detectarán serán también las menos coloridas. Para saber esto, entre paréntesis pueden ver en la carta el índice de color de cada estrella, a la derecha de su magnitud V.

La magnitud visual está expresada con dos decimales y el color con uno, sin los puntos para no confundirlos con estrellas. Casi todas las estrellas de la zona han sido marcadas con su magnitud de ASAS-3. El límite de magnitud es 13.8 ya que luego los datos de ASAS-3 pierden precisión. Los colores han sido obtenidos a partir de varias fuentes ya que no hay mediciones en B que permitan obtener directamente el índice de color B-V. Se ha derivado el mismo de la comparación entre los datos de ASAS-3 y UCAC2 y los datos de colores infrarrojos del catálogo 2MASS. La precisión así obtenida es suficiente para saber el color de la estrella y cómo influirá en nuestra observación.

Como recordatorio de los colores:

AZUL = B-V < 0.15
BLANCO-AZULADO = -0.15 / -0.0
BLANCO = 0.0 / 0.3
BLANCO-AMARILLENTO = 0.3 / 0.5
AMARILLO = 0.5 / 0.9
ANARANJADO = 0.9 / 1.5
ROJO = >1.5

Entonces la determinación de la magnitud límite se basará en la estrella más azul de las más débiles que detectemos visualmente. Por ejemplo, habiendo dos estrellas de magnitud 12.8, si una es anaranjada y la otra blanca, la blanca la observaremos y la otra no si es que estamos al límite de magnitud. Esto ha sido investigado anteriormente (Stanton, 1999, JAAVSO, 27, 97) y se ha creado una fórmula que relaciona V con "v", que sería la magnitud visual "humana". El problema es que esta fórmula se ha generalizado a la observación visual como única y sólo se aplica en realidad a la visión periférica y a estrellas débiles (porque sino los conos ya entran a funcionar y no hay un interruptor para apagarlos). Cada observador tiene un coeficiente de color distinto de acuerdo a su fisiología y a su edad pero en promedio, se aplica:

v = V + 0.2 (B-V)

Este test servirá para telescopios de 20-25 cm o menores, para determinar cuán profundo pueden llegar. Se sorprenderán de hasta dónde son capaces de detectar cuando se toman todos los recaudos y se usan las técnicas adecuadas.

 

Cartas

Para ubicar la zona de Proxima, pueden usar la carta de V798 Cen partiendo de Alpha Centauri AB. La carta es una actualización de la vieja carta de V798 Cen del 2001:

http://ar.geocities.com/varsao/Carta_V798_Cen.htm

Y para las observaciones profundas, ubiquen a Proxima con la carta fotométrica:

http://ar.geocities.com/varsao/Carta_V645_Cen.htm

 

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