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viernes, 18 de julio de 2014

Epsilon Aurigae, método de observación

Durante el curso de actualizacíon  Astrofísica y técnicas de observacíon Astronomica túvimos la oportunidad de hacer en una práctica el estudio de ésta variable eclipsante de largo periodo, determinando mediante el uso del simulador de estrellas binarias eclipsantes su curva de luz aproximada. http://astro.unl.edu/naap/ebs/animations/ebs.html
Almaaz, Haldus o Al Anz (ε Aurigae / ε Aur / 7 Aurigae) es la quinta estrella más brillante de la constelación de Auriga. Es una binaria eclipsante cuya magnitud aparente varía entre +3,0 y +3,8 en un ciclo de unos 27,12 años y el eclipse dura dos años aproximadamente. Está a unos 2000 años luz de distancia del Sistema Solar.
Un conocido método es utilizado hoy en dia 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

                              

 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.

 , es Almaaz o Haldus, la estrellas a estudiar: su magnitud varia entre 3,0 y 3,8

, Hassaleh: es una gigante naranja de magnitud 2,69

, estrella binaria formada por una enana blanca y una enana amarilla. Su magnitud es de 2,65.

, Azaleh: variable eclipsante con periodo de 932 días y magnitud de 3,8.

: estrella azul de magnitud 3,17

                                                                        Fuente: Astrofísica y física





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