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Evolución estelar |
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| Una estrella no es un cuerpo inerte, ya que a lo largo de su vida va evolucionando y pasando por distintos estados en los cuales las transformaciones físicas de su interior provocan cambios de luminosidad y temperatura en su exterior. Por esto todas las estrellas van a ser variables alguna vez en su vida, es decir, su magnitud no va a ser constante en el tiempo. Es necesario pues el estudio de las distintas estrellas variables, ya que ello nos dará muestras del comportamiento de una estrella en los distintos momentos de su vida, o lo que es lo mismo, de la evolución estelar. | |||||||||
Caracterización de las estrellas variables |
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| El diagrama H-R nos muestra la evolución de las estrellas, esta evolución se mide a partir de dos variables, la magnitud absoluta de la estrella y su temperatura superficial o lo que es lo mismo su color espectral. Una estrella comienza siendo de color azul y con una temperatura relativamente alta, su evolución es prácticamente paralela al eje horizontal hasta que llega a una zona denominada secuencia principal, cuando la estrella salga de esta zona su color será más rojizo y su temperatura más baja. La secuencia principal se caracteriza por ser una zona estable y es donde las estrellas van a pasar la mayor parte de su vida, pero dentro del diagrama H-R también se pueden localizar las zonas donde se encuentran las estrellas en su estado variable. Por ejemplo, todas las estrellas pulsantes se encuentran en la llamada zona de inestabilidad, RR Lyrae, Ce-pheidas, RV Tauro, Semirregulares, Gigantes rojas, etc. Esta zona de inestabilidad sé amplia hasta las estrellas eruptivas como por ejemplo las SS Cygnus (ver Figura 1). Las estrellas varia-bles T Tauro no son estrellas viejas como las anteriores sino que suelen ser estrellas que están en proceso de contracción hacia la secuencia principal. | |||||||||
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| Todas las estrellas variables se caracterizan por su curva de luz (ver Figura 2). Esta es la re-presentación gráfica de la magnitud de la estrella frente al tiempo. Del estudio de la curva de luz se sacan los parámetros que caracterizan a la variable, periodo (espacio de tiempo en el que se repite la señal, T), amplitud de la variación (A), etc. | |||||||||
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Tipos de estrellas variables |
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| En la Tabla 1 hay ejemplos de varias curvas de luz de los distintos tipos de variables que hemos visto en el diagrama H-R. Quizás es de destacar las variables Mira y Semirregulares, ya que a veces son difíciles de distinguir por sus largos periodos. También están las Irregulares, las cuales muchas veces entran dentro de este grupo solo porque no se han estudiado bien. | |||||||||
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Métodos de trabajo |
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| Existen varios métodos de trabajo, el primero utilizado fue el método visual, en este método es nuestro ojo el que determina la magnitud de la variable, depende de dicha magnitud se pueden usar telescopios, prismáticos o simplemente el ojo. Las mayores y más antiguas bases de datos de estrellas variables siempre son las que se han hecho con el método visual, ya que este fue el primero y el que más a mano está de muchos observadores. Debido a las limitaciones de nuestro ojo las estrellas que se observan han de superar una amplitud de variación de 1 magnitud. Los errores que se cometen con este método están entorno a 0.2 magnitudes. Con este método se pueden observar casi todo tipo de variables, quizás las más difíciles son las de periodo muy corto o las eclipsantes, ya que como se han de tomar medidas muy rápidas el ob-servador introduce elementos subjetivos en la observación. Sin embargo estas observaciones siempre van a enriquecer las medidas tomadas por los métodos más automáticos. Uno de estos métodos es la fotometría fotoeléctrica (PEP). Aquí ya no es el observador el que mide, de eso se encarga un fotómetro. Este aparato detecta la luz emitida por las estrellas y mediante el "efecto fotoeléctrico" da una medida de la magnitud de una estrella. Gracias a que el fotómetro es mucho más preciso y sensible que el ojo se pueden observar estrellas de pequeña amplitud (su variación es menor de una magnitud) y baja magnitud. También es importante recordar que los errores suelen estar < 0.005 magnitudes. El problema de estos aparatos es que en cada toma únicamente pueden tomar la medida de una estrella. El segundo de los métodos automáticos es la fotometría CCD (dispositivo de carga acoplada). Esta basado en el efecto fotoeléctrico en semiconductores. Son ya bidimensionales con lo cual en cada toma individual se puede captar objetos extensos y multitud de estrellas. La respuesta de las CCD es mucho más lineal que el resto de dispositivos, lo que simplifica enormemente el análisis de medidas. Con las CCD se suele estudiar todo tipo de variables y a veces sus observaciones van precedidas por observaciones visuales como veremos más adelante en algún ejemplo. | |||||||||
Hipparcos |
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| Un momento crucial para los astrónomos amateur fue la misión del satélite Hipparcos. Este satélite se lanzo en 1989 y como misión tenia la medida de la posición, paralaje y movimientos de las estrellas. Entre las estrellas que se observaron desde el Hipparcos había cientos de ellas que eran variables. Cuanto más débil era la estrella más tiempo debía estar el satélite apuntado a ella. Con lo cual el equipo de trabajo debía conocer la magnitud de cada estrella antes de estimar el tiempo de observación. Esto no era un problema para estrellas de brillo constante o estrellas variables de corto periodo. Sin embargo, con las estrellas variables de largo periodo si que era un problema serio. El equipo de trabajo por si solo era incapaz de predecir el comportamiento de la estrella, ya que son necesarios largos periodos de tiempo para poder obtener su curva de luz. Entonces fue cuando el equipo del Hipparcos contacto con la AAVSO (Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables) y echo mano de la base de datos de esta asociación. Gracias a sus más de 20 años de observaciones continuadas se pudieron sacar curvas de luz que luego el Hipparcos usaría. Esto solo fue el comienzo, ya que más tarde se hizo un programa donde podían participar astrónomos amateur de todo el mundo. El programa incluía la observación de varias estrellas de largo periodo, estas observaciones se contrastaban con las obtenidas por el Hipparcos. Con los datos de las observaciones también sé chequeo la fotometría del Hipparcos, particularmente para las estrellas rojas. Pero esto no se acaba aquí, ya que entre los datos que el Hipparcos ha recogido existen numerosas estrellas dudosas de variabilidad y una vez más los astrónomos profesionales no pueden sobrellevar todo el trabajo y es donde los astrónomos amateurs vuelven a colaborar de nuevo. Este es el caso de Francisco Campos miembro del GEA (Grupo de Estudios Astronómicos). Este astrónomo decidió observar la estrella SAO 56342, la cual estaba considerada como posible variable por los instrumentos del Hipparcos. En primer lugar la observo visualmente, y una vez comprobó que podía tratarse de una binaria a eclipse paso a la observación fotométrica. Tras un estudio serio se comprobó que dicha estrella era una eclipsante. | |||||||||
Estudio de SR e I a partir de datos de la AAVSO |
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| Otra forma en la que puede contribuir un astrónomo amateur en el desarrollo del estudio de las estrellas variables es incrementando con sus observaciones las grandes bases de datos de las asociaciones. Estos datos son requeridos luego tanto por astrónomos como por amateurs. Los tipos de estrellas variables que más se estudian de esta manera son las Mira, Semirregulares (SR) e Irregulares (I), ya que debido a la gran cantidad de datos necesarios para construir su curva de luz una única persona o un único grupo de trabajo difícilmente podría reunirlos. Como ejemplo doy la referencia de cuatro artículos publicados en las revistas "Astronomy and Astrophysics" y "Physical Review Letters". Todos ellos tienen en común que los datos han sido obtenidos de bases de datos internacionales de observadores visuales, AAVSO, AFOEV (Asociación Francesa de Observadores de Estrellas Variables), etc. A su vez estos artículos usan unas herramientas de estudios semejantes. Al igual que ellos, si nosotros nos planteamos el estudio de alguna estrella semirregular o irregular deberíamos de seguir los tratamientos matemáticos típicos que se usan en estos casos. Las primeras herramientas son siempre estadísticas; comprobación de la continuidad de los datos, ya que si tenemos gaps importantes tendremos que hacer un estudio por partes; calculo de los errores medios de los datos, en este punto suelen prácticamente coincidir todos los estudios: los errores rondan 0.20 magnitudes y este error no depende de la magnitud. Esto es idóneo cuando lo que buscamos es determinar periodicidades y no nos importa tanto la exactitud de las medidas. A los datos visuales se les puede hacer pasar tests de calidad, esto supone tomar una serie de datos visuales en un corto espacio de tiempo y compararla con la serie obtenida por métodos fotométricos en el mismo periodo de tiempo. Si todo va bien obtendremos dos curvas prácticamente iguales solo que una estará más alta que la otra, esto es debido a que la respuesta espectral del ojo humano difiere de los filtros en visual V utilizados en fotometría (ver Figura 3). | |||||||||
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Después de comprobar la validez de los datos debemos proceder el estudio de la serie temporal (magnitud frente a tiempo) que obtenemos de la curva de luz. Como lo que buscamos es una posible periodicidad lo primero que debemos hacer es la Transformada de Fourier. Esta herramienta matemática nos da información del periodo o múltiples periodos de nuestra estrella, si es que los tiene. En los artículos mostrados antes se analizan datos de 93 estrellas supuestas Semirregulares de las cuales se encontraron 29 monoperiódicas, 56 tenían comportamiento multiperiódico y 8 estrellas parecían ser Irregulares. | ||||||||
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Una de las características de las variables Semirregulares es que su periodo puede cambiar con el tiempo. Para estudiar este comportamiento tenemos otra herramienta, los Wawelets. Con ellos podemos detectar las variaciones de periodo a lo largo de la serie haciendo la transformada de Fourier en trocitos de esta. En la Fig. 5 se muestra una gráfica de Wawelets de la RY Uma, el grado del color da la intensidad de la frecuencia para un tiempo dado. |
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| Si nos elevamos en la complejidad del sistema nos encontraremos con atractores mucho más extraños, como es el caso del Atractor de Lorenz. Este atractor surge al estudiar la dinámica de la atmósfera, y su estructura es fractal. Los Atractores Fractales van a surgir en todos aquellos sistemas que tengan una naturaleza caótica determinista, es decir, el sistema va a estar gobernado por unas reglas fijas que no encierran en si mismas ningún elemento de azar pero las perturbaciones microscópicas se van a amplificar de tal modo que van a afectar al comportamiento macroscópico. En estos sistemas dos órbitas con condiciones iniciales próximas divergen rápidamente de forma exponencial. Esto no ocurre en los sistemas no caóticos, en estos casos las órbitas vecinas siguen estando cerca, las pequeñas desviaciones se mantienen acotadas y el comportamiento es predecible. Por el hecho de que el sistema no sea predecible no tenemos que pensar que nuestro conocimiento sobre él se acaba ahí, ya que la información que nos da la geometría del espacio de fases es bastante buena. Por ejemplo, la Dimensión Fractal del espacio de fases donde envivamos el sistema nos va a dar información sobre el número de variables que provocan el comportamiento que observamos, cual de ellas es más relevante, etc. Esto en el caso de las estrellas nos daría información de cuantas son las variables que entran en juego cuando una estrella se hace inestable. Lo que no nos dice el espacio de fases reconstruido es la naturaleza de las variables, esto lo tendremos que deducir a través de las teorías físicas de evolución de estrellas. | |||||||||
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Bibliografía |
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A Chaotic Pulsating Star: The Case of R Scuti. J. Buchler, Thierry Serre, Janet Mattei. Physical Review letters, Feb. 95. Analysis of the Irregular Pulsation of AC Her. Z. Holláth, J. Buchler, T. Serre, Janet Mattei. Astronomy and Astrophysics, Julio 1997. Multiperiodicity in semiregular variables, I.General properties.L.L. Kiss, K. Szatmáry, Janet Mattei. Astronomy and Astrophysics, Abril 1999. Multiperiodicity in semiregular variables, II.Systematic amplitud variations. L.L. Kiss, K. Szatmáry, Janet Mattei. Astronomy and Astrophysics, Junio 2000. |
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