Como nos involucramos

A mediados del otoño del año 2001 Joaquín Vidal desde su observatorio en Monegrillo descubrio que la estrella GSC 3658-0076⁽¹⁾ mostraba indicios de variabilidad. Todas estas observaciones están dentro del programa que el GEA (Grupo de Estudios Astronómicos)⁽²⁾ viene desarrollando desde hace años para la búsqueda de nuevas estrellas variables. En este programa esta involucrado Joaquín Vidal así como otros observadores amateurs de todo el país y en el cual colabora el GAS ⁽³⁾ desde hace unos meses.
Aunque nosotros siempre habíamos sido observadores visuales de estrellas variables esto no era por gusto sino más bien por falta de un equipo adecuado. Es por ello que llevábamos ya unos años preparándonos para conseguir una de nuestras metas, el estudio de variables mediante fotometría con CCD.
Quizás lo más complejo haya sido conseguir un buen seguimiento en ascensión recta, pues para obtener una buena fotometría de estrellas con magnitud superior a 11 mediante un telescopio Celestron-Ultima 8" son necesarios al menos 2 minutos de exposición. Tampoco hay que olvidar la puesta a punto del equipo fotométrico, CCD y filtro V, así como estar familiarizado con las técnicas fotométricas en la obtención de darks y flats tan necesarios en toda medida fotométrica, o el procesamiento de las imágenes.
Comenzamos nuestras observaciones con varias estrellas variables ya caracterizadas por miembros del GEA tiempo atrás. Cuando nuestra forma de proceder fue pulida lo suficiente Joaquín nos involucró en la observación de la estrella GSC 3658-0076 que por aquel entonces era sospechosa de variabilidad.

Las observaciones

Nuestro lugar de observación es el Observatorio Astronómico de Torrecilla de Valmadrid, localizado a unos 30 km. de Zaragoza. Las observaciones las realizamos en puro invierno entre el 28 de Diciembre de 2002 y el 8 de Febrero de 2003, que suman un total de 14 noches. Nuestro equipo, como ya he dicho antes, constaba de un Schimidt-Cassegrain 20-cm. y una cámara CCD Starlight Xpress provista con filtro V.

Hasta que no pasaron varias noches de observación los datos no empezaron a marcar una curva de luz reconocible de cuyo análisis obtuvimos varios periodos posibles, pero todos ellos menores de un día como más o menos se preveía al analizar la prospección de Joaquín. Llegados a este punto la estrella ya mostraba una tendencia a ser una eclipsante.
Las binarias eclipsantes⁽⁴⁾ son variables extrínsecas ya que sus variaciones de luz son provocadas por causas externas a la propia estrella. Este tipo de variables esta formado por dos estrellas formando un sistema doble de movimiento orbital. De vez en cuando una estrella oculta a la otra provocando un eclipse, entonces es cuando disminuye el brillo del conjunto. Las dos componentes son estrellas muy cercanas, es por ello que no se pueden separar visualmente. El sistema compuesto por las dos estrellas evoluciona alrededor de su centro común de gravedad hasta describir una vuelta completa. Durante este periodo de tiempo la estrella grande (estrella primaria) pasa por delante de la pequeña produciéndose el mínimo primario. Al cabo de un tiempo la estrella pequeña (estrella secundaria) comenzara a emerger, hasta que de nuevo se vean ambas y de esta manera se recupere su máxima magnitud.

Gracias al programa de análisis de curvas de luz, AVE ⁽⁵⁾, pudimos inspeccionar la gráfica y determinar los posibles periodos de la señal. De esta manera teníamos una predicción del comportamiento de la estrella pudiendo saber cuales eran los mejores momentos para observar las zonas de la curva de luz donde menos puntos teníamos, fue en este momento cuando nuestras observaciones se hicieron más sistemáticas.
Un primer análisis de las observaciones mostraron que la variable era de tipo EB (Eclipsante del tipo Lyrae) con periodo de aproximadamente 18 horas y una amplitud de variación de 4 décimas de magnitud. Estos resultados fueron corroborados más tarde tanto por Joaquín Vidal, José María Gómez y Enrique García Melendo.

Las EB son variables eclipsantes que forman sistemas cuyas curvas de luz no permiten precisar los instantes de inicio y final de los eclipses como consecuencia de una variación continua del brillo aparente. El mínimo secundario se observa en todos los casos, siendo su profundidad por regla general, netamente inferior a la del mínimo primario.
La última gráfica muestra la curva de luz de la estrella GSC 3658-0076 completa, la cual ha sido publicada en el Information Bulletin on Variable Stars (IBVS) ⁽⁶⁾ de la International Astronomical Union (IAU). Más adelante nos gustaría poder completar este trabajo con un estudio del sistema físico formado por las dos estrellas, es decir, calcular la masa de ambas estrellas, su temperatura, etc.

Desde aquí queremos agradecer al GEA en general y a Joaquín Vidal, José María Gómez y a Enrique García Melendo toda la atención que nos han mostrado y sin los cuales este trabajo nunca se podía haber desarrollado.

Notas

⁽¹⁾ GSC (Guide Start Calatog)

⁽²⁾ GEA (Grup d'Estudis Astronòmics)

⁽³⁾ GAS (Grupo Astronómico Silos)

⁽⁴⁾ Boletín Informativo de GAS (BIG) "Estudio de una variable eclipsante típica: Beta de Lira"

⁽⁵⁾ AVE Análisis de Variabilidad Estelar, GEA (Grup d'Estudis Astronòmics)

⁽⁶⁾ IBVS 5437, Information Bulletin on Variable Stars