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Estrellas Variables


Nuevas estrellas variables

Joaquin Vidal1


1 Miembro del Grupo de Estudios Astronómicos (GEA)


Todos los que nos hemos iniciado en la observación del firmamento hemos disfrutado enormemente contemplando a través de un telescopio las maravillas que se nos ofrecen. Aún recuerdo cuando "descubrí" Saturno, o las horas dedicadas a observar la Luna, Júpiter, estrellas dobles, nebulosas, galaxias... Al principio el reto era localizar un determinado objeto, que cada vez era más débil, o separar una estrella doble que cada vez era más "cerrada". Pero llega un momento en que te preguntas, o al menos lo piensas, si podrías aportar algo a la astronomía. Desearías colaborar en algún trabajo con profesionales... o, mejor aún, descubrir algún cometa, asteroide, supernova etc...

Llegados a este punto, nuestro primer pensamiento es: ¿A dónde voy yo, con mi telescopio? Para hacer algo útil hoy día, se necesitan enormes aparatos con diámetros de varios metros...

¡¡ Nada más lejos de la realidad !! Actualmente la tecnología ha puesto al alcance de los aficionados una serie de instrumentos, que para sí los hubieran querido en los años 70 los más prestigiosos profesionales. Con las cámaras CCD tan populares actualmente podemos alcanzar magnitudes con nuestros telescopios que se aproximan a las que alcanzaban los profesionales en los años 70 con los instrumentos que se disponían entonces... y en aquella época la astronomía no dejaba de sorprendernos casi cada día con nuevos descubrimientos. Cierto es que ahora los profesionales también disponen de una tecnología muy superior a la de los años 70 y en consecuencia la distancia que nos separa de ellos no ha disminuido, sino que cada vez es mayor, pero ésto es otra historia. Lo único que debe preocuparnos es ¿ podemos hacer algún trabajo útil para la astronomía con nuestros medios actuales ? Evidentemente la respuesta es rotunda: SI.

Las posibilidades son enormes y lo único que se requiere es seleccionar con arreglo a nuestras preferencias el tipo de trabajo a realizar (ocultaciones, eclipses, phemus, novas, supernovas, planetas, estrellas variables, estrellas dobles...), tener muy claras nuestras posibilidades instrumentales y sobre todo, trabajar regularmente, con método y rigor científico. Este último requisito es fundamental para que los profesionales puedan aceptar trabajos realizados por aficionados y generalmente es aquí donde se "estrellan" la mayoría de éstos. Muchos aficionados con cierto prestigio e influencia sobre otros, están utilizando métodos que, si bien fueron muy usados en el pasado, actualmente se han quedado obsoletos. Como ejemplos, podemos citar los dibujos planetarios, fotometría visual, cierto tipo de cronometrajes manuales etc. Si se realizan estas actividades por mero placer, pueden resultar muy gratificantes y satisfacer plenamente las aspiraciones del aficionado, pero es evidente, por su carencia de objetividad, que son de escaso o nulo valor científico actualmente.

Uno de los campos en los que el aficionado puede aportar importantes trabajos, incluidos nuevos descubrimientos, y en el que además el éxito está asegurado, es el de las estrellas variables.

Para ello, simplemente se necesita un telescopio (no importa que sea pequeño), una buena montura y una cámara CCD. Evidentemente, si el telescopio es grande se tienen más posibilidades ya que se pueden llegar a medir estrellas más débiles, pero con telescopios (buscadores) de 6 cm se han realizado numerosas curvas de luz con una calidad impresionante, superándose en un factor 10 o más la precisión de las mejores curvas fotométricas realizadas visualmente por los más expertos variabilistas.

En las líneas que siguen trataré de exponer un método para obtener una curva de luz de una estrella utilizando una CCD.

Doy por supuesto que los interesados en este tema conocen el funcionamiento y saben manejar un telescopio y una cámara CCD. También se supone que están familiarizados con el "argot" que se emplea al hablar de estos temas. Saben lo que son imágenes darks, o flats, etc., filtros U, B, V ...y también conocen e incluso manejan programas para tratamiento y análisis de imágenes astronómicas.

En primer lugar se ha de tener muy en cuenta, que la información que nos llega de las estrellas es en forma de luz. La luz visible está formada por una mezcla de colores que se corresponden con distintas longitudes de onda. Por otra parte la luz ha de atravesar la atmósfera para llegar a nuestro telescopio. Por desgracia la atmósfera está cada vez más contaminada con distintos gases y aerosoles, así como de luces artificiales que se difunden en las partículas que están en suspensión. Esta contaminación afecta a la luz de las estrellas ya que podemos decir que "se mezcla" con ella y su efecto va a alterar la información que vamos a capturar con la ayuda del telescopio y de la CCD. En consecuencia, para eliminar el efecto pernicioso de estas luces contaminantes se han de utilizar filtros. Estos filtros no pueden ser de cualquier tipo, sino que han de estar estandarizados a fin de que se puedan comparar y "mezclar" los datos obtenidos por diferentes observatorios. Así pues, no sirven los filtros fotográficos. Han de ser filtros fotométricos que se correspondan con algún estándar. Normalmente se suelen utilizar los filtros Johnson o Kron-Cousins.

También se ha de tener en cuenta que las cámaras CCD que solemos utilizar los aficionados no son el último grito en tecnología. Las cámaras "buenas" tienen precios que generalmente no están al alcance de la mayoría y hemos de valernos de algunas argucias para poder obtener el máximo rendimiento. De hecho son las mismas argucias que utilizan los profesionales pero que en nuestro caso, además de ser imprescindibles, se han de realizar con un esmero especial. Me estoy refiriendo a los "darks" y a los "flats", o en castellano, a las "imágenes oscuras" y a las utilizadas para "aplanar" el campo captado por la CCD.

Si tapamos el telescopio y tomamos una serie de imágenes con un determinado tiempo de exposición, el mismo para todas, al visualizar esas imágenes (darks) veremos que no hay dos que sean exactamente iguales (ver Fig. 1). Los motivos por lo que ocurre ésto son fundamentalmente dos. La corriente de consumo en vacío de la CCD, que genera electrones en los píxels sin que incida en ellos la luz, y errores de lectura de la CCD debido a una electrónica que no es perfecta. El primero de estos efectos puede disminuirse bastante enfriando el chip CCD, pero siempre queda algo, y el segundo mejorando los circuitos de lectura de la CCD y la calidad tanto de los componentes electrónicos como del diseño de los circuitos. En ambos casos, es evidente que el coste de fabricación se eleva y podemos llegar a niveles inalcanzables para los aficionados.

Fig. 1: Imagen de un dark.

Los flats podemos obtenerlos tomando una imagen, sin saturar la CCD, de una superficie homogénea, sin contrastes y uniformemente iluminada. Lo ideal, en nuestro caso, es el cielo limpio y sin nubes del crepúsculo. Al visualizar esta imagen dando el contraste adecuado, veremos unas zonas claras y oscuras por todo el campo de la CCD (ver Fig. 2). Esta especie de ondulaciones son debidas a defectos de fabricación del chip ya que no todos los píxels tienen la misma sensibilidad ni todos se encuentran en el mismo plano (plano focal), e incluso tampoco tienen la misma inclinación respecto al eje óptico del telescopio. No entro a comentar, para no hacer muy extenso este artículo, la posibilidad de que aparezcan manchas muy oscuras en la imagen, normalmente producidas por suciedad sobre los componentes ópticos o sobre la propia CCD, o también algún círculo más claro en el centro, o peor a un lado, debido al viñeteado que pueda tener el sistema telescopio-CCD.


Fig. 2: Imagen muy contrastada de un flat.

Como se deduce por pura lógica, todas las imágenes que tomemos con la CCD, sean estelares, planetarias, nebulosas, etc... vendrán afectadas, o dicho de otra manera, llevarán incluidos en la imagen los efectos perniciosos correspondientes al dark y al flat, y en consecuencia, la información que puede contener esa imagen, estará distorsionada por esos factores. Es imperativo, pues, "limpiar" las imágenes antes de obtener la información deseada, para que los resultados sean lo más exactos posible.

Como los darks están muy afectados por la temperatura, es preciso tomarlos al principio y al final de las observaciones, y para minimizar los errores de lectura es conveniente promediar varios. Respecto a los flats, como su efecto es debido a la "geometría" del conjunto telescopio-CCD, pueden servirnos durante meses, siempre que se conserve esa "geometría". Un simple giro de unos pocos grados de la CCD, o que el sistema no esté bien enfocado, puede invalidarnos un flat. El flat a utilizar también conviene que sea el promedio de varios para atenuar los errores de lectura.

El método a seguir para obtener una buena curva de luz es muy sencillo. En función del brillo de la estrella que vamos a estudiar y de las que utilizaremos como comparaciones, se adoptará un tiempo de pose para la obtención de las imágenes. Tiempos de exposición entre 1 y 3 minutos serian los correctos siempre que no se alcanzara la saturación de la CCD. Si la estrella es muy brillante (lo de "muy brillante" depende del diámetro del telescopio) puede que sea necesario desenfocar un poco a fin de repartir la luz de la estrella en un número mayor de píxels y así evitar la saturación. Tras una serie de pruebas llegaremos a determinar el mejor tiempo de pose que debemos aplicar a esta estrella.

Llegados a este punto, las sesiones de observación en las sucesivas noches serán prácticamente iguales y se procederá de la siguiente manera:

  1. Se toman una serie de darks del mismo tiempo de exposición que vamos a dar a las imágenes estelares.
  2. Se toman las imágenes estelares.
  3. Se termina la sesión tomando una nueva serie de darks.

Dependiendo del tipo de estrella que estemos siguiendo, el número de imágenes estelares será:

  • Estrella rápida: Se tomará el máximo número de imágenes posible durante la noche. Cuantas más horas seguidas se observe, mejor se dibujará la curva de luz.
  • Estrella lenta: En estos casos la variación durante una misma noche es prácticamente inapreciable, por lo que basta con poder dibujar un punto de la curva. Para ello, con unas pocas imágenes para promediarlas será suficiente. En total 10 a 15 minutos máximo será suficiente.

También es necesario disponer de un buen flat patrón que tendremos preparado, pues éste nos puede servir, mientras no modifiquemos la óptica del telescopio, durante varios meses.

Las imágenes estelares han de ser "limpiadas" o pretratadas con la media de los darks tomados al inicio y al final de la sesión de observación, y con el flat patrón.

Programas como el LUCAS, el LAIA y el AVE (www.astrogea.org) nos permitirán obtener las imágenes estelares, hacer el pretratamiento de las imágenes, así como realizar la fotometría de las imágenes estelares, generar informes, analizar posibles periodos, etc.

El LUCAS nos permite obtener las imágenes, en un formato que incluye los datos necesarios para su posterior tratamiento y reducción: las coordenadas del campo de la imagen, así como las del observatorio, la fecha y hora en T.U. el tiempo de exposición, filtro utilizado, focal del telescopio, etc.

El LAIA lee las imágenes obtenidas con el LUCAS, hace el pretratamiento, la reducción, analiza y obtiene listados con los resultados derivados de las imágenes estelares que hemos obtenido durante una serie de noches.

El AVE lee los ficheros generados por el LAIA, analiza posibles periodos, promedia puntos y dibuja las curvas de luz que nos permitirán caracterizar la estrella.

Siguiendo los pasos indicados hasta aquí, podemos asegurar y garantizar que si seguimos una estrella variable apta para nuestro equipo, vamos a obtener una curva de luz con una precisión de centésimas de magnitud. Esto nos va a permitir colaborar con profesionales, siguiendo las estrellas que ellos propongan en sus programas, y que sean adecuadas para nuestro instrumental.

Pero aún hay más. Si deseamos ser nosotros mismos los descubridores de una nueva estrella variable, que no ha sido detectada hasta ahora, también está el éxito asegurado. Simplemente trabajando con perseverancia, método, rigor científico y con un simple buscador de 8 cm., seremos capaces de descubrir bastantes nuevas estrellas variables. Parece imposible que con la cantidad de observatorios profesionales que están "barriendo" el cielo constantemente, puedan dejar algo por descubrir. La realidad ampliamente demostrada por algunos aficionados, es que con telescopios de 8 a 12 cm ( buscadores) se han descubierto en un par de años más de un centenar de nuevas estrellas variables sin catalogar. En esta misma revista se publica el descubrimiento y caracterización de la GSC 3658 0076 realizada por miembros del GAS (ver Fig. 3).

Fig. 3: Curva de luz definitiva de la estrella GSC 3658 0076 establecida por miembros del GAS, y publicada en el IBVS Nº 5437 del 9 de Julio de 2003.

Para realizar este tipo de búsquedas, lo ideal es tomar una serie de imágenes de un campo estelar durante 30 ó 40 minutos cada noche de observación. Una vez pretratadas estas imágenes con sus correspondientes darks y flats, se promediarán para obtener una única imagen del campo correspondiente a una noche. Al dedicar poco tiempo a un campo, podemos seguir durante la noche varios campos (hasta 10 o más en invierno, si el cuerpo aguanta (*)) lo que nos dará muchas más posibilidades de descubrir algo. Transcurridos un mínimo de 20 días, o mejor 25, o mejor 30, o mejor... se procederá a la reducción de los datos obtenidos con ayuda de los programas adecuados. En cada campo vamos a poder analizar entre 100 y 200 estrellas (incluso más) y nuestra experiencia nos permite asegurar que como media, va a salir una variable sin catalogar en cada campo.

Fig. 4: Campo estelar prospectado. El LAIA ha marcado las estrellas.

La reducción de datos podemos realizarla fácil y cómodamente con nuestros programas. El LAIA va a buscar y marcar las estrellas de una imagen, y va a copiarlas a todas las demás imágenes de ese mismo campo (ver Fig. 4). Además nos genera un fichero de texto con todos los datos de todas las estrellas del campo de todas las imágenes. Este fichero lo lee una nueva versión del AVE (AVE-Prospector) que basándose en el diagrama magnitud-dispersión nos delata las posibles estrellas variables del campo que estemos analizando (ver Fig. 5). El mismo programa visualiza la curva de luz de las estrellas que seleccionemos. Si la estrella es variable lenta (ver Fig. 6-a), generalmente se dibuja perfectamente la curva de luz si el número de puntos es suficiente. Si es rápida (ver Fig. 6-b), se visualiza una nube de puntos que analizados con el AVE nos buscará posibles periodos (ver Fig. 7) que, de haberlos, nos permitirá finalmente dibujar la curva de luz en fase (ver Fig. 8).

Fig. 5: Gráfica dispersión-magnitud. Las estrellas señaladas con la flecha son candidatas a ser variables puesto que la dispersión es mayor que la que le corresponde por su magnitud.
Fig. 6-a: Curvas de luz de dos estrellas lentas, sin catalogar, encontradas en un mismo campo.
Fig. 6-b: Curva de luz de la estrella rápida GSC 3658 0076, tal cual aparece en las observaciones de prospección (un punto por noche).

Para evitar decepciones, conviene repasar el campo que estamos siguiendo, y ver si ya hay alguna variable catalogada. En mi caso, no seria la primera vez que "he descubierto" una variable y posteriormente me he dado cuenta de que ya estaba catalogada. No obstante, si en el campo hay alguna variable catalogada, nos servirá para comprobar la fiabilidad de nuestro trabajo, pues el AVE-Prospector deberá detectarla, si la magnitud de la estrella nos proporciona la precisión suficiente.

Fig. 7: Con los datos de la Fig. 6 el AVE nos facilita el periodograma, que nos muestra los periodos más probables de la estrella.

Fig. 8: Marcando sobre el periodograma el periodo más probable, el AVE nos dibuja la curva de luz de la estrella, en fase, con el periodo seleccionado. En este caso, aunque queda muy bien, no es el periodo real, tal como se indica en la Fig. 3.

Para terminar, simplemente insistir en que si se pone un mínimo de interés y constancia, los aficionados pueden aportar "algo" a la astronomía. Para iniciarse, lo ideal es estar asesorado por alguien que tenga una cierta experiencia previa y comenzar con alguna estrella algo brillante y con variaciones rápidas de luz, lo que nos permitirá evaluar en una sola noche lo que hemos hecho.

Notas

(1) Observatorio de Monegrillo

(2) GEA (Grup d'Estudis Astronòmics)

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


 

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