El Astrónomo Errante

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Epsilon Aurigae, un misterio centenario

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Sin lugar a dudas, no soy yo la persona más adecuada para hablar de estrellas variables, pero creo que esta, bien merece el esfuerzo.

Básicamente las estrellas variables son soles que sufren una variación en su brillo con el transcurso del tiempo. Los prototipos de algunas de estas variables son bien conocidos por la mayoría de nosotros; cefeidas (Delta Cephei), algólidas (Algol) o tipo Mira (Tau Ceti, Mira).

Epsilon Aurigae (Almaaz), es una de esas estrellas, que varía de brillo cada 27,1 años y con un periodo de bajada de brillo de unos 18 meses, pero con un comportamiento que ha desconcertado durante casi dos siglos a los astrónomos. Parece claro que algún consorte estelar pasa por “delante” de ella, pero sus variaciones en el brillo no encajan perfectamente en los modelos existentes.

Si algo tiene de privilegiado la astronomía, es la contribución que los aficionados hacemos a los profesionales mediante nuestras observaciones. Desde su fundación en 1911, la American Association of Variable Star Observers ( AAVSO), es el referente en la recopilación de datos y medidas de este tipo de estrellas, gracias a las observaciones realizadas tanto por astrónomos profesionales como aficionados.

En la actualidad posee más de 12 millones de curvas de estrellas variables, recibiéndose una media de 500000 observaciones anuales.

Pero volvamos nuestra mirada a la Epsilon de la constelación de Auriga. Situada a unos 4000 años luz y en nuestra visión desde la Tierra cerca de Capella, en cuestión de meses su magnitud baja de 2.9 a 3.8, se recupera un poco, vuelve a bajar y recupera paulatinamente su brillo habitual hasta que pasan otros 27 años.

Sabemos que es una variable eclipsante, similar a Algol, pues las caídas en su brillo se producen en intervalos regulares en el tiempo. Al eclipse de 1956 le siguió el de 1983 y ahora el que dio comienzo en agosto del 2009 y que recuperará su brillo seguramente, en el mes de mayo del 2011.

Pero ¿Cuál es la naturaleza exacta tanto de la estrella como del objeto que la eclipsa?

Una de las hipótesis que se proponían, era la existencia de un anillo de polvo, que desde la Tierra vemos casi de canto. Cuando el “agujero” central pasa por delante de la estrella se produciría ese ligero repunte de brillo en medio del eclipse. Incluso se especula con la posibilidad de que ese anillo contenga una estrella binaria.

Algunas observaciones recientes del telescopio espacial Spitzer, en combinación con datos previos de la radiación emitida en la banda de infrarrojo, ultravioleta y espectro visible parecen llevarnos a dos posibles teorías. Una de ellas es similar a lo expuesto anteriormente; Epsilon es una supergigante masiva que es eclipsada periódicamente por dos estrellas unidas entre sí dentro de un remolino de polvo.

La otra teoría, plantea que Epsilon es una estrella moribunda, que periódicamente es eclipsada por otra estrella que se encuentra dentro de un disco de gas.

Una de las grandes ventajas de esta variable para el aficionado, es el que se puede observar incluso en cielos iluminados, con lo cual nuestra aportación puede resultar relativamente sencilla. Como diría Arne Henden, director de la AAVSO, “los astrónomos aficionados resultan ideales para este proyecto, ya sea utilizando cámaras digitales o a ojo desnudo”.

Algún científico que estudió el eclipse producido durante el periodo 1982-84 en la NASA, ya comenta que simplemente mirando los datos en el espectro visible ya se pueden notar cambios fundamentales entre ambos.

Que el eclipse comenzara coincidiendo con el Año Internacional de la Astronomía, nos debería haber servido de estimulo suficiente para observar la variación de brillo a lo largo del año 2010. Pero para aquellos despistados, los primeros meses del año 2011 en donde retornará a su brillo original, aun pueden servirnos para comparar su cambio de intensidad.

Tenemos pues, una estrella variable que tiene ciertos titubeos en su brillo durante el eclipse. Nos encontramos ante una supergigante tipo F, de veinte veces la masa solar y 300 veces su diámetro, al menos eso nos dice su espectro. Es la estrella variable binaria eclipsante de periodo más largo conocido, pero los trabajos realizados desde el Spitzer Science Center en el California Institute of Technology en Pasadena, dirigidos entre otros por Donald Hoard, ya dieron sus primeros resultados durante el año 2009.

Hoard planteó el problema desde un punto de vista tecnológico. Como el Spitzer es demasiado sensible para la observación por infrarrojos de la estrella brillante directamente, Hoard comenta: “Apuntamos la estrella con la esquina de cuatro de los pixels de Spitzer, en vez de directamente con uno, para efectivamente reducir su sensibilidad. Las exposiciones solo duraron una centésima de segundo, las imágenes más rápidas que pueden ser obtenidas por el Spitzer”.

Los resultados obtenidos junto con otras observaciones anteriores, confirman la presencia de una estrella compañera y establecen que el tamaño de las partículas del disco son como gravilla más que como polvo fino. Hoard y sus ayudantes han medido el radio del disco de un tamaño aproximado como cuatro veces la distancia entre el Sol y la Tierra. Según ellos, “si asumimos que la estrella de tipo F es en realidad una estrella moribunda mucho menos masiva, y también asumimos que el objeto eclipsado era una única estrella de tipo B incrustada en el disco de polvo, resulta que todo encaja”.

Pero todavía hay detalles que comprender, por eso las observaciones del año 2010 y 2011 pueden ser decisivas, como el proyecto Citizen Sky*, que fue creado para motivar el estudio de esta binaria eclipsante por parte de todos. Por ejemplo, durante el año 2010, el Michigan Infra-Red Combiner (MIRC), creado por la propia Universidad de Michigan, tomó una secuencia de fotografías de este fenómeno que mediante un proceso de interferometría, combina la luz de cuatro telescopios en la red CHARA de la Universidad Estatal de Georgia, que ayudaran al estudio y comprensión de esta variable.

¿Pero tenemos realmente certezas?

Desde que Johan Fritsch notó por primera vez la variabilidad de la estrella en la mitad del eclipse de 1821, otros fueron después, Argelander y Heis, los que hicieron observaciones sistemáticas de la variable a mediados del siglo XIX. Lundendorff publicó en 1904 un artículo con los primeros estudios, siendo el primero en sugerir que se podía tratar de una estrella de tipo Algol.

Las especulaciones desde entonces se han disparado. Supongamos que la estrella principal es una supergigante FOI pulsante y que sufre leves variaciones en su brillo, como lo hacen las variables cefeidas. Supongamos que el objeto secundario es un disco tenue y de opacidad variable que esta inclinado con respecto a su órbita en torno a la estrella principal. En el centro del disco tendría que haber un objeto muy masivo, caliente, probablemente un sistema binario muy cercano. Supongamos pues, que el aumento del brillo se debe al hueco central del disco de gas y polvo, por donde se escaparía un poco de luz de la estrella principal. Este hueco se produciría por la presencia en el centro del mismo de la supuesta binaria.

Especulemos de otra manera exponiendo que la estrella principal es una F2, y que el objeto que la eclipsa sea, una inmensa estrella, tan grande que podría ser casi transparente y que la eclipsaría por completo, pero no pudiendo oscurecerla completamente al dispersarse su luz en la tenue atmósfera de ese supuesto astro eclipsante.

Supongamos para añadir más emoción un dato objetivo. La ligera pulsación que muestra la estrella se ha acelerado desde los 95 días hasta los 67 días en los últimos años (comparativa con los anteriores eclipses). Además la estrella se está encogiendo un 0,5 % por año. La duración del eclipse de 1983 fue un 25% mayor que la del eclipse de 1956, dato que sugiere por parte de algunos especialistas, un posible cataclismo en la próximas décadas dentro de este siglo.

El primer contacto en el anterior eclipse se produjo el 23 de mayo de 1982. El periodo de totalidad duró desde octubre del mismo año a octubre del año siguiente, volviendo a su brillo habitual durante la primavera de 1984. Pero ahora nos encontramos de lleno en el que tuvo comienzo en el año 2009, que tal vez, sea definitivo para el esclarecimiento de nuestras dudas sobre la Epsilon de Auriga.

Robert Stencel, uno de los asesores científicos en el proyecto Citizen Sky, comenta, que aunque desde los datos obtenidos con el eclipse de 1982 y el de este evidencia que un disco oscuro se sitúa frente a nuestra visión de Epsilon Aurigae, otras ideas rondan por algunas cabezas. Algunos piensan que hay múltiples estrellas en el sistema y, tal vez, hasta planetas cayendo en espiral hacia una de las estrellas.

Pero dejemos las especulaciones propias e inevitables cuando nos enfrentamos a un enigma cosmológico y centrémonos en nuestras aportaciones como aficionados. Tenemos un método relativamente sencillo y que podemos aplicar a ojo desnudo. Pero debemos evitar ciertos errores básicos antes de comenzar:

  • No nos dejemos influenciar por observaciones de otras personas, pues nos pueden llevar a errores de sugestión.
  • Debemos asegurarnos de que hemos identificado correctamente a la estrella.
  • Como el método que vamos a utilizar es de comparación, nunca debemos estimar el brillo de dos estrellas a la vez. Colocaremos alternativamente las estrellas en el centro del campo del ocular.
  • Como la mayoría de las estrellas variables tiene un tono rojizo, su observación prolongada puede hacernos creer un brillo más elevado de la misma. Las observaciones se realizarán a golpe de vista.
  • No debemos usar estrellas de comparación de brillo muy dispares respecto a la estrella variable a medir. Como mucho una magnitud de diferencia.

Este método se utiliza para estimar el cambio de brillo de una estrella variable utilizando otras estrellas en la comparación. Tomemos un par de estrellas cercanas a la variable (en este caso Epsilon Aurigae), una de brillo superior (A) y otra de brillo inferior (B) siempre que las magnitudes de estas sean conocidas. Una vez que tengamos claro esto, actuemos del siguiente modo en la estimación de grados:

  • Grado 1: (A) es más brillante que V, en un grado, cuando ambas estrellas parecen de igual brillo al primer golpe de vista, pero cuando hacemos una observación más pausada, nos da la sensación de que en ciertos momentos A es ligeramente más brillante que V.
  • Grado 2: (A) es más brillante que V en dos grados, cuando en una primera impresión ambas parecen igual de luminosas pero inmediatamente y sin vacilación, observamos que A es más brillante que V.
  • Grado 3: (A) es más brillante que V en tres grados, cuando se aprecia una ligera diferencia de brillo entre ambas estrellas desde el primer momento.
  • Grado 4: (A) es más brillante que V en cuatro grados, cuando hay una notable diferencia de brillo entre ambas.

Se pueden dar valores intermedios cuando la valoración de grados exactos no sea posible. La formula a aplicar sería la siguiente:

Magnitud Variable= Ma + [a/(a+b)] [Ma – Mb]

Denominaremos (a) al grado de comparación de la estrella más brillante A con la variable V. Denominaremos (b) al grado de comparación de la estrella de inferior brillo B con la variable V.

Para la observación de Epsilon Aurigae tenemos la suerte de contar con una serie de estrellas de referencia situadas en la misma constelación.

Como ya sabemos Epsilon varia aproximadamente entre magnitud 3,0 y 3,8.

La estrella ί (Hasseleh) tiene magnitud 2,7. La estrella υ, es una binaria de magnitud 2,6. La estrella η es de magnitud 3,17 y muy próxima a esta se encuentra la variable Azaleh de magnitud 3,8.

Como podemos observar tenemos estrellas muy cercanas de brillo parecido a Epsilon ideales para la comparación.

Pongamos un ejemplo práctico. Supongamos que la comparamos con Hasseleh (2,7) y que nuestra impresión visual fuese grado 3; y supongamos que la comparásemos con Azaleh (3,8) y que nuestra impresión visual fuese grado 2. El resultado aproximado del brillo de la variable Epsilon es en este caso de 3.36.

Para aquellos que tengan curiosidad por ver una animación del eclipse os recomiendo el siguiente enlace: http://www.youtube.com/watch?v=84wJYwsEx0s

Desde estas líneas me gustaría animar a todos en la observación de esta estrella en sus últimos meses de eclipse, en donde la veremos resurgir de su palidez para volver a la normalidad, hasta que dentro de otros 27 años otro nuevo eclipse la envuelva en su misterio, que tal vez deje de serlo.

*Citizen Sky es una colaboración de la AAVSO, la Universidad de Denver, el Planetario y Museo de Astronomía Adler, la Universidad John Hopkins y la Academia de las Ciencias de California.

Enlace original: La Isla de la Astronomia


 
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