Algol y sus eclipses

LA ESTRELLA ENDEMONIADA

Mofarse de ser más bella que las Nereidas le costó caro a Andrómeda. Sus padres, Cefeo y Casiopea, decidieron dejarla encadenada a una roca junto al mar. Estaría un tiempo allí hasta que apareciera el gran monstruo marino Cetus, quien vendría velozmente a devorarla. Gran tropelía había cometido. Pero, cuando Cetus parecía preparar su festín, apareció Perseo, quien al ver el rostro de Andrómeda quedó enamorado repentinamente y la liberó tras decapitar al monstruo marino con una gran espada. ¿O quizá quedó el monstruo petrificado tras enseñarle Perseo la cabeza de la Gorgona Medusa? 

Perseo da nombre a una constelación situada al sur de Casiopea y de Andromeda (entre la suegra y la mujer) y alberga una estrella muy particular. La segunda más brillante de la constelación, Algol, en árabe Ras al-gul, la cabeza del demonio. Que enigmático nombre para una estrella, especialmente cuando fue bautizada por unos astrónomos tan precisos como los árabes. Pero, ¿qué tiene Algol de particular?

Algol es una estrella variable. Es el prototipo de las binarias eclipsantes que llevan su nombre, las algólidas. Las causas de su variación son extrínsecas a ella. Se trata de un sistema de dos estrellas cercanas entre sí en el cual una estrella gira alrededor de la otra, de tal suerte que nuestra línea visual coincide con el plano de traslación de una estrella alrededor de la otra, lo que permite que sea observado desde la Tierra un eclipse cada vez que una pasa delante de la otra. Es la única forma de saber que el sistema está compuesto por dos estrellas pues su distancia es tan pequeña, observada desde la Tierra, que no podemos separarlas visualmente o con fotografías (aunque con espectroscopía si). Estos cambios fueron observados más detalladamente hacia 1670 por el astrónomo italiano Geminiano Montanari aunque sin dar respuesta a los mismos hasta que el joven sordomudo John Goodricke la encontró. No obstante, parece que ya los egipcios conocían de estos cambios.. Puedes ver algo más de la historia del descubrimiento de esta estrella en éste enlace de mi otro blog El Ojo en el Cielo dedicado a las estrellas variables.

LOS ECLIPSES DE ALGOL

Algol sufre un eclipse de luz cada 2 días y 21 horas aproximadamente. Transcurrido ese tiempo, su luz baja desde la magnitud 2,1 (magnitud con la que la solemos ver habitualmente en los cielos) hasta la 3,4 en algo menos de cinco horas, empleando otras tantas en recuperar su brillo normal. Desde núcleos poco contaminados estos cambios son perfectamente visibles convirtiéndose en una curiosa observación. Estamos acostumbrados a los eclipses de Luna y de Sol pero en el cielo también las estrellas se eclipsan entre sí.

"Curva" de luz de la estrella Algol

Obsérvese que a mitad "de camino" entre dos eclipses consecutivos se produce un mínimo secundario pero cuya observación está alejada de nuestros propósitos y además resulta apenas perceptible bajando solo 0,1 magnitudes.

9,6 horas de eclipse en Algol. La mitad para el descenso y la otra mitad para el ascenso.

¿CÓMO OBSERVAR UN ECLIPSE DE ALGOL?

Lo primero es necesario disponer de una carta llamada de comparación donde aparezca la estrella variable, normalmente rodeada por un círculo y las estrellas de comparación acompañadas de un número que significa la magnitud conocida de las mismas sin la coma decimal. Si pinchas en la carta puedes acceder a una versión imprimible de la misma.

A continuación es necesario conocer cuando se van a producir los eclipses, dato éste que los observadores de estrellas variables le llaman efemeride. Una vez que sabemos cuando se van a producir los eclipses, nos prepararemos para una larga sesión de observación comenzando por tener bien localizadas las estrellas de comparación y la variable, en este caso Algol. Hay que tener en cuenta que no suele ser común poder observar un eclipse completo por la duración de los mismos pero sí podemos observar la rama de descenso, la totalidad y un poco del ascenso. O viceversa, un poco de la rama de descenso, la totalidad y la rama de ascenso. Esto nos llevaría unas cinco horas y media o seis. Como quizá no dispongamos de tanto tiempo podríamos tomar dos horas antes y dos horas después del instante del eclipse para que después podamos obtener una gráfica simétrica del eclipse.

Ya con el campo estelar reconocido, usaremos los grados de Argelander explicados en la anterior entrada para hacer las comparaciones y las iremos anotando. Con una comparación cada veinte minutos es más que suficiente para ir viendo los cambios de luz a lo largo del eclipse.  Luego en casa, con más tranquilidad y calor, iremos haciendo los cálculos para llegar a saber la magnitud que le hemos medido a Algol.

Toma desenfocada con Canon EOS450D para apreciar el descenso de luz. A la izquierda Algol en su máximo de brillo, a la derecha en su mínimo de brillo. La diferencia es apreciable a pesar de que las imágenes no están tratadas (reducidas).
(FRB, Sevilla, nov, 2013)

PASEMOS A LA PRÁCTICA

A continuación aparece la fecha y la hora (local) de los próximos eclipses de Algol durante los meses de diciembre de 2013 y enero de 2014. He colocado sólo los eclipses que pueden ser observados en un horario medianamente asequible para que sean observados. (La letra del principio se corresponde con el día de la semana y las horas son las locales peninsulares de España, una menos en las preciosas Islas Canarias)

j 19/12/2013  21h30

d 22/12/2013 18h19

x 08/01/2014 23h13

s 11/01/2014 20h02

v 31/01/2014 21h44

Por ejemplo, para el primero de ellos, el más cercano, el del jueves 19 de diciembre, podremos observar desde las 19h00 y observaremos a Algol en el mínimo, luego podremos ir haciendo comparaciones cada 15-20 minutos durante dos o tres horas (hasta la hora de la cena) y ya habremos notado el descenso de brillo. Luego podríamos continuar hasta que veamos de nuevo como sube de brillo. Para el del 22 de diciembre la observación consistiría en ver completamente la rama de ascenso. Son dos ejemplos. Nuestras observaciones las podremos amoldar según la disposición que tengamos de nuestro tiempo.

Constelación de Perseo desde el centro de Sevilla. (EOS450D 50mm + Polarie  - ISO 800 - 20 seg.) Minimamente tratada para eliminar la contaminación lumínica.

Sin duda observar el eclipse de una estrella es bastante interesante. Un fenómeno relativamente habitual pero no común entre las estrellas brillantes.

Observado desde hace siglos, realmente es lógico que llamara la atención de los astrónomos. Estoy seguro que Perseo, para conseguir el amor eterno de Andrómeda, habría matado a Cetus usando la cabeza de la Gorgona Medusa cuya mirada petrificada todo aquello que se interpusiera entre sus ojos, uno de los cuales era Algol. Lo que no sabía Perseo es que Cetus también contenía una "maravillosa" estrella variable...

¡No perdamos la oportunidad de disfrutar del espectáculo de los cielos!

Midiendo el brillo de las estrellas.

LA MAGNITUD DE LAS ESTRELLAS

Hiparco de Nicea

Si algo empieza por llamarnos la atención cuando nos iniciamos en la observación del cielo es el brillo y el color de las estrellas. Evidentemente una primera visión del cielo nos muestra que hay unas estrellas más brillantes que otras, algo que ya cuantificaron primeramente los griegos en la persona del astrónomo Hiparco de Nicea hacia el 150 a.C. Éste espléndido sabio griego clasificó el brillo de las estrellas en seis grados o magnitudes como se conoce al término en Astronomía. El brillo de las estrellas se mide en magnitudes. De modo que las primeras estrellas que aparecían tras la puesta del Sol las clasificó como de primera magnitud, aquellas que brillaran como la mitad de estas de segunda magnitud y las estrellas que estaban en el límite de la percepción visual las asignó como de sexta magnitud.

Ya avanzado el siglo XIX se trató de medir más seriamente el brillo de las estrellas,  se revisó el concepto de magnitud y se establecieron algunas estrellas de referencia a partir de las cuales se pudieran medir el brillo de las demás. Se comprobó que las estrellas de primera magnitud eran unas 100 veces más brillantes que las de sexta, o dicho de otra forma, las de primera magnitud brillaban como 2,5 veces más que las de segunda; las de segunda otras 2,5 veces más que las de tercera y así sucesivamente. 

Si nos fijamos, a medida que el brillo de una estrella aumenta, la magnitud disminuye. En el campo, en una noche clara y dependiendo del lugar, las estrellas más débiles visibles a simple vista son de la magnitud quinta o sexta, mientras que siempre observaremos las de primera o segunda magnitud incluso desde la ciudad. Pero llega un momento en que algunas estrellas, planetas u otros cuerpos celestes adquieren magnitudes negativas. Por ejemplo, el planeta Venus alcanza la magnitud -4,4; Júpiter  -2,6 o la estrella más brillante que podemos observar en el firmamento, Sirius, alcanza la magnitud -1,5. Esto es, las magnitudes son términos cuantitativos que también incorporan decimales de forma que con instrumentos adecuados se consigue una precisión de 0,01 magnitudes (una centésima) y el ojo humano bien entrenado puede llegar a observar diferencias de magnitud en torno a 0,1 (una décima de magnitud). Como vemos la magnitud no tiene unidades.

El concepto de magnitud lo entendemos como magnitud aparente lo que significa que es el brillo que muestra la estrella en el cielo pero no es su magnitud absoluta. Esta última, sería  con la que brillaría la estrella desde una distancia fija. En concreto desde 32,6 añosluz  pero esto, como el color de las estrellas, es otra historia.

También los registros actuales de magnitud se refieren al obtenido tras colocar a un fotómetro un filtro amarillo conocido como V que deja pasar la longitud de onda parecida a la que se percibe visualmente. Existen también la magnitud de las estrellas en azul y rojo e incluso en ultravioleta o infrarrojo. Pero para los propósitos prácticos cuando consultemos en los catálogos, la magnitud ofrecida en V podremos estimarla como la correspondiente a la que podemos observar en el rango del espectro visual.

LOS OBJETOS MÁS BRILLANTES DEL CIELO

La lista que se expone a continuación muestra los objetos más brillantes del cielo. Obviamente todos ellos son visibles desde la ciudad. En gris claro están las estrellas que no son visibles desde el hemisferio norte.

Aquellos objetos a los que le acompaña la palabra "var" a la magnitud es porque son estrellas variables de las que ya hablaremos más adelante.

CÓMO PODEMOS MEDIR LA MAGNITUD APARENTE DE UNA ESTRELLA

Existe un método a través del cual los aficionados suelen medir visualmente la magnitud de las estrellas. Es actualmente muy usado por los observadores de estrellas variables y a pesar de contener una moderada dosis de subjetividad ha dado muy buenos resultados durante años. De hecho, hasta la aparición de los fotómetros y los sensores CCD la estimación de las magnitud de las estrellas -en especial los trabajos realizados con estrellas variables- se hacían usando solo el método conocido como método de Argelander. Actualmente se sigue usando pero debemos ser conscientes que no se adquiere la precisión que se obtiene con un instrumental adecuado, de cualquier forma suele ser validado por entidades dedicadas a la observación de estrellas variables.

Curva de luz de la variable T Cephei obtenida por observadores de la Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (AAVSO) usando el método de Argelander. (AAVSO)

Éste método fue desarrollado por el astrónomo alemán Friedrich Wilhelm August Argelander (1799-1875) hacia 1843 y lo usó para un catálogo de 22 estrellas variables que publicó en 1850. (Las estrellas variables son aquellas estrellas cuyo brillo no se mantiene constante con el tiempo y de ella vamos a hablar muy pronto en éste blog). El método es muy fácil y consiste básicamente en una interpolación. Consiste en los siguiente:

Seleccionamos dos estrellas de magnitud conocida, una de mayor brillo que la que queramos medir (estrella A) y otra de menor brillo que ella (estrella B). Una vez tenemos el par seleccionado, a continuación compararemos la más brillante con la estrella cuyo brillo desconocemos, y posteriormente, haremos lo mismo con la de menor brillo. Las comparaciones se harán asignándole unos grados definidos de la siguiente forma:

• GRADO 1: Aparentemente las estrellas son iguales de brillo. Tras una observación exhaustiva no vemos diferencia alguna pero por unos instantes observamos que una estrella es más brillante que la otra.

• GRADO 2: Al primer golpe de vista las dos estrellas resultan iguales pero cuando proseguimos la observación vemos claramente que una estrella es más brillante que otra.

• GRADO 3: Una estrella es ligeramente más brillante que otra desde el primer golpe de vista.

• GRADO 4: La diferencia de brillo entre las dos estrellas a comparar resulta notable.

• GRADO 5: La diferencia de brillo entre las dos estrellas es exagerada o muy exagerada.

A esta relación podría añadirse el grado 0 que se aplicaría en el momento en el que no apreciáramos NINGUNA diferencia de brillo entre las estrellas a comparar pese a haberlo observado a las estrellas tras un detenido examen. Muchos observadores también aplican grados intermedios (a excepción del 0,5) pero para nuestros propósitos básicos la observación la haremos, ahora, usando grados enteros.

Ejemplo del Cálculo de la Magnitud

En una medición cualquiera podríamos tener una expresión así: A(3) V (2) B que significaría que la estrella A es tres grados más brillantes que la estrella de la que queremos obtener el brillo quien, a su vez, es dos grados más brillante que la estrella más débil elegida. Esta expresión recibe el nombre de comparación.

A continuación, llamaremos ma a la magnitud conocida de la estrella más brillante (que vamos a suponer de magnitud 3,2) y mb a la de magnitud más débil (supongamos de magnitud 3,8) y aplicaremos la sencilla expresión matemática siguiente:

Ejemplo y fórmula para calcular la magnitud  (FRB)

Si aplicamos los cálculos obtendremos que: mV = 3.2 + (3.8 - 3.2) · (3/5) = 3,56 = 3.6. Según la comparación entre estrellas que hemos observado, la magnitud que le hemos encontrado a la estrella es de 3.6.

¡Una propuesta de observación!

En estas fechas de finales de otoño la constelación de Casiopea brilla alta sobre el horizonte norte. Adopta un aspecto semejante al del número 3 dejándose caer hasta parecer una "M". Intentemos determinar la magnitud de la estrella señalada como V a través de las estrellas A y B (en amarillo) cuyas magnitudes son conocidas y tienen como 2.2 y 3.4 respectívamente. ¿Serías capaz de escribir un comentario con la magnitud calculada?

Si no localizas a la constelación, siempre puedes usar las cartas mensuales en pdf que he colocado varias entradas atrás y que nos servirán durante mucho tiempo. ¡Observemos el cielo, no nos defraudará!