Observaciones de estrellas variables

Estrella variable eclipsante EB descubierta en el Cisne

En estas últimas semanas hemos realizado trabajos sistemáticos de fotometría en una zona de la constelación del Cisne que han resultado en el descubrimiento y parametrización de una nueva estrella variable eclipsante de tipo EB. Ya ha sido aprobada en incluída en el VSX (Variable Star Index) y se ha bautizado como 000 - BLD - 900.

Curva de luz de la estrella 00-BLD-900

Curva de luz de la variable

Las observaciones tuvieron lugar durante siete noches diferentes, distribuidas entre los días 15 de septiembre y 07 de octubre de 2013. La primera noche se tomaron 90 imágenes de 120 segundos de exposición a lo largo de tres horas, de un mismo campo de una rica zona del cielo, situada en la constelación del Cisne. El análisis fotométrico (del brillo) de todas las estrellas que aparecían en el campo monitorizado indicaba que una de ellas (había más de mil estrellas en la imagen) mostraba una variabilidad sospechosa... El software que se usa para estos menesteres es el potentísimo Fotodif, de Julio Castellano.

En noches posteriores se continuó con la toma de imágenes, ya centrándonos en esa estrella sospechosa. Pronto resultó claro que se trataba de una estrella variable eclipsante de tipo EB. Con la ayuda de las imágenes de Faustino García (l'Observatoriu) fuimos poco a poco completando la curva de luz de la estrella, hasta determinar su período en 0'40982 días +- 0'00009 días.

La estrella se encuentra en la constelación del Cisne, en las coordenadas AR: 21 31 23.52, Dec: +45 19 13.8  (J 2000.0) y oscila entre las magnitudes 14'19 (CR) (máximo), 14'78 (CR) (mínimo principal) y 14'4 5 (CR) (mínimo secundario).

Curiosamente Tino, entre sus imágenes, detectó otra estrella variable de tipo EW que ya ha sido aprobada y dada de alta en el VSX. Es la variable eclipsante 000 - BLD - 899.

Campo de la variable 000-BLD-900

Campo de la variable

Localización de la estrella variable 000-BLD-900

Carta de localización

Las estrellas variables eclipsantes son en realidad sistemas binarios muy próximas que completan órbitas en períodos de tiempo breves (pueden ser horas). En ellos el plano de su órbita coincide con el de nuestra visual desde la Tierra, de manera que cuando vemos las dos componentes al completo el brillo del sistema es máximo, cuando la estrella más luminosa pasa por delante de la menos luminosa el brillo del conjunto cae levemente y tenemos el mínimo secundario, y cuando la estrella menos luminosa pasa por delante de la más luminosa el brillo del sistema cae aun más y tenemos el máximo principal.

Dentro de las familias variables eclipsantes hay varias subfamilias; las EB (su prototipo es Beta de Lyra), las EW (su prototipo es W Uma), las EA (prototipo Algol)...

 

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