Observaciones de estrellas variables

Estrella variable eclipsante EW descubierta en Perseo

A comienzos del mes de diciembre de 2013, realizando trabajos de búsqueda de nuevas estrellas variables, encontramos una nueva estrella eclipsante de tipo EW en la constelación de Perseo. Ya ha sido aprobada e incluída en el VSX (Variable Star Index), con el identificador 000-BLF-959.

Enlace a la estrella 000-BLF-959 en el Variable Star Index

La curva de luz del sistema (pulsar para ampliar):

Curva de luz de la variable EW 000-BLF-959

La estrella se encuentra en las coordenadas AR: 02h 03m 25.44s, Dec: +54º 34' 15.0'' y oscila entre las magnitudes 13,29 y 13,56 con un período de 0,4272 días. A continuación una imagen del campo de la estrella correspondiente a una de nuestras series de observaciones (pulsar sobre la imagen para ampliar):

Campo de la eclipsante EW 000-BLF-959

Y una carta de localización extraída con la herramienta de generación de cartas de la AAVSO (pulsar para ampliar):

Carta de localización de la variable EW 000-BLF-959

La estrella en cuestión es una estrella variable eclipsante de tipo EW, un tipo de sistemas cuyo prototipo es la estrella W de la constelación de la Osa Mayor (W Uma). Se trata de sistemas de dos estrellas extraordinariamente cerrados, tanto que ambas componentes están en contacto, intercambiando masa y compartiendo una envoltura exterior común. Ambas estrellas tienen forma elipsoidal (como de lágrima) debido al fuerte tirón que ejercen mutuamente.

Casualmente el plano de la órbita de estos sistemas coincide con el de nuestra visual desde la Tierra, de manera que cuando (desde nuestro punto de vista) una de las estrellas pasa por delante de la otra tiene lugar un eclipse y por lo tanto el brillo del sistema cae (uno de los dos míminos de la curva de luz).

Las estrellas eclipsantes de tipo EW son el tipo de estrellas variables más abundantes, ¡se estima que un 1% de las estrellas pertenecen a esta tipología! Se distinguen de otros sistemas eclipsantes por tener períodos inferiores a un día, amplitudes típicamente inferiores a 0'8 magnitudes y por exhibir muy poca diferencia entre la profundidad de ambos mínimos (fijaos en la curva de luz de nuestra estrella 000-BLF-959). Esto último es debido a que ambas estrellas tienen casi la misma temperatura superficial al estar en contacto e intercambiando masa.

Si os fijáis en la curva de luz de la estrella se aprecia también que uno de los dos máximos (el primero de la curva) es ligeramente más alto que el segundo (unas dos centésimas de magnitud). Este efecto se conoce como efecto O'Connell y consiste en que en conjunto vemos más brillante un lado de ambas estrellas que el otro. Esto puede deberse a la presencia o mayor abundacia de manchas o de gas en uno de los dos lados del sistema.

Estrellas de tipo W Uma

 Recreación de un sistema EW

 

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