Recerca d'estrelles variables de tipus SR

 



            Una variable és una estrella que mostra canvis de brillantor. De totes maneres, aquesta curta definició precisa algunes aclaracions. En primer lloc, en diferents etapes de la seva vida, que pot anar des d'un milió a dotze mil milions d'anys o més, segons els casos, totes les estrelles són variables. En segon lloc, una estrella pot ser variable o no en funció de l'escala amb què es mesuri; pot ser constant en una escala de 0'1 magnitud, però, en canvi, pot variar centèssimes o mil·lèssimes de magnitud (aquest seria el cas, per exemple, del Sol). En tercer lloc, depèn de la longitud d'ona de llum que es s'amida. Una estrella pot ser constant en el visible, però així i tot variable en  longituds d'ones extremes, com poden ser les ultraviolades i els raigs X en un extrem de l'espectre, o en les ones de ràdio centimètriques i mètriques, per l'altre.

Les variables poden ser intrínseques o extrínseques i periòdiques o no periòdiques.

Que siguin intrínseques o extrínseques depèn de si les variacions de llum es deuen a causes internes, com ara la pulsació de les seves capes superficials, o bé a fenòmens externs que no tenen res a veure amb els processos que succeeixen a la pròpia estrella, com ara els canvis de llum deguts a eclipsis de l'estrella. Les primeres són les intrínseques i les segones són les extrínseques.

Que siguin periòdiques o no periòdiques dependrà de si els canvis de llum que sofreix l'estrella es repeteixen a un ritme constant o no.
 
 

Classificació de les estrelles variables

Hi ha diferents tipus i subtipus de variables, però a grans trets és possible classificar-les en sis categories:
 


    Dins la categoria de les variables polsants hi ha un tipus anomenat variables semi regulars (SR). Aquestes són gegantes i super gegants de tipus intermedi o avançat, i mostren una certa periodicitat en els seus canvis de brillantor que, a vegades, estan acompanyats per diferents irregularitats. Els períodes van de 20 a 2000 dies o més. Les formes de les seves corbes de llum són diverses i variables, amb amplituds que van d'algunes centèsimes a vàries magnituds (el més usual és d'1 a 2 magnituds). Existeixen quatre tipus de SR, que entre d'altres coses es diferencien per la seva periodicitat:
 
 

  1. SRA. El seu període es situa entre 35 i 1200 dies i posseeixen una periodicitat relativament marcada, generalment amb amplituds inferiors a 2,5 magnituds.
  2. SRB. Tenen una periodicitat poc marcada i períodes de brillantor constants.
  3. SRC. Les seves amplituds són de l'ordre d'una magnitud, amb períodes que van de 30 dies fins a alguns milers de dies.
  4. SRD. Les amplituds van de 0'1 a 4 magnituds i amb períodes de 30 a 1100 dies.

    5.  

Projecte d'observació

    El projecte està dirigit a la recerca de possibles estrelles variables SR (semi regulars). Com que les antigues plaques fotogràfiques que es van fer servir per cartografiar el cel i buscar variables fins els anys 50 no eren sensibles al vermell, no va ser possible identificar-les. Per tant, a partir de la magnitud 9, s'obre un camp inèdit pel que fa a variables, dins del qual es troben les del tipus SR. Com que pràcticament de cada 2 o 4 graus quadrats de cel apareix alguna estrella que varia entre 0'3 i 1 magnitud, i algunes més que varien entre 0'1 i 0'3, hi ha una gran quantitat de possibles SR, entre les que cal destriar les autèntiques.

    La prospecció és molt fàcil i no requereix emprar grans telescopis. Nosaltres emprem dos teleobjectius fotogràfics de 135 i 200 mm. de focal, acoblats a una càmera CCD (en fem servir dues: una SBIG ST5 i una Starlight Xpress MX5). Tot el conjunt descansa en paral·lel sobre un telescopi Celestron C8, amb el que fem el seguiment. Un dispositiu fet per un torner ens permet introduir filtres de fotometria entre l'objectiu i la càmera, de forma que podem obtenir imatges del mateix camp en distintes longituds d'ona fotomètriques, cosa que ens permet, posteriorment, determinar l'índex de color de cada estrella.

Per començar seleccionem un camp que estigui especialment poblat d'estrelles, a fi d'augmentar les probabilitats de tenir èxit en la recerca. Per això és recomanable cenyir-se  a zones situades sobre el pla de la Via Làctia. Obtenim prèviament mapes detallats de les àrees seleccionades emprant els Atles Megastar o Guide,  seleccionant les estrelles que volem fer aparèixer al mapa en funció de la seva magnitud (podem arribar a la 16). Els mapes ens poden servir no solament per centrar el camp que fotografiem a la CCD, sinó per descartar després estrelles ja estudiades.

N'hi ha prou amb agafar primer una imatge en V (visual) i una altra en B (blau) o en I (infraroig) del camp. Després cal mesurar la brillantor de les estrelles que apareixen en ambdues imatges, i calcular-ne els índexs de color B-V i V-I. La majoria de les estrelles que tinguin un B-V i V-I superior a 1'3 seran SR (sobretot les que en I siguin brillants i quasi desapareixen en V i, sobretot, en B). Aquestes estrelles s'han d'observar a continuació un cop per setmana durant un parell o tres de mesos amb filtre V. En dues o tres setmanes ja es pot veure si varien. Per tenir més possibilitats d'èxit en la recerca es poden escollir camps poblats a Cassiopeia, Cepheus, Cignus o Aquila.

En cas d'obtenir resultats positius, les estrelles variables descobertes hauran de ser estudiades per especialistes en variables, a fi de determinar la seva corba de llum. Per això els nostres resultats els enviem al Grup d'Estudis Astronòmics. Més endavant és possible que els resultats obtinguts siguin catalogats.
 
 

Enllaços