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Luis Alonso
EPSILON AURIGAE:
UN MISTERIO CENTENARIO
in 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 nues-
S
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Epsilon Aurigae
tra 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 produ-
ciría 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 ilumi-
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nados, 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 estímulo 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
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”.
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
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),
Neomenia
* 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.
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, ayudarán 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 está 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,
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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
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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.
Teniendo claro los errores a evitar,
podemos intentar aplicar este método
visual creado por Friedrich Wilhelm
Argelander, astrónomo nacido en 1799
y que se dedicó entre otras cosas a la
medición de estrellas variables.
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.
— Grado 5: (A) es más brillante
que V en cinco grados, cuando entre
ambas estrellas hay una evidente y llamativa desproporción de diferencia en
el brillo.
Se pueden dar valores intermedios
cuando la valoración de grados exactos
no sea posible. La formula a aplicar
sería la siguiente:
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 varía aproximadamente entre magnitud 3,0 y 3,8.
La estrella ι (Hasseleh) tiene magnitud 2,7. La estrella ν, 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=84w
JYwsEx0s
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.
Neomenia
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