Las 12 Mejores Estrellas Variables  visibles a Simple Vista Por John Isles  (Trad: Alberto Romero) Adaptado de Sky & Telescope

Arriba: Algol (Beta Persei) es el prototipo de estrella binaria eclipsante, variando de magnitud entre 2.1 y 3.4 cada 2.87 días. Ilustración Sky & Telescope.

Los fenómenos que cambian en EL CIELO han sido siempre motivo de maravilla. Casi todos los cambios que se ven a simple vista provienen de los movimientos de los objetos del sistema solar. Pero mas allá, en el fondo, un cierto número de estrellas variables pueden ser también seguidas a través de sus ciclos de brillo sin ayuda óptica. Comparadas con la mayoría de sus compañeras telescópicas, las variables visibles a simple vista son fáciles de encontrar. Una vez que se sabe algo sobre ellas, se puede comprobar como van cambiando cada vez que mires al cielo. 

Hay 34 estrellas variables que tienen un rango de al menos 0.4 magnitudes y llegan a ser mas brillantes de la magnitud 4.0 visual, según el autoritativo General Catalogue of Variable Stars (GCVS) y su suplemento, el Name-lists of Variable Stars. (Este no incluye novas y supernovas, las cuales ocasionalmente alcanzan brillo a simple vista.) Entre estas estrellas hay muchas binarias eclipsantes, variables Cefeidas y variables rojas semirregulares, así como algunas estrellas de largo periodo del tipo Mira y la nova recurrente T Coronae Borealis. Hay 24 que no descienden por debajo de la magnitud 5.1 y por tanto permanecen visibles durante todo el tiempo. Es interesante el que sólo 7 de ellas están al sur del ecuador celeste, comparadas con las 17 que están por encima de él. Podría haber ciertas variables a simple vista sin descubrir en el cielo sur esperando ser descubiertas? 

Sin embargo, algunas estrellas del Norte parecen ser casos dudosos. Epsilon Pegasi es listada en el GCVS por variar en 2.8 magnitudes según un simple informe en el que llegó a ser tan brillante como Aldebarán durante algunos minutos el 26 de Septiembre de 1972. Aún no he detectado un cierto cambio en ella desde que comencé a observarla en 1964. Y las supuestas fluctuaciones de Kappa Ophiuchi parecen proceder de una confusión histórica con la genuina estrella variable Chi Ophiuchi, de acuerdo con Tristam Brelstaff de la British Astronomical Association. Cuando no son escritas cuidadosamente, las letras griegas Kappa y Chi pueden parecer muy similares. 

Ahí tenéis una lista personal, con mi docena favorita de estrellas variables a simple vista en el norte. (Incluiría a Epsilon Aurigae, salvo que su siguiente eclipse de 2 años no comienza hasta 2009). Muchos tipos de estrellas variables quedan sin representación en este ejemplo, ya que muchas son objetos de baja luminosidad demasiado débiles para ser visibles sin un telescopio o varían demasiado poco para que sus cambios sean perceptibles visualmente. Los prismáticos pequeños te ayudarán a observar las fases débiles de algunas de estas estrellas, especialmente si no tienes cielos realmente oscuros. 

Algol (Beta Persei), el prototipo de binaria eclipsante, va de la magnitud 2.1 a la 3.4 cada 2.87 días. Cada eclipse, incluyendo las fases parciales, tarda unas 10 horas. Las disminuciones son mas obvias durante las dos horas en que la estrella está en su mínimo de luz. Algol es una estrella de las noches de otoño e invierno. Una carta de estrellas de comparación para estimar la magnitud de Algol apareció en el numero de Noviembre 1996 de Sky & Telescope, en la pag. 66. (Para consejos sobre como estimar el brillo de una variable, ver "Estimación de magnitudes por el método de Argelander" por José Luis Espí Mira.) 

La cercana Gamma Andromedae, de magnitud 2.1, sirve de cómoda comparación para comprobaciones a primera vista. Para controlar Algol mas de cerca, haz una estimación de brillo visual cada media hora, durante tantas horas como sea posible, abarcando un eclipse predicho. Se puede derivar la hora de la mitad del eclipse con un gráfico de tus magnitudes. Tales tiempos proporcionan una útil comprobación de la exactitud de las predicciones. Hice las actuales que hay en Sky & Telescope enteramente con reportes de astrónomos aficionados. 

Izquierda: Carta de búsqueda y curva de luz de Algol, una estrella binaria eclipsante. Todas las curvas de luz de este articulo son el resultado de cientos de observaciones a simple vista hechas por el autor en 1987-88. Cada punto dibujado es la media de entre 7 y 11 estimaciones de brillo hechas en diferentes fechas. Las estimaciones fueron combinadas al asumir que los ciclos de luz de cada estrella se repiten con un periodo constante. Para mayor claridad, los datos están repetidos para cubrir mas de un ciclo. (Pulsa aquí para una imagen mas grande)

Alternativamente, se puede estimar la magnitud de la estrella una o dos veces en la noche y comenzar a hacer observaciones mas frecuentes si es notablemente mas débil de lo normal. De esta forma, observando en 1987 y 1988, obtuve la curva de luz completa de la estrella. Se observa que los eclipses ocurrían apreciablemente mas tarde de lo que se predijo en el tiempo. Mi curva de luz contiene incluso un esbozo del mínimo secundario entre medio de los eclipses primarios. Este solo una disminución de 0.05 magnitudes, y por tanto, yo estaba completamente ignorante de el en el momento de las observaciones. 

Las fechas y horas en Tiempo Universal de las disminuciones de Algol para la observación en 2000-2001 están online en el articulo acompañante de Alan MacRobert, "Mínimos de Algol."

Lambda Tauri en la parte posterior del Toro es otra binaria eclipsante tipo-Algol, aunque menos conocida debido a su rango de magnitud mas pequeño entre 3.4 y 3.9. Los eclipses duran 14 horas, demasiado largos para cubrirlos en una simple noche. Pero suficientes observaciones al azar, definirán bien la curva de luz. El periodo (3.953 días) es justo una hora menor que 4 días, por lo que una vez que los eclipses comienzan por la noche, se Irán repitiendo cada 4 días durante casi un mes. 

Derecha: Carta de búsqueda y curva de luz de Lambda Tauri, una estrella binaria eclipsante. (Pulsa aquí para una imagen mayor)

Aparte del mínimo primario, mi curva de luz muestra el mínimo secundario de magnitud 0.2. Como en el caso de Algol, había una diferencia significativa entre los tiempos observados y predichos del mínimo de luz. Las magnitudes fotoeléctricas exactas para estrellas seguibles de comparación están disponibles en publicaciones modernas tales como el Sky Catalogue 2000.0, Volumen 1. 

Beta Lyrae es una binaria eclipsante de un tipo diferente. Está baja en el este-noreste en los mapas de constelaciones de Abril y Mayo de S&T. Las binarias tipo Algol aparecen casi constantes entre eclipses, debido a que la estrella mas brillante del par es aproximadamente esférica. Pero los componentes de Beta Lyrae están tan cercanos que se distorsionan en elipsoides por la gravedad del uno sobre el otro. Como el sistema revoluciona en su periodo orbital de 12.94 días, observamos un cambio continuo en todas las fases de su curva de luz. 

Izquierda: Carta de búsqueda y curva de luz de Beta Lyrae, una estrella binaria eclipsante.(Pulsa aquí para una imagen mayor)

El rango de magnitud está catalogado de 3.3 a 4.4. La curva media de luz en mis propias observaciones muestra un rango mas pequeño, en parte quizás por error de observación. Ver el S&T, de Junio 1993, pag. 72, y Junio 1994, pag 72, para mas información sobre la observación de esta estrella binaria envolvente rápida. 

Delta Cephei es el prototipo de variable Cefeida, una clase de estrellas gigantes que pulsan con periodos proporcionales a su luminosidad. Esta relación es aprovechada por los astrónomos para determinar el brillo -- y por tanto distancia de las Cefeidas en otras galaxias. La magnitud de Delta oscila de 3.5 a 4.4 en un ciclo de 5.37 días. La bajada del máximo al mínimo es mas lenta que la subida de vuelta al máximo, la cual tarda menos de dos días. 

Derecha: Carta de búsqueda y curva de luz de Delta Cephei, el prototipo de estrella variable Cefeida. A diferencia de las binarias eclipsantes, estas estrellas están siempre cambiando. En la mayoría de los casos, sus periodos son notablemente estables. (Pulsa aquí para una imagen mayor)

Eta Aquilae, una Cefeida de verano y otoño, se parece mucho a Delta Cephei en su rango de magnitud, de 3.5 a 4.4, y en la forma general de su curva de luz. Pero su periodo es de 7.18 días. Casi en la mitad de la curva de bajada hay una inversión temporal, visible como una pequeña joroba en mi curva de luz. 

Izquierda: Carta de búsqueda y curva de luz de Eta Aquilae, una estrella variable Cefeida.(Pulsa aquí para una imagen mayor)

Zeta Geminorum es otra variable Cefeida. Pero su curva de luz es mas simétrica que las dos precedentes, con las fases de bajada y subida durante cada una la mitad del ciclo de 10.15 días. El rango de magnitud oscila de 3.6 a 4.2. según mis curvas de luz, las tres cefeidas alcanzan el máximo de luz en los tiempos predichos por el GCVS. Muchas Cefeidas tienen periodos ligeramente variables, pero las desviaciones de las predicciones son normalmente mas pequeñas que las que a menudo se ven en las binarias eclipsantes. 

Derecha: Carta de búsqueda y curva de luz de Zeta Geminorum, una estrella variable Cefeida.(Pulsa aquí para una imagen mayor)

Entre las variables visibles a simple vista hay varias estrellas rojas gigantes o supergigantes que cambian irregular o semirregularmente, con periodicidades transitorias o múltiples.

Mu Cephei (con magnitudes 3.4-5.1, y periodos de 2 y 12 años) y

Alpha Herculis (2.7-4.0 con ciclos desiguales de entre 100 días y 6 años) muestran variaciones notables si las observas pacientemente durante suficiente tiempo.

Eta Geminorum es una estrella binaria cuya componente brillante es una gigante roja semirregular. La mayoría del tiempo varía sólo ligeramente de la magnitud 3.2. Pero cada 8.4 años el componente brillante es eclipsado por su estrella compañera, causando que la luz total del sistema baje casi hasta la 4.0. El próximo de estos eclipses se espera para el otoño e invierno de 2002-2003. 

Cuando se llega a las gigantes pulsantes difícilmente podemos pasar por alto a Mira, Omicron Ceti. Con una declinación de -3° no se ajusta bastante a nuestro criterio de pertenecer al hemisferio norte celeste, pero no vamos a ser tan estrictos. Mira tuvo un máximo inusualmente brillante en el invierno de 1996-97. En un pico típico de su ciclo, Mira alcanza la magnitud 3.4, pero a principios de Febrero 1997 ascendió casi a la 2.5 y permaneció ahí durante el resto del mes. 

Izquierda: Mira es un objetivo fácil para prismáticos y a veces, a simple vista. Queda a unos 10° al suroeste de la cabeza de Cetus con AR 2h 19.3m, y Dec -2° 59' (coordenadas 2000.0). Las magnitudes de las estrellas de comparación, por cortesía de la American Association of Variable Star Observers, se dan hasta la décima mas próxima, con los puntos decimales omitidos para evitar confusión con las estrellas mas débiles. (Pulsa aquí para una imagen mayor)

Mira es la mas brillante de las variables rojas de largo periodo, que (salvo las novas y supernovas) presenta los cambios mas radicales que pueden ser observados a simple vista mas allá del sistema solar. El periodo de Mira de 332 días significa que su máximo nos llega un mes mas pronto cada año sucesivo. Pero la fecha, al igual que el pico de brillo, nunca es predecible exactamente. Para mas información sobre esta estrella, ver "Observa Mira!"

La inestable estrella caliente Gamma Cassiopeiae está baja en el norte en nuestro mapa. Anteriormente, de magnitud 2.25, subió hasta la 1.6 durante muchos meses en 1937, cuando eyectó una capa de gas. La familiar forma de W de Cassiopea aparecía notablemente diferente. Tras bajar hasta la 3era magnitud en 1940, Gamma empezó a aumentar de brillo lentamente hasta la 2.2 por 1966. Desde entonces ha mostrado poco cambio visible, pero esto no nos dice cuando podría suceder de nuevo. 

La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables (American Association of Variable Star Observers (AAVSO)) sigue la pista de todas estas estrellas, ya que estimaciones aisladas de Algol y Lambda Tauri hechas al azar son de poco valor. Para estas estrellas eclipsantes, la AAVSO prefiere recibir series de estimaciones hechas durante el curso de un eclipse, desde el cual la hora del mínimo puede ser determinada. En el caso de Lambda Tauri con sus largos eclipses, esto significa la bajada en el eclipse en una ocasión y la subida en otro eclipse en una noche diferente. Las observaciones de varias noches pueden ser combinadas en un gráfico simple si el periodo de la estrella es bien conocido. Para mas información, cartas, y técnicas de observación, contactar con la AAVSO en el 25 Birch St., Cambridge, MA 02138 (http://www.aavso.org/). 

La mayoría de las variables a simple vista tienen pequeños rangos de magnitud, por lo que se necesita precaución al hacer las estimaciones. Por encima de todo, evitar el uso de estrellas de comparación cuyas alturas sobre el horizonte difieran bastante de la que tenga la variable, ya que entonces se verán a través de distintos grosores de atmósfera. Si las circunstancias te obligan a usar tales estrellas, aplica las correcciones de extinción atmosférica a cada una de ellas. 

Derecha: Cambios en la curva de luz de Betelgeuse desde Septiembre 1988 a Enero 1997, desde observaciones fotoeléctricas de Kevin Krisciunas en Fauna Cha, Hawai, y CNE Luedeke en Alburquerque, Nuevo México. Datos por cortesía de Krisciunas.(Pulsa aquí para una imagen mayor)

Estas correcciones son especialmente importantes con Betelgeuse, Alpha Orionis, la mas brillante, obviamente, de todas las estrellas variables. Disminuye y aumenta de brillo lentamente y de forma semiregular, con un supuesto periodo fundamental de unos 6 años. En años recientes su magnitud visual ha oscilado desde una magnitud +0.3 (a finales de invierno 1988 y principios de invierno 1990-1991) hasta bajar a +0.9 (a finales de invierno de 1989 y 1993 y principios de primavera de 1995). Cuántos aficionados saben que Betelgeuse puede ser casi tan brillante como Rigel o casi tan débil como Aldebarán?