lunes, 20 de diciembre de 2010

V643 Orionis: una brillante eclipsante de largo período.

A petición de Lubos Brat y el Dr. Petr Zasche del Observatorio de B.R.N.O. en la República Checa se requieren observaciones de esta eclipsante de largo período. El programa de observación se inició el pasado día 5 de diciembre y se extendería hasta el próximo 20 de marzo de 2011.

La variable es una eclipsante que varía su brillo desde la magnitud 9.4 a la 10.4 en la banda V cada 52,4225 días. La duración del eclipse es de 6 días y 8 horas. A mitad de camino la estrella sufre una caída correspondiente a su mínimo secundario que le lleva a la magnitud 9,8.

Curva de Luz de V643 Orionis

El interés astrofísico es su rápido movimiento apsidal que sería confirmado con la observación de estos eclipses. La fecha prevista de los mismos está centrada en:

Mínimo Secundario: 24/12/2010 [Observación desde el día 21 al 27 ambos inclusive]
Mínimo Primario: 19/01/2011 [Observación desde el día 15 al 23 ambos inclusive]
Mínimo Secundario: 14/02/2011 [Observación dsde el día 11 al 17 ambos inclusive]
Mínimo Principal: 12/03/2011 [Observación desde el día 8 al 16 ambos inclusive]

Se requieren observaciones visuales, fotográficas (DLSR) o con CCD centradas en los días de eclipses.





Las cartas para localizar la estrella y comparar pueden encontrarse aquí:

Carta A

Carta B



Creo que es un buen programa de observación asequible a cualquier instrumental y prácticamente desde cualquier sitio de una estrella realtivamente brillante.



viernes, 19 de noviembre de 2010

Observando Variables...

Realmente nunca se me había ocurrido escribir una entrada como esta pero mi amigo Juan Luis González Carballo (doblista y variabista) me lo propuso y como quiera que su Décima Esfera es hermana de mi Ojo en el Cielo pues aquí lo tiene. Me propongo comentar que, como, cuando, desde donde y con qué observo.


Eta Aquilae: ¡Mi primera curva de luz!. Verano de 1986.

Mi interés por las estrellas variables es simultaneo al de mi interés por la Astronomía. Llevo 25 años aproximadamente observando estrellas variables y creo que lo haré toda mi vida mientras pueda por la sencilla razón de que soy feliz haciéndolo. En la actualidad observo estrellas de todo tipo: largo período, semirregulares, irregulares, eruptivas, eclipsantes y cefeídas de largo período. Brillantes y no tan brillantes; periódicas o erráticas, rápidas y muy lentas. Soy consciente de que, dependiendo del tipo de estrellas que se observe, se pueden obtener mejores o peores resultados pero no creo, en la actualidad, que sean inválidos mientras se envíen, se compartan y haga con verdadero cariño y espíritu científico. De la misma forma que soy consciente de que no puedo hacer trabajos muy rigurosos porque en la actualidad no puedo disponer, de manera regular, del tiempo, del lugar ni, del montaje cotidiano del instrumental requerido para ello. Realmente solo quiero disfrutar y actualmente lo consigo.

Observo regularmente, todos los días que puedo desde la azotea de mi casa situada en el centro de la ciudad de Sevilla. Hago Astronomía Urbana desde una ciudad muy contaminada lumínicamente y sin visos de mejora, más bien de "peora", pero es lo que tengo y a lo que me tengo que amoldar.

Uso cámaras DLSR (dos de Canon) que me son fáciles de subir a la azotea y registrar estrellas de hasta la magnitud 10, con una exposición de 2’5 segundos sin problemas o facilmente acoplables a un pequeño telescopio de 70 mm que me permite alcanzar la 12,0 en 5 segundos. Aunque en ocasiones aún empleo los métodos visuales, ya prácticamente los he abandonado, solo lo hago para unirlos a las observaciones fotográficas. Desde la ciudad observo estrellas brillantes (no inferiores a la novena magnitud) y que suelen ser muy poco observadas o que, aún siéndolo, llevo muchos años observándolas y son como mis niñas... Las imágenes las reduzco usando el software IRIS aunque directamente he de reconocer que también se obtienen resultados sorprendentes, no exactos, pero sí con buena aproximación, lo digo por si alguien se anima ha hacerlo así. De hecho la observación de variables con cámaras DLSR está creciendo cada día que pasa teniendo más y más adeptos.

En ocasiones salgo al campo con la familia por fines de semana completos, puentes o semanas y desde allí me ayudo con un refractor de 120mm/1000mm con el que sigo eclipsantes débiles que necesitan determinar la evolución de las variaciones de sus O-C. Este proyecto me gusta muchísimo y envío las observaciones al observatorio polaco de Mt. Suhora. Cuando voy al campo sólo me dedico a las eclipsantes pues puedo disponer de toda la noche para su seguimiento y las condiciones generales de observación (incluída las familiares) son óptimas: telescopios, cámaras, portátil…en la azotea es costosísimo para mi hacer eso. También sigo una programa propuesto por Sebastián Otero (alma mater de Wezen 1.88) para la determinación de eclipses en estrellas con períodos indefinidos o sospechosas de ser eclipsantes. Las más brillantes las hago desde Sevilla con DLSR. Es un programa, éste, que realmente me encanta y que creo que es extraordinariamente interesante para un observador de variables que observe visualmente. Se puede ver el programa aquí.

¿Y qué hago con las observaciones? Pues las envío a la AAVSO, organización de la que soy miembro desde hace bastantes años; las de eclipsantes a Mt. Suhora; algunas otras a entidades públicas o privadas que la solicitan, y además ANALIZO mis propias observaciones con frecuencia, curiosamente obtengo resultados para semirregulares bastante curiosos, calculo tiempos de mínimo de eclipsantes o hago la “curva” de luz para “variables” que no he visto variar en la vida…(por ejemplo RX Cep).

Iré tratando de exponer todos mis resultados aquí por si alguien quiere realizar algún estudio más serio o que disponga de un instrumental adecuado que pueda usar diariamente. Pero por ahora sólo me quedaría listar las estrellas que habitualmente sigo pero eso lo voy a dejar para otra ocasión porque extendería, ya demasiado la entrada. De momento Juan Luis, espero haberte complacido, al menos la mitad, cómo para una tapita en Monesterio...

domingo, 3 de octubre de 2010

John Goodricke y el descubrimiento de Algol


John Goodricke. Pintura de James Scouler (c.1785)

En las noches de otoño la constelación de Perseo brilla alta sobre el horizonte noreste. De todos es conocido que la segunda de las estrellas en brillo de la constelación, Algol, es el prototipo de las variables eclipsantes. ¿Qué observarían los antiguos astrónomos para darle un nombre tan llamativo como "la cabeza del demonio"? Imagino a unos astrónomos sucumbidos ante la inmutabilidad de los cielos observando como una estrella se desvanecía, cada tres días, durante algo menos de cinco horas brillando casi una magnitud y media menos para luego recuperar su situación habitual. Indiscutiblemente debía ser un signo envenenado. No cabía duda. Un guiño malicioso que no traería buenos augurios.

Afortunadamente la ciencia avanza y llegamos a la romántica y culta holanda del siglo XVIII. Allí, en Groninga, nació John Goodricke la primera persona que se encargó de darle a Algol una explicación menos sobrenatural. Nació en 1764 en el seno de una familia acomodada compuesta por un diplomático inglés casado con una mujer holandesa hija de un comerciante. A los cinco años de edad el sonido del silencio le fue impuesto para siempre debido a un ataque de escarlatina, pero sus estudios en Edimburgo y York le permitieron que la sordera no fuera un obstáculo para comunicarse con los demás llegando incluso a aprender a hablar. El entusiasmo que le transmitió un profesor de religión, elocución y astronomía llamado William Enfield fue determinante para que, ya con 13 años, se convirtiera en astrónomo aficionado.

Su adolescencia la pasaba en York, en Trasure´s House, la Casa del Tesorero, observando el cielo en compañía de su primo y también variabilista  Eduard Pigott (1753-1825). Un joven cuyo padre había construido un observatorio astronómico a poca distancia de la casa de Goodricke. Durante un tiempo John observó Algol...

"Esta noche he observado a la Beta de Perseo y me ha sorprendido mucho encontrar su brillo alterado. Ahora parece ser de cuarta magnitud...La observé diligéntemente durante más de una hora...apenas podía creer que cambió su brillo, porque nunca había oído hablar de una estrellas variable que variara tan rapidamente su brillo. Pensé que podría ser, tal vez, una ilusión óptica, un defecto en mis ojos o mal aire, pero a continuación se mostrará que el cambio es cierto y no esa un error".

John Goodricke, 12 de noviembre de 1782 , diario personal.



Cartas de John Goodricke explicando sus observaciones


Geminiano Montanari (1633-1687) ya había observado los cambios de la estrella hacia 1670 pero no llegaba a comprender exactamente que ocurría ni porqué. Goodricke, que se había convertido en un excelente astrónomo aficionado, la observó concienzudamente llegando a la conclusión que sus variaciones eran regulares en el tiempo, produciéndose la caída de brillo al cabo de unas 70 horas... En la primavera de 1783 (y también de su vida) presentó a la Royal Society una explicación al fenómeno completamente inédita, atrevida y valiente:

Atribuyó a la existencia de una estrella compañera que giraba alrededor de Algol estos cambios de luz. Cuando la compañera, situada en la línea de visión que unía la Tierra con Algol, pasaba por delante de ésta última se producía un eclipse y como consecuencia de ello un desvanecimiento en el brillo de Algol. Incluso dio una segunda opción: si no era una estrella, la estrella tenía una inmensa mancha oscura que se nos mostraba cuando la estrella giraba. Al año siguiente, Goodricke se decidió por la teoría del eclipse.

Su explicación es correcta y los miembros de la Royal Society así lo consideraron también siendo admitido tres años más tarde como miembro de la laureada institución y concediéndole la medalla Godfrey Copley. Lamentablemente no pudo disfrutar mucho de las gracias concedidas pues el 20 de abril de 1786, cuatro después de su galardón, falleció tras sufrir una pulmonía.

Su hipótesis tardó en comprobarse experimentalmente pero llegó. Fue en 1890 cuando el astrónomo alemán Carl Vogel dirigió un espectroscopio a la estrella detectando a la compañera de Algol que en recuerdo del joven astrónomo aficionado fue llamada "Estrella de Goodricke".

John Goodricke también observo a Sheliak en 1783/1784 (Beta Lyrae) y a Delta Cephei calculándose sus períodos pero eso ya forma parte de otras fascinantes historias de la observación de las estrellas variables.

Placa en la casa desde donde realizara las observaciones, dice así:

Desde una ventana de Trasure´s House, cerca de esta placa, el jovén sordomundo astrónomo John Goodricke 1764 - 1786 fue elgido miembro de la Royal Society a la edad de 21 años, observó la periodicidad de la estrella ALGOL y descubrió la variación de Delta CEPHEI  y otras estrellas sentando así las bases de la moderna medición del Universo.

Este mes de octubre podremos simular a Goodricke observando los eclipses de Algol siguiendo sus cambios de brillo. Podemos hacer las comparaciones usando la carta que se expone. Las efemérides de los mínimos de luz son las siguientes:

6 de Octubre, 23h17UT, (noche del 6 al 7), Algol a 42 grados sobre el horizonte desde Sevilla.
9 de Octubre, 20h06UT, a unos 23 grados sobre el horizonte de Sevilla.
29 de Ocutbre, 21h47, a unos 53 grados de altura.

Carta de la AAVSO para observar a Algol

domingo, 19 de septiembre de 2010

El aumento de brillo durante la totalidad del eclipse de Epsilon Aurigae

Tal y como se explicó en la entrada introductoria de agosto de 2009, aún estamos observando el eclipse de esta brillante estrella el cual no queda exento de interrogantes. De hecho desde que Johann Fritsch descubriese las variaciones de brillo en 1821, se inician toda una serie de hipótesis para explicar el fenómeno, adquieriendo la mayor credibilidad la que expusiese Hans Ludendorff en 1904. Ludendorff atribuyó al mecanismo de un eclipse la variación en el brillo de la estrella.

Como sabemos, el eclipse de Almaaz (su nombre propio) dura algo más de 27 años y actualmente se sitúa en su mínimo de luz, en la totalidad. Pero si repasamos lo que comentamos en la entrada anterior y observamos la curva de luz obtenida por la AAVSO durante el pasado eclipse de 1982-1984 nos encontramos con una ligera subida de brillo justo casi a la mitad de la totalidad que puede llegar a dos décimas de magntud.. ¿Por qué? ¿A qué se debe esa subida de luz?



Sabemos que la estrella principal es una supergigante situada a algo más de 2000 años-luz de tipo espectral F con un tamaño de entre 100 y 200 veces el del Sol. En cuanto al componente secundario es un objeto realmente extraño. La propuesta más aceptada era la emitida en 1971 por el astrónomo Robert Wilson. El objeto secundario que provocaría el eclipse sería un disco oscuro inclinado en relación a la órbita de la estrella. Se supone que en el centro de dicho disco existe un sistema binario muy cercano que además de provocar altas temperaturas en el disco le confiere -por su masa- la forma plana del mismo. El centro de dicho disco, con hueco, sería lo que podría explicar el pequeño aumento de brillo que se observa a mitad del eclipse.


La imagen ha sido extraída desde aquí


Hace cinco años, el Explorardor Espectroscópico de Ultravioleta Lejano (FUSE) dirigió sus detectores hacia el sistema pero no obtuvo un resultado satisfactorio para corroborar la hipótesis al no corresponderse la emisión de energía propia de sistemas binarios con la observada por el satélite. A pesar de todo, es la hipótesis más plausible. Imaginemos que la compañera es un donuts ópaco y en el que el borde del "hueco" del donuts se sitúan las dos componentes del sistema binario.

Existe toda una campaña internacional de observación en cualquiera de los sistemas fotométricos (incluído el visual) cuyo enlace he puesto en la lista de los mismos y que incluye un boletín en pdf. En agosto pasado era la fecha prevista para la mitad del eclipse del sistema y parece que se está cumpliendo como puede verse en la curva de luz promediada obtenida con datos de observadores de la AAVSO.


Como puede verse en el gráfico promediado, actualmente estamos saliendo de esa fase de subida de brillo para volver a caer y emprender el mínimo hasta la primavera del próximo año. ¿O volverá a subir de brillo? Realmente es una incógnita pues se estima que la subida de brillo dure hasta mediados de octubre, pero lo que si está claro es que durante el próximo otoño e invierno deberíamos seguir a Epsilon Aurigae por si la estrella nos depara alguna sorpresa. La veremos en su brillo mínimo para ya en el próximo verano y otoño verla brillar en todo su esplendor. Aprovechemos a disfrutar de este espectáculo, el próximo eclipse será en el 2036...

viernes, 10 de septiembre de 2010

El lento incremento de brillo de Gamma Cassiopeia


Imagen a baja resolución de Cassiopea, desenfocada para captar con claridad los colores de las estrellas.


En las noches de otoño, cuando el frío comienza a agradar, que no a molestar, brilla alta sobre el horizonte la constelación de Casiopea. Vuelta de espaldas al cielo como respuesta a un castigo por alardear de ser más preciosa que las propias Nereidas, la esposa de Cefeo y madre de Andrómeda se asoma en las noches otoñales como una “W”, en el centro de la cual aparece Gamma Cassiopeia, prototipo de las estrellas variables que llevan su nombre y de interesante -y actual- estudio.

Además de ser una de las estrellas brillantes que no tienen nombre árabe ni latino, (es Tsih ,en chino, el látigo), Gamma Cas se sitúa a 610 años-luz irradiando con una luminosidad 40.000 veces la del Sol y una masa 15 veces superior a la de nuestra Estrella.  Esta estrella azulada de espectro B0.5 está achatada por el ecuador como consecuencia de una elevadísima velocidad de rotación (unos 300 km/s.). Ese giro tan rápido provoca que se desprenda material de la estrella y se forme un disco alrededor de la misma. Parece ser que las pérdidas de masa son las responsables de los cambios de luz que se dan en la estrella. Las variaciones de luz oscilan entre la magnitud 1.6 y la 3.0 según el General Catalogue of Variable Stars pero sin ninguna periodicidad. Gamma Cassiopeia también emite en rayos X, curiosamente bastante más (unas diez veces) que otras estrellas también del tipo Be. Esta emisión se interpreta como una relación entre el campo magnético de la estrella y el disco de la materia expulsada. Y todavía hay más, es una binaria espectroscópica con un período de 204 días con una compañera cuya masa se estima similar a la del Sol.

Un análisis espectral de su luz ya reveló en 1866 por parte del pionero en el estudio de los espectros estelares, el astrónomo italiano Padre Angelo Secci la aparición de líneas de emisión de hidrógeno. Posteriormente se ha conocido que dichas líneas no provienen de la estrella en sí, sino del disco de materia que la circunda. Es protopio de las variables conocidas como "Be"; la B por el espectro (azul) y la "e" por las líneas de emisión. Estas estrellas tienen unos períodos de variación que oscilan entre días y muchas décadas, atribuyéndose la variación de más corto período a la propia rotación de la estrella o a pulsaciones no radiales en la misma.

La curva de luz



Curva de luz de Gamma Cas con observaciones visuales enviadas a la AAVSO desde el año 1936 hasta la actualidad. Los observaciones están promediadas cada 30 días. (Extraído con VSTAR)

Hagamos un sencillo y simple análisis de su curva de luz desde 1936 hasta la actualidad construida con los datos aportados por los observadores a la AAVSO. Salvo un incremento de brillo en el año inicial en el que la estrella se mantuvo en magnitud 1.6/1.8 desde octubre de 1936 hasta agosto de 1937, no tenemos registros de que la estrella se haya encontrado tan brillante como esos momentos. Me resulta curioso el aspecto que tendría la constelación entonces, con una estrella central brillante y superando en brillo a la estrella más brillante de la vecina constelación de Perseo (Mirfak, mv:1.80). Tras el verano de 1937 la estrella tuvo algunos altibajos de brillo llegando a primeros de 1938 a magnitud 2,4 y descendiendo en diciembre de 1939 hasta la magnitud 3.0 donde se llevó unos nueve meses.  Resumidamente este ha sido el período de mayor actividad de la estrella y el que ha dado los parámetros para el General Catalogue of Variable Stars.

El resto ha sido una situación en la que la estrella ha variado de brillo de una forma muy lenta. Un pico en la magnitud 2.6 a mediados de 1950 y otro en el verano de 1968 con magnitud 2.2/2.3 con mayor duración y que dejó a la estrella en magnitud 2.5/2.6 a finales de 1970. Desde entonces no ha habido ningúna subida de brillo destacada más, su brillo se ha ido incrementando lentamente, muy lentamente, diría yo, desde la década de los 70 del pasado siglo hasta la actualidad de décimas de magnitud. En la actualidad podemos verla en magnitud 2.2/2.3 con un brillo muy similar a Alpha y Beta Cas.

La observación

A mi siempre me gustó observar esta estrella, llevo muchos años siguiendo su brillo y no he podido detectar muchos cambios. Es una estrella fácil de observar para los que se inician en la observación de variables. La observo una vez cada 3 o 4 semanas, no es necesario más si se hace visualmente. Las observaciones más interesantes son aquellas que se realizan fotoeléctricamente para detectar los pequeños cambios de luz que en la estrella puedan producirse (imperceptibles visualmente). En este último caso si es aconsejable la medida en cada noche limpia. 

De cualquier forma no está de más su observación y comparar los brillos entre Alpha y Beta Cas ya de por sí sospechosas de variabilidad. Cada vez que estimemos el brillo de Gamma Cas, hagámoslo también de sus dos compañeras de constelación aunque evitemos comparar Gamma Cas con la Alpha pues esta sí que puee alterarnos nuestra medición. Cuando la he observado visualmente siempre lo he hecho comparándola con Alpha Per y Beta Cas; o con la segunda directamente cuando la mido usando cámaras DSLR. Aquí se puede obtener una carta para el uso personal de cada observador, teniendo especial cuidado de no usar estrellas demasiado lejanas para comparar.  Hay varias cartas en la red para poder seguir a la estrella.

Gamma Cas es una estrella de interés prototipo de un grupo de variables cuyo interes ha aumentado bastante en la actualidad. No dejemos de echarle un vistazo y sigamos su evolución paulatinamente cada vez que tengamos un cielo despejado y sin la interposición de luz lunar. Y, recordemos, la observación de esta estrella puede incluirse dentro de la Astronomía Urbana a la que buen tiempo le dedica el amigo Pepe Gómez desde mi misma ciudad. Quien sabe, quizá en un futuro veamos aumentar su belleza a la que presumiera de ser más bella que las propias Nereidas.

miércoles, 1 de septiembre de 2010

Historia de las Estrellas Variables (L. Campbell - L. Jacchia)


Todo el mundo tiene alguna de esas joyitas en su biblioteca que le gusta ojear de vez en cuando, releída y releída, y que con su áspero y dulce olor a libro viejo enseña a quien comparte su afición o se convierte en compañero cuando la lluvia no deja ver las estrellas. Este libros es una de las mías.

Se trata de uno de los pocos libros (que no el único) sobre estrellas variables que hay escritos en castellano. Fue editado en 1946 en Buenos Aires, hace ya 64 años, y sus autores son Leon Campbell (1881-1951) y Luigi Jacchia (1910-1996). Los autores eran miembros del personal científico del Observatorio de la Universidad de Harvard, dedicado sobremanera al estudio de las estrellas variables. El libro contiene 84 ilustraciones y el prólogo es del profesor Bernhard H. Dawson quien era, a la sazón, jefe del departamento de Astronomia Extrameridiana en el Observatorio Astronómico de la Universidad de la Plata de Argentina.


El libro incorpora 226 deliciosas páginas a lo largo de las cuales se distribuyen los siguientes capítulos: Prólogo, Cómo se descubren las variables, Observación de las Variables, Uso de las Observaciones (en este capítulo enseña a montar una curva de luz completa y a calcular sus elementos), Estrellas Pulsantes, Las Variables Rojas (con 28 curvas de luz diferentes), Estrellas Explosivas, Estrellas Errantes (un capítulo dedicado a los tipos que hoy conocemos como del tipo R CrB, Gamma Cas o las variables nebulares), Eclipses Estelares y Epílogo. El libro se completa con un apéndice que incluye, entre otros temas, una lista de estrellas interesantes y de las "novas notables" desde 1572 (supernova de Tycho) hasta la nova registrada en la constelación del Lagarto en 1936 (CP Lac).

Su lectura es fácil, se aprenden muchas cosas, útiles en la actualidad y por encima de todo, a los que nos fascina la observación de estas estrellas, el libro está repleto del romanticismo propio de esta Ciencia. Algunos métodos de observación son para dedicarles entradas únicas en el blog y me lo anoto como pendiente. Las ilustraciones incorporan muchas curvas de luz y algunas fotografías de las que, escogidas un poco al azar he entresacado varias.



Imágen de la Nova Persei 1901 a la que el libro le dedica algunas páginas. En ella se refleja el cambio en la nebulosidad alrededor de la estrella en tres meses. La nova alcanzó la magnitud 0,1 el 23 de febrero de 1901.


Así se inicia el relato del descubrimiento de la que actualmente conocemos como nova recurrente GK Persei:
"La nova fue descubierta por T. D. Anderson el 21 de febrero de 1901. El Dr. Anderson, clérigo escocés, se encaminaba a su casa tarde esa noche cuando mirando la constelación de Perseo, vio una extraña estrella de tercer magnitud en la región entre la famosa estrella variable Algol y la más brillante de la constelación, Alfa de Perseo." [...]



Carta "(b)" de la AAVSO para la variable R Cyg. Carta realizada en la década de los años 20 del pasado siglo.

Leon Campbell fue la persona responsable de la recogida de datos de la AAVSO desde 1915 hasta que se retiró en 1944 donde la organización más famosa dedicada  a las estrellas variables le otorgó el AAVSO Merit Award. Esta carta, en negativo, es una de las primeras que la organización americana realizó usando el hoy habitual sistema de indicar las magnitudes de las esrtellas de comparación junto a la estrella variable a seguir. No falta mención a la AAVSO y al sistema de uso de cartas en este libro.

El libro aún se puede encontrar en  internet por lo que he podido comprobar en una pequeña búsqueda que he hecho aunque con variaciones ostensibles en el precio.  Yo lo adquirí en 2006 al precio de 11 euros...tuve bastante suerte, he de reconocerlo. Si hay oportunidad y se puede, no se lo pierdan. Merece la pena leerlo y conservarlo.

miércoles, 25 de agosto de 2010

Vigilando a CI Cygni (II) - Sube de brillo.

Las últimas observaciones realizadas el día 24 de agosto por Gary Poyner desde Inglaterra revelan que la estrella está en magnitud 9.8 y por consiguiente está subiendo de brillo.. Otros observadores como el británico Mike Gainsford o el eslovaco Pavol A. Dubovsky confirman la actividad reciente de la estrella. De esta forma, la observación de esta estrella del tipo Z And es prioritaria.
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martes, 27 de julio de 2010

Vigilando a CI Cygni



Como ya ocurriera en septiembre de 2008 vuelvo a colocar en el blog a esta interesante estrella cuya observación es bastante interesante en estos últimos meses. De hecho CI Cyg (variable simbiótica)  esta a un paso de alcanzar su segundo máximo en la fase de mayor estallido al que entro en 2008 (aquí se hizo referencia), el primero después de casi 30 años de inactividad en la estrella.

De CI Cyg se han observado pocos estallidos a lo largo de su historia. Los incrementos de luz de 1911 y 1937 han sido modestos tanto en la amplitud de brillo como en su duración. Entre los años 1970 y 1978 la variable simbiótica volvió a experimentar una fase de estallido mayor, caracterizado por tres máximos ocurridos en Noviembre de1971 (V=9.3); Noviembre de 1973 (V=9.8) y Agosto de 1975 (V=8.7) .

El comportamiento de estos meses atras son parecidos a los estallidos comentados en la época 1970-78. El pasado máximo (de V=9.50) ocurrió la primera semana de septiembre de 2008 disminuyendo su brillo hasta alcanzar un mínimo de V=11.0 en Marzo 2010. El tiempo entre el máximo y el mínimo ha sido cercano a los 550 días. En el momento actual, se encamina hacia un segundo máximo y se espera que en las próxima semanas alcance un segundo máximo de V=9.8. Esto es debemos estar atentos a esta estrella.

Vuelvo a dar cartas para todo aquel interesado en observarla. Recordar que su localización es fácil, cercana a la variable del tipo Mira Khi Cygni. Las cartas de observación son: A - B - C. Todas las observaciones son válidas, tanto visuales como CCD, lo importante es estar alerta y detectar su subida de brillo.