Por Alfonso Padilla Vivanco
Al pasear la vista por el cielo nocturno, podemos percibir que tanto planetas como estrellas tienen diferentes tamaños, colores y luminosidades. Algunos de estos objetos astronómicos se mueven en la bóveda celeste con mayor velocidad que otros, así mismo se sabe que éstos están a diferentes distancias de nuestro planeta. También algunos de ellos, cambian regularmente de brillo y otros parecen conservar su luminosidad. Por ello en el siglo XVII, el astrónomo británico John Goodricke (1764-1786) quien fue un matemático y observador del cielo muy talentoso, propuso una forma de registrar la brillantez de las estrellas, usando una herramienta matemática conocida hoy día como curva de luz. Demostró que la estrella Algol o β-Persei, en la constelación de Perseus; cambia de brillo periódicamente. Se sabe ahora, que no todas las estrellas brillan siempre con intensidad constante. Muchas cambian su luminosidad en períodos que van desde unas pocas horas hasta incluso de varios años, sin embargo para algunas estrellas, estos cambios de brillantez son impredecibles. Estas variaciones se deben a diversas causas. Por lo que estudiar la magnitud luminosa de una estrella, es útil para saber a que distancia ésta se encuentra de La Tierra.
Existe una estrella cuyos cambios de luminosidad fueron estudiados por Goodricke, es el caso de la estrella Algol. Hoy se sabe que Algol es realmente una estrella binaria interactiva. Tiene una estrella compañera que es quien provoca los cambios. Esto se debe a que Algol es eclipsada (este fenómeno se llama ocultación) periódicamente por su compañera. Esto respecto a la línea de visión de Algol con nosotros. Este tipo de variaciones es conocida como variabilidad extrínseca. Esto significa que un cuerpo externo influye sobre la luminosidad de una estrella. Esta influencia puede ser periódica o esporádica. Una estrella doble como Algol requiere de un análisis de su curva de luz de Goodricke, esto para conocer algunos de los fenómenos que puede estar sufriendo la estrella. Los cambios de luminosidad se explican estudiando las ocultaciones mutuas entre las estrellas del sistema y usando las fases orbitales en las que se encuentran. Es algo así como en el caso del sistema Sol-Tierra-Luna. Hay cambios de luminosidad sobre la Tierra y la Luna, debido a los cruces de trayectoria o eclipses mutuos, que se dan entre estos objetos astronómicos.
Una espectacular constelación que se estará observando muy pronto en los cielos de otoño-invierno es la constelación de Orión; la cual está compuesta de millones de estrellas. Como se ha mencionado en el párrafo anterior, existe una relación de la magnitud (brillantez o luminosidad) de una estrella y su distancia a la Tierra. Las estrellas de esta constelación que más brillo tienen en el espectro visible son: α-Betelgeuse de magnitud 0.5 y a una distancia de La Tierra de 190 parsecs, β-Rigel de magnitud 0.12 y distancia 270 parsecs, γ-Bellatrix con magnitud de 1.64 y a 114 parsecs de distancia, δ-Mintka a 2.23 de magnitud y a 339 parsecs de la Tierra, ε-Alnilam con luminosidad de 1.70 y a 355 de nosotros. Así mismo otras estrellas de esta constelación como: ζ-Alnitak, η-Algjebbah, θ-trapecio C, ι-Hatysa, κ-Saiph, y λ-Heka, tienen respectivamente, luminosidades de: 2.05, 3.36, 5.13, 2.78, 2.06 y 3.66. Además están a distancias en parsecs correspondientemente a: 380, 300, 400, 451, 407 y 337.
En general existen varios tipos de estrellas variables, entre ellas están las del tipo cefeidas y las RR Lyrae. Algunas de éstas están cambiando de tamaño al estar expandiéndose y contrayéndose en forma periódica. Las variables Cefeidas son supergigantes amarillas con más de tres masas solares. Su período de pulsación es de sólo unos pocos días. La curva de luz también puede ser usada para observar los cambios de velocidad de una estrella a lo largo del tiempo, la curva de luz muestra un fuerte aumento hasta el máximo, seguido de una disminución plana hasta el mínimo. La curva de luz fue replanteada en 1908 por Henrietta Leavitt, usando la relación entre periodo y luminosidad, con ejes de tiempo (periodo) versus la luminosidad detectada (magnitud) de la estrella. Esto es, t-m. La curva permite llevar a cabo un seguimiento de la variación lumínica de una estrella en el tiempo. Para poder tener la curva de luminosidad de un objeto astronómico se requiere de un telescopio y un reloj, esto en la forma más simple. Aunque realmente el telescopio debe estar equipado con un sistema de detección de intensidades luminosas , por ejemplo una cámara digital, un espectrómetro o un sistema similar de detección de fotones.
La curva de luz característica de las estrellas interactivas de ocultación es fácil de reconocer. El brillo permanece constante la mayor parte del tiempo y sólo muestra dos interrupciones de igual duración. El tamaño relativo y el brillo de cada estrella individual determinan si una interrupción (mínimo en la curva) es más plano que la otra o si ambas son iguales. Muchas estrellas pasan por una fase de inestabilidad en sus vidas, como por ejemplo: las estrellas T-Tauri, que cambian de tamaño y brillo cuando se convierten en estrellas de la secuencia principal de Hertzsprung-Russell. Esta curva asocia la luminosidad versus temperatura de una estrella. El tipo más común, sin embargo, son las estrellas gigantes que han abandonado la secuencia principal. Los cambios en la composición y la temperatura hacen que las capas exteriores de la estrella sean más o menos transparentes a la radiación, de modo que la presión de la radiación exterior tiene diferentes efectos sobre esta capa.
El estudio de este tipo de curvas ha dado información muy valiosa para conocer más sobre la naturaleza de las estrellas. Te invito a ver la siguiente liga para conocer este tipo de gráficas:
https://media4.obspm.fr/public/VAU/masa/binario/eclipses/INTRODUCTION/index.html
Universidad Politécnica de Tulancingo. alfonso.padilla@upt.edu.mx
