Variables en M13: Astros no variables

1. Asesores astronómicos cacereños
3. Bibliografía

Asesores Astronómicos Cacereños

En junio de 2000 se publicó el trabajo "Variables en M13" del Dr. Wayne Osborn (Universidad Central de Michigan); en él se presentaba fotometría B y V de 104 estrellas del cúmulo indicando el autor que algunas de ellas podían ser variables; el listado de éstas (que incluye el número Ludendorff, la denominación si ya es variable, su magnitud V e índice de color B-V) es el siguiente:

Como puede verse entre estas sospechosas teníamos a las bien conocidas variables V19 y V24, esta última demasiado pegada a una estrella también muy brillante (ahora V39, Kopacki et al., 2003) como para ser fácilmente estudiada en condiciones normales; salvo L687 el resto (incluyendo V24, pese a que está muy próxima al núcleo y a la también brillante V39) han sido observadas y medidas por nosotros. (Nótese que L414 es ahora la nueva variable V38: ésta, al igual que V24 y V39, no se incluyen aquí ya que serán tratadas independientemente en futuros artículos.)

En dicho trabajo se lanzaba también una interesante hipótesis: todas las gigantes rojas cuyo índice de color B-V fuese igual o superior a 1.45 eran variables… merecía la pena comprobarlo.

Figura 1: Imagen digital del cúmulo M13 mostrando la posición de las 12 estrellas estudiadas y de los 5 astros de comparación que se han utilizado. (Toni Bennasar, 2002)

Dedicados al estudio de distintas estrellas variables de M13 decidimos que podíamos ampliar nuestro trabajo: dado que en cada imagen del globular podemos apreciar, sin mucho esfuerzo, varios centenares de astros hasta la magnitud 15-16 podíamos intentar medir algunas de las presuntas variables de Osborn; si eran variables quizá pudiésemos determinar su amplitud y período, si no lo eran podríamos confirmarlo con nuestros datos y olvidarnos de ellas, o incluso utilizarlas -en el futuro- como astros de comparación y/o chequeo fotométrico ya estudiados por nosotros.

Como en campañas anteriores hemos utilizado el bien conocido software IRIS, de Christian Buil, para medir las imágenes obtenidas con el catadióptrico de 203 mm; después de obtener las curvas de brillo de todas las estrellas bajo estudio comprobamos con estupor que los resultados no eran válidos (salvo para V11 y alguna otra variable de gran amplitud, como V2), de modo que decidimos volver a medir todas las imágenes usando en esta ocasión el programa AstroArt.

Puesto que en distintas estrellas no variables apreciábamos la misma curiosa caída de brillo, sospechamos que sería la estrella de calibración fotométrica (L199, de magnitud V 12.21) la que debía ser variable: de este modo la aparente caída de brillo registrada en las estrellas fijas no era más que el "reflejo" de su pérdida de luminosidad con el tiempo. Era preciso comprobarlo para no cometer el mismo error en el futuro.

Ya puestos a medir, y dado que confiábamos en la potencia fotométrica de AstroArt (alabada por muchos aficionados), nos atrevimos a ampliar el número de estrellas bajo estudio hasta llevar esta cifra a 30 por imagen; el listado completo de los astros medidos es el siguiente: