Estrellas dobles y múltiples con CCD (página 2)

En la denominación de los sistemas estelares se emplearon frecuencia la letra griega Sigma, pues corresponde al descubrimiento de W. Struve, OS si la descubrió Otto Struve, su hijo o bien el número que posee dentro del ADS (Catálogo de Aitken, 1932).

Algunos ejemplos pueden dar una idea más clara de todo lo comentado; la precisión conseguida en mis mediciones es de ±0,2" como media, aunque la turbulencia de la noche puede hacer oscilar este valor arriba o abajo.

Sistemas dobles.

Son los más habituales y más conocidos: formados por dos astros, a veces de brillo similar y a veces exageradamente desiguales en brillo, no es fácil apreciar cambios en sus parámetros salvo en los sistemas más rápidos, que son habitualmente los más cerrados para nuestros instrumentos. En ocasiones son cuerpos bastante cercanos o incluso muy próximos (alfa Centauri, Sirio) dándose el caso de apreciar, en pocos años, el movimiento de traslación de sus astros alrededor del baricentro común del sistema (Proción, Sirius, 70 Ophiuchi) y, a veces, también el desplazamiento real del sistema a través del cielo, como en el caso de 61 Cygni, 70 Ophiuchi o 17 Lyrae.

Entre los sistemas dobles más comunes, amplios, fáciles de capturar, resolver y medir con toda comodidad, puedo mencionar los siguientes:

• 61 Cygni (ADS 14636) situada en la posición AR: 21h 06 m y Dec.: 38° 45' (2000): este sistema binario, distante sólo 11,1 años-luz, es muy famoso por haber sido uno de los primeros cuya distancia a la Tierra fue conocida (Bessel, 1838). Formado por dos estrellas enanas rojas (espectros K5V y K7V), la componente B gira en torno a la A en un período de 653 años. Se da la circunstancia de que su movimiento aparente de desplazamiento, descubierto por G. Piazzi en 1782, es elevado (5,22" al año), con lo cual una CCD como la mía puede poner de manifiesto este movimiento en sólo 6 meses o menos, tomando como referencia las estrellas vecinas (mostradas en esta imagen), situadas mucho más distantes y que podemos tomar como marco de referencia: se nos aproxima a 38 millas por segundo.
• Struve 1850 (ADS 9277) situada en la posición AR: 14h 28 m y Dec.: 28° 17' (2000), fue medida por primera ve en 1832 por Struve; se encuentra formada por un astro primario blanco (espectro A0) de magnitud 7,0ª y otro secundario del mismo espectro y color con magnitud 7,4ª separados por una distancia cómoda de 25,6" con un AP de 262° (1958); la distancia entre ellas y las magnitudes tan similares favorece la captura y resolución en cortas integraciones. No se han registrado cambios en estos elementos desde su descubrimiento; pese a todo con mi CCD yo mido 25,5" en 1996. Quizá sea un par de perspectiva y no un sistema binario orbital, pero para esto sería preciso efectuar mediciones más a menudo durante un período de varios años más…

• delta Bootis (Struve I 27), situada en la posición AR: 15h 15m y Dec.: 33° 19' (2000): fue medida por primera vez en 1835 por Struve (aparece con el número 27 en su Primer Suplemento de su célebre catálogo) también llamada ADS 9559 en el Catálogo de Aitken; está formada por una estrella primaria amarilla (espectro G8III) de magnitud 3,47ª y una secundaria amarillenta (espectro K0) de magnitud 8,7ª separadas por una distancia de 105" con un ángulo de 79°: yo mido 106" en 1996. Es bastante fácil capturar y resolver dada su separación, aunque no debería serlo tanto por sus magnitudes tan dispares; se aproxima a nosotros a 12 km/s y dista unos 140 años-luz; ambos astros se desplazan juntos por el cielo a nada menos que 0,15" por año. Una fácil e interesante pareja incluso para un ocular mediano en un telescopio pequeño.
• mu Bootis (Struve I 28), situada en la posición 15h 24m, 37° 23' (2000): fue descubierta en 1826 y medida por primera vez en 1834 por Struve (es la número 28 del Primer Suplemento) llamada también ADS 9626; formada por una primaria A de magnitud 4,3ª (tipo F0) y una doble muy cerrada (S 1938) de magnitud conjunta 6,5ª formada por una estrella B de magnitud 6,98ª y una estrella C de magnitud 7,63ª separadas por 2,3" con AP 9° (1996), que no llego a desdoblar del todo. La distancia A-BC era de 108" con AP 171° (1956); yo mido 107" en 1996. B y C son estrellas similares al Sol con un período orbital de casi 260 años; se aproxima a unos 9 km/s.

61 Cygni.

Sistemas dobles cerrados.

Dentro de los sistemas dobles encontramos algunos que, por su separación reducida y diferencia de magnitudes notorias, son ya difíciles de capturar y estudiar o incluso del todo imposible para este instrumento; algunos de ellos son sistemas cerrados de órbita rápida (eta Coronae Borealis con 42 años, o tau Cygni con 50 años), aunque otros poseen períodos de varios siglos (epsilon Lyrae, con 1,165 y 585 años respectivamente). Ejemplos pueden ser:

• zeta Corona Borealis (Struve 1965), situada en la posición 15h 39m, 36° 38' (2000): denominada también ADS 9337 la primera medición data de 1829; está formada por un astro principal blanco (espectro B6) de magnitud 5,1ª y otro también blanco (espectro B7) de magnitud 6,0ª separados por 6,3" con AP 305° (1973); en 1996 yo mido 6,33". El movimiento aparente del sistema es tan lento, que desde su descubrimiento apenas si se han separado 0,3" y girado +4°. No es difícil para mi CCD dado el brillo tan similar y la buena separación entre los componentes, aunque el estudio no puede efectuarse con la comodidad de sistemas anteriores.
• epsilon Bootis (Struve 1877), situada en la posición 14h 45m, 27° 04' (2000), fue descubierta por Struve en 1829. Está formada por un astro amarillento (espectro K0 II) de magnitud 2,5ª y otro de magnitud azul-verdoso de 5ª (espectro A2) separado sólo por 2,8" con AP de 339° (1971), yo mido 2,68" en 1996: muy difícil para mi equipo dado el brillo de la primaria y la corta separación entre ambas. Ambas componentes se aproximan hacia nosotros a unos 16 km/s y forman un par orbital real. No es fácil de ningún modo para la CCD ya que la separación es muy reducida: incluso con 4 metros no es fácil tomar buenas exposiciones, debido a la turbulencia atmosférica.

Sistemas múltiples.

Cuando en un sistema estelar (sea orbital o de mera perspectiva) nos encontramos con más de dos astros, tendemos a denominarlos genéricamente estrella doble, pese a que el nombre correcto sería sistema múltiple: hay ejemplos de tres estrellas (pi Bootis o sigma Coronae Borealis, de cuatro estrellas (el Trapecio o epsilon Lyrae) o incluso de cinco componentes (17 Lyrae una ellas); dependiendo del brillo de cada estrella y de la distancia a la primaria, serán sistemas resoluble total o parcialmente.

Veamos algunos ejemplos de sistemas triples, cuádruples o quíntuples.

• pi Bootis (Struve 1864), sistema triple situada en la posición AR: 14h 40m y Dec.: 16° 25' (2000), fue descubierta por Struve en 1830; en aquella época los separación medida fue de 5,8" con un AP de 99°, estos datos referidos a 1982 eran 5,6" y 111°: se trata de un sistema orbital con periodo muy largo formado por una primaria azulada (espectro A0) de magnitud 4,9ª y una secundaria naranja de magnitud 5,8ª. Una tercera componente, de magnitud 10ª, puede observarse a 127" con AP 162°: yo mido unos 126" en 1996.

La diferencia de brillos entre ellas (casi 5 magnitudes) impide que, en una única toma, aparezcan claramente las tres componentes: con exposición reducida separamos A-B pero no aparece C, con una exposición más larga aparece C pero A-B se funden en un borrón. El sistema dista unos 1,630 años-luz de nosotros y sus componentes principales se nos acercan a 1 y 7 km/s respectivamente.

• sigma Corona Borealis (Struve 2032), situada en la posición 16h 14m, 33° 52' (2000): descubierta por Struve en 1827 se encuentra formada por dos astros amarillos (espectros G0V y G1V), distantes unos 70 años-luz, de magnitudes 5,58ª y 6,59ª separados por una distancia de 7" con un AP de 235° (1996); yo mido 6,81". Es fácil para la CCD dada la pequeña diferencia entre ellas y la cómoda distancia; no lejos de la binaria (unos 71" con AP 85° en 1933) aparece un tercer astro (en realidad es una cuarta componente D: la tercera estrella C –llamada LTT 14836– es una enana roja de magnitud 13,1ª a 8,7") de magnitud 10,6ª que se captura con bastante facilidad a costa de sobreexponer el par principal. La distancia según mis imágenes actuales ha subido a los 79", un incremento de 8" en 63 años; el AP había rotado de 1836 a 1933 en -4°.

Como suele ser habitual en componentes de brillo muy desigual (7 magnitudes), la tercera componente C sólo aparece cuando se sobreexpone la imagen, con lo cual el par A-B queda fundido en un único borrón. El período A-B ¡se calcula en 1.000 años!

• 17 Lyrae (Struve 2461), situada en la posición 19h 07m, 32° 30' (2000): este curioso sistema fue medido por primera vez en 1830 y es prácticamente desconocido por el aficionado, pese a ser muy interesante; lo conocí por casualidad en 1996 al cubrir, de modo rutinario, mi cuota de estrellas múltiples en la constelación Lyra. Formado por una estrella principal (F0V) y varias estrellas menores (denominadas B a H), al hacer las comparaciones de rigor con mediciones de otras fuentes (Sky Catalogue 2000) noté que una de ellas (la componente C) aparecía en mis tomas más brillante que las demás estrellas, excepto la A, por lo cual algo no concordaba: además este astro parecía mostrar un exceso de luz roja a infrarroja, comparando tomas con filtros rojo y azul; la distancia y el AP tampoco era el medido en 1935; al indagar en el Centro de Datos Estelares, de Estrasburgo, me informaron que se trata de una enana roja (llamada Kuiper 90A) de espectro M5, situada a 26,95 años-luz, cuyo rápido desplazamiento (1,225" al año) estaba próximo al que yo había determinado con mi rudimentario equipamiento (1,097") comparando la posición medida con datos antiguos. Aunque no es fácil apreciar cambios en su posición, por la reducida velocidad de desplazamiento, es posible al comparar tomas separadas por dos o tres años, o medir muy cuidadosamente la distancias a otros astros del campo.
• theta 1 Orionis o Trapecio (Struve 748): situado en pleno corazón de la Nebulosa de Orión, en A.R.: 05h 35m, -05° 23' (2000), este conjunto de astros jóvenes (tipos espectrales B2 a B5) puede ser resuelto en sus 4 componentes principales con facilidad: la CCD tiene algunas dificultades en captar correctamente sus brillos (A= 6,7ª, B= 7,9ª, C= 5,1ª y D= 6,7ª), dado que se encuentra inmerso en una nebulosa brillante rojiza. Una cuarta componente (E), de magnitud 11,1ª, es ya muy difícil para mi cámara, al no sobresalir casi nada sobre el brillante fondo nebuloso y encontrarse a sólo 4,1" de la componente A; la sexta componente F brilla con magnitud 11,5ª y está a 4" de C. Una séptima componente (G), de magnitud 16ª (fuera ya del alcance de mi equipo), puede verse a 7,4" de C en el seno del hipotético cuerpo del "trapecio". En esta imagen se aprecia, además del Trapecio, la brillante estrella doble q2 Orionis (Struve I 46) resuelta en sus dos componentes: 5,2 y 6,5 mag. a 52,5" así como la parte más densa de la nebulosidad, que envuelve completamente el sistema múltiple.

Cor Caroli.

Conclusión

Estos pocos ejemplos, escogidos entre varios cientos más, demuestran claramente que una sencilla cámara CCD y un telescopio modesto pueden lograr buenos resultados, tanto estéticos como observacionales, a poco que se emplee cuidado en las tomas. Una cámara de mayor calidad, filtros fotométricos, un duplicador de focal y el programa de tratamiento de imagen adecuado pueden obtener todavía más frutos.

El lector interesado en estos trabajos puede encontrar más información práctica en el Burnham's Celestial Handbook, el Sky Catalogue 2000.0 (tomo II), la "Guía del Firmamento" (J. L. Comellas) o la sección que, mensualmente, escribe mi compañero Francisco Manuel Rica en "Tribuna de Astronomía".

Autor:

Francisco A. Violat Bordonau

Asesores Astronómicos Cacereños