Pasión por las estrellas

(Por Patricia Olivella )     La Astronomía es una ciencia -tal vez como pocas otras- capaz de despertar curiosidad e interés entre una enorme cantidad de personas ajenas al mundo científico. Es también una de las pocas ciencias que ha permitido el aporte de cultores aficionados que han contribuido con su trabajo a las investigaciones profesionales. Basta recordar a Clyde Tombaugh, granjero y aprendiz del observatorio Lowell que descubrió el planeta Plutón; a William Herschell, músico de un regimiento, quien descubrió -entre otras cosas- el planeta Urano; a su hermana Caroline, quien dejó su tranquila vida hogareña para dedicarse a "cazar" cometas (descubrió unos siete); al reverendo Thomas William Webb, aficionado británico que escribió el libro Celestial Objects for Common Telescopes, un hito en su época, al norteamericano S. W. Bumham quien descubrió más de 2.000 estrellas dobles; y tantos otros.

Pero el silencioso aporte de estos entusiastas no siempre llega a conocerse públicamente. Afortunadamente, no es este el caso del argentino Sebastián Otero, un joven astrónomo aficionado. La NASA acaba de anunciar que una supuesta falla en un instrumento de navegación por estrellas de la sonda Galileo no era tal, sino que la estrella usada como referencia para el monitoreo de posición de la nave, variaba en su brillo, tal como sostenía desde hacía tiempo Sebastián Otero.

Crecer de la mano de Carl Sagan
Sebastián Alberto Otero tiene 27 años y sus conocimientos de astronomía fueron construidos fundamentalmente en forma autodidacta, a partir del interés y la lectura. Contó además con el "empujón" que -como a tantos otros- le dió Carl Sagan a través de su serie Cosmos.

"Ya en la primaria -recuerda Otero- con unos amigos hicimos un grupito de astronomía que se reunía semanalmente y presentamos algún trabajo en la clase. Eso quedó en la nada, pero mi interés creció".

"Mi pasión la encendió la serie Cosmos", agrega. "Carl Sagan fue mi motivador. La claridad y la pasión con la que enseñaba astronomía, y el libro Cosmos, fueron un disparador".

Sebastián observa el cielo desde antes de cumplir los 10 años. La familiaridad que adquirió con él fué tal vez la que le facilitó el trabajo de poder determinar, a simple vista, que el brillo de las estrellas puede no ser siempre el mismo o incluso no ser el que figura en los catálogos.

"En un principio me interesaron los planetas, pero con el tiempo me cambié de bando y desde que leí el libro "La Tierra en el Espacio" de David Lambert empecé a dibujar las constelaciones y a notar que los diferentes puntitos de las estrellas tenían diferente tamaño o brillo. Desde esa época nunca dejé de mirar el cielo y aprendí más y más al leer. En el año 1996, cuando pude comprarme mi telescopio (un reflector de 20 cm de diámetro), lo que era un entretenimiento se volvió un estilo de vida".

Detectando estrellas variables
Al observar el cielo, es sencillo notar que no todas las estrellas poseen el mismo brillo. De hecho existen catálogos que clasifican a las estrellas según su magnitud o brillo aparente (Ver "¿Qué es la magnitud de una estrella?"). A las más brillantes se les puso, en un principio, el número de magnitud 1. Pero, con el tiempo, al perfeccionar los métodos de observación, se notó que estrellas catalogadas con la misma magnitud eran en realidad diferentes, incluso más brillantes. Por eso, se agregaron magnitudes negativas. Sirio, por ejemplo, la estrella más brillante de nuestro cielo, tiene magnitud -1,4. El Sol posee magnitud -26,8 y la luna llena, magnitud -12,5.

Pero las estrellas no sólo difieren entre sí. Una misma estrella puede presentar variaciones en su propio brillo y cambiar su intensidad en forma periódica. Son las llamadas estrellas variables (Ver "Estrellas que varían su brillo") .

Notar estas diferencias en el brillo de las estrellas y su clasificación fascinó a Sebastián Otero. "Siempre tuve la manía de cuantificar todo, de tabular todo, de hacer estadísticas. Y en esto encontré `la horma de mi zapato´. Comencé a comparar las magnitudes que figuraban en los libros con lo que veía".

Ya en el año 1994, a los 20 años, había logrado graficar -con un método propio- las variaciones en el brillo de la estrella l Carinae. La curva coincidía perfectamente con las "curvas oficiales". Este éxito sirvió de incentivo para convertir el trabajo en algo más metódico. Con nuevos catálogos en mano, que completaron y mejoraron los datos de los libros, obtuvo una lista de todas las estrellas hasta la magnitud 8. Sin embargo, pronto se le hizo evidente que lo que veían sus ojos no siempre coincidía con lo que decían los libros.

Tres años más tarde comenzó a tomar forma, lo que posteriormente llamaría CMA -Catálogo de Magnitudes Aparentes-, y que consistía en una especie de ranking estelar, es decir el ordenamiento según su brillo de todas las estrellas visibles a simple vista desde un cielo como el de Buenos Aires. En Buenos Aires, en una noche despejada, pueden verse estrellas de quinta magnitud, como máximo. Estas son casi 2000 estrellas que ahora están registradas y ordenadas en el CMA.

"La idea del CMA fue corregir todos los errores presentes en los catálogos. Terminar con las discrepancias de magnitudes que abundan en la literatura y que se notan, con el debido cuidado, en la observación a simple vista.", explica Otero.

"De esos errores, el principal es la indistinta inclusión de magnitudes combinadas o no para las estrellas múltiples. EL CMA es el catálogo de estrellas tal cual se las ve cuando uno sale al patio y levanta la vista. Los brillos de las estrellas dobles se ven combinados. A simple vista no separamos el brillo de cada componente".

Por ejemplo, Alfa Centauri, la estrella más próxima a nosotros (después del Sol) es, en realidad, un sistema triple. Son tres estrellas A, B y Próxima, girando entre sí, aunque desde la Tierra y a simple vista las vemos como una sola.

El brillo que percibimos y que la convierte en la tercera estrella más brillante (magnitud -0.29) es en realidad el brillo combinado de A (magnitud 0) más el de B (magnitud 1.35) (Ver "La suma de magnitudes no es lineal"). Si esto no se toma en cuenta y el catálogo da sólo el brillo de una de las dos, como suele suceder, cuando salgamos veremos que la estrella luce más brillante de lo que dice el valor catalogado.

"En general, cuando se da el brillo combinado o cuando la medición de una estrella está contaminada por la luz de la otra, en el Sky Catalogue se le agrega un símbolo `d´ a la magnitud", explica Otero. "Por lo menos, esa `d´ nos da la pista de que algo anda mal con esa medición".

La sorpresa de Delta Velorum
Entre estas estrellas que Sebastián Otero había sospechado como mal catalogadas había una que presentaba probablemente un error así y no estaba identificada con ninguna "d". Se trataba de la segunda estrella más brillante de la constelación de Vela: delta Velorum, que figuraba como de magnitud 1.95 y se la conocía como doble.

"En el Sky Catalogue aparecía la componente A con magnitud 1.95 y la B con 5.1. O sea, que la suma de ambas magnitudes daba 1.89", recuerda Otero. "Me pareció raro porque resultaba demasiado brillante. Por eso, en julio de 1997, me dediqué a observarla para estimar si su magnitud era 1.89 o 1.95. Tuve tanta suerte que la noche del 1 de julio, cuando la miré lucía igual a iota Carinae que tiene magnitud 2.24. Mucho más débil. Esa noche continué mirándola y no hubo momento en que su brillo me pareciese superior a 2.2. Al otro día la estrella estaba como siempre, finalmente a 1.95 y eso me hizo dudar de lo que vi el día anterior. ¡Era casi imposible que una estrella tan brillante fuese variable y nadie lo hubiese notado! Con el tiempo me di cuenta de que lejos de ser imposible, parece que es algo común".

Desde ese día, la estrella se convirtió en la destinataria de la minuciosa observación de Sebastián Otero. Así fue como exactamente 200 días después, la perseverancia tuvo su premio: la estrella brillaba nuevamente con un brillo menor al habitual, con magnitud 2.15. "Delta Velorum era probablemente una variable eclipsante no descubierta antes", dice Otero. "El problema era que para poder presentar semejante hallazgo al mundo, había que tener más datos, es decir medir un período, para poder predecir la siguiente caída de brillo, y confirmar que no fuera un error de observación".

Tras casi dos años de observación la estrella presentó algunas disminuciones en su brillo. "Para mayo de 1999 se habían producido 3 eclipses y uno que no tuve en cuenta porque me resultó dudoso. Intenté sacar algún período de los datos que tenía pero fue en vano. Lo único que podía hacer era seguir observando".

De esta manera, su carrera como observador de estrellas variables se fue afianzando. En el año 1998, tras perfeccionar los métodos utilizados, comenzó a enviar reportes de sus observaciones a la AAVSO (Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables). Más tarde, también integró VSNET, la red mundial de observadores de estrellas variables, que nuclea a los aficionados y profesionales más conocidos del mundo y a colaborar con la Sección de Estrellas Variables de la Asociación Astronómica Británica (BAA-VSS) y con la Asociación Francesa de Observadores de Estrellas Variables (AFOEV).

"En VSNET, la colaboración constante entre profesionales y amateurs demuestra el espíritu abierto que hay en la astronomía. Brian Skiff, del Observatorio Lowell, Arne Henden del Observatorio Naval de los Estados Unidos y muchos más responden a las consultas y reportes de aficionados. Es más, con el tiempo uno se vuelve amigo de ellos y hasta te piden que les confirmes ciertas cosas", comenta Sebastián Otero.

En este marco, Sebastián Otero entabló contacto con John Greaves, un investigador aficionado inglés. El intercambio de datos con él sería lo que dispararía la etapa final del descubrimiento de la variabilidad de delta Velorum.

Y luego fueron dos...
Sin embargo, fue necesario un segundo descubrimiento, para que Sebastián Otero adquiriera más confianza y experiencia en el modo de dar a conocer sus hallazgos y fortaleciera los contactos e intercambios con otros observadores.

En el mes de junio del año pasado, haciendo chequeos habituales del cielo, notó algo extraño al comparar beta y delta Scorpii. Delta Scorpii parecía tener más brillo del debido. "Fortuitamente -relata Sebastián- hice la estima cuando aún había luz del crepúsculo. En esas condiciones, se produce un efecto por el cual las estrellas rojas se ven más brillantes que las azules debido a que las estrellas blanco azuladas pierden contraste sobre un cielo aún celeste. Justamente, epsilon Scorpii, una de las estrellas de comparación de delta Scorpii (cuyo brillo es igual) es de color naranja. Delta y la mayoría de estrellas de la zona son azules, o sea que, bajo esascondiciones de observación, delta Scorpii debería verse más débil que epsilon. Pero no era así".

El 26 de junio, Otero envió su observación a VSNET con el alerta de que podría tratarse de una nueva estrella B con líneas de emisión, en una erupción tipo gamma Cassiopeiae. Al principio no recibió respuesta alguna. Pero el brillo continuaba aumentando gradualmente y los alertas enviados eran ya desesperados. A través del foro electrónico de la Liga Iberoamericana de Astronomía (foro-LIADA), finalmente obtuvo la colaboración aficionado-profesional que permitiría confirmar su descubrimiento. Juan Fabregat de España solicitó a P. Reig de Grecia que observara espectroscópicamente la estrella en cuestión. Las observaciones fueron positivas: en delta Scorpii había líneas de hidrógeno en emisión.

Confirmadas las sospechas, en colaboración con el astrónomo aficionado sudafricano Brian Fraser -quien aportó datos fotométricos de la estrella- pudieron construir el primer gráfico de la variación del brillo de la estrella.

Una ayudita para la NASA
La noticia se difundió rápidamente a través de VSNET y de la Unión Astronómica Internacional (IAU). El plafón internacional que se había ganado con su nuevo descubrimiento animó a Sebastián a retomar -en el mes de octubre- sus esfuerzos por confirmar la variabilidad de delta Velorum.

Llegado el momento, ante la necesidad aparente de fotometría de la estrella, la ayuda del sudafricano Brian Fraser se presentaba como indispensable. "El 8 de octubre le envié un mail para invitarlo a participar de una campaña de observación"- recuerda Otero. "Para mi sorpresa, en su respuesta, Fraser me informó que el `observador número 1´ de Sudáfrica , Danie Overbeek, también le había pedido que observara esa estrella". Sucedía que Paul Fieseler -ingeniero técnico de la Misión Galileo que la NASA envió para estudiar los satélites de Júpiter- había informado que la estrella delta Velorum, usada por la sonda para ubicarse en su viaje, había desaparecido de sus sensores durante varias horas del 19 de junio de 2000.

"Una vez que me contacté con Paul Fieseler, comenzó la campaña internacional. Paul me mandó toda la información obtenida por Galileo, incluído un nuevo eclipse que él descubrió buscando en registros viejos una vez que yo le confirmé que se trataba de una variable eclipsante".

Con esos datos Sebastián pudo por fin encontrar el período con el que varía la estrella. Independientemente, el astrónomo profesional inglés Chris Lloyd -con quien había intercambiado datos- llegó a identificar el mismo período.

Otero y Lloyd utilizaron la información de la Galileo, así como observaciones del propio Otero para calcular el ritmo al cual bajaba el brillo. Ellos predijeron las dos siguientes disminuciones en el brillo, a intervalos de 45 días. Varios aficionados de Sudamérica, África y Australia observaron Delta Velorum y confirmaron la precisión de las predicciones.

"Las estrellas variables son comunes, pero fue una sorpresa que una tan brillante pudiera ser variable sin que nadie lo reportase anteriormente", dice Fieseler en un artículo publicado en la página web de la NASA.

En el mismo artículo se menciona a Fieseler como coautor del reporte junto con "el astrónomo aficionado Sebastián Otero de Buenos Aires, Argentina, y el astrónomo Christopher Lloyd del Rutherford Appleton Laboratory en Inglaterra".

En el artículo publicado por la NASA, Fieseler relata que trataba de explicar por qué el instrumento de navegación actuó como si Delta Velorum hubiera desaparecido. La estrella es una de las 150 más brillantes del cielo. El instrumento de la nave está preparado para reconocerla por su brillo y posición con respecto de otras estrellas brillantes.

"No llegamos a comprender lo sucedido, pero el problema no se repitió, así que nos concentramos en otras cosas", dijo Fieseler. "Ya casi me había olvidado del asunto cuando me llegó el e-mail desde Argentina", dijo.

La información brindado por Sebastián despejó la incógnita que se le planteaba al ingeniero de la NASA. "El instrumento de navegación de la Galileo sabe como reconocer a Delta Velorum y su brillo usual, pero cuando su brillo se debilita, el punto de luz no encaja en el criterio programado", dijo Fieseler.

"Dos factores pueden explicar porqué nadie parecía haber notado la variabilidad de la estrella antes de Otero" -cita el artículo publicado por la NASA-. "La cantidad de cambio en el brillo es lo suficientemente pequeña como para que sea difícil de captar por el ojo, y los cambios suceden sólo durante unas pocas horas".

Era necesario que apareciera un observador atento, minucioso y paciente como Sebastián Otero.

Actualmente Sebastián Otero coordina la Sección de Estrellas Variables de la LIADA junto con Sergio Domínguez y Jaime García y se están organizando proyectos de alto nivel en el tema, como por ejemplo una revisión general de las secuencias de comparación de variables; el establecimiento de un plan de observación que oriente a los aficionados, para incentivar la participación de nuevos observadores; la publicación de un Manual de Observación que tenga en cuenta todas las técnicas para obtener resultados óptimos en la observación de variables, etc.

"En el Hemisferio Sur estamos llenos de estrellas interesantes para investigar, descartar, confirmar, y descubrir", finaliza Sebastián.

¿Qué es la magnitud de una estrella?

La magnitud de una estrella es su luminosidad tal como la vemos nosotros que la observamos desde la Tierra. El primer astrónomo que subdividió las estrellas de acuerdo con su magnitud fue el griego Hiparco de Nicea (190 aC. - 125 aC.). En la clasificación de Hiparco, que era empírica, se atribuía a las estrellas más luminosas una magnitud o tamaño 1 y a las más débiles visibles a simple vista, magnitud 6. Es decir que, cuanto más grande sea el número que indica la mágnitud, menor será el brillo de la estrella.

Con la invención del fotómetro, un instrumento de medición que sirve para determinar la cantidad de luz emitida, se ha podido ver que una estrella de magnitud 1 es 100 veces más luminosa que una de magnitud 6. Esto significa que cada magnitud difiere de la anterior o de la sucesiva en un factor de 2,5.

La escala de magnitudes creada por Hiparco se ha mantenido hasta nuestros días con algunas modificaciones imprescindibles. Se ha extendido, por ejemplo, a todas las estrellas no visibles a simple vista: aquellas estrellas que tienen magnitudes superiores a 6 y que, en los tiempos de Hiparco, no eran conocidas porque no existían los telescopios.

Por otra parte, Hiparco agrupó bajo la magnitud 1 estrellas que, en realidad, son mucho más luminosas. Por lo tanto se creó una magnitud 0 y después las magnitudes negativas -1, -2, -3, etc.

Para conocer la cantidad de energía emitida por una estrella, se utiliza la magnltud absoluta, que puede calcularse conociendo las características físicas de la estrella. Conocida la magnitud aparente y la absoluta, se puede también determinar con buena aproximación la distancia de una estrella desde la Tierra.

Estrellas que varían su brillo

Muchas estrellas se caracterizan por una luminosidad constante en el tiempo, por lo menos durante periodos del orden de los miles o millones de años. Nuestro Sol, por ejemplo, forma parte de este tipo de estrellas bastante estables.

Otras estrellas, en cambio, presentan una variación de luminosidad que puede ser regular o irregular y que se desarrolla en períodos de tiempo bastante breves: a estas últimas se les da el nombre de estrellas variables.

Las variables pueden agruparse en tres tipos principales:

Variables eclipsantes. Se trata de variables impropias ya que la fluctuación de su luminosidad no se debe a causas intrínsecas, sino al hecho que ellas forman parte de un sistema binario (o múltiple) en el que una componente es periódicamente eclipsada, es decir ocultada, por la otra.

En el caso de Delta Velorum, la curva de luz muestra un brillo constante durante todo el ciclo salvo en momentos marcados y de escasa duración. Por eso, no había otra clasificación posible: una pulsación mostraría cambios constantes y una erupción sería irregular.

Variables pulsantes. Se trata de estrellas que se dilatan y se contraen, de manera regular o irregular y que, en el curso de este fenómeno, experimentan variaciones apreciables de dimensiones y de temperatura superficial. A esta clase de estrellas variables pertenecen las Cefeidas.

Variables eruptivas. Son estrellas cuyas superficies están convulsionadas por fenómenos como erupciones o explosiones, asociadas a potentes variaciones del flujo de energía dispuesto. A esta familia pertenecen las llamadas estrellas de Flare, cuyos prototipos están representados por T Tauri y por UV Ceti.

La razón por la cual Sebastián Otero supuso que Delta Scorpii se trataba de una estrella de este tipo se fundamenta en el espectro presentado por esta estrella. Los espectros se obtienen descomponiendo la luz que llega de las estrellas y permiten obtener gran cantidad de datos sobre la composición química, temperatura, edad y velocidad de las estrellas, entre otras cosas. Las estrellas subgigantes de tipo espectral B son las que, en su mayoría, componen la clase de variables Gamma Cassiopeiae.

El hecho de que mediciones anteriores no hayan mostrado variabilidad en ella apuntaban a que la estrella podría ser una gammma Cassiopeiae en nacimiento. Difícilmente una variable de otro tipo puediera aumentar su variación tan notoria y rápidamente como fue lo de delta Scorpii.

La variabilidad es una etapa evolutiva de la estrella. Conocer el espectro permite saber en que etapa de su vida se halla la misma. Los diferentes tipos de variables aparecen en determinados momentos evolutivos para estrellas con determinada masa.

Lo que se sabía de delta Scorpii la situaba en la zona de las gamma Cassiopeiae. Sólo faltaba confirmarlo detectando las líneas de emisión de su espectro.

La suma de magnitudes no es lineal

Las magnitudes de dos estrellas no pueden sumarse en forma directa. Para hallar la magnitud total de un sistema doble, es necesario calcular la intensidad de cada una de sus componentes, las que sí pueden sumarse, relacionándolas a su vez con el logaritmo de la intensidad de una estrella de magnitud 0.

Una ecuación bastante sencilla mediante la cual se pueden sumar magnitudes es la siguiente:

m = m₂ - 2.5.log ([ 0.4 (m₂ - m₁ )] + 1)

donde m es la magnitud visual combinada del par; m₁ , la magnitud visual de la componente principal y m₂ , la magnitud visual de la componente secundaria.

Paper sobre la variabilidad de delta Scorpii en:
http://www.konkoly.hu/cgi-bin/IBVS?5026

Paper sobre la variabilidad de delta Velorum en:
http://www.konkoly.hu/cgi-bin/IBVS?4999

Página web de Sebastián Otero:
http://ar.geocities.com/varsao/

Artículo de la NASA (en inglés):
http://www.jpl.nasa.gov/releases/2001/blink.html

Sky Catalogue, Hirshfeld, A., Sinnott R. W., Ochsenbein, F., Sky Catalogue 2000.0 Vol. 1 2nd edition, 1991.