RX Leporis

RX Leporis

Nuestra variable del mes es una variable roja semirregular bien brillante, de modo que su ciclo puede ser observado en su totalidad mediante binoculares.

Contexto

RX Lep es una variable de las "fáciles" de estimar debido a una buena secuencia de comparación, un campo fácilmente identificable y un brillo ideal para binoculares. Es un buen objetivo para quienes recién se inician en la observación de estrellas variables.

Se trata de una variable semirregular, es decir con una periodicidad bastante marcada pero cuyos ciclos pueden no repetirse con exactitud. Las estrellas que tienen una periodicidad marcada son llamadas SRa y aquellas cuya peridocidad puede desaparecer por momentos, SRb. Nuestra variable del mes ha sido clasificada en esta última categoría.

Sin embargo, observaciones recientes han mostrado a la variable comportándose de manera muy regular.

Períodos y curvas de luz de RX Leporis

Las SR son gigantes rojas que suelen presentar varios períodos a la vez. (Para saber más sobre ellas ver la variable del mes de marzo, L2 Puppis) RX Leporis es una estrella de tipo espectral M6III, bastante fría, y no escapa a esta multiperiodicidad. Sin embargo, se han dado muchos valores discrepantes al referirse a sus ciclos de variación.

El GCVS Da un período de 60 d.

En sus observaciones fotoeléctricas, Percy & Wilson (2001) hallaron un período principal de 70-80 d., otro de 25 d., varios períodos secundarios entre 200-900 d. e incluso indicios de variaciones en escalas temporales de varios miles de días.

El análisis de los datos visuales del autor entre 1999 y 2004 arroja un bien definido período de 101 días con un segundo ciclo del orden de 584 d. donde la magnitud media se va modificando, rasgo típico de las SR.

El ciclo de 101 d. derivado del periodograma (utilizando el programa AVE) se corresponde bastante bien con la separación entre los máximos en la curva de luz, en especial entre septiembre de 1999 y abril de 2003. Luego, la variabilidad se hizo más desordenada y de menor amplitud, lo que confirma la clasificación como SRb. En la época regular se observaron máximos en las fechas julianas 2451505 - 2451600 - 2451895 - 2451995 - 2452185 - 2452280 - 2452409 - 2452506 - 2452602 y 2452713.

Otra curva de luz similar a la visual pero obtenida con un telescopio robótico (Henry & Eaton, 1995) puede verse en: http://schwab.tsuniv.edu/papers/html/precisepep/fig5.gif.

En el Light Curve Generator de la AAVSO puede verse la curva visual de esta asociación para los últimos años.

Es interesante comparar la curva de un único individuo (como la curva del autor disponible en http://varsao.com.ar/Curva_RX_Lep.htm) con la curva de una base de datos donde centenares de variabilistas pueden estar contribuyendo observaciones de la misma estrella. Se puede ver que, aunque la curva global parece mantener cierta forma, la dispersión de la media es muy alta, en el orden de +/- 0.5 magnitudes (o sea que en una misma fecha puede haber observaciones que difieren hasta una magnitud entera!) Además, las observaciones del autor, chequeadas con datos de ASAS-3 (actualmente fuera de línea), se sitúan todas en el extremo superior del conglomerado de observaciones de AAVSO y esto sucede por la forma de mirar una estrella roja que utilizan la mayoría de los observadores (visión periférica) y no coincide con el standard V, además de diferencias individuales de sensibilidad al color.

Estas discrepancias ponen en evidencia que de acuerdo al tipo de variable estudiada, el reporte de una observación a una base de datos será más o menos valioso dependiendo de la meta que uno se proponga.

Una base de datos mundial como la de AAVSO, AFOEV u otras organizaciones apunta a recolectar muchos datos de estrellas de gran amplitud para ver los cambios en períodos muy largos de tiempo en estrellas como las miras o para reportar erupciones en el caso de las variables cataclísmicas. Pero cuando se trata de estrellas de amplitudes menores a una magnitud, la mezcla de datos de diferentes observadores hace que la curva resultante pierda la verdadera variabilidad en medio de las diferencias entre observadores. Estas diferencias lamentablemnte, y sin excusas válidas, provienen de la desidia de las organizaciones en primer lugar y de los observadores en segundo (ya que estos son guiados en gran medida por las primeras) en cuanto al uso de las técnicas adecuadas para calibrar sus observaciones con el sistema standard V de Johnson. La práctica y el chequeo individual de las observaciones no son recomendados y no se establece ningún control o seguimiento para asegurarse que los observadores reporten sus datos adoptando una forma eficiente de estimar. Simplemente se da por sentado que la precisión alcanzable está representada en esas curvas.

Por ello, para estrellas con variación pequeña, es recomendable utilizar los datos de observadores individuales que utilicen técnicas adecuadas para obtener resultados significativos.

Observación

Para saber más sobre esas técnicas, pueden leer el manual de técnicas de observación. Allí se hace hincapié en las diferentes formas de mirar a una estrella dependiendo del color que tenga y en cómo calibrar nuestras observaciones al standard V para que sean comparables.

Para observar RX Leporis, pueden utilizar la siguiente carta: LX Leporis

El rango de variación va de V= 5.0 a 7.4, aunque generalmente se la ve entre 5.4 y 6.4. Por lo tanto, se la puede seguir con facilidad incluso desde cielos contaminados con un par de binoculares.

Para saber más acerca de cómo estimar el brillo de una estrella variable, ir a: Astronomía Sur.

Comentarios sobre este artículo o variables en general: Sebastián Otero.

Referencias

• AAVSO Light Curve Generator
• Henry, G.W., Eaton, J.A., 1995, Robotic Telescopes, ASP Conference Series, Vol. 79.
• Percy, J.R., Wilson, J.B., 2001, PASP, 113, 983.
• Pojmanski, G., 2002, Acta Astronomica, 52, 397, The All Sky Automated Survey.