Observación de NSV's

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Las normas adoptadas en 1947 por la IAU sobre la designación de las estrellas variables fueron que, todas aquellas que posean curvas de luz fiables a partir de las cuales es posible adscribrirlas a probables tipos de variabilidad, deben ser incluidas en el
General Catalogue of Variable Stars. Las estrellas variables que no satisfagan estas condiciones serán incluidas en catálogos de estrellas sospechosas ('suspected') de ser variables.

De esta forma, en 1951 fue publicado el Catalogue of Suspected Variable Stars (CSV 1951) y en 1965 el Second Catalogue of Suspected Variable Stars (CSV 1965). Finalmente, en 1980 apareció el New Catalogue of Suspected Variable Stars, más conocido como NSV, del cual toman su nombre las 14.810 estrellas incluidas en él, 8.856 de las cuales ya figuraban en el CSV 1951 y CSV 1965, junto con 5.954 sospechosas más detectadas entre 1965 y 1973. Más recientemente, a fines de 1998, se publicó la versión electrónica del New Catalogue of Suspected Variable Stars. Suplement, Version 1.0 que incluye 11206 nuevas estrellas sospechosas de variabilidad, numeradas del 15001 al 26206, la mayoría detectadas a partir de 1973.

A principios de 1995 el GEA dio a conocer por medio del correo electrónico del GEA BBS una primera selección de estos objetos, junto con sus cartas, solicitando que fueran observados. A la llamada respondió el Observatorio de Piera que en febrero de aquel año ya había confirmado nuestras primeras eclipsantes del tipo Beta Lyrae y W UMa. Este éxito inicial fue un acicate para que paulatinamente se fueran añadiendo otros observatorios de la red a esta campaña: Mollet, Hostalets, Monegrillo, St. Quintí... Pocas semanas después, desde Mollet se detectó otra W UMa a la que siguieron inmediatamente 3 RR Lyrae. El número de confirmaciones y hallazgos empezó a crecer de forma exponencial. Finalizado el primer año eran 12 las variables confirmadas, al segundo ya fueron 40 y al tercero su número se incrementó a casi un centenar.

Hay que señalar que la confirmación de variables del NSV no es una tarea fácil. Así, al inicio del programa recibimos la visita de un muy conocido profesional canadiense especialista en estrellas variables que, cuando le expusimos el programa que estábamos iniciando, mostró su escepticismo en cuanto a los resultados. Y efectivamente, pese a concentrarnos exclusivamente en las sospechosas de mostrar rápidos cambios, EB, EW, RR y cefeidas, además de variables rápidas de tipo desconocido de espectros A, F y G, tan sólo resultó variable una de cada 5 estrellas observadas. Además, en las confirmadas, la mayoría de tipos resultaron ser distintos a los indicados en el catálogo. De haber escogido otros tipos, como por ejemplo algólidas, la probabilidad de un descubrimiento habría caído a una de cada 15 ó 20 estrellas observadas.

Ante todo hay que decir que muchas de las NSV's más "fáciles" ya fueron confirmadas en el pasado. También, al ser un catálogo confeccionado a partir de datos de muy distinta procedencia, no es homogéneo y tampoco ha existido una criba previa. Así, mientras que las informaciones de ciertas fuentes son altamente probables, del orden del 50% o más (Harvard, Sonnenberg, Weber, etc.), hay otras que no son nada de fiar, existiendo ciertos autores para los cuales no se ha podido demostrar la variabilidad de ninguna de sus estrellas denunciadas, o cuando se ha hallado alguna en el campo, las inconcreciones son tales que no se está nunca seguro de si se trata de la NSV o de otra variable detectada casualmente.

A fines de 1997 solamente nos quedaba por observar una docena de NSV's del hemisferio norte, entre las magnitudes 8 y 12, catalogadas como posibles EB, EW, RR o S de tipos espectrales A, F y G. Una serie de sospechosas más brillantes de la magnitud 8 fueron también prospectadas con un telescopio semiautomático de 6 cm, detectándose variabilidad en más de una docena de casos, pero cuando fue publicado The HIPPARCOS and TYCHO Catalogues, una decena de nuestros "descubrimientos" ya habían sido detectados por el satélite (no todos). 

Aún queda mucho por hacer. En principio cabe descartar todas las estrellas más brillantes de la magnitud 7-8 pues posiblemente ya habrán sido detectadas por el HIPPARCOS. Tampoco vale la pena prospectar estrellas hasta la magnitud 12 de los tipos indicados más arriba con declinaciones positivas, pues pese a que puede haber habido alguna omisión y también se puede haber escapado alguna variable con un período muy próximo a un entero de día, lo más probable es que ya hayan sido observadas por el GEA. Sin embargo, entre la magnitud 12 y 16 aún existen varios centenares de estrellas por prospectar que seguramente pueden dar un alto porcentaje de éxitos, ya que cuanto más débiles son, menos probable es que alguien las haya observado con anterioridad. Estas estrellas normalmente son descartadas por el GEA puesto que nuestros contaminados cielos no nos permiten obtener el estándar de calidad fotométrica que nos hemos fijado para este programa. Se trata, pues, de un campo de actuación muy prometedor para aquellos que dispongan de cielos oscuros y de telescopios de cierta potencia.

Finalmente, se debe citar el alto número de nuevas variables descubiertas casualmente en el transcurso de este programa. En promedio, en uno de cada 3 campos observados con telescopios de focales largas (entre 1,5 y 6 metros), se ha descubierto una nueva variable. Esta cifra se incrementa prácticamente al 100% cuando se trata de campos amplios observados con focales entre 300 y 500 mm.

 

 
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Grup d'Estudis Astronòmics      

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