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: