Astronomía

Tipos variables de estrellas

Tipos variables de estrellas

Estoy intentando decodificar los tipos variables de estrellas en la biblioteca Hipparcos. Veo que hay varias estrellas, por ejemplo: -

EA / AR - ¿Significa eso que la estrella es una estrella variable de tipo EA (Estrella Binaria Eclipsante) y AR (Sistema Independiente de AR Lacertae)? p.ej. HIP112009

¿Cuál es la diferencia entre las estrellas de tipo EA (Delta Orionis) y EA: (Omicron Puppis)? ¿Qué significa el colon?

Editado - Entonces, en línea, 2575 de hip_va_1.dat, la siguiente línea tiene un tipo variable de EA / AR, ¿qué significa la barra?

112009 | | F5V | P | EA / AR | | 9,016 | | 9,65 | -1,7 | 2,96850 | -4,1 | 8501,4698 | 4 | A | | W_Gru | 2.96850 | 2430132.15 | 9,40 | 10,00 | P | R

¿Qué significa el signo (+) en un tipo de variable, p. Ej. SR + ZA (HIP36623)

Realmente me gusta entender cuál es el significado de +, / y: significan


Me parece que estás preguntando sobre todo por las convenciones de nomenclatura de estrellas, lo cual, desafortunadamente, es algo difícil de dominar porque hay muchas convenciones. Lo que dificulta este proceso es que las convenciones a las que parece estar haciendo referencia no provienen de Hipparcos en absoluto. Es probable que vea los nombres de estas estrellas como se las conoce en alguna otra convención más popular. Intentaré repasar las cosas que ha enumerado y describir cómo funcionan esas convenciones.

Nombres de Hipparcos

A una estrella del catálogo de Hipparcos se le asigna un número. Ese número está precedido por HIP y usted cita un buen ejemplo de HIP 36623. El número en sí es más o menos insignificante para la estrella. Algunos catálogos proporcionan números a las estrellas en función de su RA y / o Dec, pero para el catálogo de Hipparcos el número es el mismo que el del Catálogo de entrada de Hipparcos (todas las estrellas HIP fueron preseleccionadas para la observación y definidas en un Catálogo de entrada) . Las entradas de estrellas están, con algunas excepciones, ordenadas aumentando el número de HIP, que básicamente sigue el orden de ascensión recta del objeto (Equinox J2000) independientemente de la declinación.

Puede encontrar una lista bastante buena de convenciones de variables de Hipparcos en esta página.

Convención de Bayer

También cita los nombres Delta Orionis y Omicron Puppis. Estos nombres provienen de la convención de nomenclatura de Bayer. El esquema general de esta convención es agrupar las estrellas por la constelación en la que se encuentran. Luego, las clasifica todas por brillo. Le das a cada estrella un nombre que incluye una letra griega y luego el nombre latino de la constelación en la que existe. La estrella más brillante es alfa (equivalente a A), la siguiente beta más brillante (equivalente a B), luego gamma (equivalente a C) , y así. Hay una convención sobre qué hacer una vez que te quedas sin letras griegas, pero honestamente, nunca he visto a nadie usar la convención de Bayer para tales estrellas. Por lo general, solo se usa para las estrellas más brillantes de una constelación.

De los ejemplos que dio, Delta Orionis es la cuarta estrella más brillante en la constelación de Orión (ya que delta es la cuarta letra del alfabeto griego). Para Omicron Puppis, esa es la decimoquinta estrella más brillante de la constelación de Puppis. En esta convención, a veces puede ver la letra griega escrita como una letra griega, en lugar de deletreada, y ocasionalmente el nombre de la constelación se abrevia. Por lo tanto, para sus ejemplos, puede verlos escritos como $ mathrm { delta} $ Ori y $ mathrm { omicron} $ Pup. Tenga en cuenta que se utilizan letras griegas minúsculas (primero), no mayúsculas.

Designaciones de tipo de estrella variable

Las estrellas variables son complejas y vienen en muchos sabores diferentes. Como tal, hay una gran cantidad de nombres y esquemas diferentes para usar cuando se hace referencia a una estrella variable. Un buen sitio de referencia es la página del Índice Internacional de Estrellas Variables. Puede consultar aquí para responder la mayoría de sus preguntas, pero publicaré las descripciones de los caracteres no alfabéticos.

Un carácter de barra vertical ($ | $) entre dos tipos diferentes significa un OR lógico; la clasificación es incierta y se indican todos los tipos posibles. Un ejemplo de esto es ELL | DSCT, donde la estrella puede ser un sistema binario elipsoidal o una variable pulsante de tipo DSCT con la mitad del período dado.

Un carácter más ($ + $) significa un AND lógico; se ven dos tipos de variabilidad diferentes en la misma estrella o sistema. Un ejemplo de esto sería ELL + DSCT, donde uno de los componentes de un sistema binario elipsoidal es una variable pulsante de tipo DSCT.

Un carácter de barra ($ / $) indica un subtipo. En el caso de sistemas binarios (variables eclipsantes, elipsoidales o de reflexión) se utiliza para ayudar a describir las propiedades físicas del sistema (E / PN o EA / RS), la clase de luminosidad de los componentes (EA / DM), o el grado de llenado de sus lóbulos de Roche internos (EA / SD). Este es el sistema de clasificación GCVS. En las variables cataclísmicas, los caracteres de barra se utilizan para indicar algunas propiedades del sistema, como en el grado de polarización (NA / DQ) o la naturaleza de sus componentes (UG / IBWD).

Este sitio no indica específicamente el significado del colon, pero la investigación en otros lugares indica que el colon se usa para "indicar la naturaleza incierta de la clasificación". Me parece que dentro de las designaciones de estrellas variables, y particularmente por el Catálogo General de Estrellas Variables, el uso de dos puntos en cualquier lugar (no solo en la designación de tipo variable) implica incertidumbre.


Estrella variable

Nuestros editores revisarán lo que ha enviado y determinarán si deben revisar el artículo.

Estrella variable, cualquier estrella cuya luz observada varía notablemente en intensidad. Los cambios de brillo pueden ser periódicos, semirregulares o completamente irregulares.

A continuación, se ofrece un breve tratamiento de las estrellas variables. Para un tratamiento completo, ver estrella: Estrellas variables.

Las estrellas variables pueden clasificarse en tres tipos amplios según el origen y la naturaleza de su variabilidad: (1) eclipsantes, (2) pulsantes y (3) explosivas.

En una variable eclipsante, un miembro de un sistema estelar doble o binario bloquea parcialmente la luz de su compañera cuando pasa frente a esta última, como se observa desde la Tierra. Cada vez que esto sucede, el brillo de todo el sistema fluctúa. Tal vez la mejor forma de ejemplificar esta variable eclipsante es la estrella binaria Algol, cuyo nombre significa "demonio parpadeante".

A diferencia de las binarias eclipsantes, los otros dos tipos de estrellas variables son intrínsecamente variables, es decir, su propia producción de energía radiante fluctúa con el tiempo. Las variables pulsantes se expanden y contraen cíclicamente, lo que las hace latir rítmicamente en brillo y tamaño. Las estrellas Cefeidas y RR Lyrae son ejemplos típicos de tales variables. Las variables explosivas (o eruptivas) incluyen novas, supernovas y estrellas similares que experimentan repentinos estallidos de energía radiante, lo que resulta en un rápido brillo. Este aumento de brillo dura solo un breve período de tiempo, seguido de una atenuación relativamente lenta.

Además de estas tres clases principales, también hay varias variables misceláneas: estrellas R Coronae Borealis, estrellas T Tauri, estrellas llamaradas, púlsares (estrellas de neutrones), espectro y variables magnéticas, estrellas variables de rayos X y estrellas radio variables. Se conocen decenas de miles de estrellas variables.

Este artículo fue revisado y actualizado más recientemente por Chelsey Parrott-Sheffer, editora de investigación.


Variables cataclísmicas

Las variables cataclísmicas (CV) son sistemas estelares binarios que tienen una enana blanca y una compañera estelar normal. Suelen ser pequeñas y todo el sistema binario suele ser del tamaño del sistema Tierra-Luna y tienen un período orbital de 1 a 10 horas. La enana blanca a menudo se denomina estrella "primaria" y la estrella normal como la estrella "compañera" o "secundaria". La estrella compañera, una estrella que es "normal", como nuestro Sol, pierde material sobre la enana blanca por acreción. Dado que la enana blanca es muy densa, la energía potencial gravitacional es enorme y parte de ella se convierte en rayos X durante el proceso de acreción. Probablemente haya más de un millón de estas variables cataclísmicas en la galaxia, pero hasta ahora solo las que están cerca de nuestro Sol (varios cientos) se han estudiado con rayos X. Esto se debe a que los CV son bastante débiles en los rayos X, están justo por encima de las fuentes de rayos X coronales y muy por debajo de las binarias de rayos X en términos de cuán poderosas son sus emisiones de rayos X.

Un diagrama de una variable cataclísmica, que muestra la estrella normal,
el disco de acreción y la enana blanca. El punto caliente es
donde la materia de la estrella normal se encuentra con el disco de acreción.

Novas clásicas y novas enanas


Curva de luz de 500 días de la nova enana SS Aur.

Los estallidos de novas enanas son el resultado de aumentos temporales en la tasa de acreción en la enana blanca, causados ​​por el material adicional acumulado en la superficie. Este material debe pasar por una región de transición violenta llamada "capa límite", que se encuentra justo encima de la superficie de la enana blanca. Los estallidos de novas enanas son de menor amplitud y mayor frecuencia que las novas clásicas. La estrella variable U Geminorum, o "U Gem", es el prototipo de las novas enanas. El brillo en la luz visible de U Gem aumenta cien veces cada 120 días aproximadamente, y vuelve al nivel original después de una semana o dos.

Los astrónomos ópticos también han reconocido "novas recurrentes", que son comportamientos eruptivos que se encuentran entre las definiciones de novas clásicas y enanas, y "sistemas similares a las novas", que son estrellas que tienen espectros similares a otros tipos de CV en la luz visual. pero no se ha visto que estalle.

Emisión de rayos X de los CV

Un diagrama del compañero
y disco de acreción de un CV magnético.

Sin embargo, la mayoría de los CV que emiten fuertes rayos X resultan tener una enana blanca magnética primaria (se sabe que algunos tienen un campo magnético más de cien millones de veces más fuerte que el de la Tierra). Dado que el material de acumulación está ionizado, este campo magnético puede controlar el flujo. La geometría de acreción es muy diferente en estos CV magnéticos. Los discos de acreción están truncados o ausentes, por lo que "columna" y "cortina" son dos palabras que se utilizan para describir la geometría cerca de la superficie. En estos casos, la acumulación está más cerca de la vertical, a lo largo de las líneas del campo magnético, lo que da como resultado un impacto más fuerte y una emisión de rayos X más fuerte que cuando la acumulación se realiza a través de un disco. Los CV magnéticos se han descubierto principalmente a través de su emisión de rayos X durante los últimos 30 años.

En algunos casos, la fusión nuclear, en lugar de la acumulación, puede convertirse en la fuente de energía dominante en un CV. El caso del estallido de la nova clásica se ha mencionado anteriormente. Además, los astrónomos de rayos X han descubierto una clase de objetos llamados "fuentes super suaves" (o SSS): el nombre derivado del espectro de rayos X de estos sistemas, que está dominado por X- suaves (de menor energía). fotones de rayos, normalmente por debajo de 0,5 keV. Estudios detallados de los espectros de estos SSS han revelado que tienen la característica de rayos X del calor (T

200.000 - 800.000 K), alta gravedad (g

1,000,000 m / s / s) superficie de una estrella. Una gravedad tan alta implica una enana blanca más masiva que nuestro Sol, lo que tiene sus propias implicaciones.

Supernovas enanas blancas

Aunque se expulsa algo de materia durante una nova, también se puede retener algo, por lo que el ciclo de acreción / nova aún puede permitir que la masa del enano aumente. Esta ganancia de masa podría eventualmente resultar en que la enana alcance el límite de Chandrasekhar de 1.4 masas solares. A medida que se acerca a ese límite, la presión aumenta y la temperatura interna aumenta lo suficiente como para que comience la fusión del carbono. La mayoría de las enanas blancas están compuestas principalmente de carbono, y cuando se produce esta fusión, todo el carbono se fusiona instantáneamente. El resultado es una supernova enana blanca.


Variables: ¿Qué son y por qué observarlas?

Las estrellas variables son estrellas que cambian de brillo. Los cambios de brillo de estas estrellas pueden variar desde una milésima de magnitud hasta veinte magnitudes durante períodos de una fracción de segundo a años, dependiendo del tipo de estrella variable. Se conocen y catalogan más de 150.000 estrellas variables, y se sospecha que muchos miles más son variables.

Hay varias razones por las que las estrellas variables cambian su brillo. Las variables pulsantes, por ejemplo, se hinchan y encogen debido a fuerzas internas. Un binario eclipsante se atenuará cuando sea eclipsado por un compañero débil, y luego se iluminará cuando la estrella oculta se aparta del camino. Algunas estrellas variables son en realidad pares de estrellas extremadamente cercanos, intercambiando masa cuando una estrella separa la atmósfera de la otra.

Las diferentes causas de la variación de la luz en las estrellas variables proporcionan el ímpetu para clasificar las estrellas en diferentes categorías. Las estrellas variables se clasifican como intrínsecas, donde la variabilidad es causada por cambios físicos como pulsaciones o erupciones en la estrella o sistema estelar, o extrínsecas, donde la variabilidad es causada por el eclipse de una estrella a otra, el tránsito de un planeta extrasolar, o por los efectos de la rotación estelar.

¿Por qué observar estrellas variables?

La ciencia de la astronomía de estrellas variables nos enseña sobre una parte importante del universo: las estrellas. Las estrellas son los motores primarios de la evolución cósmica, particularmente en la creación de elementos más pesados ​​que el hidrógeno y el helio que componen nosotros y el mundo en el que vivimos. Además, las estrellas y sus sistemas de planetas son los únicos lugares probables en que encontraremos vida en el universo al estudiar las estrellas (incluido nuestro propio Sol), también estamos aprendiendo sobre posibles moradas para la vida. Investigación en estrellas variables es importante porque proporciona información sobre propiedades estelares, como masa, radio, luminosidad, temperatura, estructura interna y externa, composición y evolución. Parte de esta información sería difícil o imposible de obtener de otra manera. En muchos casos, es la naturaleza de la variabilidad la que proporciona las pistas para las respuestas. Esta información se puede utilizar para comprender otras estrellas.

Las estrellas variables deben observarse sistemáticamente durante décadas para determinar su comportamiento a largo plazo. Los astrónomos profesionales no tienen ni el tiempo disponible ni el acceso ilimitado al telescopio necesario para recopilar datos sobre los cambios de brillo de miles de estrellas variables. Por lo tanto, son los astrónomos aficionados que utilizan técnicas visuales, fotográficas, fotoeléctricas y CCD los que están haciendo una contribución real y muy útil a la ciencia al observar estrellas variables y enviar sus observaciones a la Base de datos internacional de AAVSO. Estos datos importantes son necesarios para analizar el comportamiento de las estrellas variables, programar observaciones satelitales de ciertas estrellas, correlacionar datos de observaciones satelitales y terrestres, y hacer posibles modelos teóricos computarizados de estrellas variables.

Las estrellas variables juegan un papel crucial en nuestra comprensión del universo. Las variables cefeidas han jugado un papel importante en la determinación de las distancias a las galaxias lejanas y en la determinación de la edad del Universo. Las variables de Mira nos dan una idea de la evolución futura de nuestra propia estrella, el Sol. Los discos de acreción en variables cataclísmicas nos ayudan a comprender el comportamiento de los discos a mayor escala, como la actividad dentro de las galaxias activas con agujeros negros supermasivos. Las supernovas nos han llevado a la sorprendente comprensión de que la expansión del Universo se está acelerando. Incluso la búsqueda de vida extraterrestre está iluminada por estrellas variables. Los planetas extrasolares en tránsito proporcionan pistas sobre los procesos de formación planetaria, y la misma materia de la que la conocemos proviene de los corazones de las estrellas que explotan en las etapas finales de su evolución.


Tipos de variables estrellas

Encontré este artículo titulado & # 8220Types of Various Stars: Cefeida, pulsante y cataclísmica & # 8221. Una estrella variable es bastante simple, es una estrella que cambia de brillo. Una estrella se considera variable si su magnitud aparente o brillo se altera de alguna manera desde nuestra perspectiva en la Tierra. Estos cambios pueden ocurrir durante años o solo fracciones de segundo, y pueden variar desde una milésima de magnitud hasta veinte magnitudes. La primera estrella variable moderna identificada fue Omicron Ceti, más tarde rebautizada como Mira. Ha sido descrita como una nova en 1596 por David Fabricius. Hay varias razones para la variabilidad. Estos incluyen cambios en la luminosidad de las estrellas o en la masa de las estrellas, y se observan en la cantidad de luz que llega a la Tierra. Las variables pulsantes se hinchan y encogen. el eclipse se vuelve más tenue cuando una estrella compañera se mueve al frente, luego se ilumina cuando la estrella oculta se aleja. Algunas estrellas variables identificadas son en realidad dos estrellas muy cercanas que intercambian masa cuando una toma la atmósfera de la otra. Cefeida Variable era una estrella muy luminosa, de 500 a 300.000 veces mayor que el sol, con cortos períodos de cambio que van desde uno a cien días. Son variables pulsantes que se expanden y encogen dramáticamente en un corto período de tiempo, siguiendo un patrón específico. Los astrónomos pueden medir la distancia a una cefeida midiendo la variación de su luminosidad, lo que las hace muy valiosas para la ciencia.

El octavo objetivo conceptual es poder explicar cómo los astrónomos determinan la luminosidad, la temperatura, el tamaño y la masa. Primero veamos cómo se mide la temperatura. En astronomía, la tempura no se mide en grados Celsius o Fahrenheit, pero se mide en Kelvin. Y con este sistema de medición podemos medir el color del más caliente al más frío, junto con el corto al largo. La longitud de onda más corta tendrá un color azulado, mientras que una longitud de onda roja tendrá un aspecto más largo. Aprendimos más sobre esto en nuestros libros de tutoriales de conferencias específicamente en las páginas 59 y 62. Comenzó usando gráficos de lectura. Estos gráficos tendrían un eje diferente que muestra el uso de la producción de energía. La salida de energía se identifica con el color de la estrella. La siguiente sección que hicimos en nuestros libros de tutoriales de conferencias fue sobre curvas de cuerpo negro. Lo que nos mostró en un gráfico cómo leer qué estrella emite más luz roja o azul. También mostró el uso de la longitud de onda. Junto con la forma en que ambos pueden alcanzar su punto máximo al mismo tiempo, pero pueden tener dos temperaturas y longitudes de onda diferentes.

El artículo encontré colorantes para el objetivo conceptual, por las medidas. El artículo explica cómo diferentes estrellas tienen diferente luminosidad y masa. Aprendimos esto en clase, y cómo medir cosas astronómicas y mostrarlas en un gráfico. Además, solo hay algunas formas de medir la luminosidad y es por temperaturas y con el color de la estrella. Este artículo tuvo mucho sentido al aprender sobre esto en clase y también en el tutorial de la conferencia.


¿Qué es un buen telescopio para estrellas variables?

Las medidas visuales de las variables se pueden hacer con binoculares, todo depende del tipo de variables que desees observar visualmente. La captura de imágenes de variables se puede realizar con una DSLR y un trípode. Una vez más, todo depende de qué tipo de variable estudiar. Para entrar en imágenes, eche un vistazo a

Para entrar en visual, descargue el manual visual de AAVSO.

Si está observando imágenes CCD y midiendo, se encuentra en otro círculo de observación. Por ejemplo, hago mi trabajo variable con un Meade 8 & quot Schmidt-Newtonian en un Losmandy G-11 con un SBIG 402ME equipado con rueda de filtro BVI. Inversión total superior a 3K ya que compré todos los usados. Como mínimo, necesita una cámara mono-CCD y un filtro en V y una montura decente. Con ese tipo de equipo, casi cualquier visor recopilará datos útiles, incluidos los teleobjetivos.

# 3 vsteblina

La respuesta sarcástica estándar es la que utilizará. Hay suficientes variables para coincidir con todos los alcances y condiciones de observación.

SIN EMBARGO, mi recomendación es una con buenos círculos de configuración digital. Me pareció más interesante hacer observaciones que esperar estrellas al campo variable. No importa si es push to o go to.

Mi osciloscopio favorito personal es un 12,5 f5 con círculos de configuración digital. Puedo ver sin una escalera y el alcance es lo suficientemente grande como para mostrar las variables más interesantes bajo cielos contaminados moderadamente por la luz.

N. ° 4 MG1962

# 5 Ed Wiley

Estoy de acuerdo en que empujar o ir a es una gran ventaja, tanto en entornos urbanos (encontrar algo) como en cielos oscuros (más objetivos / tiempo). También estoy de acuerdo con otros en que casi cualquier visor que compre será bueno para estimaciones visuales. Y no necesita seguimiento al realizar medidas visuales. Por cierto, muchas variables son demasiado brillantes como máximo para los CCD, que es una de las razones por las que las observaciones visuales son esenciales y valiosas.

# 6 brianb11213

casi cualquier visor que compre será bueno para estimaciones visuales.

De acuerdo, pero tenga cuidado con los problemas de viñeteado con diagonales "óptimas" en muchos newtonianos (necesita un espejo secundario más grande que el estándar para obtener una iluminación completa en un campo útil) y, para el trabajo visual, cualquier cosa con una relación focal más rápida que f / 6 porque del rendimiento fuera del eje de incluso los mejores oculares, lo que dificulta las comparaciones. (No es imposible, pero ¿por qué hacer la vida más difícil de lo necesario?)

Si está interesado en la observación visual de variables débiles (novas enanas, objetos BL LAc, etc.), entonces necesita abertura Y de manera realista, el mejor alcance para usted será el más grande que pueda manejar, a menos que tenga el dinero para construir un observatorio adecuado. Descubrí que el CPC 1100 era una buena opción para mí cuando compré el mío hace tres o cuatro años, pero los problemas de salud recientes significan que no sale tan a menudo como me gustaría usarlo. Un newtoniano de 12 "a 14" en un soporte de seguimiento computarizado, o al menos con círculos de ajuste digital, sería tan bueno siempre que pueda mover la parte superior del tubo correctamente (la luz que se filtra por el extremo del "tubo" del tubo de enfoque puede arruinar el agarre de luz efectivo a menos que tenga un sitio de observación negro azabache sin luna).

Los refractores triplete apo o doblete ED de buena calidad con relaciones focales alrededor de f / 7 son ideales de muchas maneras pero, a menos que sus bolsillos sean muy profundos, la apertura relativamente pequeña resultará en una captación de luz seriamente restringida.

Para el trabajo con CCD hay una gran cantidad de trabajo útil que debe realizarse en las variables más brillantes, a menudo inadecuadas para el trabajo visual debido al rango pequeño, esto probablemente no necesita mucho más que una lente "estándar". Descubrí que necesitaba una filtro de densidad neutra para obtener buenas medidas de épsilon Aurigae con una lente de distancia focal de 50 mm (trabajando af / 2) en una DSLR, con exposiciones lo suficientemente cortas como para que no sea necesario un disco motorizado. (5 segundos)

# 7 nytecam

¿Qué haría un telescopio asombroso para la observación de estrellas variables? Además, ¿uno para astrofotografía de estrellas variables y otro para ambos? Estoy más interesado en ver / obtener imágenes de estrellas / novas / cometas / asteroides variables que en cualquier otra cosa. Gracias. Olvidé mencionar que tengo un presupuesto de digamos el precio de un SCT 11 "

# 8 BrooksObs

No puedo decir cuántos de los carteles anteriores son observadores serios de estrellas variables sobre una base sistemática. Sin embargo, estoy y he estado durante unas cinco décadas con la AAVSO. Permítame ofrecerle mis pensamientos basados ​​en la experiencia real y la observación personal al abordar su pregunta.

La VSO visual y de imágenes son dos campos claramente diferentes. Si bien pueden compartir algunos puntos en común en general, tienden a recurrir a tipos bastante diferentes de "observadores". Hay quienes disfrutan de ver el cielo y luego hay otros que se inclinan más por ser una especie de técnico.

Desde una perspectiva visual, mi consejo sobre un visor apropiado sería conseguir un instrumento de apertura modestamente grande que sea muy fácil de configurar y funcionalmente suave y conveniente de usar (en particular, sin escaleras de mano).

A lo largo de los años, habiendo empleado instrumentos que van desde grandes binoculares hasta un reflector de 20 ", he descubierto que los visores VSO más eficientes tienden a ser de 10" -14 "Dobs. Si conoces bien el cielo (como TODOS los aficionados una vez lo hicieron antes de la advenimiento de GoTo) uno puede moverse por el cielo rápida y fácilmente mientras cubre con mucha precisión hasta 45-50 variables por hora.Y muchas de las variables más interesantes visualmente también están dentro del rango de tales aperturas.

Los alcances más pequeños limitan la selección de estrellas que son realmente interesantes y que vale la pena seguir. Por otro lado, la mayoría de los instrumentos realmente grandes suelen ser demasiado voluminosos y de funcionamiento lento como para proporcionar ventajas. Además, y si es posible, ya sea en el caso de trabajo visual o CCD, una ubicación permanente con incluso una simple carcasa / refugio para el instrumento en una proximidad relativamente cercana a su residencia es una enorme ventaja en el uso del instrumento.

Las imágenes CCD tienen una curva de aprendizaje larga y empinada para dominar verdaderamente y una operación totalmente equipada y confiable que proporciona resultados valiosos y publicables que tendrán un costo al menos igual al de comprar un Celestron de alta gama de 14 "-16", tal vez más . Una buena experiencia en electrónica tampoco te perjudica aquí.

En conclusión, piense con mucho cuidado en qué dirección quiere ir, o al menos comience. Si se hace bien, cualquiera de los enfoques es muy gratificante y valioso, pero es probable que un enfoque a medias no resulte en más que una decepción. y frustración.

# 9 brianb11213

A lo largo de los años, habiendo empleado instrumentos que van desde grandes binoculares hasta un reflector de 20 ", he descubierto que los visores VSO más eficientes tienden a ser de 10" -14 "Dobs. Si conoce bien el cielo (como lo hicieron TODOS los aficionados antes de la llegada de GoTo), uno puede moverse por el cielo rápida y fácilmente mientras cubre con mucha precisión hasta 45-50 variables por hora.

No estoy en desacuerdo con el sentimiento aquí, pero señalaría respetuosamente que una unidad de seguimiento extiende efectivamente el alcance efectivo de la luz de cualquier visor, en parte al permitir un aumento mayor para extender la luz difusa del cielo y en parte al hacer que sea más fácil de usar visión evitada para observar estrellas muy débiles que solo son visibles de manera intermitente. Este efecto es probablemente del orden de aproximadamente una magnitud total, equivalente a al menos un 50% de aumento en la apertura. Quizás incluso más que eso en el brillante crepúsculo / luz de la luna o con el tipo de contaminación lumínica semiurbana que muchos de nosotros nos vemos obligados a soportar en estos días.

La mayoría de Dobs comerciales en el rango de 10 '' - 14 '' tienen un blindaje inadecuado de la luz que se filtra hacia el extremo abierto del enfocador y una relación focal que en mi humilde opinión es incómodamente rápida. Y los diseñadores a menudo hacen una "virtud" de restringir el tamaño del espejo diagonal. La obstrucción central no es relevante para el trabajo de VS, pero la iluminación desigual del campo ciertamente puede serlo.

# 10 Procyon

Las medidas visuales de las variables se pueden hacer con binoculares, todo depende del tipo de variables que desees observar visualmente. La captura de imágenes de variables se puede realizar con una DSLR y un trípode. Una vez más, todo depende de qué tipo de variable estudiar. Para entrar en imágenes, eche un vistazo a

Para entrar en visual, descargue el manual visual de AAVSO.

Si está observando imágenes CCD y midiendo, se encuentra en otro círculo de observación. Por ejemplo, hago mi trabajo variable con un Meade 8 & quot Schmidt-Newtonian en un Losmandy G-11 con un SBIG 402ME equipado con rueda de filtro BVI. Inversión total superior a 3K ya que compré todos los usados. Como mínimo, necesita una cámara mono-CCD y un filtro en V y una montura decente. Con ese tipo de equipo, casi cualquier visor recopilará datos útiles, incluidos los teleobjetivos.

# 11 Procyon

Estoy de acuerdo en que empujar o ir a es una gran ventaja, tanto en entornos urbanos (encontrar algo) como en cielos oscuros (más objetivos / tiempo). También estoy de acuerdo con otros en que casi cualquier visor que compre será bueno para estimaciones visuales. Y no necesita seguimiento al realizar medidas visuales. Por cierto, muchas variables son demasiado brillantes como máximo para los CCD, que es una de las razones por las que las observaciones visuales son esenciales y valiosas.

Por mucho que me gustara buscar objetos con mi primer dob simple de 10 ", realmente preferiría usar un rastreador de referencia esta vez. Quiero pasar casi todo el tiempo observando en lugar de persiguiendo. Buenas a buenas noches son muy limitado en estas partes y guardaré la caza específica para otras ocasiones, tal vez para nuevos cometas y asteroides, o incluso novas / supernovas cuando llegue el momento.

Me encanta usar stellarium en modo nocturno y perseguir / cazar objetos específicos. Recuerdo haber encontrado a Urano y luego a Neptuno la primera vez que salí, fue muy gratificante.

# 12 Procyon

Si está interesado en la observación visual de variables débiles (novas enanas, objetos BL LAc, etc.), entonces necesita abertura Y de manera realista, el mejor alcance para usted será el más grande que pueda manejar, a menos que tenga el dinero para construir un observatorio adecuado. Descubrí que el CPC 1100 era una buena opción para mí cuando compré el mío hace tres o cuatro años, pero los problemas de salud recientes significan que no sale tan a menudo como me gustaría usarlo. Un newtoniano de 12 "- 14" en un soporte de seguimiento computarizado, o al menos con círculos de ajuste digital, sería tan bueno siempre que pueda mover la parte superior del tubo correctamente (la luz que se filtra en el extremo del "tubo" del tubo de enfoque puede arruinar el agarre de luz efectivo a menos que tenga un sitio de observación negro azabache sin luna).

Esa configuración tendrá que esperar por el momento. Quizás cuando sea mayor y me involucre más profesionalmente. Mi presupuesto exige algo en la clase de un Nextar 8SE con soporte original.

Los refractores triplete apo o doblete ED de buena calidad con relaciones focales alrededor de f / 7 son ideales de muchas maneras pero, a menos que sus bolsillos sean muy profundos, la apertura relativamente pequeña resultará en una captación de luz seriamente restringida.

¿Estoy mejor con un SCT de 8 "ahora?

Para el trabajo con CCD hay una gran cantidad de trabajo útil que debe realizarse en las variables más brillantes, a menudo inadecuadas para el trabajo visual debido al rango pequeño, esto probablemente no necesita mucho más que una lente "estándar". Descubrí que necesitaba una filtro de densidad neutra para obtener buenas medidas de épsilon Aurigae con una lente de distancia focal de 50 mm (trabajando af / 2) en una DSLR, con exposiciones lo suficientemente cortas como para que no sea necesario un disco motorizado. (5 segundos)

Muy interesante gracias! Me gustaría especializarme en tomar fotos de variables y otras, si es posible. Probé el método afocal con varios oculares / adaptadores / cámara y fue divertido. Odio el hecho de que pueda consumir tiempo de la experiencia visual.

Estas son algunas fotos sin procesar de 2010 de Betelguese y Rigel que había tomado, con suerte mejoraré algún día.


# 13 MG1962

Bueno, yo uso un Nextar SE8 para mi observación, así que, por supuesto, estaré de acuerdo en que es un buen visor. Me especializo en variables de largo período y con mi equipo haré entre 20 y 30 estimaciones por hora.

Lo que hice fue conectar mi alcance a mi computadora portátil y, usando un programa comercial, tener mi lista completa de estrellas precargada. Así que básicamente me siento allí, hago clic en el botón, hago la estimación, hago clic en el botón de nuevo y así sucesivamente.

# 14 BrooksObs

Bueno, uso un Nextar SE8 para mi observación, así que, por supuesto, estaré de acuerdo en que es un buen alcance. Me especializo en variables de largo período y con mi equipo haré entre 20 y 30 estimaciones por hora.

Lo que hice fue conectar mi alcance a mi computadora portátil y, usando un programa comercial, tener mi lista completa de estrellas precargada. Así que básicamente me siento allí, hago clic en el botón, hago la estimación, hago clic en el botón de nuevo y así sucesivamente.

Aunque reconozco que soy "de la vieja escuela", todavía puedo apreciar plenamente algunas de las ventajas que GoTo y los sistemas asistidos por computadora ofrecen a los observadores de hoy. Sin embargo, existe una gran ventaja en poder encontrar uno en el cielo sin ayuda mecánica.

For those variable star enthusiasts who are not also otherwise intimately familiar with sky itself, any malfunction, power outage, or glitch in the system, even the inability to use some one elses non GoTo instrument to get a quick look at some stars, can potentially leave them helpless in locating a variable's field on a beautifully clear evening. It is a situation I've seen played out more often than many here might imagine. The moral here being, don't overlook the possibility that often the more basic, or simplistic, approach to one's equipment offers the greater advantage.

#15 Procyon

Well I use a Nextar SE8 for my observing, so of course I am going to agree it is a good scope. I specialize in long period variables, and with my rig I will do 20 to 30 estimates an hour.

What I did was connect my scope to my laptop and using a commercial program have my entire list of stars pre-loaded. So I basically sit there, click the button, make the estimate, click the button again and so on and so forth

Hey there! I am totally confused as to whether to buy a Nexstar SE with it's usual mount setup for 1200$, or save for a C9.25 for around 1500++ with mount im probably looking at 2000$.

Or a late model C8 sct optical tube complete with featherlite focused for 650$? + a mount?$?

Can I enjoy my nights with either scope? Is there enough variables and other objects to be viewed with the 8", or will I regret not buying the 9.25 as an easy grab and go setup from my 2nd floor to backyard and an occasional dark site or camping trip?

I wanted to buy an 8 or 9.25 to last me a while before I can setup an observatory with a 14-18"

Is the 8 more than adequate? For both visual and imaging? How much clearer can variables be seen through a 9.25 over 8"?

I also plan on immediately buying a mount and Hyperion 8-24 mm eyepiece afterwards.

#16 groz

I will pipe up and echo a few of the earlier thoughts. First off, there is a WORLD of difference between chasing variables visually, and doing so photographically. Both require completely different types of kit.

When we first started, our goal was a very specific type of variable, transit of exoplanet. I did my first transit observations with an 8 inch SCT, using an SXV-H9 camera. I got what I felt were VERY good results considering the amount / quality of the gear. Over time, I also learned what is and is not important for the type of observing we wanted to do over time, and started my hunt for what will become the 'retirement telescope'. I recently found it, and purchased an FRC-300 on the used market, 12 inch takahashi corrected ritchie cretien telescope. The things that made me home in on this one, when I first looked at the specs.

- 2300+ mm focal length, allows for decent resolution and well depth when paired with a ccd using appropriate sized pixels.
- 90mm wide flat imaging circle, allows for a huge potential field when hunting for comparison stars of appropriate color etc.
- Tak construction = built like a tank
- This was the largest telescope I could buy, yet still fit it in our camper for travel, before we build a permanent observatory.
- One came available, that fit my budget with only a small stretch.

The last item is actually very important, budget always becomes an overriding factor when choosing things, and it's not just the telescope that drives the budget, dont forget all the anciliary things like camera, filter wheel, and filters. Particularily when you get into larger stuff, filters and wheels add up very fast, and become a large expenditure.

When I got the telescope, it came with an sbig st10mxe camera, so in the short term, that will likely be the camera we use. In the longer term, I plan to replace the camera and get something that will take full advantage of the very large imaging circle available from this telescope.

For the type of variable work we plan to do over the next few years, this telescope works out to be our ideal compromise, but, it's a specialized instrument, and likely the wrong thing for most folks. After we add a large format camera, we will be able to do precision photometry on a field of over 50 arcminutes square (assuming a u16m or equivalent), which is an enormous field compared to what we had with the sxv in the c8, 24x18 arcminutes.

We have done many exoplanet transit measurements with the C8, typically done using the 0.63 reducer with the H9 camera. I can say with certainty, that setup is quite capable of the millimag type measurements required for this application. Mag 14 stars with a 0.02 magnitude dip, worked out good for us, but, getting a smaller dip on a mag 15 star (keppler candidates) turned out to be an exercise in frustration. Mag changes of 0.005 on a mag 15+ star get lost in the noise component of the measurements when using our original equipment.

So where I'm leading with this, is fairly simple and strait forward. When choosing your ideal telescope, first you have to determine what kind of variables you want to measure. If you are intending to monitor stuff in the mag 8 to 12 range at 0.1 mag precision, it's a completely different set of equipment than if you want to do 0.01 mag precision in the mag 15+ range. When we did the upgrade, our goal was to increase the capability on a number of fronts, which brought a very specific set of requirements. Getting a large field, with a long focal length, is a difficult combination to combine, and very few amateur telescopes can offer essentially both, without stepping into 'second mortgage' price ranges. We found one that we think will fit the bill, but, wont know definitively for some time yet, it's going to be another month or two before it sees first light with cameras attached.


Despite the apparent constancy of the stars in the night sky, many stars are known to vary in their luminosity or spectral features, with well over 30,000 variable stars having now been catalogued. Generally, the kind of variability is classified as either intrínseco o extrinsic, depending on the cause of the fluctuations.

Intrinsic variability is due to physical changes such as eruptions or pulsations in the star itself, while extrinsic variability may be observed because of eclipses or the star’s rotation.

Different types of intrinsic variables include:

  • Pulsating variables — stars which periodically expand and contract, such as Cepheids, RR Lyrae stars, RV Tauri stars and Long Period Variables.
  • Eruptive variables — which have flares or mass ejections from their surface.
  • Cataclysmic or explosive variables — dramatic changes in brightness are caused by violent thermonuclear events or catastrophic explosions resulting in novae or supernovae.

There are two main subgroups of extrinsic variables:

  • Eclipsing binaries — where a binary star system’s brightness changes because one orbiting companion passes in front of the other.
  • Rotating stars — dark or bright areas on the stellar surface may cause small changes in apparent brightness as the star rotates.

Because Cepheids have a well-defined period-luminosity relationship, they have been invaluable as velas estándar in distance determinations.

Changes in variable stars’ magnitudes cover a huge range — from a thousandth of a magnitude in amplitude to over twenty magnitudes for some supernovae. Periods of different types of variables range from a fraction of a second to many years.

A plot of the measured brightness (or apparent magnitude) over time is known as a curva de luz and can give clues as to the cause of a star’s variability. Analysis of the period, regularity, amplitude and shape of light curves is a vital tool in the study of variability and the processes in the interior of stars.


Cepheid Variable Stars and Measuring Distances in Space

Astronomers use pulsating stars to determine how far away other galaxies are from the Milky Way.

Cepheid variable stars are, as defined by The Facts on File Dictionary of Astronomy, very luminous yellow supergiants that pulsate with periods ranging from 1 to 50 days. The luminosity variations of these stars are continuous and extremely regular, allowing the periods of the stars to be accurately measured.

Using Stars as Standard Candles
Astronomer Henrietta Leavitt discovered that there was a relation between the period of pulsation in a Cepheid star and its brightness. Brighter stars were shown to have longer periods. This period-luminosity relation could be used to measure distances to nearby galaxies. The time it takes for a star to brighten and fade can be calculated to find the star's intrinsic brightness. Compare this to the star's measured brightness to find the distance.

The name Cepheid variable comes from the prototype star for which this was discovered, Delta Cephei. This star in the constellation of Cepheus the King varies between magnitude 3.5 and 4.3 over the course of five and a half days.

Henrietta Leavitt was studying Cepheids in the Small Magellanic Cloud (SMC) when she made her discovery. The SMC is currently believed to lie 200,000 light-years away.


Image of galaxy NGC 247
Credit: ESO

Problems with Cepheids and Measurements
One of the problems that occurs with using Cepheid variables as yardmarkers is that some of the light from the star can be absorbed en route to Earth. If the star loses some light due to intervening dust, it will appear fainter and therefore further away than it really is. This was the case for the galaxy NGC 247.

A team of astronomers has been working to eliminate such miscalculations and has found that NGC 247 is more than a million light-years closer to the Milky Way than previously believed. NGC 247 now appears to lie a little more than 11 million light-years distant. NGC 247 is part of the Sculptor Group of galaxies, one of the nearest group of galaxies to our Local Group. The Local Group consists of more than 30 galaxies, including the Magellanic Clouds and the Andromeda Galaxy.

Limitations with Cepheid Variables
Cepheid variables can be used to measure distances out to about 30 or 40 megaparsecs with the help of the Hubble Space Telescope. There are also two different types of Cepheid variables, and these two types have different period-luminosity relationships. Nevertheless, these stars are the best tools we have now to measure cosmic distances.

Sources:
Illingworth, Valerie and Clark, John E. O., The Facts on File Dictionary of Astronomy, Checkmark Books, 2000.
European Southern Observatory Press Release dated February 28, 2011: The Dusty Disc of NGC 247


R Cancri – Mira Variable Star in the Cancer Constellation

R Cancri is a Mira variable in the Cancer constellation. It is a star of the Variable Star type. It is approximately 250 parsecs (830 ly) away and varies between magnitudes 6.07 and 12.3 over a period of 357 days. According to the spectral type recorded in the Hipparcos star catalogue, it is an M6E-M9E variable star.

R Cancri is not part of the Cancer constellation outline, but it is within its boundaries. The star cannot be seen with the naked eye and must be viewed through a telescope.

R Cancri has an apparent magnitude of 7.04, which is a measurement of the star’s brightness as seen from Earth. Visual Magnitude is another name for Apparent Magnitude. If you used the 1997 Parallax value, the absolute magnitude would be If you used the 2007 Parallax value, the absolute magnitude would be -1.97.

Absolute Magnitude is the apparent magnitude of a star as seen from a distance of 10 parsecs (32.6 light-years). This assumes that there are no obstacles between the object and the observer, such as dust clouds. To truly compare the brightness of a star, use Absolute Magnitude rather than Apparent Magnitude.

The magnitude of a star, whether apparent/visual or absolute magnitude, is measured by a number the lower the number, the brighter the star. Because our Sun is the brightest star, it has the lowest magnitude, -26.74. The number of a faint star will be large.

Radial velocity (RV), microlensing, and transit surveys have revealed the existence of a large population of planets with masses ranging from a few to 20 Earth masses in our Galaxy. These planets are classified as “super-Earths” (Mp 10M) and “Neptunes” (Mp > 10M) based on their mass. This classification is based on the theoretical limit for gravitational capture of H/He, 10 M, and thus implicitly assumes that Neptunes are primarily ice giants with a significant H/He envelope and that the majority of super-Earths are massive terrestrial planets. Nonetheless, due to the stochastic nature of the planetary formation, the diversity of this planetary population is likely much greater than sketched by this simple division.

The 55 CNC system, which orbits a bright, nearby star, provides a unique opportunity to study a multiplanet system with a wide range of planetary masses and orbital distances. We measured the rotation of the host star and its solar-like magnetic cycle using data from photometry and spectroscopy collected over two decades.


Cepheid variable stars were named after the first of their kind observed, δ Cepheus. There are actually two classes of Cepheid: Type I Cepheids (δ Cepheus is a classical Cepheid) are population I stars with high metallicities, and pulsation periods generally less than 10 days. Type II Cepheids (W Virginis stars), are low-metallicity, population II stars with pulsation periods between 10 and 100 days. All Cepheids are luminous, yellow, horizontal branch stars that lie in the instability strip of the Hertzsprung-Russell diagram. Instabilities which cause their size and temperature to change give rise to the periodic variations in their luminosity.

In 1907, Henrietta Leavitt discovered that Cepheid variable stars in the Small Magellanic Cloud pulsated at a rate which depended solely on their absolute magnitude. Esto period-luminosity relationship (shown right) allows Cepheids to be used as standard candles (once the pulsation period is known) to estimate distances to the objects in which they are located. In fact, Cepheid variable stars formed the first non-direct method of distance determination, and established the first rung of the distance ladder. All subsequent rungs in the ladder use Cepheid distances as a stepping stone.

In the 1920s, Edwin Hubble used variable stars to measure distances to nearby galaxies. At the time it was thought that all of these variables were Type I Cepheids, but in reality the sample also included RR Lyrae and W Virginis stars. Although each of these stellar types possesses a different period-luminosity relationship, Hubble was able to determine that the Universe was expanding, though his estimate of the rate of expansion (called the Hubble constant in his honour) was almost a factor of 10 times larger than the value accepted today.

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Meet Delta Cephei, a famous variable star

Like lights in a dark tunnel, stars in the distant universe become fainter as they are farther away. Because they pulsate at a rate correlated to their own intrinsic brightnesses, Cepheid variable stars reveal their own true distances. Image via The Last Word on Nothing

At the southeast corner of the house-shaped constellation Cepheus the King, there’s an intriguing variable star called Delta Cephei. With clocklike precison, this rather faint star doubles in brightness, fades to a minimum and then doubles in brightness every 5.36 days. You can see it change over a period of days. The entire cycle is visible to the eye alone in a dark-enough sky. This star and others like it have secured a place as important velas estándar for establishing the scale of the galaxy and universe.

Delta Cephei itself looms large in the history of astronomy. An entire class of supergiant stars – called Cepheid variables – is named in this star’s honor.

Like Delta Cephei, Cepheid variable stars dependably change their brightnesses over regular intervals. The time period can range from about one to 100 days, depending on the star’s luminosidad o brillo intrínseco. Astronomers have learned that – the longer the cycle – the greater the intrinsic brightness of the star. This knowledge is a powerful tool in astronomy for probing distances across vast space.

This graph – measuring brightness variations over time – is what astronomers call a light curve. It’s the light curve of Delta Cephei, which, as dependably as a fine clock, doubles in brightness and then fades again every 5.366341 days.

How do Cepheid variable stars help measure cosmic distances? Because Delta Cephei and other stars in its class vary so dependably – and because the cycle of their brightness change is tied so strongly to their intrinsic brightnesses – these stars can be used to measure distances across space. Astronomers call objects that can be used in this way velas estándar.

How does it work? First, astronomers carefully measure the rates of these stars’ pulsations. Unfortunately, the distances to very few – if any – Cepheid variable stars are close enough to measure directly by stellar parallax. However, the approximate distances of Cepheid variables in relatively nearby star clusters have been determined indirectly by the spectroscopic method (sometimes called by the misnomer spectroscopic parallax). After watching many Cepheid variables pulsate – and knowing their approximate distances via the spectroscopic method – they know how bright a Cepheid variable of a particular intrinsic brightness should look at a given distance from Earth.

Armed with this knowledge, astronomers watch the pulsations of this class of stars in distant space. They can deduce the stars’ intrinsic brightnesses because of their rates of pulsation. Then they can infer the distances to more faraway stars by their apparent magnitude. Because light dims by the inverse square law, astronomers know a star of a given luminosity (intrinsic brightness) would appear 1/16th as bright at four times the distance, 1/64th as bright at eight times the distance or 1/100th as bright at 10 times the distance.

Why are these stars varying in brightness, by the way? The variations are thought to be actual pulsations as the star itself expands and then contracts.

Cepheid variable stars can be seen up to a distance of 20 million light-years. The nearest galaxy is about 2 million light-years away – and the most distant are billions of light-years away. So these stars don’t get you far in measuring distances across space. Still, since astronomers learned the secrets of their pulsation, these stars have been vital to astronomy.

The astronomer Henrietta Leavitt discovered Cepheid variables in 1912. In 1923, the astronomer Edwin Hubble used Cepheid variable stars to determine that the so-called Andromeda nebula is actually a giant galaxy lying beyond the confines of our Milky Way. That knowledge released us from the confines of a single galaxy and gave us the vast universe we know today.

Location of star Delta Cephei within constellation Cepheus.

How can I spot Delta Cephei in the night sky? This star is circumpolar – always above the horizon – in the northern half of the United States.

Even so, this star is much easier to see when it’s high in the northern sky on autumn and winter evenings. You can find Cepheus by way of the Big Dipper. First, use the Big Dipper “pointer stars” to locate Polaris, the North Star. Then jump beyond Polaris by a fist-width to land on Cepheus.

You’ll see the constellation Cepheus the King close to his wife, Cassiopeia the Queen, her signature W or M-shaped figure of stars making her the flashier of the two constellations. They’re high in your northern sky on November and December evenings.

International Astronomical Union chart showing constellation Cepheus.

How can I watch Delta Cephei vary in brightness? The real answer to that question is: time and patience. But two stars lodging near Delta Cephei on the sky’s dome – Epsilon Cephei and Zeta Cephei – match the low and high ends of Delta Cephei’s brightness scale. That fact should help you watch Delta Cephei change.

So look back at the charts above, and locate the stars Epsilon and Zeta Cephei. At its faintest, Delta Cephei is as dim as the fainter star, Epsilon Cephei. At its brightest, Delta Cephei matches the brightness of the brighter star, Zeta Cephei.

Bottom line: The star Delta Cephei brightens and fades with clocklike precision every 5.36 days. The rate of brightness change is tied to the star’s intrinsic brightness. That’s how a whole class of stars named for Delta Cephei – called Cepheid variable stars – helps astronomers measure distances.