Para
la determinación visual de la magnitud de una estrella se puede
utilizar el método de los pasos de Argelander (ver figura más
abajo). Cerca de la estrella en estudio (estrella V) elegimos dos estrellas
de comparación, una (estrella A) con brillo superior a la variable
y otra (estrella B) de brillo inferior. Dado que conocemos las magnitude
de A y B, mA y mB, basta estimar las diferencias
de magnitud entre A y V y entre V y B para calcular así la magnitud
visual aparente de la variable. Las estimaciones de diferencia de brillo
se realizan según la siguiente escala de valores:
-
Grado
1: Diremos que A es más brillante que V en un grado
cuando ambas estrellas parecen de igual brillo al primer golpe de
vista, pero después de un examen atento y sosegado parece
que, salvo raros instantes, A es más brillante que V.
-
Grado
2: Ambas estrellas parecen de igual luminosidad a la primera
ojeada pero, rápidamente y sin vacilación, observamos
que A es más brillante que V.
-
Grado
3: Una ligera diferencia de brillo entre ambos astros se
aprecia desde el primer momento.
-
Grado
4: Observamos una notable diferencia de brillo entre A y
V.
-
Grado
5: Hay una verdadera desproporción de brillos.
Después
de realizada la comparación entre A y V, se debe efectuar por
el mismo método la comparación entre V y B. Se recomienda
que entre las estrellas A y B no haya menos de 0.4 magnitudes ni más
de 1.4 mag. Una vez hecho ésto, podemos deducir la magnitud visual
mV de V como
mV
= mA + ( mB - mA) ( gA )
/ ( gA + gB )
donde
gA y gB son los grados asignados a la diferencia
de brillo entre la estrella A y V y la estrella V y B respectivamente.
Lo mejor sería poder realizar este tipo de medida con diferentes
pares de estrellas y promediar al final los resultados. En el caso de
que la variable no fuese visible por encontrarse cerca de un mínimo
de brillo siempre podemos anotar la magnitudde la estrella más
débil que vemos y considerarlo como una cota superior.
En
esta práctica se pretende que se elijan un par de estrellas variables
fácilmente reconocibles en el cielo y se estudie sus variaciones
mediante el método de Argelander que acabamos de explicar. Es
conveniente tomar una de período corto y otra de largo período.
En la siguiente tabla se ofrece una lista de estrellas variables famosas:
Estrella
|
Máximo (mag)
|
Mínimo (mag)
|
Periodo (dias)
|
|
Algol
|
2.1
|
3.4
|
2.867
|
Eclipsante
|
a Ursa minor
|
1.9
|
2.1
|
3.97
|
Cefeida
|
d Cefeo
|
3.9
|
5.1
|
5.366
|
Cefeida
|
h Aquilae
|
4.1
|
5.4
|
7.176
|
Cefeida
|
b Lyrae
|
3.3
|
4.3
|
12.908
|
Eclipsante
|
Mira (o Ceti)
|
2.0
|
10.1
|
331.6
|
Regular
|
R Trianguli
|
6.2
|
11.7
|
266
|
Regular
|
Betelgeuse
|
0.4
|
1.3
|
2070
|
Regular
|
g Casiopea
|
1.6
|
3.0
|
--
|
Irregular
|
Las
observaciones deberían ir anotándose de manera que quedase
registrado el día y la hora de observación, magnitud de
la variable, estrellas de comparación utilizadas y todo tipo
de datos que ayuden luego a su mejor comprensión. El objetivo
final es construir una curva de luz en el que representemos la magnitud
aparente de la estrella en función del tiempo en días
contados a partir de una cierta fecha.