Variables Eclipsantes
Siguiendo nuestro catálogo de variables, toca conocer un poco más estas interesantes estrellas que, por supuesto, forman parte de nuestra Campaña.
Este tipo de variables es quizá el más espectacular, junto con las RR Lirae. Presentan variaciones de brillo muy rápidas llegando en algunos casos a apreciarse el cambio de brillo casi a tiempo real. Sin embargo, el proceso físico que las produce es bastante sencillo. Se trata de estrellas binarias, cuyo plano de traslación se encuentra en la línea de visión Tierra-Variable. No pensemos que veremos las dos estrellas, y que apreciaremos como se van juntando para luego producirse el eclipse, esto no es así. Las estrellas se encuentran tan cercanas que solo detectamos su luz conjunta, y es en el momento del eclipse cuando apreciamos un descenso de brillo, al superponerse una sobre la otra. Como es lógico, en realidad se producen dos eclipses, que generalmente uno es más profundo que el otro, el primero cuando la estrella principal es eclipsada por la secundaria (más pequeña), y el eclipse secundario cuando es la estrella principal la que oculta a la secundaria. La certeza de que se trata de un sistema binario nos la da la espectrografía del par, mostrando líneas dobles en el espectro, cuya separación varía por el efecto doppler, al acercarse o alejarse.
Esto siempre no es así, y existen varios tipos de eclipsantes según sea la geometría de las estrellas, la inclinación del plano de la órbita con respecto a nuestra línea de visión o la cercanía entre las componentes de la binaria, que incluso pueden llegar a estar en contacto.
Los datos de la espectrografía, la luminosidad, el período, la amplitud y otros, pueden relacionarse para definir la masa de las estrellas, los parámetros orbitales, sus temperaturas, tamaños, etc.
Los tipos principales son:
-Eclipsantes Algólidas (EA): Las componentes están bien separadas, son casi esféricas y las curvas de luz llegan al mismo nivel entre eclipses. El período oscila desde varias horas, hasta 27 años para epsilon Aurigae. La presencia de variables con grandes periodos que aún no se hayan descubierto es muy probable, ya que sus eclipses se producen solo cada muchos años. La estrella prototipo es Beta Perseo (Algol). La AVE tiene en su campaña algunas como FL Ori, CX Aqr, EG Cep, con mínimos de hasta 2 magnitudes de amplitud observables por completo en tan solo tres horas.
- EB: Las componentes están más cercanas y se encuentra deformadas por la atracción gravitatoria mutua, siendo elipsoidales. Son tipo espectral temprano (O, B, A) y de brillo desigual. Presentan periodos generalmente mayores que las EA, mayor de 1 día, con amplitudes en torno a 2 magnitudes y su mejor característica de cara a la observación por aficionados es que varían continuamente durante todo el periodo, pudiendo ser estudiadas fácilmente estimandolas dos o tres veces cada noche. Una estrella muy fácil es la Beta Lirae, que con un período de 12 días es su prototipo.
-EW: Presentan también una variación contínua en su curva de luz, pero con una amplitud en torno a 1 magnitud. Sus componentes son enanas blancas que están muy cercanas o incluso en contacto, por lo que están muy deformadas. Su periodo es menor de un día y son más frías que las EB (de tipo espectral F,G o K).
Dentro de esta clasificación básica, se incluyen muchas variaciones según el momento de evolución del par en el diagrama HR, si forman parte de una nebulosa planetaria, su posición con respecto al Lóbulo de Roche, variaciones de brillo por deformaciones gravitacionales...
