SAO 23170, una variable de tipo ß Cep en el doble cúmulo de Perseo

INTRODUCCIÓN: Las estrellas de tipo ß Cephei

Las ß Cep son pulsantes azules de tipo espectral entre B0 y B3 que se situan ligeramente por encima de la secuencia principal (magnitudes absolutas entre -3 y -5). La primera que se descubrió fue ß Cephei por parte de E. Frost en 1901, curiosamente mediante la espectroscopía al detectar variaciones en su velocidad radial. No fue hasta 1913 que P. Guthnick descubrió que al mismo tiempo presentaba variaciones fotométricas. Se caracterizan por sus débiles variaciones de brillo, generalmente de menos de 0,1 magnitudes y por variaciones de su velocidad radial que puede superar los 100 km/s, complejas y no siempre acompasadas con las variaciones de brillo. Su período típico se situa entre 0,16 y 0,3 días, presentando frecuentemente varios períodos simultaneos, normalmente muy parecidos, con batidos de período de bastantes días. Durante mucho tiempo el mecanismo de pulsación de las ß Cep representó un desafío a las teorías de evolución estelar. Actualmente se supone que son estrellas que están abandonando la secuencia principal y como consecuencia sufren una lenta expansión y por lo tanto una disminución de su densidad, lo que lleva aparejado un aumento del período de pulsación. Este hecho puede apreciarse en el transcurso de los años por débiles variaciones de brillo y, su registro fotométrico, junto con las pequeñas variaciones del período son de gran interés para  los estudios de evolución estelar.

Situación aproximada de las ß Cep en el diagrama H-R.

Hubo un tiempo en que estas estrellas fueron referidas en el GCVS como ß CMi por ser el ejemplo más brillante de este tipo de variables, aunque en la actualidad se las vuelve a llamar ß Cep, pues nunca se dejó de referirse a ellas de esta forma, pese a no ser su denominación "oficial".

La ß Cep que varía más de todas es BW Vul, una estrella de magnitud 6,5 y tipo espectral B1II-B2IIIeaV, que posee una amplitud de 0,24 magnitudes en V (1,2 magnitudes en ultravioleta) con un período de 0,20104117 días, que se alarga a razón de unos 2 segundos por siglo, valor muy pequeño a escala humana, pero muy alto a escala estelar. Se trata pues, de un objeto de fácil observación por parte del aficionado.

SAO 23170

Como en otros muchos casos, el descubrimiento de que SAO 23170, de magnitud 9,5 y espectro B2, es una variable de tipo ß Cep fue totalmente casual. En efecto, mientras se estaba realizando un trabajo de prospección con el telescopio de 41 cm del Observatorio de Mollet, se escogió a esta estrella como comparación para observar una sospechosa de variabilidad del catálogo Tycho. La sorpresa fue, ya en la primera noche, que la variable sospechosa no variaba, pero en cambio si lo hacía SAO 23170. Tras las primeras noches se vio claramente que era periódica de baja amplitud. Teniendo en cuenta su tipo espectral, no había duda de que se había dado con la primera ß Cep que descubríamos en el GEA.

Fotografía mostrando la posición de SAO 23170.

Las variaciones de luz oscilaban entre 0,02 y 0,10 magnitudes según los ciclos, lo que ponía de manifiesto que estaban moduladas por la presencia de más de un período. Tras las 34 noches de observación a que estuvo sometida entre el 6 de septiembre y el 23 de diciembre de 1997, se procedió a analizar los datos, siendo identificados de forma inequívoca dos períodos, de 0,19493 y 0,24233 días, estando presente como mínimo un tercero, que en principio desistimos de considerarlo dado que los datos podrían estar contaminados por pequeñas variaciones de las estrellas de comparación, que probablemente son también variables de baja amplitud, de tipo Be. En efecto, la nueva variable se halla situada en el doble cúmulo de Perseo y se estima que al menos el 50% de las estrellas de tipo espectral B que contienen son variables Be.

Observaciones de la nueva variable mostrada en fase con los dos períodos.

Para poder estudiar fotométricamente más a fondo esta estrella se hace necesario primero analizar todas las posibles estrellas de comparación de la zona, para descartar que sean asimismo ligeramente variables.

Las estrellas de control de SAO 23170 que, pese a todas las precauciones que se tomaron en el momento de realizar la fotometría para evitar cualquier salto de escala noche a noche, muestran variaciones de luz. Este hecho, junto a a su tipo espectral y forma de las variaciones detectadas, hace sospechar que se trata de variables de tipo Be que eran desconocidas como tales hasta ahora.

 

Bibliografía

J.M. Gómez-Forrellad, SAO 23170, a New Beta Cep in the Stellar Cluster H VI 33, Information Bulletin on Variable Stars, 4924 (2000).

 

Grup d'Estudis Astronòmics