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Entre las variables detectadas por el satélite HIPPARCOS,
7.784 fueron clasificadas como no resueltas ya que no
fue posible asignarles un tipo de variabilidad o una causa para los cambios de luz
detectados, reales o no (por ejemplo, duplicidad). En esta categoría fueron incluidas
muchas semirregulares y estrellas con variaciones de luz iguales o inferiores a 0,03
magnitudes. A las que ofrecían menores dudas se les asignó denominación definitiva en
el G.C.V.S.
La observación de estas estrellas es un interesante
campo de investigación con el fin de determinar su naturaleza. La mayoría de estas
nuevas variables, con espectros comprendidos entre el A0 y el G5, han sido analizadas de
nuevo por el GEA, confirmando y determinando periodicidad y tipo de variación en varias
decenas de casos, que progresivamente se van incluyendo en el programa de observación
para obtener curvas de luz detalladas. Sin embargo, otras muchas, una vez observadas, se
han mostrado totalmente constantes o en todo caso, si varían, lo hacen en menos de 0,01
mag o incluso 0,003 mag. Esto indica, probablemente, que la variabilidad fue sobreestimada
y se debe a errores de observación, siendo en realidad estrellas constantes.
Ejemplo de análisis de
variabilidad de las estrellas del HIPPARCOS
La serie de figuras muestra un análisis real por
parte del GEA de una variable "no resuelta" del HIPPARCOS.
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| Serie de datos
original. Aunque se suele hablar de la gran precisión de la fotometría obtenida con el
satélite HIPPARCOS, en realidad esto es sólo cierto cuando se considera la magnitud
media de todos los datos, tras eliminar aquellos que por alguna causa u otra muestran
mayor dispersión. De hecho, la precisión real es equivalente a la que puede obtenerse
con una cámara CCD y un telescopio de 4 a 5 cm de abertura. |
La
primera fase del análisis consiste en eliminar los datos que presumiblemente son malos.
El método suele consistir en calcular primero la magnitud media de todos los datos y
luego proceder a eliminar los que se apartan más de 3 desviaciones estándar de la media
(puntos marcados aquí con aspas). |
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| Curva
de luz una vez eliminados los datos que mostraban mayor dispersión. Cada punto es el
resultado de una medida individual del satélite. |
Acto seguido se
procede al análisis de las observaciones con el fin de hallar periodicidades utilizando
programas informáticos especialmente concebidos para ello (en nuestro caso el AVE). El
periodograma muestra en forma de picos los posibles períodos. |
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| Con el
fin de minimizar los errores fotométricos, se procede a continuación a obtener promedios
en intervalos determinados de tiempo, en este caso al ser los presuntos períodos de
varios días, a intervalos de 0.5 días. |
Una vez promediados
los puntos, se representa en fase para cada uno de los posibles períodos para ver si
dibujan someramente la forma de algún tipo de variable periódica conocida. En este
ejemplo se insinua de forma aproximada la curva de luz de una EB. |
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Ya
sólo resta comprobar en la práctica si el análisis ha sido correcto, mediante la
observación directa con un telescopio de 8 cm (en realidad la CCD detrás de un viejo
objetivo de prismáticos adquirido de ocasión). En efecto, los nuevos datos muestran que
nos hallamos ante una nueva e interesante binaria eclipsante del tipo EB. |
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