En la foto del cúmulo globular Messier 68 que mostré hace poco hay una estrella que inmediatamente me llamó la atención. Está un poco arriba y a la izquierda, una estrellita roja de morondanga:
Los astrónomos miden el color de las estrellas con un índice llamado B-V (la diferencia entre la magnitud de la estrella medida con dos filtros estándar, uno azul y uno verde). Las estrellas rojas tienen B-V positivo, y las azules tienen B-V negativo (recordar que la escalas de magnitudes está "al revés", así que la estrella es más azul cuanto más negativo sea su valor B). En la foto señalé, además de FI Hydrae, otra estrella rojita, una estrella de magnitud 12 con B-V 1.7. Este es un valor típico de una estella "roja". ¡Se ve en la foto que FI Hydrae es mucho más roja! Tiene un índice B-V enorme, mayor que 3. No llega a ser tan roja como la estrella más roja del cielo, pero casi. Se puede calcular la temperatura a partir del índice B-V, y en el caso de FI Hya da 2300 K, o sea 2000 ℃, apenas mayor que la fragua de un herrero.
El color solito ya me decía que era una estrella interesante. Cuando la identifiqué en Cartes du Ciel, el nombre FI (mayúsculas latinas delante del genitivo Hydrae) me indicó que era una estrella de brillo variable. Súper roja y variable: no tardé en encontrar abundante información sobre ella. Es una variable de período largo, con un brillo que cambia muchísimo, ¡7 magnitudes a lo largo de casi un año! Pertenece a una categoría de variables cuyo prototipo es la estrella Ómicron Ceti, cuyo brillo cambia entre magnitud 3 (fácilmente visible a simple vista) y 10 (completamente invisible), también en casi un año. En el siglo XVII estas desapariciones y resurrecciones le valieron el nombre propio Mira, o sea maravillosa o milagrosa.
Cuando revisé las observaciones de FI Hya en la base de datos de la American Asociation of Variable Stars Observers noté que había pocos registros. Así que la medí, y registré mi observación. Y tres semanas después volví a observarla, y registré su brillo en media magnitud menos. Así se ve su curva de luz en la AAVSO, desde 2014. Los dos últimos puntos son los míos, y se ve cómo corresponden a una de las rampas de bajada de brillo, ya cerca del mínimo:
Se conocen algunos miles de estrellas como Mira y FI Hydrae (hace años conté sobre una en Carina). Sus cambios de brillo se deben a que la estrella pulsa, cambiando enormemente de tamaño: cuando se infla se enfría y oscurece, y cuando se contrae se recalienta y aumenta de brillo. Estos pulsos obedecen a cambios en la producción de energía en sus núcleos, que están agotando el combustible de fusión (principalemente helio). Son estrellas AGB, gigantes de la rama asintótica, que comentamos recientemente cuando observamos la nebulosa planetaria Fantasma de Júpiter. Son las estrellas que, al final, con estos pulsos terminan construyendo nebulosas a su alrededor, que brillan intensamente cuando el núcleo queda desnudo en forma de enana blanca:
Por esta razón son pocas, raras y valiosas: corresponden a una etapa breve de la vida de algunas estrellas. Es una pena que las del hemisferio sur tengan pocos observadores. Así que cuando puedan, contribuyan.
Las fotos son mías, pero las presto porque Barney dice que hay que compartir.
La V del filtro verde es por "visual". Hay otro filtro estándar llamado G, de green, pero curiosamente es azul, y el B es violeta, más que azul. Son más o menos así:
B (445 nm) 
G (464 nm) 
V (551 nm) 
R (658 nm) 
Es complicado convertir longitud de onda a RGB, y además los filtros son pasabandas de unos 100 nm, así que tómenlo con pinzas.
