13. Las estrellas con telescopio

Por David Galadí Enríquez
Fotografías de Leonor Ana Hernández

Volvemos a tomar el telescopio para los tres capítulos finales de nuestra guía de iniciación a la astronomía práctica. En esta ocasión vamos a apuntar a las estrellas.

¿Algo más que simples puntitos de luz?

Sabemos que las estrellas son bolas enormes de hidrógeno y helio que conservan su estructura gracias al equilibrio que se produce entre la propia atracción gravitatoria de su masa, que tiende a comprimirlas, y la presión hacia fuera causada por las reacciones nucleares de fusión que se producen en sus centros. El resultado es una esfera luminosa como el Sol, la estrella que tenemos más a mano y a la que le dedicaremos un capítulo en exclusiva más adelante.

A simple vista las estrellas (salvo el Sol, por supuesto) se perciben como simples puntitos de brillos diversos. Y así se seguirán viendo por muy bueno que sea el telescopio empleado. Porque las estrellas son en realidad bolas de gas enormes, pero se encuentran tan lejos, tan lejísimos, que cualquier telescopio que usemos, con cualquier aumento, será incapaz de mostrárnoslas como nada más que puntitos de luz.

¿Nada más? Bueno, pues en realidad sí hay algunas cositas más que podemos ver en las estrellas y que hacen que valga la pena mirarlas con telescopio. Y esas cosas son: la intensidad y la estabilidad de su brillo, el color y, en ciertos casos, su carácter doble o variable. Vamos a tratar cada uno de estos aspectos con un poco más de detalle.

Intensidad y estabilidad del brillo

Es verdad que las estrellas siguen apareciendo como puntos a través del telescopio, pero se aprecian mucho más brillantes que a simple vista. En efecto, el objetivo del telescopio posee un área colectora mucho mayor que la pupila humana, incluso cuando esta se encuentra dilatada al máximo. Al recolectar más cantidad de luz, el telescopio pone a disposición del ojo cientos de veces, si no miles de veces más fotones que cuando se observa sin ayuda óptica. Esto se traduce en que las estrellas se ven mucho más brillantes.

Figura 1. Una estrella brillante, en este caso Vega, en la Lira, vista con un telescopio reflector newtoniano. Se aprecia su intenso brillo, su tono blanco y las espículas o «puntas» causadas por el soporte del espejo secundario. Otros tipos de telescopio pueden ofrecer imágenes de estrellas sin espículas, dependiendo de los detalles de su diseño óptico y mecánico.

Las estrellas que ya llaman la atención a simple vista por su brillo se convierten en verdaderas joyas cuando se observan con telescopio. Los juegos de la difracción en las piezas del telescopio pueden darles, además, un aspecto fantástico como, por ejemplo, las cuatro espículas típicas causadas por el soporte del espejo secundario en muchos telescopios reflectores (véase la figura 1).

Además, y por supuesto, el telescopio pone a nuestro alcance una multitud enorme de estrellas débiles que a simple vista son imposibles de distinguir. Este fue uno de los primeros descubrimientos de Galileo con su anteojo rudimentario. Un paseo por las regiones más densas de la Vía Láctea puede resultar más que sorprendente por este motivo. Si en el capítulo 6 recomendábamos un recorrido con prismáticos por la Vía Láctea, este puede ser un buen momento para revisitar algunos de esos lugares, pero con telescopio y, siempre, el mínimo aumento disponible, para que la vista abarque un campo mayor.

Ya hemos comentado varias veces el sistema de medida del brillo de los astros en astronomía, las magnitudes estelares. Como explicamos en el capítulo 3, las estrellas más brillantes son de magnitud primera, mientras que las más débiles accesibles a simple vista son de sexta magnitud. Pues bien, unos simples prismáticos permiten alcanzar con facilidad la magnitud ocho, mientras que un telescopio normalito puede hacer accesible la magnitud once, eso sí, siempre y cuando el cielo sea lo bastante oscuro, es decir, que no haya luz de la Luna y que el sitio de observación no esté afectado por la contaminación lumínica (capítulo 7).

En el capítulo 9, al tratar la parte óptica de los telescopios, vimos ya la fórmula que permite calcular, de manera aproximada, hasta qué valor de magnitud puede permitir llegar un telescopio, dependiendo de su capacidad colectora de luz, o sea, de su abertura. Vimos encontes que la magnitud límite m, es decir, la de las estrellas más débiles que pueden verse a través de un telescopio con objetivo de abertura (es decir, diámetro) D, medido en milímietros, viene dada por:

Al realce de la intensidad aparente de las estrellas se añade otro efecto del que no todo el mundo es consciente: el telescopio estabiliza el brillo de las estrellas. Es muy frecuente que las estrellas parpadeen, centelleen, titilen, observadas a simple vista. Esto no es más que un efecto causado por la turbulencia atmosférica, como lo demuestra el hecho de que el centelleo se intensifique cuanto más cerca del horizonte se observe, porque en esas posiciones la luz de los astros atraviesa un grosor de atmósfera mucho mayor que cuando están altas. De hecho, es frecuente que el parpadeo cese para estrellas situadas en el entorno del cenit, como puede comprobarse desde la península Ibérica al principio de las noches de verano observando la estrella Vega, en la constelación de la Lira.

La pupila humana intercepta tan solo la luz de una estrella contenida en un cilindro con su propio diámetro. Ese diámetro es mucho menor que el tamaño característico de las células turbulentas en la atmósfera, por lo que la luz que contiene se ve afectada y se torna más o menos brillante en fracciones de segundo: se produce así el fenómeno conocido como centelleo. Pero un telescopio con una abertura como las que hemos recomendado en esta serie, digamos por encima de los 10 centímetros, intercepta un cilindro de luz lo bastante ancho como para que contenga varias células turbulentas independientes, cuyos efectos se promedian, con el resultado de que la luz estelar no solo se ve más brillante, sino también mucho más estable, al observar con telescopio.

Este efecto depende de la abertura del telescopio utilizado y de las condiciones de la atmósfera. En una noche muy turbulenta, especialmente si se observa en direcciones cercanas al horizonte, es posible que las estrellas aún presenten un cierto centelleo vistas con un telescopio pequeño. En el sentido opuesto, un telescopio por encima de 20 centímetros de abertura mostrará las estrellas siempre muy estables, incluso en noches mediocres.

Estrellas de colores

Pero quizá el cambio más llamativo que experimentan las estrellas vistas al telescopio consiste en la intensificación de sus colores. Bien, advirtamos de entrada que las estrellas jamás tienen colores intensos. Pero sí es verdad que los astros llamados «rojos» en la jerga astronómica tienden a tener tonalidades anaranjadas, mientras que otras estrellas son francamente blancas (Vega es un buen ejemplo) y hay unas pocas, no muchas, que llegan a mostrar matices azulados o aguamarina.

Estos colores casi no se aprecian a simple vista porque el ojo no capta luz suficiente como para disparar la respuesta de las células de la retina sensibles al color, los conos. Aun así, en varias estrellas de primera magnitud sí se puede llegar a percibir, a simple vista, un tono anaranjado, como en Antares (en Escorpio), Aldebarán (Tauro) o Betelgueuse (Orión).

Figura 2. Esquema de la constelación de Orión, con el norte arriba (desde observatorios australes la vista estará invertida). La línea gris horizontal marca el ecuador celeste. Las dos estrellas más brillantes de Orión son buenos ejemplos de astros en los que se puede apreciar el color, sobre todo si se observan con telescopio. Apunte su instrumento alternativamente a Betelgueuse, en la esquina nordeste, y a Rigel, al sudoeste, y compruebe tanto la intensidad y estabilidad de su brillo como su contraste cromático. Rigel es, además, una estrella doble.

Este amago de color que se puede captar a simple vista se convierte en un rasgo más que obvio cuando se observa estas luminarias con telescopio. Cambiar de una estrella de primera magnitud a otra igual de brillante pero de un color distinto, con telescopio, puede ayudar a notar más este efecto. Si está a la vista la constelación de Orión, entonces puede resultar interesante comparar el aspecto telescópico de Betelgueuse, la gigante roja del hombro nordeste, con la vista de Rigel, en la pierna sudoeste, una estrella en la que es posible percibir algunos tintes azulados (figuras 2 y 3).

Por cierto, el color de las estrellas está relacionado directamente con la temperatura de sus superficies. Las estrellas más frías son las más rojizas, mientras que las más calientes tienden a aparecer de un toco blanco azulado ligero.

Figura 3. Fotografía de la constelación de Orión tomada con la técnica del desenfoque progresivo. El objetivo se mantiene enfocado al infinito durante una parte de la exposición, pero luego se va desenfocando en varios pasos hasta que en el último las estrellas aparecen como discos grandes. Esto evita la saturación de las imágenes estelares, con lo que mantienen en la foto sus colores característicos. El telescopio permite un efecto semejante aplicando directamente el ojo. A veces, desenfocar un poco el telescopio ayuda también a percibir mejor los colores de las estrellas en la observación visual. Norte arriba. Fotografía de Leonor Ana Hernández.

Estrellas con más cosas: dobles

Con lo dicho hasta ahora, podría parecer que un telescopio apuntado a las estrellas solo nos puede dar intensidad, estabilidad y color. Pero no, ¡aún hay más! Tenemos estrellas dobles y estrellas variables.

Por estrella doble se entiende algo muy sencillo: al mirar con el telescopio aparecen dos estrellas muy juntitas donde antes, a simple vista, parecía que había solo una.

Figura 4. Este diagrama ayuda a localizar Mizar, la primera estrella doble descubierta. Se trata de la estrella central del mango del cucharón, o de la cola de la Osa Mayor. El norte está arriba y la circunferencia mide 35 grados. Al sur aparece la constelación de los Lebreles, cuya estrella más brillante, Cor Caroli, también es una doble accesible a telescopios modestos. Véase una ampliación de esta imagen en la figura siguiente.

Figura 5. Ampliación de la zona de la cola de la Osa Mayor. El diámetro de la circunferencia es de 15 grados. Ahora se aprecia que Mizar tiene una compañera cercana, llamada Alcor, que no cuesta distinguir a simple vista. De esta pareja es Mizar la que es doble.

La primera estrella doble descubierta fue Mizar, la estrella central de las tres que forman la cola de la Osa Mayor (figuras 4 y 5). Si se mira a simple vista, esta estrella se reconoce con facilidad no solo porque ocupa esa posición central en el «mango del cucharón» o la «lanza del carro», sino también porque tiene una compañera algo más débil que también llega a distinguirse sin ayuda óptica: un poco al noroeste de Mizar (segunda magnitud) se aprecia Alcor (cuarta magnitud). Pues bien, centrémonos en Mizar, la protagonista de este descubrimiento. Fue uno de los grandes personajes del inicio de la era telescópica, el jesuita Giovanni Battista Riccioli, quien, en 1650, y usando un telescopio muchísimo mejor que los primeros y rudimentarios aparatos de Galileo, describió por primera vez que, vista al telescopio con aumento suficiente, la estrella Mizar se gemina en dos puntitos muy parecidos.

Figura 6. Explicación de los conceptos de separación y ángulo de posición en una estrella doble. Se coloca la estrella principal en el centro, siempre la más brillante del par, y se mide la separación angular aparente entre ella y la componente secundaria. La separación se mide en segundos de arco. El ángulo de posición se mide desde el norte hacia el este (en sentido antihorario) y se da en grados.

Para describir las estrellas dobles hay que indicar la separación entre las dos componentes y el ángulo que forman con la dirección hacia el norte, llamado ángulo de posición (figura 6). Lo habitual es dar la separación en segundos de arco. Recordemos que un grado (1°) viene a medir, sobre el cielo, lo mismo que un centímetro sostenido a 60 centímetros de distancia, la longitud promedio de un brazo humano. Pues bien, cada grado se divide en 60 minutos de arco. El disco de la Luna, como el del Sol, mide más o menos medio grado de diámetro, es decir, unos 30 minutos de arco (30’). El disco del planeta Júpiter, visto desde la Tierra, mide poco menos de un minuto de arco. De acuerdo, pues ahora dividamos un minuto de arco en otros sesenta trocitos: nos quedará un fragmento minúsculo llamado segundo de arco. El disco de Júpiter tiene alrededor de 55 segundos de arco (55 “), mientras que el de la Luna vendría a tener 1800”.

En el caso de Mizar las dos componentes están separadas por 14 segundos de arco. Puede parecer poco, pero cualquier telescopio es capaz de mostrar la parejita, incluso trabajando con pocos aumentos.

En cuanto al ángulo de posición de Mizar, si nos centramos en la componente más brillante y, partiendo de la dirección hacia el norte y avanzando en sentido antihorario, hay que recorrer unos 150 grados hasta dar con la componente secundaria.

El cielo está repleto de estrellas dobles por millares y hay toda una legión de personas aficionadas a la astronomía práctica que se dedican a su observación y seguimiento. Hace décadas tenía sentido tomar medidas de estrellas dobles observando de manera visual, pero en la actualidad solo tienen valor los datos que se obtienen con cámaras digitales y medios avanzados. Aun así, nada nos impide apuntar a esta estrella doble, y a otras muchas de todo el cielo, por el simple placer de contemplarlas.

Así, podemos ver que la mismísima estrella Polar es una doble (aunque la componente secundaria es muy débil), y lo mismo ocurre con Rigel, estrella de Orión de la que hemos hablado antes al referirnos a su tono ligeramente azulado. Observe que no está sola, sino que tiene una compañera bastante débil (magnitud 7) a casi 10 segundos de arco de separación y con un ángulo de posición de 204 grados, es decir, la débil compañera, de magnitud 7, cae casi justo al sur de la estrella principal.

Figura 7. Diagrama para localizar Albireo en el cielo. En las noches del verano boreal, el invierno austral, la cruz del Cisne está situada a lo largo de la Vía Láctea. La estrella más brillante de la constelación es Deneb, mientras que Albireo, la segunda en brillo, marca el pie de la cruz. El norte está arriba y la circunferencia tiene 25 grados de diámetro.

Figura 8. Imagen de Albireo tomada con telescopio en la que se ha captado bien el contraste de colores entre las componentes. El efecto es muy parecido cuando se observa visualmente con telescopio. Foto de Leonor Ana Hernández.

Entre las dobles más valoradas en el mundo de la afición por la astronomía se encuentra la estrella Albireo, beta del Cisne, que que marca la cabeza de la figura del ave volando hacia el sur a lo largo de la vía láctea en los meses del verano boreal. En este caso la separación es de 35 segundos de arco, lo que hace facilísimo distinguir las componentes con cualquier telescopio. Pero a esta facilidad se añade el atractivo de que los dos astros son de tonos, de colores, lo bastante distintos como para llamar la atención al primer golpe de vista. El ángulo de posición es 54°. Si tiene usted el Cisne al alcance del telescopio no se pierda esta joya, accesible incluso con los medios observacionales más modestos. Por cierto, Albireo es un buen ejemplo de estrella doble de tipo óptico, es decir, debida la coincidencia azarosa de dos estrellas en la línea de visión, pero que no guardan relación entre ellas, es decir, esta estrella doble no forma un sistema binario (el nombre sistema binario se reserva para las estrellas dobles en las que sí hay un vínculo gravitatorio entre las componentes).

Figura 9. La constelación de la Lira aparece en el cielo contigua a la del Cisne. Su estrella más destacada es Vega, una de las luminarias más brillantes de todo el cielo. Vega forma un triángulo casi equilátero con otras dos estrellas más débiles, alineadas norte-sur. La del norte de este triángulo es épsilon de la Lira, que a su vez consta de dos estrellitas alineadas también norte-sur y que se distinguen mejor en la ampliación de la figura siguiente. Norte arriba, la circunferencia tiene 20 grados de diámetro.

Figura 10. Ampliación de la figura anterior (ahora el diámetro de la circunferencia es de 5 grados). Se aprecia mejor que épsilon de la Lira consta de dos estrellas, épsilon 1 al norte y épsilon 2 al sur. Las personas con vista normal logran separarlas sin ayuda óptica. Cada una de las estrellas épsilon es doble, por lo que a veces se habla de la estrella «doble doble». Por cierto, la otra esquina del triángulo casi equilátero con Vega es una doble verdadera también, con nombre dseda de la Lira, 44 segundos de arco de separación (por tanto, fácil con cualquier telescopio) y 150 grados de ángulo de posición.

Pero quizá el objeto más sorprendente del mundo de las dobles sea la estrella épsilon de la Lira. Está situada en el cielo muy cerca de Vega (figuras 9 y 10), eh el hemisferio boreal, aunque puede llegar a verse desde muchos lugares del hemisferio sur si se observa en las fechas adecuadas, en torno al invierno (verano en el norte). A simple vista es posible ver que épsilon de la Lira consta en realidad de dos estrellas casi iguales y alineadas en dirección norte-sur. Si el par formado por Mizar y Alcor está al alcance de casi todo el mundo sin ayuda óptica, la separación que media entre las dos estrellas de quinta magnitud que conforman épsilon de la Lira asciende a tan solo tres minutos de arco (en realidad, 173 segundos de arco), lo que requiere una vista bastante buena. Cualquier instrumento óptico no deja lugar a dudas y revela este par encantador de estrellas gemelas con ángulo de posición de 208 grados.

Pues bien, la sorpresa llega cuando se apunta a este lugar con el telescopio y se aplican grandes aumentos, del orden de cien o quizá más (figura 11). Entonces se puede ver que cada estrella se convierte en una parejita de astros que casi se tocan. La componente épsilon 1, que está al norte, consta de estrellas de magnitudes 5 y 6 con un ángulo de posición de 350°, lo que las coloca casi en sentido sur-norte, separadas entre si tan solo 2.6 segundos de arco. Por su parte, la componente épsilon 2, al sur, se compone de dos estrellas algo más equilibradas (magnitud 5), separadas 2.3 segundos de arco y con ángulo de posición 82°, es decir, este-oeste, perpendicular al del otro par.

Figura 11. Imagen telescópica de épsilon de la Lira que reproduce bastante bien lo que puede esperar ver con un telescopio modesto y bastantes aumentos, en una noche poco turbulenta. Arriba aparece épsilon 1, compuesta por dos estrellas no exactamente iguales y casi alineadas sur-norte. Abajo a la derecha se ve épsilon 2, con dos componentes equilibradas y situadas en dirección este-oeste.Fotografía de Nikolay Nikolov, licencia CC BY SA 4, Wikimedia commons.

A veces épsilon de la Lira recibe el nombre de «la doble doble», aunque puede discutirse la pertinencia de esta designación porque, de hecho, el primer par, el formado por épsilon 1 y épsilon 2, se desdobla a simple vista si se tiene una agudeza visual normal. Por supuesto, al telescopio, con separaciones tan escasas entre componentes, desdoblar las cuatro estrellas puede ser misión imposible en una noche turbulenta.

Otro ejemplo de estrella doble muy conocida y observada es accesible solo desde el cielo boreal. Se trata de la estrella eta de Casiopea. El mapita adjunto permite ubicar este astro con facilidad, incrustado en uno de los palos de la letra W que forma esta constelación tan conocida. Las componentes son de magnitudes 3 y 8, hay entre ellas 13 segundos de arco y el ángulo de posición es de 317°.

Por todo el cielo hay multitud de ejemplos de estrellas dobles accesibles con telescopios pequeños y medianos, y cualquier guía del cielo permite localizarlas y disfrutar de ellas.

Figura 12. La constelación boreal de Casiopea. Este mapa presenta el norte arriba y la circunferencia que contiene abarca un diámetro de 20 grados. La estrella doble eta de Casiopea está muy cerca de uno de los palos de la W, en concreto el que une alfa con gamma.

Estrellas con más cosas: variables

Algunas estrellas cambian de brillo con el paso del tiempo, con periodos que pueden ir desde horas o días hasta años. Observar estos astros, llamados estrellas variables, es bastante más complicado que el disfrute de las dobles. Al igual que en el caso de las estrellas dobles, también hay una nutrida comunidad no profesional que se dedica a su estudio y, de nuevo, a estas alturas del siglo los datos resultantes solo tienen valor si se obtienen con medios digitales complicados y utilizando las técnicas, nada triviales, de la fotometría astronómica.

Pero también sucede que hay algunos ejemplos de variables que se pueden seguir con telescopio y medios sencillos, aunque solo sea por el placer de comprobar que existen.

Figura 13. Mapa de la constelación de Perseo en su parte fronteriza con Andrómeda. Se delinea la forma característica en asta de toro del cuerpo central de la constelación de Perseo. La estrella beta de Perseo, Algol, es la variable más sencilla de observar de todo el cielo y ocupa el vértice de un ángulo recto con alfa de Perseo (al norte) y con gamma de Andrómeda (al oeste), ambas a distancias parecidas de Algol. Algol ocupa el vértice norte de un trapecio formado con las estrellas omega, ro y pi de Perseo. Por cierto, gamma de Andrómeda es una bonita estrella doble con componentes de magnitudes 2 y 5 separadas 9.8″ con ángulo de posición 63°. El diagrama tiene el norte arriba y la circunferencia mide veinte grados de diámetro.

Figura 14. Mecanismo de una estrella binaria eclipsante. La estrella primaria tiene otro astro a su alrededor y la órbita, por casualidad, cae tan cerca de la línea visual que la estrella secundaria pasa por delante de la otra en cada vuelta, lo que provoca un cambio de brillo. Las tres posiciones A, B y C corresponden a la evolución del brillo aparente en la curva de luz que se representa abajo. Por supuesto, cuando la estrella pequeña pasa por detrás también debe producirse una bajada de brillo, que puede ser más o menos intenso dependiendo de las propiedades de los astros. En el caso de Algol, solo es posible detectar con medios modestos el mínimo principal, representado en esta figura.

El caso menos complicado está, por desgracia, inaccesible para observatorios del hemisferio austral, porque se trata de la estrella beta de Perseo, más conocida como Algol. Esta estrella varía entre la magnitud 2.1 y 3.4 con un periodo de 2.87 días, si bien los mínimos duran solo unas diez horas. Aunque la variación es considerable, de bastante más de una magnitud, la experiencia demuestra que la mente humana es muy mala recordando el brillo de las estrellas de un día para otro, por lo que hay que ingeniar algún método para anotar las observaciones. Buscar por el entorno de la estrella algún astro de brillo parecido e identificarlo en un mapa puede ser de ayuda a este respecto.

Puede parecer curioso, pero el hecho de que Algol sea variable se debe a que en realidad… ¡es doble! Se trata de un ejemplo la categoría de las binarias eclipsantes: dos estrellas giran en torno a su centro de gravedad común y se da la casualidad de que el plano orbital coincide con nuestra visual, de modo que en cada revolución (de 2.87 días) se van produciendo eclipses sucesivos. Solo se puede detectar con medios sencillos el eclipse principal, en el que la estrella más oscura pasa por delante de la más brillante, porque el fenómeno opuesto, que ocurre justo medio periodo después, provoca una caída de brillo muy ligera. La gráfica que describe el brillo aparente de una estrella en función del tiempo recibe el nombre de curva de luz.

Si Mizar fue la primera doble descubierta, el honor de ser la primera estrella variable conocida le corresponde a Mira, también llamada ómicron de la Ballena, una estrella situada casi en el ecuador celeste y que oscila entre ser una de las más brillantes de su zona, con magnitud 2, y desaparecer por completo a simple vista, con magnitud 10, aunque se puede seguir viendo con telescopio a lo largo de todo su ciclo, que es semirregular y dura aproximadamente 330 días a lo largo de los cuales la variación se verifica de manera suave y muy progresiva, todo lo contrario a los eclipses bruscos y breves de Algol. En el caso de Mira, los cambios de brillo son intrínsecos y se deben a lentas pulsaciones de todo el cuerpo de la estrella. El telescopio mostrará el color rojizo intenso de este astro inestable y evolucionado.

Figura 15. Mira Ceti, la estrella ómicron de la Ballena, cae solo unos tres grados al sur del ecuador celeste (marcado con una línea gris horizontal en este diagrama). Se indican las fronteras entre la Ballena y constelaciones vecinas, y una flecha apunta a la ubicación de Mira, que puede verse casi tan brillante como las que dibujan la figura de la constelación o que puede llegar a desaparecer a simple vista. Sin embargo, cualquier telescopio permite verla siempre, aparte de revelar su tono fuertemente anaranjado.

Bibliografía

D. Galadí-Enríquez y J. Gutiérrez Cabello, De la Tierra al universo: Astronomía general teórica y práctica, 2ª. edición, Ediciones Akal. El capítulo 34 se dedica a estrellas dobles, y el 35 a las variables.

Michael A. Covington, Objetos celestes para telescopios modernos, ediciones Akal. Un libro muy centrado en la observación práctica que incluye capítulos sobre estrellas dobles y variables repletos de consejos e información. La segunda parte del libro (en el mismo volumen) propone 200 objetos celestes para su observación visual con telescopio entre los que se encuentran muchas estrellas dobles y variables interesantes, aunque solo cubre el cielo accesible desde latitudes medias boreales.

Storm Dunlop, Atlas del cielo nocturno, Akal. Ya hemos recomendado varias veces este libro que incluye una cartografía completa del firmamento, tanto de manera general como constelación por constelación, y propone una lista de objetos junto a cada mapa, todos ellos accesibles con telescopios modestos, incluyendo estrellas dobles y variables.

Rafael Benavides, Juan Luis González, Edgardo R. Masa, Observación de estrellas dobles, Marcombo. La colección Astromarcombo incluye este volumen que abarca todo lo que se puede saber sobre estrellas dobles a nivel amater. Su nivel va mucho más allá de la iniciación elemental.