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Variaciones lentas de OT Gem

HD 58050, que posteriormente recibiría su denominación definitiva como OT Gem, es una estrella brillante, visible fácilmente con prismáticos en la constelación de Géminis. Su tipo espectral es B2V. Se trata de una estrella de tipo Be, es decir que presenta fuertes líneas de emisión  (de ahí la segunda letra), además de presentar variaciones de brillo y espectro.

El porcentaje de estrellas Be respecto a las B está entre el 10 y el 20%, dependiendo del tipo espectral, hallándose el máximo del 20% para las B2. La cantidad de emisión en las rayas de Balmer es tanto mayor cuanto la estrella es más caliente

Las estrellas Be clásicas tienen rayas de emisión de hidrógeno, a menudo de hierro ionizado (las B0-B5e son las más calientes) y, rara vez, de helio neutro (las B0-B1e).

Las estrellas Be son astros calientes (10.000 a 25.000 K), que muestran emisiones intensas en el IR, indicativas de la presencia de una envoltura circumestelar en forma de disco en torno a ellas, y con una temperatura inferior a la de las mismas. Son astros generalmente jóvenes (algunas decenas de millones de años) y con una masa entre 3 y 10 veces la del Sol.

Las variaciones suelen presentar dos tipos de periodicidad, a corto y a largo plazo, en brillo, color y espectro.

Las variaciones de largo periodo, son consecuencia de variaciones del tamaño del disco circumestelar que llevan, a veces, a su total desaparición y posterior reaparición. No se conoce aún el mecanismo que puede producir este fenómeno.

Las variaciones de corto periodo parecen deberse a la presencia de manchas en la superficie del astro (similares a las estrellas Ap), combinada con un fuerte campo magnético e irregular distribución de los materiales. Otra hipótesis apuntan que las variaciones rápidas serían consecuencia de pulsaciones no radiales de la propia estrella.

La variación fotométrica de OT Gem, fué descubierta fotográficamente por C. Hoffmeister en 1934, el cual indicaba que la estrella variaba entre las magnitudes 6,0 y 6,3 en un corto espacio de tiempo. Durante los años siguientes  nadie se ocupó del estudio fotoeléctrico de ella (sólo se dispone de una medida en 1970), pero sí se hizo un seguimiento espectral al tratarse de una estrella Be. Su tipo espectral B2V fue determinado en 1980. La presencia de fuertes líneas de emisión ya era conocida por entonces y había sido estudiada entre 1954 y 1975, encontrándose variaciones en la intensidad de la emisión, con un máximo entre 1960 y 1962, y un mínimo en 1968.

El GEOS (Grupo Europeo de Observaciones Estelares) comenzó a observar esta estrella en 1977, en el marco de un programa de prospección de estrellas poco conocidas. Por entonces se especulaba sobre si era una eclipsante de tipo EW o una variable de tipo Beta Cephei (BCEP).

En 1978, Alain Figer observa desde París al menos 6 mínimos, apuntando unas variaciones rápidas de 0,2 magnitudes de amplitud y dos periodos similares posibles: 0,125 y 0,143 (3h y 3h36m respectivamente). Observaciones de C. Pampaloni  y E. Poretti confirman estas variaciones y desechan así la hipótesis de una EW, quedando pendiente la determinación del periodo correcto.

El GEOS programa una campaña intensiva de observaciones con el fin concluir el de determinar el periodo y concluir el estudio, pero es entonces cuando surge una nueva sorpresa. 

A finales de 1980, con el comienzo de visibilidad de la estrella, Jaime Busquets realiza una serie de observaciones y, al compararlas con las de la campaña anterior, se da cuenta que que el brillo medio de la estrella había aumentado en 0,4 magnitudes. Este dato fue rápidamente comunicado, con el fin de buscar observaciones que lo confirmasen. Los observadores que por entonces ya habían observado la estrella eran Juan Fabregat, Jean-Claude Misson y Luis Rivas, además del ya mencionado Alain Figer. Las observaciones de todos ellos (ver la tabla siguiente) confirman el fenómeno detectado por Jaime Busquets.

Tras la oportuna comunicación a los profesionales. A.M. Hubert del observatorio de Meudon (Francia) comunica que en un espectro de HD 58050 tomado a finales de noviembre de 1980, se apreciaba una neta disminución en la emisión de la estrella. Este fenómeno, ligado sin duda al aumento de brillo observado por nuestro grupo (GEOS) de forma independiente, hizo que se disiparan todas las dudas.

El hecho fue comunicado por la IAU en su Circular 3565. Posteriormente, HD 58050 recibió su denominación definitiva como OT Gem y fue incluida en el General Catalogue of Variable Stars, como variable de tipo Gamma Cas (GCAS).