jueves, 8 de noviembre de 2012

4º Descubrimiento Israel Tejera Falcón (ITF4)


Artículo original en Inglés (http://ilbollettino.altervista.org/alterpages/files/BolSD_2012_10_n03_v_3.pdfque aparece publicado en "Il Bolletino delle Stelle Doppie", publicación semiprofesional italiana abierta para aficionados de todo el mundo, donde permiten publicar en inglés. El otro journal de referencia y no menos importante, para publicar este tipo de trabajos es el "Journal Of Double star Observations" (Universidad de Alabama del Sur).
Ambos "journals" destacan por la facilidad de trato y continua orientación de cara a publicar cualquier tipo de trabajo relacionado con las estrellas dobles.

RESUMEN

En este artículo presento los resultados del estudio de un sistema de estrellas cuya estrella más brillante aparece catalogada como 2Mass 05365711+2656555 y cuyas componentes presentan un elevado movimiento propio común según se desprende de los datos aportados por un estudio donde se calcularon las posiciones de las componentes del sistema en base a la época, en base a que el catálogo de movimientos propios PPMXL no aporta datos concluyentes.
Por otra parte, tras calcular la magnitud absoluta visual de cada componente, obtuve los siguientes módulos de distancia para cada componente: 7.30 y 7.98, equivalentes a 178 y 170 años luz de distancia respectivamente con respecto a nosotros. Teniendo en cuenta los errores a la hora de determinar las magnitudes estelares, podemos afirmar que la probabilidad de que ambas componentes se encuentren a la misma distancia es de un 99% cumpliendo los criterios de Dommanget, Van de Camp, Aitken, Sinachopoulus, Wilson, Close Halbwachs y Rica. Es por esto que sugiero que este sistema sea incluido en el catálogo de binarias Washington Double Star (WDS)




INTRODUCCION

El objetivo principal es el propio estudio de este par para determinar algunas de sus características desde el punto de vista astrofísico como la distancia, tipo espectral de ambas componentes, etc. Esto es posible basándonos en el estudio de la cinemática (movimiento), fotometría espectral (estudio del brillo en diferentes longitudes de onda) y la información astrométrica, obteniendo suficiente información para determinar si existe alguna posibilidad de que exista alguna atracción/equilibrio gravitatorio entre ambas componentes y determinar su naturaleza.

ESTUDIO CINEMATICO

Este Sistema lo detecté tras realizar una superposición de 2 colores Rojo/verde de 2 placas de diferentes épocas, donde el color rojo corresponde al año 1951 mientras que el color verde corresponde al año 1997.



En esta superposición se aprecia claramente que los movimientos propios son altos y similares, desafortunadamente, el catálogo de movimientos propios PPMXL no aporta datos concisos acerca de estos movimientos, quizás por el alto brillo y cercanía de las componentes del sistema, así que para obtener estos movimientos, realicé un estudio independiente donde grafiqué la astrometría exacta del sistema vs época obteniendo los siguientes datos:

COMPONENTE A: ASCENSIÓN RECTA -77.5 +-6.5  DECLINACION -119.3 +-8.0
COMPONENTE B: ASCENSION RECTA -73.7 +-4.0  DECLINACION -122.2 +-8.8

Estos datos confirman que estamos ante un sistema de movimientos propios altos y similares siendo este el motivo que me llevó a estudiar más a fondo este a este par.

ASTROMETRIA RELATIVA

La astrometría relativa nos permite conocer la posición angular y la separación de las componentes de un sistema binario, en este caso realicé estas medidas usando todas las placas disponibles del Observatorio Monte Palomar con una resolución de 1.1 " de arco. Previamente y antes de realizar cualquier medida, deduje el ángulo de orientación de cada placa y este valor lo tuve en cuenta a la hora de medir el momento angular, obteniendo los siguientes datos de momento angular (THETA) y separación en " (RHO) para cada época, en este caso época basad en el calendario Besseliano:

Besselian / Thetaº / Rho "


1951.8494 / 295.57 / 4.473

1990.7881 / 297.81 / 4.035
1996.7840 / 296.87 / 4.429
1997.9609 / 296.81 / 4.305

Se aprecia un movimiento escaso de una estrella con respecto a la otra.

FOTOMETRIA/TIPO ESPECTRAL DE CADA COMPONENTE

Para realizar el estudio fotométrico de las componentes de este par, empleé los datos aportados por varios catálogos astrométricos en diferentes longitudes de onda donde se referenciaba a las componentes de este sistema, obteniendo (tras realizar los cálculos pertinentes) los siguientes índices de color y la magnitud Visual deducida, en base a promediar varios resultados asignándoles diferentes pesos:

   - B-V / V-I / Mag V / Bol cor
  A 1.11 / 1.15 / 10.99 / - 0.552
 B 1.22 / 1.22 / 11,57 /- 0.752

Los índices de color B-V y V-I nos indican que la estrella secundaria es más rojiza y fría que la primaria, mientras que la corrección Bolométrica nos indica el valor de absorción de la luz de estas estrellas por la atmósfera terrestre y que hay que tener en cuenta.

Con este juego de fotometrías en bandas JHK (obtenidas en el catálogo 2MASS) y las deducidas BVI, podemos calcular el tipo espectral de cada estrella mediante el cálculo de la espectroscopía fotométrica, la cual se puede definir como la representación en una gráfica del brillo de la estrella en diferentes longitudes de onda, así obtengo tipos espectrales K5V y K7V, respectivamente para la estrella primaria y secundaria (colores amarillo/naranja).

Este estudio demuestra que se trata de estrellas pertenecientes a la secuencia principal cuyas masas son de 0.68 y 0.62 masas solares.

El cálculo de la magnitud absoluta nos indica cuánto brillaría una estrella en caso de estar situada a unos 10 parsecs de distancia que equivalen a unos 32,616 años luz de distancia, en un medio vacío y sin absorción estelar. Este cálculo es posible por que existe una relación directa entre esta magnitud y la luminosidad de los astros, pudiendo compararse entre si, obteniendo valores de 7.30 y 7.98 para las componentes del sistema; para hallar la distancia empleo la expresión: (mv-Mv) = 5(lgD)-5 , obteniendo el módulo de distancia el cual da como resultado distancias de 178 y 170 años luz de distancia con un 99% de probabilidad de que ambas componentes se hallen a la misma distancia.

CONCLUSIONES

Si damos por buenos los resultados espectroscópicos obtenidos anteriormente, podemos estimar la masa conjunta de ambas componentes en 1.36 masas solares y en base a esto, los criterios de Wilson y Close indican que con estas masa y a la separación en la que se presentan estas estrellas, puede existir atracción gravitatoria entre ellas.
Además de esto, la probabilidad de que ambas componentes se hallen situadas a la misma distancia con respecto a nosotros es de un 99%, lo cual es otro factor muy importante a tener en cuenta.
El criterio Halbwachs que se basa en el estudio del movimiento propio, asigna a este par como MPC (Movimiento propio común) además de dar un 99% de probabilidades de qu este par sea físico y por último el criterio Rica que estima el tiempo que tarda la componente secundaria en recorrer la misma distancia que la separa de estrella principal (T=p/u), aporta un valor de 30 años y asigna un 94% de probabilidades de que sea un Sistema Físico, cumpliendo además varios criterios importantes como Jean Dommanget, Peter Van de Kamp, Aitken y el de Dimistris Sinachopoulos.
Ante estos resultados opino que se puede considerar a este sistema como físico y solicito que sea incluido en el catálogo de dobles "Washington double Star"

Agradezco enormemente los consejos y orientación de Francisco Rica a la hora de acometer los cálculos y a Florent Lossé por la cesión del software Reduc

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