jueves, 26 de abril de 2012

En el número de Abril (Nº 154) de la revista "Astronomía" aparece una de las tomas de Marte que he podido obtener durante la pasada oposición.

viernes, 13 de abril de 2012

Trabajo final del Curso de estrellas dobles de la LIADA

Hace poco finalizó el Curso de Estrellas Dobles 2011 que convoca de forma periódica la LIADA, tras el mismo he obtenido la calificación de 10 (sobresaliente).
Además de los valiosos contenidos de cada lección, el curso incluye la realización de
un trabajo práctico final sobre un Sistema Binario propuesto por los profesores del curso donde el alumno debe determinar la naturaleza del Sistema, además de los datos astrofísicos más determinantes.
El sistema propuesto para la edición 2011 del curso fue el
STF 1341

De forma previa identifiqué y descargué las imágenes disponibles de diferentes épocas donde aparece este par situado en las coordenadas: RA 09 22 37.58 + DEC 50 36 13.5, obteniendo de esta manera las siguientes placas para su posterior estudio:

IDENTIFICACION DE PLACA FECHA (J2000) HORA (UT)
POSS I-O 18/02/1953 07:12
POSS II-N 30/01/1992 07:46
POSS II-J 02/01/1993 09:48
POSS II-F 30/03/1995 03:34
2MASS J 01/11/1999 12:12

La primera impresión tras superponer la placa del año 1953 con respecto a la del año 1999 es que los movimientos propios aparentan ser muy parecidos



Tras consultar diferentes catálogos obtengo los siguientes valores en cuanto a movimientos propios /errores para cada componente del par.

COMPONENTE PM RA ERROR PM DEC ERROR
A 57.8 +-1.1 11.7 +-1.2
B 53.3 +-1.2 11.2 +-1.3

A la vista de los movimientos propios de las componentes del sistema aparentan ser muy similares.
A continuación expongo los datos de Astrometría relativa de ambas componentes, previamente calculo el ángulo de desfase de cada placa asimismo calculé la época Besseliana para cada placa obteniendo los siguientes valores:

EPOCA BESSELIANA THETA RHO
1953.1332 88.81 20.413
1992.0800 88.47 19.745
1993.0057 87.84 20.002
1995.2145 88.9 19.818
1999.8343 88.22 20.835

Antes de acometer el estudio fotométrico del Sistema es necesario obtener las coordenadas galácticas del sistema para calcular el enrojecimiento estelar, en este caso obtengo las siguientes coordenadas:

LATITUD LONGITUD
44.31 / 167.42

Quedando este valor en (B-V)=0.01, este valor debe aplicarse a los resultados obtenidos.

En base a los movimientos propios de los componentes del sistema se obtienen los siguientes datos cinemáticos:

A B
mu(alfa) = 0,058 0,053
mu(delta) = 0,012 0,011
Pi (") = 0,0147 0,0149
T (km/s) = 19 17
T (km/s) = 4 4
Vt (km/s)= 19 17

Donde se aprecia la similitud entre los datos de ambas componentes.
-Para calcular la fotometría consulto el catálogo 2mass el cual aporta información fotométrica en 3 bandas del infrarrojo para prácticamente todas estrellas relativamente brillantes, obteniendo los siguientes datos para cada estrella

COMPONENTE J H K
A 7,702 7,400 7,316
B 7,798 7,509 7,389

Con estos datos y usando las fórmulas adecuadas,obtengo los siguientes valores fotométricos deducidos partiendo de los anteriores J, H, K, obteniendo los índices de color (B-V) y (V-I):

COMPONENTE (B-V) (V-I)
A 0.63 0.73
B 0.65 0.76

Con todos estos datos podemos calcular el movimiento propio reducido:

BANDA Mag(A) H(A) Mag(B) H(B)
V 9,009 7,9 9,078 7,8
K 7,316 6,2 7,389 6,1

Con estos datos podemos representar las componentes del sistema en un gráfico que representa la evolución estelar, donde podemos comprobar que las componentes se hallan situadas en la secuencia principal(enanas) asimismo el diagrama de color (J-H) vs (H-K) apunta en la misma dirección:

Para determinar el espectro de cada estrella obtenemos la “Espectroscopía Fotométrica” de cada componente, esto es el gráfico de la emisión de energía de cada estrella en determinadas franjas del espectro, obteniendo para cada estrella los siguientes tipos esectrales:

COMPONENTE ESPECTRO
A G6V
B G6V

Ambas componentes presentan el mismo espectro G6V.
Con los datos fotométricos podemos hallar el módulo de la distancia y determinar si ambas componentes se hallan a distancias similares, para ello hallamos la Magnitud absoluta de cada estrella y se la restamos a la Magnitud V calculada anteriormente, la corrección bolométrica está obtenida de una tabla que relaciona diferentes valores de magnitud absoluta con los tipos espectrales y estos con la corrección bolométrica, en mi caso para calcular la magnitud absoluta decidí utilizar la expresión:

Mv = 0,427 + 8,121*(B-V)-1,777*(B-V)^2
Para la secuencia principal y 0.4 >= B-V <= 1.3 y metalicidades +0,1 > [Fe/H] > -0,3


la cual depende del valor del índice de color(B-V). Tras los cálculos pertinentes obtuve los siguientes datos:

COMPONENTE DEL SISTEMA TIPO ESPECTRAL MAGNITUD BANDA V MAGNITUD ABSOLUTA CORRECCION BOLOMETRICA MODULO DE DISTANCIA DISTANCIA PARSECS DISTANCIA AÑO-LUZ
A G6V 9,009 4,84 - 0.117 4.17 222 68.2
B G6V 9,078 4,95 - 0.117 4.13 218 66.9

La afinidad de la distancia de una componente con respecto a la otra podemos calificarla de 100%, por lo que podemos afirmar que ambas componentes se hayan a la misma distancia.
Otros datos relevantes calculados:

COMPONENTE MASA MAGNITUD BOLOMETRICA MAGNITUD BANDA K
A 0.99 4.82 3.14
B 0.96 4.93 3.26

La magnitud conjunta de este sistema es de 8.29

Por último queda analizar las conclusiones de los diferentes criterios que ayudan a determinar la naturaleza de un Sistema:

- CRITERIO DE LA PARALAJE DINAMICA (JEAN DOMMANGET, 1955)
Este criterio establece la distancia máxima a la que pueden encontrarse 2 estrellas para que su órbita sea periódica, en este caso obtenemos un valor en “ de 0.013 (75.4 parsecs), según este criterio podemos considerar este par como Físico

- CRITERIO HIPERBOLICO (PETER VAN DE KAMP, 1961)
Este criterio permite deducir si las componentes del Sistema siguen un patrón Kepleriano, es decir que la órbita es parabólica y cumple la 2º ley de Kepler cumpliendo la condición: V^2R<8pi^2(Ma+Mb). En este caso el sistema cumple este criterio ya que obtenemos que 130.4 < 153.4, Por lo tanto este sistema establece al sistema como Físico

- CRITERIOS EMPIRICOS (AITKEN, CURTISS, 1932)
Estos criterios establecen el límite de la separación angular para que el sistema sea considerado físico, en este caso nuestro sistema no cumple este criterio y lo califica como Optico

- CRITERIOS ABT, 1988 Y CLOSE, 2003
Estos criterios establecen basándose en la masa de las componentes de un sistema, la distancia máxima a la que pueden estar separadas sus componentes, en este caso supera ambos criterios y establecen al sistema como Físico

- CRITERIO HALBWACHS (1986)
Este criterio se basa en la similitud de los movimientos propios de cada componente del sistema y en este caso establece al sistema como MPC

- CRITERIO RICA
Este criterio se basa en el valor obtenido por T=p/u asignando un porcentaje de probabilidad de que el sistema sea físico, en este caso esta probabilidad queda en un 86% y establece el sistema como probablemente físico (T=364)

Como conclusión y a la vista de los resultados obtenidos, se cumplen los requisitos para considerar a este sistema como físico ya que posee similares movimientos propios, similar velocidad tangencial, 100% de posibilidad de que sus componentes se hayan a la misma distancia y además se cumple con casi todos los criterios.

A mi modo de ver se trata de un Sistema relativamente sencillo de estudiar y asequible para cualquier aficionado a los Sistemas Binarios