Artículo original en Inglés que 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
22090404+0806408 y cuyas componentes presentan un movimiento propio común según
se desprende de los datos aportados por el catálogo de movimientos propios
PPMXL, siendo estos movimientos altos en Ascensión recta y bajos en
Declinación.
Por otra parte, tras calcular la magnitud absoluta visual de
cada componente, obtuve lo siguientes módulos de distancia para cada
componente: 9.23 y 9.33, equivalentes a 2175 y 2331 años luz de distancia
respectivemente con respecto a nosotros. Teniendo en cuenta los errores a la
hora de determinar las magnitudes estelares, podemso afirmar que la
probabilidad de que ambas componentes se encuentren a la misma distancia es de
un 99%, es por esto que sugiero que este sistema se aincluido 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 1953 mientras que el color verde corresponde al año 1997.
En esta superposición se aprecia claramente que los
movimientos propios son similares, para confirmar esta posibilidad consulto el
catálogo de movimientos propios PPMXL, el cual aporta datos de posición y
movimientos propios estelares, obteniendo los siguientes datos:
COMPONENTE A: ASCENSIÓN RECTA 20.6 +-3.9 DECLINACION -6.1
+-3.9
COMPONENTE B: ASCENSION RECTA 20.5 +-4.9 DECLINACION -4.9 +-3.9
Estos datos confirman que estamos ante un sistema de
movimientos propios similares y este fue 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 "
1953.6235 / 63.78 / 18.903
1987.6363 / 63.65 / 18.653
1990.7081 / 63.68 / 18.597
1997.5312 / 64.50 / 19.130
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 corrección
A 0.54 0.64 13.52 -0.055
B 0.98 1.02 16.01 -0.382
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 G0V y K3V,
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 1.12 y 0.76 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 4.40 y 6.74 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 2175 y 2331 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 1.88
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 894 años y asigna un 93% de probabilidades de que sea un Sistema
Físico.
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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Saludos!