Estudio de Estrellas Variables con Telescopios Pequeños

Dr. Rafael E. Carlos ReyesDr. Rafael E. Carlos ReyesUniversidad Nacional Mayor de San MarcosUniversidad Nacional Mayor de San Marcos

Facultad de Ciencias FísicasFacultad de Ciencias Físicas

PUCP Coloquios de Física 2013 - 2

SPEASPEA

Primera Parte:Primera Parte:

Nociones básicas de estrellas Nociones básicas de estrellas variablesvariables

Qué es una estrella variableQué es una estrella variableEs cuando el brillo de la

estrella no es constante en el tiempo y se le llama"curva de luz"

Magnitud: medida del brillo Magnitud: medida del brillo de las estrellasde las estrellas

Hiparco de Nicea (190-125 a.C.) clasificó a las 1080 estrellas visibles desde Rodas.

1850, Norman R. Pogson (1829-1891) propuso:

m = -2,512 log i

Tiempos AntiguosTiempos Antiguos

-Este

-Oeste

Años OscurosAños Oscuros

-Árabes

El RenacimientoEl Renacimiento

-Tycho

-Kepler

Astronomía Moderna TempranaAstronomía Moderna Temprana

-William Herschel

-John Goodricke

-Edward Pigott

-Friedrich Argelander

Siglo 19Siglo 19

-Fotografía

-Espectroscopia

Siglo 20Siglo 20

-Fotometría fotoeléctrica

• HistoriaHistoria

En 1006 de nuestra era, astrónomos árabes identificaron una estrella muy brillante que apareció súbitamente en la constelación del Escorpión.

Años Oscuros: ÁrabesAños Oscuros: Árabes

Astronomía Moderna Astronomía Moderna TempranaTemprana

John Goodricke, propuso un primer modelo concreto (y genial) para explicar las variaciones luminosas de Algol (Persei), realizado en mayo de 1783.

Este jóven imaginó una estrella girando en torno de otra y produciendo eclipses.

Comisión 27 (Estrellas Variables) IAUComisión 27 (Estrellas Variables) IAU::

1. El Catalogo General de Estrellas Variables - (AAVSO) 2. Boletín de Información sobre Estrellas Variables3. Archivo de Observaciones Fotoeléctricas No Publicadas de

Estrellas Variables

OObservación aficionada:bservación aficionada:

1. La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables2. La Asociación Astronómica Británica: Sección Estrellas Variables3. La Real Sociedad Astronómica de Nueva Zelanda: Sección

Estrellas Variables

• OrganizaciónOrganización

a. Observatorios Locales vs. Remotos

b. Campaña de Multi – Longitud Geográficac. Campañas de Multi – Longitud de Onda

2.Observación 2.Observación EspectroscópicaEspectroscópica

i. velocidad radial

ii. Perfil de una línea

iii. Determinación de Temperatura y Luminosidad

iv. Líneas de emisión

1.Observación 1.Observación FotométricaFotométrica

i. Observación Visual

ii. Observación Fotográfica

iii. Observación Fotoeléctrica

iv. Observación de CCD

• ObservaciónObservación

•Las estrellas con letra Griega mantienen ese nombre.

Ejm,: como δ Cephei

•Las otras son designadas por una o dos letras mayúsculas, seguidas por el nombre en Latín de la constelación.

Ejm.: R, S, T, ... Z, luego

RR, RS, RT, ... RZ, SS, ST, ... SZ así hasta ZZ, después

AA, AB, … AZ

BB. BC, ... BZ hasta QZ, omitiendo siempre la J. •Una vez agotadas las combinaciones de letras, se usa la letra V seguida del número de orden de descubrimiento, a partir del 335 (V362 Vel).

• NomenclaturaNomenclatura

1. Detección de Estrellas Variables

2. Curva de Luz de Estrellas Variables

3. Determinación del Periodo

MMétodos:étodos:

a. Encontrando el periodo que produce el “mejor” diagrama

de fase (con la menor dispersión).

b. Análisis de Fourier, el cual consiste en encontrar el periodo

de la mejor curva de seno que ajuste los datos.

c. Ajuste de mínimos cuadrados de una suma de curvas de

seno a los datos.

Problemas:Problemas:

Periodos “alias”

• Análisis Análisis

4. Cambio de Periodo: El Diagrama (O – C) vs. tiempo O: el tiempo observado de máximo (o mínimo) brillo C: el tiempo calculado, asumiendo un periodo P (constante)

Diagrama (O-C)Diagrama (O-C)

-Línea recta horizontal

-Línea recta m < 0

-Línea recta m > 0

-Parábola

PeriodoPeriodo

-Constante

-Periodo verdadero < periodo adoptado

-Periodo verdadero > período adoptado

-Período variable

Problemas de InterpretaciónProblemas de Interpretación

a) diagrama (O – C) línea recta con varios quiebres

b) diagrama (O – C) cíclico

DIAGRAMA O-C VS TIEMPODIAGRAMA O-C VS TIEMPO

DIAGRAMA O-C VS TIEMPODIAGRAMA O-C VS TIEMPO

EXTRÍNSECAS– ECLIPSANTES

INTRÍNSECAS– PULSANTES

– CEFEIDAS– GIGANTES ROJAS– OTRAS PULSANTES

– ERUPTIVAS– ERRATICAS– NOVAS– SUPERNOVAS– CONTRACTIVAS

Clasificación de las Clasificación de las estrellas variablesestrellas variables

Pulsación Radial:

El desplazamiento de la pulsación o velocidad depende solo de la

distancia R desde el centro de la estrella

•Estrellas PulsantesEstrellas Pulsantes

1. Modos 1. Modos de Pulsaciónde Pulsación::

Modo Fundamental

Modo de Sobretono N-ésimo

Pulsación No Radial

Pulsación No Radial Axisimetrica

MODOS DE PULSACIONMODOS DE PULSACION

2.2.Determinando los Modos de PulsaciónDeterminando los Modos de Pulsación::

•Relaciones de periodo

•Constantes de pulsación , las cuales pueden ser comparadas con los modelos , P: periodo, ρ: densidad

•Amplitudes relativas y fases de magnitud, color y velocidad radial

•Variaciones en el perfil de la línea, etc.

o

PQρρ=

3. 3. Teoría de PulsaciónTeoría de Pulsación::

a) pulsación adiabática lineal

b) pulsación lineal no adiabática

c) pulsación no lineal (hidrodinámica)

d) mecanismos de dirección pulsacional

e) Problemas

El mecanismo kappa ha sido exitoso en explicar la pulsación de lamayoría de tipos de estrellas pulsantes. Sin embargo, unos pocosproblemas todavía permanecen:

¿Qué causa que algunos modos sean excitados hasta una gran amplitud, pero otros no?

¿Qué causa que algunas estrellas pulsen en dos o más modos simultáneamente?

¿Qué determina la amplitud final completa de la pulsación?

1.Variables degeneradas:

DOV, DBV, DAV (variables degeneradas de tipo O, B y A) Núcleos variables de nebulosas planetarias

2.Variables tipo temprano (OB):

Estrellas Beta Cephei (pulsantes radialmente)

Estrellas 53 Persei (pulsantes no – radialmente)

Estrellas Be variable de corto periodo (pulsación no probada)

Variables supergigantes OB (pulsación no probada)

4. Clasificación de estrellas pulsantes4. Clasificación de estrellas pulsantesLos principales tipos son:

4. Estrellas variables pulsantes rojas:- Estrellas Miras- Variables semi – regulares e irregulares (gigantes y

supergigantes)

5. Otras:- Sol y estrellas pulsantes como el sol- Estrellas F pulsantes lentamente

3. Variables Cefeidas y sus relativas:- Cefeidas Clásicas (población I) Estrellas W Virginis (Cefeidas

población II)- Estrellas RV Tauri- Variables SRd (semi – regulares amarillas)- Estrellas Delta Scuti y estrellas SX Phoenicis- Variables ROAp (Ap rápidamente oscilantes)- Estrellas RR Lyrae y estrellas BL Herculis

Uno de los “usos” más importantes de estrellas variables es en el estudio de la estructura y evolución estelar. Desarrollo actual en estrellas pulsantes:Desarrollo actual en estrellas pulsantes: Desarrollo Teórico:a. El reciente desarrollo más importante, ha sido el calculo de nuevas y mejoradas opacidades radiativas. b. Tablas de modelos evolucionarlos, usando estos nuevos datos atómicos, han sido ahora calculados. c. Cálculos hidrodinámicos de atmósferas estelares pulsantes han sido también hechos.

Desarrollo Técnico e Instrumental: HST Cefeidas en galaxias distantes e imágenes del material circunstelar “óptica adaptativa”

• Estrellas variables y evolución estelarEstrellas variables y evolución estelar

Hubble Space Telescope HST

International Ultraviolet Explorer IUE

Chandra X-Ray Observatory

IUE HIPPARCOS Otros:a) MACHO, OGLE, EROSb) ESO c) AAVSO WET red Delta ScutiVelocidades radiales precisiones de 10 m/seg o mejor Desarrollo Observacional e Interpretacional:1. Estrellas pulsantes tipo OB mecanismos generales iguales a otras estrellas pulsantes

2. Estrella Delta Scuti Detectado 10 periodos o modos diferentes

3. Estrellas variables CefeidasMejoramiento de la relación periodo luminosidad

4. Estrellas RR Lyrae Relación de modo fundamental y primer sobretono usada para determinar masa y radio. “descomposición de Fourier” de la curva de luz provee información acerca de los parámetros de la estrella. 5. Estrellas MiraHay fuerte evidencia que sustenta la pulsación en el primer sobretono.

6. Estrellas RV TauriBuchler et al. han mostrado que la pulsación exhibe caos de bajo orden, la causa de estas variaciones de largo plazo es una incógnita

7. Variables degeneradasenanas blancas son los más complejos pulsadores, algunas muestran docenas de periodos

TIPOS DE ESTRELLAS PULSANTESTIPOS DE ESTRELLAS PULSANTES

NUEVOS DATOS DE OPACIDADNUEVOS DATOS DE OPACIDAD

BANDA DE INESTABILIDAD TEORICA BANDA DE INESTABILIDAD TEORICA

Binarias eclipsantesBinarias eclipsantes

Estrellas binarias cuyo plano orbital coincide con la visual.

En cada recorrido orbital se producen dos eclipses, uno primario y otro secundario. Esto coincide con cambios en el espectro.

Hay sistemas separados (A y B), semicerrados (C)y cerrados (D).

Tipos de Binarias eclipsantesTipos de Binarias eclipsantes

Los siguientes son ejemplos de sistemas binarios eclipsantes

Variables PulsantesVariables Pulsantes

Las pulsantes ocupan la faja que atraviesa el diagrama H-R en sentido contrario a la secuencia principal y que se denomina Faja de Inestabilidad.

Reconocemos estos tipos de pulsantes:

Cefeidas y similares– Clásicas y W Vir– RR Lyr– Sct y SX Phe

Gigantes Rojas – Miras– Semirregulares– Irregulares

Otras pulsantes– RV Tau– Cma– 2 CVn

CefeidasCefeidas

Las cefeidas son estrellas pulsantes porque varía su radio junto con la luz.

Son tan precisas y regulares que se usan como faros para medir las distancias a las galaxias.

Períodos entre 1 y 135 días

Amplitudes entre pocas centésimas y 2 mag.

RR LyraeRR Lyrae

Se las llama variables de cúmulo porque primero se las encontró en los cúmulos globulares.

Presentan un fenómeno de variación del período denominado Efecto Blazhko

Períodos entre 0,22 y 1,2 días

Amplitudes entre pocas centésimas y 2 mag.

Delta ScutiDelta Scuti

Las delta Scuti son las estrellas pulsantes que más rapido varían.

Su estudio ha permitido conocer el interior de las estrellas por técnicas de la sismología.

Períodos entre 84 minutos y 3 días.

Amplitudes entre pocas milésimas y 1 magnitud.

Estrellas tipo MiraEstrellas tipo Mira

Son gigantes rojas, en general, dobles.

Varían por pulsación y porque se le generan nubes de óxido a modo de manchas.

No tienen la regularidad de las cefeidas por esta última razón.

Períodos entre 100 y 1000 días.

Amplitudes entre 1 y 10 magnitudes.

Variables EruptivasVariables Eruptivas

Reconocemos estos tipos de eruptivas:

• CONTRACTIVAS– Nebulares– Flares• ERRATICAS

– U Gem y SS Cyg– Z Cam– g Cas– R CrB – Rotacionales

• NOVAS– Clásicas– Simbióticas– Recurrentes

• SUPERNOVAS

Las variables eruptivas son, en general, estrellas binarias cerradas o semicerradas en las que una componente está más evolucionada que la otra.

ContractivasContractivas

• Las estrellas jóvenes interactúan con el gas y el polvo que las rodea y que las formó.

• El proceso de formación de la estrella se llama contracción de Kelvin y de allí el nombre de estas variables.

• Son completamente irregulares y se reconocen dos clases:– Nebulares (azules)– Flares (rojas)

ErráticasErráticas

Existen diferentes características en estos tipos de estrellas:

–U Gem y SS Cyg

–Z Cam– Cas–R CrB

Variables Variables RotacionalesRotacionales

• Algunas estrellas cambian de brillo porque su superficie no es homogénea y presenta zonas de diferente temperatura

• El fenómeno es similar al de las manchas solares

NovasNovas• Las novas son estrellas que

aumentan súbitamente de brillo (entre 8 y 13 magnitudes)

• Son binarias, en la que explota es la componente más evolucionada

• Estas son imágenes de V382 Vel la nova en Vela de 1999 obtenidas por Márcio Mendes de Brasil.

Novas – Curvas de Novas – Curvas de LuzLuz

Estas son curvas de luz de algunas novas.

• V382 Vel (clásica)• V445 Pup (simbiótica ?)• T Pyx (recurrente)

SupernovasSupernovas

• Las supernovas son estrellas que aumentan muy súbitamente de brillo (15 y 20 magnitudes)

• En general son binarias en las que la que explota es la componente más evolucionada lanzando toda su atmósfera al espacio.

• Los remanentes son objetos muy especiales:– Pulsares (estrellas de neutrones)– Agujeros negros

Remanentes de SupernovasRemanentes de Supernovas• Vemos aquí diferentes remanentes de SN

Fotometría visual • Fotometría con CCD

Observación de estrellas Observación de estrellas variablesvariables

El ojo es un excelente instrumento de medición.

En esta carta pueden verse variables que se observan a simple vista.

Observación visualObservación visual

Segunda Parte:Segunda Parte:

Observación de la Supernova Observación de la Supernova SN2003gfSN2003gf

Evolución Estrellas MasivasEvolución Estrellas Masivas

M ≈ 25 M

Todo ocurre muy rápidamente

Hidrógeno se acaba en el núcleo; S.P. se termina, estrella se contrae

Hidrógeno se consume en una capa ⇒ Gigante Roja

Núcleo de Helio se contrae hasta que se enciende, S.P. de He

Se acaba el Helio en el núcleo; la estrella se contrae nuevamente.

Helio se consume en una capa ⇒ Super Gigante Roja

Hasta aquí la evolución de estrellas menos masivas.

Cuando T≈108K carbono reacciona: 12C + 12C → 20Ne + 4He– Fase sumamente rápida, ≈ 600 años

Carbono se acaba en el núcleo, estrella se contrae.

cont.cont.

Carbono se enciende en una capa.

En el núcleo T≈109K, Oxígeno ⇒ Azufre

⇓

Todo lo anterior ocurre muy rápido, de hecho, desde el carbono hasta el hierro demora menos de 2 años

Así sigue el proceso cada vez a paso más rápido hasta llegar a un núcleo de Hierro (Fe) a una Temp 3x109K

y capas de silicio, oxígeno, neón, carbono, helio e hidrógeno

Estructura de una estrella Estructura de una estrella vieja masivavieja masiva

Catástrofe del HierroCatástrofe del Hierro¿Por qué la historia termina en el Fe?

Recordemos: (E=mc2) – H + H + H + H → 4He + energía– 4He + 4He → 12C + energía– etc....

Esto se acaba en Fe 56 (26 protones, 30 neutrones), no se puede agregar algo a Fe 56 para obtener energía.

La fuente de energía en el núcleo de una estrella super-masiva se acaba cuando su núcleo es de Fe 56.

• Proceso muy rápido, fracciones de segundo

• Densidades aumentan a 1017 kg./m3, densidades del núcleo.

• No se puede aumentar más la densidad

• Núcleo rígido y capas superiores cayendo, calentandose y encendiendose.

Colapso

Cont.Cont.Ocurren dos cosas:

• Las capas exteriores se queman generando grandes cantidades de energía hacia el interior y exterior.

• Este material choca ferozmente con el núcleo enviando grandes ondas de choque hacia el interior y exterior.

⇓

Este evento se llama SUPERNOVA

Es el evento más energético, después del Big Bang, en el Universo– Por un instante la luminosidad aumenta un factor 108

– Material es enviado al ISM enriquecido

BOOM

FotometríaFotometría

Medición del flujo de luz en una banda determinada, e.g U,V,B Indice de Color: Refleja cuanto más brillante o más débil es una

estrella en una banda u otra.

– V=Vo-2.5log(lV), B=Bo-2.5log(lB)

– B-V=(Bo-Vo)-2.5log(lB/lV)

Sol: V=-26.78, B=-26.16, U=-26.06, B-V=0.62, U-B=0.10 Sirio: V= - 1.46, B= -1.46, U= -1.52, B-V=0.00, U-B=-0.06

Diagrama HR para Estrellas

small & hotsmall & cool

big & hot big & cool

En

Uni

dade

sSo

lare

s

Telescopio reflector MEADE de 8”

Rueda de FiltrosUBVRI

Cámara CCD

From:Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica (rmaa@astro.unam.mx) This sender is in your safe list.Sent:Tuesday, August 20, 2013 9:14:13 PMTo: Rafael E. Carlos Reyes (raedcare@hotmail.com); Christine Allen Armiño (chris@astro.unam.mx)

Estimado Dr. Reyes:

Tengo el agrado de informarle que el artículo titulado "PHOTOMETRY OF THE SN2003gf SUPERNOVA IN THE V BAND BY UTILIZING THE 2MASS CATALOG", de R. Carlos Reyes, G. Ferrero, F. A. R. Navarro y J. Meléndez, ha sido formalmente aceptado para ser publicado en el vol. 49, número 2, que saldrá en octubre de 2013.

Atentamente Christine AllenEditora, RevMexAA

(Lick Obs. and Tenagra Obs. Supernova Searches)

Rev. Mex. Astron. y Astr. Vol. 49, N°2, 2013

Rev. Mex. Astron. y Astr. Vol. 49, N°2, 2013

Rev. Mex. Astron. y Astr. Vol. 49, N°2, 2013

Rev. Mex. Astron. y Astr. Vol. 49, N°2, 2013

Circular No. 8153 Central Bureau for Astronomical Telegrams INTERNATIONAL ASTRONOMICAL UNION

VARIABLE STAR NEAR UGC 10700 Further to IAUC 8147, J. Graham and W. Li report the LOTOSS discovery, on unfiltered KAIT images taken on June 17.4 and 18.4 UT, of a variable star (mag about 16.5) located at R.A. = 17h06m06s.12, Decl. = +25o51'53".3 (equinox 2000.0), which is 51".5 east and 79".9 south of the nucleus of UGC 10700. A KAIT image taken on June 11.4 showed nothing at this position (limiting mag about 19.5).

Circular No. 8156 Central Bureau for Astronomical Telegrams INTERNATIONAL ASTRONOMICAL UNION

SUPERNOVA 2003gf IN MCG -04-52-26 Further to IAUC 8153, J. Graham and W. Li report the LOTOSS discovery of an apparent supernova on unfiltered KAIT images taken on June 24.5 (mag about 14.5) and 25.5 UT (mag about 14.6). SN 2003gf is located at R.A. = 22h13m40s.94, Decl. = -21o44'03".3 (equinox 2000.0), which is 19".2 east and 3".9 south of the diffuse nucleus of MCG -04-52-26. A KAIT image taken on 2002 Dec. 12.2 showed nothing at this position (limiting mag about 19.0).

Circular No. 8157 Central Bureau for Astronomical Telegrams INTERNATIONAL ASTRONOMICAL UNION Mailstop 18, Smithsonian Astrophysical Observatory, Cambridge, MA 02138, U.S.A.

SUPERNOVA 2003gf IN MCG -04-52-26 M. Hamuy, Carnegie Observatories; and J. Maza, University of Chile, report that a spectrum (range 380-930 nm) of SN 2003gf (cf. IAUC 8156), obtained on June 25.31 UT with the Dupont 2.5-m telescope (+ WFCCD) at Las Campanas, bears resemblance to those of the type-Ic SN 1987M obtained 11-29 days after maximum light (Filippenko 1997, ARAA 35, 309). Superimposed narrow emission H_alpha emission from the host galaxy yields a recession velocity of 2520 km/s.