Pasado y futuro de Balloon090100001, pieza clave en el estudio pulsacional de estrellas tipo sdB



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Pasado y futuro de Balloon090100001, pieza clave en el estudio pulsacional de estrellas tipo sdB

Oreiro, R.1,2, Baran, A.3, Pérez Hernández, F.1,2 y Ulla, A4



1 Instituto de Astrofísica de Canarias, C/ Vía Láctea s/n, 38200 La Laguna Tenerife; ror@iac.es.

2 Universidad de La Laguna, Dpto. Astrofísica, 38200 La LagunaTenerife; fph@iac.es.

3 Mount Suhora Observatory of the Pedagogical University, Cracow Polonia; andy @astro.as.wsp.krakow.pl

4 Dpto. Física Aplicada, Universidade de Vigo, Campus Lagoas-Marcosende, 36200 Vigo; ulla@uvigo.es

I.Introducción


La presencia de pulsaciones en algunas subenanas de tipo B (sdBs) permite la utilización de técnicas adicionales para intentar comprender estos eslabones evolutivos, situados entre las fases de Gigante Roja y Enana Blanca.

Actualmente se distinguen dos tipos de sdB pulsantes: las de tipo V361 Hya y las de tipo PG1716. Las primeras muestran oscilaciones rápidas, del orden de cinco minutos, con amplitudes en torno a 10 mmag 1; las últimas, ligeramente más frías, exhiben modulaciones de intensidad con períodos más largos, del orden de 1 hora, y amplitudes del orden de 1 mmag 2. El mecanismo  parece ser el responsable de la excitación de las pulsaciones en ambos subtipos, aunque las de las estrellas tipo V361 Hya se identifican con modos p de bajo grado y orden, ℓ y n respectivamente, mientras que las oscilaciones de las PG1716 se identifican con modos g de alto orden n 3.

Sin embargo, el límite entre las V361 Hya y las estrellas PG1716 no está del todo claro, al ocupar sus respectivas zonas de inestabilidad regiones muy próximas en el diagrama Teff – log(g), existiendo la posibilidad real de un solapamiento. Este hecho ha sido confirmado posteriormente4, al detectar un período largo en el objeto HS0702+6043, hasta la fecha conocido por ser una sdB pulsante del tipo V361 Hya. Este descubrimiento supone un gran reto para su explicación teórica, puesto que ningún modelo estructural presenta simultáneamente excitadas sus regiones de modos p- y g-.

II.

balloon090100001: pasado


Desde 1991, cuando identifica a Balloon090100001 (desde ahora BA09) como una sdB5, no se encuentran más referencias sobre ella en la literatura hasta 2004. En ese año6, se detectan variaciones de luminosidad con un período dominante de 356 s en BA09, así como otro período independiente de 264 s. Este comportamiento oscilante la distingue como un nuevo miembro de la clase V361 Hya. En la Figura 1 se muestra el espectro de amplitudes encontrado.

E



Figura 2: Espectro de amplitudes de BA09 encontrado por [7] en 2005. Se muestra tan sólo la zona de bajas amplitudes, ya que el pico a 2.8 mHz alcanza una amplitud de ~50 mmag.
n una posterior campaña de observación con más resolución7, se encuentra la presencia de más frecuencias de pulsación en el rango de los modos p, así como al menos tres períodos en la zona correspondiente a los modos g-, entre 2733 y 4378 s. En la Figura 2 se muestra una ampliación del espectro de amplitudes encontrado.

III.Balloon090100001: futuro


La presencia de modos p- y g- en el espectro de BA09 la convierten en la segunda sdB, junto con HS0207+6043, en mostrar simultáneamente pulsaciones típicas de ambos subgrupos de sdB pulsantes. En contra de esta última, con sólo dos modos en la región de pulsaciones rápidas y un único modo en la región de pulsaciones lentas, BA09 presenta un espectro de amplitudes muy poblado tanto en las zona de modos p- como en la zona de modos g-, con lo que se convierte en el objeto más atractivo de todo el panorama sdB pulsacional para un estudio sismológico.

Con la intención de realizar uno de los más exhaustivos análisis pulsacionales de una estrella sdB nuestro grupo está organizando una campaña observacional coordinada, incluyendo tanto observaciones fotométricas como espectroscópicas, en la que participarán más de diez telescopios repartidos en longitud alrededor de la Tierra. Para tal propósito se ha creado una página web (http://webpages.ull.es/users/raquelor) en la que están incluidos todos los detalles de la campaña. Se espera que BA09 llegue a ser la sdB pulsante más conocida, ofreciendo importante información acerca del mecanismo de excitación de estos objetos, su estructura interna, la conexión entre los distintos subgrupos de pulsantes e incluso sobre su evolución.



Agradecimientos: R.O. agradece al Gobierno de Canarias su ayuda económica. Este trabajo ha sido parcialmente financiado por el MCyT bajo proyecto AYA2003-09499.

Análisis de Rayos X en las Variables Cataclísmicas AM Canum Venaticorum.

R. Moreno Valdepérez1 y A. Ulla1



1 Dpto. Física Aplicada, Universidade de Vigo, Facultad de Ciencias, As Lagoas, 32000 Vigo, Spain; ulla@uvigo.es.

I.RESUMEN


El año 1967, Smak1 detectó una Variable Cataclísmica (VC), la AM Canum Venaticorum (AM CVn), que se diferenciaba claramente del resto porque su composición era fundamentalmente He. Esta formó un nuevo grupo independiente a las VCs clásicas, conocidas como AM CVn por ser la primera estrella detectada de esta clase, o estrellas IBDBWD (Interacting Binary DB Darf White). Son sistemas binarios ultracompactos en donde sus componentes son enanas blancas (DBWD), no encontrándose H en ellas o haciéndolo en unas proporciones muy pequeñas. La más masiva acreta materia de su compañera, con una masa similar a la del Sol y un periodo orbital muy corto, del orden de minutos.

Este tipo de estrellas ha sido estudiado principalmente en el rango del visible, en el ultravioleta e infrarrojo, aunque también se han medido las emisiones en los rangos de rayos X. Desde el principio se clasificaron como estrellas no magnéticas. Sin embargo, y en especial desde el estudio de una de su grupo, la GP Comae Verenices (GPCom), se ha profundizado más en este rango de frecuencias, apareciendo estrellas de tipo magnético, con emisión clara de rayos X.

De todas, la GP Com y otras que conforman un subgrupo de las AM CVn, como veremos más adelante, muestran unas características que hacen pensar en que su clasificación aún no es la definitiva. El estudio de este grupo, que llamamos “objetos de bajo estado”, es el tema central de nuestro trabajo.

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