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Fotometría de Estrellas Variable Eclipsantes Diciembre 20-Marzo 21

Se presentan los resultados de la fotometría de Estrellas Variables Eclipsantes realizada desde diciembre de 2020 hasta marzo de 2021 con un telescopio newtoniano de 150mm de diámetro y una cámara CMOS. Para entrenar se inició con sistemas conocidos y luego se estudiaron sistemas abandonados, sin observaciones en los últimos 10 años. Se reportaron 7 mínimos de brillo a bases de datos internacionales y locales. Los aportes en foros locales permitieron construir colaborativamente la curva de luz de un periodo completo para un sistema bajo estudio. 

Introducción

Las  Estrellas Variables Eclipsantes (EVE), son sistemas binarios orbitales, en los cuales, desde el punto de vista de la tierra, una de las componentes eclipsa a la otra en determinados momentos. Este efecto produce una variación en el brillo observado tal como ilustra el video a continuación.

La Fotometría de EVE consiste en medir el brillo del sistema durante un determinado período de tiempo centrado alrededor del mínimo de brillo. La curva del brillo (magnitud) del sistema en función del tiempo permite caracterizar distintos aspectos del mismo. Entre ellos, el Tiempo del Mínimo Observado (Observed Time of MinimaToMO), permite caracterizar el periodo orbital del sistema. Además, la comparación de dicho parámetro con el Tiempo del Mínimo Calculado (Calculated Time of Minima, ToMC), estimado  en base a los parámetros orbitales catalogados, permite determinar la diferencia de tiempo entre el mínimo predicho y el medido, denominada O-C. Existen asociaciones alrededor del mundo que mantienen bases de datos de observaciones de EVE y sus parámetros derivados tales como la sección de estrellas binarias de la AAVSO y el proyecto BNRO de la Sociedad Astronómica Checa (CAS) entre otras. La Fotometría de EVE y su reporte a bases de datos especializadas, permiten conocer mejor sus características físicas y estudiar su evolución en función del tiempo.

Como vehículo de aprendizaje sobre técnicas de fotometría de objetos puntuales, se abordó un trabajo que consiste en la observación de EVE contemplando desde su planificación hasta el envío de su reporte a las bases de datos especializadas. Además de la motivación personal, este desafío contó con el apoyo del Proyecto de Observación de Estrellas Variables Eclipsantes (POEVE) llevado a cabo por el Grupo de Observadores de Rotación de Asteroides (GORA) con raíces locales. POEVE, además de brindar un acompañamiento en el aprendizaje, dio la oportunidad de construir curvas de luz de un período completo de manera colaborativa para algunos sistemas.

Metodología

Para la planificación de las observaciones se utilizó el programa Ephemerides que con una serie de filtros básicos permite obtener un listado de las efemérides de mínimos de sistemas binarios. Entre otros datos se obtiene el ToMC. Finalmente se eligieron los sistemas con condiciones de observación más favorables para la noche. Además, el listado ofrece un puntaje de abandono que varía entre 1 y 10. Un puntaje de 1 implica que existen muchas observaciones en los últimos 10 años y un puntaje de 10 que no existen observaciones con cámaras en los últimos 10 años. A fines de realizar aportes mas significativos se sugiere observar sistemas con puntaje mayor o igual a 5. Con el objetivo de aprender el método, las primeras observaciones fueron sobre sistemas con puntajes menores a 5, donde existe menor incerteza sobre las efemérides, y luego se pasó a sistemas con mayor puntaje.

Para la adquisición se procuró comenzar a capturar imágenes al menos una hora antes del tiempo estimado del mínimo (ToMC) y se finalizó una hora después de la ocurrencia del mínimo, salvo excepciones. El tiempo de exposición se ajustó de acuerdo a la magnitud de la estrella bajo análisis y las condiciones de observación. En algunos casos se aplicó un leve desenfoque para poder exponer un tiempo mayor sin exceder el límite de linealidad.

El equipo utilizado consiste de lo siguiente, emplazado en el patio de un departamento en Córdoba Capital con vista solo al cielo sur.

  • Montura: Sky-Watcher HEQ5 Pro GoTo.
  • Sistema principal: Sky-Watcher Explorer 150pds (Newton F/5) + ZWO ASI178m.
  • Sistema de guiado: StarGuider BST Mini GuideScope 60/240 (refractor F/4) + QHY5III462c.

Luego de la adquisición, las capturas fueron corregidas con imágenes bias, dark y flat. Para generar las curvas de luz se utilizó FotoDif. Se aplicó SeqPlot como asistente para la selección de las estrellas de calibración y control. Se eligieron 3 estrellas de calibración y una de control, procurando que su magnitud fuera cercana a la de la variable bajo estudio y su índice de color 0,5 < B-V < 1,1 (color verde en SeqPlot).

En todos los casos se generaron curvas e informes de fotometría relativa (absoluta en FotoDif) con fecha juliana geocéntrica (Geocentric Julian Day, GJD) tal como es requerido por el proyecto BNRO, al cual se reportaron las observaciones. La web del BNRO permite ajustar una curva a las mediciones para determinar, entre otros parámetros el ToMO y por consiguiente su diferencia con la efeméride, O-C.

Además, con el propósito de mantener un repositorio local, las observaciones se reportaron al sitio del POEVE. Para casos donde se perseguían fines colaborativos se enviaron informes en fecha juliana heliocéntrica (Heliocentric Julian Day, HJD) para la correcta vinculación con observaciones con fechas disimiles (ya sea del mismo observador u otros).  Estos aportes fueron utilizados para construir la curva de luz de un período completo de un sistema.

Resultados

En la tabla a continuación se presenta un resumen de las observaciones realizadas durante el período Diciembre de 2020 a Marzo del 2021. Se muestra la designación de la estrella según el Catálogo General de Estrellas Variables [1], si se observó un mínimo Primario o Secundario, el tipo de variable eclipsante, el puntaje de abandono, la fecha de la noche de observación, ToMC (obtenido de Ephemerides) y ToM(obtenido del BNRO excepto que se indique lo contrario) , O-C (en días y minutos) y los links a los sitios donde se reportaron las observaciones.

Designación P/S Tipo Puntaje Fecha ToMC
[GJD]
ToMO
[GJD]
O-C 1
[dia]
O-C 1
[minutos]
Reportes
ET Vel P EA 4 19/12/2020 2.459.203,6775 2.459.203,7236 0,0461 66,4 GORA BNRO
RW Dor S EW 2 09/01/2021 2.459.224,7519 2.459.224,7469 -0,0050 -7,2 GORA BNRO
RW Dor S EW 2 16/01/2021 2.459.231,6030 2.459.231,5984 -0,0046 -6,6 GORA BNRO
RW Dor P EW 2 16/01/2021 2.459.231,7458 2.459.231,7415 -0,0044 -6,3 GORA BNRO
OV Cen P EB 10 20/03/2021 2.459.294,7406 2.459.294,74310,0025 3,6 GORA BNRO
FR Lup P EB 10 20/03/2021 2.459.294,8270 2.459.294,84720,0201 29,0 - -
V448 Vel P EW 10 21/03/2021 2.459.295,5733 2.459.295,6006 0,0273 39,3 GORA BNRO
V343 Cen S EB 10 23/03/2021 2.459.297,6686 2.459.297,6792 0,0106 15,2 GORA BNRO

A continuación se presentan los resultados para cada sistema observado.

ET Vel - 19/12/2020

ET Vel es una estrella variable eclípsante tipo EA con un período de 3,081 días [1]. Los sistemas tipo Algol (EA) contienen componentes esféricas o ligeramente elipsoidales. Los momentos precisos de inicio y fin de los eclipses están bien definidos en sus curvas de luz. Los eclipses secundarios pueden ser ausentes. La curva de luz es esencialmente plana entre eclipses, o puede variar ligeramente debido a la forma elipsoidal de las componentes, variabilidad física de las componentes o debido a efectos de reflexión. Los períodos orbitales oscilan entre 0,2 y más de 10.000 días, y las amplitudes de variación pueden alcanzar varias magnitudes [2].

El mínimo principal de ET Vel se observó durante la noche del 19 de diciembre de 2020. Se utilizó un tiempo de exposición de 40 segundos. A continuación se muestra una imagen testigo, donde se destacan la variable bajo estudio, las estrellas de calibración y control, y la curva de luz.

RW Dor - 09 y 16/01/2021

RW Dor es una estrella variable eclipsante tipo EW con un período de 0,285 días, 6,84 horas aproximadamente [1]. Los sistemas tipo W UMa (EW) tienen componentes elipsoidales casi en contacto que orbitan respecto a un centro de masas común. Los tiempos exactos de inicio y fin del eclipse son imposibles de determinar en la curva de luz porque el brillo del sistema varía continuamente. Las profundidades de los eclipses primarios y secundarios son casi iguales o difieren de manera insignificante. Los períodos orbitales suelen ser inferiores a 1 día y su variación de brillo típicamente es menor a 0,8 magnitudes [2].

RW Dor fue observada durante las noches del 9 y 16 de enero de 2021. En ambas sesiones se utilizó un tiempo de exposición de 90 segundos. A continuación se observa una imagen con las estrellas de calibración y control utilizadas ambas noches. Se muestra también la curva de luz para el mínimo secundario observado la primer noche.

Considerando que una órbita completa del sistema cabe en una noche de observación, el 16 de enero, se observó el sistema durante más de 7 horas lo que permitió construir la curva de luz del sistema completo, que se muestra a continuación, y medir ambos mínimos.

Todas las observaciones de este sistema fueron reunidas con las de otros observadores en el POEVE de GORA, con el objetivo de construir una curva de luz de un periodo del sistema de manera colaborativa. El resultado se muestra en la siguiente imagen, mientras que mayor detalle puede encontrarse en el correspondiente hilo del foro de GORA.

Curva de luz de un período completo para RW Dor, fuente: GORA.

OV Cen - 20/03/2021

OV Cen es una estrella variable eclipsante tipo EB con un período de 1,137 días aproximadamente [1]. Los sistemas tipo Beta Lyrae (EB) tienen componentes elipsoidales normalmente de tipos espectrales iniciales, B y A. Los tiempos exactos de comienzo y fin del eclipse son imposibles de determinar debido a que el brillo del sistema está variando continuamente. Siempre tienen un mínimo secundario. El mismo tiene una profundidad considerablemente menor al primario. Los períodos de este tipo de sistemas en general son mayores a un día y la amplitud de los cambios de brillo pueden ser de hasta 2 magnitudes [2].

El mínimo principal de OV Cen se observó durante la noche del 20 de marzo de 2021. Se utilizó un tiempo de exposición de 90 segundos. A continuación se muestra una imagen testigo, donde se destacan la variable bajo estudio, las estrellas de calibración y control, y la curva de luz.

FR Lup - 20/03/2021

La misma noche, luego de OV Cen, se observó el mínimo principal de FR Lup, una binaria tipo EB de 1,264 días de periodo y una variación de brillo con un máximo de 10,1 y un mínimo de 10,8 magnitudes [1]. La observación mostró una magnitud promedio de 10,65 y una variación de aproximadamente una centésima de magnitud. Debido a que la dispersión de la curva enmascaraba al mínimo se decidió abandonar el caso ya que los resultados obtenidos con el equipamiento empleado serían de baja calidad. 

No obstante, procesando los datos con un algoritmo de producción propia, basado en el algoritmo usado por el BNRO [3], se pudo apreciar que el mínimo ocurrió aproximadamente 29 minutos después de lo indicado por la efeméride. Este dato, no fue reportado a bases de datos debido a la gran dispersión, sin embargo puede ser de utilidad a observadores con equipos mas sofisticados que deseen observar esta binaria.

Estimación del ToM_O FR Lup.

V448 Vel - 21/03/2021

V448 Vel es una estrella variable eclipsante tipo EW con un período de aproximadamente 0,365 días, 8,76 horas [1], cuyo mínimo principal fue observado la noche del 21 de marzo de 2021. 24 minutos luego de la media noche se interrumpió la sesión debido a malas condiciones climáticas. Se realizaron capturas de 90 segundos de exposición. A continuación se muestra la imagen testigo y la curva de luz obtenida.

V343 Cen - 23/03/2021

V343 Cen es una estrella variable eclipsante tipo EB con un período de aproximadamente 0,588 días, 14,11 horas [1], cuyo mínimo secundario fue observado la noche del 23 de marzo de 2021. Se realizaron capturas de 180 segundos de exposición.  Este objeto tuvo el desafió adicional  de ser  magnitud 12,5 aproximadamente, el de mayor magnitud medido con el equipamiento disponible. A continuación se muestra la imagen testigo y la curva de luz obtenida. 

Conclusión

Se presentaron los objetivos, motivaciones y metodología que guiaron este trabajo que concluye con la observación y reporte de siete mínimos de brillo de sistemas binarios eclipsantes y constituye un infinitesimal aporte a la comunidad científica profesional y amateur. Dicho trabajo permitió además dominar las técnicas de fotometría que podrán ser aplicadas luego a otros objetos puntuales. 

Agradecimientos 

A los compañeros del GAF por abrirme la puerta a esta disciplina. A los compañeros de GORA por fomentar está actividad y proveer material de estudio, especialmente a Carlos Colazo quien coordina la actividad con pasión y docencia. 

A David Motl, autor del software Ephemerides. A Julio Castellano autor de FotoDif. A la AAVSO por proveer la herramienta SeqPlot. Al proyecto BNRO por mantener la base de datos a la cual fueron reportadas las observaciones.

Referencias

[1] Samus’, N. N., Kazarovets, E. V., Durlevich, O. V., Kireeva, N. N., & Pastukhova, E. N. (2017). General catalogue of variable stars: Version GCVS 5.1. Astronomy Reports, 61(1), 80-88. http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/  

[2] AVVSO (2017), Variable Star Classification and Light Curves Manual. Versión 2.1.

[3] L. Brat, Z. Mikulasek and O. Pejcha; Minima Timing of Eclipsing Binaries; 2012.



1 Calculado como O-C = ToMO - ToMC, donde ToMO se extrae del reporte subido al BNRO y ToMC del programa Ephemerides. Estos valores pueden diferir del los O-C disponibles en el O-C gateway del BNRO debido al uso de diferentes parámetros orbitales (M0 y P).

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