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Identificación, caracterización y estudio de nuevas estrellas variables por el GEA


Las primeras observaciones de estrellas variables por parte del GEA datan de 1980 con datos visuales. A partir de 1983 se empezaron a utilizar fotómetros fotoeléctricos, abandonándose la observación visual. Las limitaciones impuestas por las condiciones del cielo con este tipo de instrumentos impidieron que el programa tuviera un gran desarrollo, aunque se lograron algunos resultados interesantes y, sobre todo, se adquiriró una importante experiencia.

Una segunda etapa se inició en 1994 cuando se empezó a utilizar la cámara CCD para observar estrellas variables. Ante la contundencia de los resultados (precisión y número de noches útiles), en 1995 el Grup d'Estudis Astronòmics decidió iniciar un programa de búsqueda y de seguimiento de nuevas estrellas variables, con objeto de caracterizarlas mediante el estudio detallado de sus curvas de luz. Esta iniciativa es la más importante de todos los tiempos emprendida en España en este campo de la Astronomía. Hasta el presente ha permitido hallar y estudiar más de doscientas nuevas variables.

Una tercera etapa se inicia en el 2001 con la puesta en marcha del All Sky Variable Star Patrol, un survey del cielo para la detección de nuevas estrellas variables.


        ¿Qué hacemos?
 

La observación y el estudio de las estrellas variables es importante ya que proporciona valiosa información acerca de las propiedades físicas de las estrellas, tales como masa, radio, luminosidad, estructura, composición, edad, etc. Desde 1995 el Grup d'Estudis Astronòmics y el Observatori Esteve Duran desarrollan un programa coordinado de búsqueda y de caracterización de nuevas estrellas variables, en ocasiones como parte de colaboraciones con distintos centros cuando las variables poseen un interés especial.

El objetivo inicial fueron estrellas regulares de corto período, por lo que se centró en la identificación de RR LyraeW UMa. Al principio fueron seleccionadas y observadas alrededor de 500 estrellas candidatas (posteriormente se amplió su número) habiéndose confirmado y analizado hasta el presente cerca de un centenar y medio de variables. Muchas ya constaban como suspecteds (sospechosas de variabilidad), aunque un tercio de ellas son variables totalmente nuevas, halladas durante la prospección. En los últimos tiempos también se han incorporado estrellas procedentes de The HIPPARCOS and TYCHO Catalogues. Se trata de variables  de tipo desconocido, o que pudieran estar mal clasificadas o bien que, a pesar de que su identificación no ofrece dudas, puedan resultar de alto interés por sus características. Para ello se ha vuelto a analizar gran parte de las variables no resueltas del Hipparcos y una selección por tipos espectrales de estrellas del Tycho por si pudieran ser variables. Este trabajo ha dado como fruto la detección de docenas de nuevas variables que en su día escaparon a los analistas de estos datos, las cuales se van incorporando paulatinamente al programa de acuerdo con sus posibilidades reales de observación. También, a partir de un acuerdo de colaboración con el US Naval Observatory, estación de Flagstaff, se desarrolla un programa de observación de nuevas variables detectadas con el telescopio meridiano de aquel observatorio para determinar su tipo y obtener primeras curvas de luz.

 

        ¿Cómo lo hacemos?
 

El trabajo de observación consta de dos fases. La primera es de prospección: cada estrella es observada durante varias horas seguidas en diferentes noches para comprobar si realmente es variable. En caso afirmativo se pasa a la segunda fase, que consiste en la obtención de una curva de luz para caracterizar la variable y si procede, obtener efemérides y realizar su estudio detallado. Es de destacar que menos del 20% de las suspecteds son realmente variables y cuando lo son, en un 50% el tipo de variabilidad indicado en los catálogos es incorrecto. Asimismo, bastantes variables no resueltas del Hipparcos en realidad son constantes (tal vez se trate de sistemas dobles). Otro dato a destacar es el alto numero de nuevas variables que se detectan, sobre todo teniendo en cuenta que el campo típico cubierto por la CCD suele ser de tan sólo unos 100' cuadrados. Ultimamente, para este tipo de prospección, se han empezado a utilizar telescopios automáticos que barren sucesivamente las mismas áreas del cielo a lo largo de la noche. Con este método y en una sesión, un sólo telescopio puede confirmar la variabilidad de una decena de estrellas. Muy recientemente se han empezado a utilizar técnicas espectroscópicas para determinar los tipos espectrales y las velocidades radiales de las estrellas estudiadas.

Las magnitudes de las estrellas estudiadas van de la 6 a la 14.5 y para su observación se utilizan cámaras CCD dotadas con filtros UBVRI. En las tareas de estandarización de magnitudes también se emplean fotómetros fotoeléctricos. En el programa participan 12 observatorios con telescopios de 26, 31, 41, 51 y 60 cm, habiéndose introducido en los últimos tiempos también telescopios pequeños de 6, 8, 11, 14 y 20 cm con un rendimiento excelente. Para la toma de imágenes CCD se utiliza el programa LUCAS, en la reducción el LAIA y para el análisis el AVE. Cada observador reduce sus propias observaciones. En el análisis y redactado de la publicación de los resultados intervienen dos analistas.

 

       Resultados

 

En todos los casos las curvas de luz obtenidas son las primeras existentes para estas variables (anteriormente nunca habían sido estudiadas). Entre los principales logros cabe citar el descubrimiento y estudio de 2 RR Lyrae de doble modo galácticas (únicamente se conocían 3), diversas variables del tipo Gamma Doradus (nuevo tipo de variables del que se conocen tan sólo unos pocos ejemplos) incluyendo la que varía más y a la más fría de todas, la que posiblemente sea la última cefeida brillante que quedaba por descubrir, una de las RR Lyrae más próximas al Sol, una eclipsante del tipo W UMa que tiene una de las menores relaciones de masa conocidas, una variable pulsante del interesantísimo tipo SX Phoenicis, la EB con el período más largo conocido (200 días), el descubrimiento del 3% de todas las EW catalogadas hasta la fecha, varias binarias eclipsantes de tipo Algol con órbitas notablemente excéntricas (destacando una con un período de casi 100 días),  el descubrimiento y estudio de un número cada vez más creciente de nuevas variables rojas de tipo SR, etc., etc.

Este trabajo ha merecido ser citado en 1998 en la conocida y prestigiosa sección que  Virginia Trimble lleva en la revista PASP donde se repasan los principales logros anuales en Astrofísica, y que oficiosamente podría equipararse a los Premios Oscar en Astronomía. 

 

       Con quién colaboramos

 

El éxito de este programa ha motivado que se hayan establecido colaboraciones con distintos centros de investigación para el estudio detallado de las estrellas variables descubiertas: US Naval Observatory (USNO), Universidad de Toronto, Instituto de Astrofísica de Andalucía, Universitat de València, Laboratorio de Astrofísica Espacial y Física Fundamental (LAEFF), Universitat Politècnica de Catalunya, Institute of Astronomy de la Universidad Cambridge, Universitat de Vic, Universidad de Extremadura, etc., etc. 

Además, el GEA es el representante para España de la International Amateur-Professional Photoelectric Photometry (IAPPP), entidad de ambito mundial con más de un millar de miembros, cuyos objetivos son la colaboración entre aficionados y profesionales en el campo de la fotometría fotoeléctrica.

 

       Bibliografía
 

bullet2red.gif (849 bytes) Photoelectric Photometry on Variable Stars from the Pyrenees, García Melendo, E., I.A.P.P.P. Communication 20, 1985. 

bullet2red.gif (849 bytes) La photometrie à photodiode, Gómez Forrellad, J.M., Supp. Annales de Physique 12, 83, 1987. 

bullet2red.gif (849 bytes) I.A.P.P.P. Spanish Wing Report 1990, Gómez Forrellad., J.M., I.A.P.P.P. Communication, Nº 39, 1990.

bullet2red.gif (849 bytes) Identificación y caracterización de nuevas estrellas variables, Gómez Forrellad, J.M., García Melendo, E., Revista de la SEA 7, 30 (1997).  

 

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