RR LYRAE DE DOBLE-MODO (RR(B) = RRd)

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Aunque el G.C.V.S. mantiene la denominación de RR(b) para las RR Lyrae que pulsan simultáneamente con dos períodos distintos, probablemente en el modo fundamental y el primer armónico, cada vez es más utilizada la denominación RRd, sobre todo por parte de los especialistas que se dedican a su estudio, por lo que es presumible que esta última forma sea la que prospere en un futuro inmediato.

Hasta que en 1996 fuera descubierto en el Observatori Esteve Duran (OED) que la estrella GSC 1001.0723 era una RR Lyrae de doble-modo (RRd), solamente se conocían tres objetos de este tipo en la Galaxia (aunque se habían detectado en cúmulos globulares y en galaxias enanas del Grupo Local). Con posterioridad, en 1997, un equipo del OED y del GEA descubrió una nueva RRd, la más brillante y cercana de todas, con lo que su número asciende actualmente a tan sólo 5, lo que indica que son muy escasas.

Las observaciones fotométricas de GSC 1001.0723 se obtuvieron íntegramente desde el Observatori Esteve Duran, en tanto que gracias a una colaboración con el Instituto de Astrofísica de Andalucía (IAA), se realizaron observaciones espectroscópicas con el telescopio de 2,5 metros Issac Newton del Observatorio del Roque de los Muchachos, en La Palma, dependiente del Instituto de Astrofísica de Canarias. El análisis se hizo conjuntamente con miembros del Departamento de Astronomía de la Universidad de Toronto (Canadá).

El estudio fue publicado por Enrique García Melendo y Christine M. Clement en The Astronomical Journal 114, 1190 (1997) y mereció ser citado en el PASP 110, 1998 en el artículo titulado Astrophysics in 1997  por  Virginia  Trimble y Lucy-Ann  McFadden. Esta prestigiosa sección donde se repasan los principales logros anuales en Astrofísica es oficiosamente considerada como los Premios Oscar en Astronomía. 

Campo telescópico de GSC 1001.0723 con las estrellas de referencia que se utilizaron para controlar su brillo durante a investigación. El comportamiento de la RRd queda de manifiesto en las variaciones que muestra la curva de luz. La estrella es de la magnitud 12.5-13, es decir, se trata de un objeto relativamente débil.  

 

La figura muestra el comportamiento de GSC 1001.0723. La estrella pulsa al mismo tiempo con un período de 0,34423 días y otro de 0,46334 días. La combinación de ambos hace que se vaya modulando la curva de luz y que los aspectos no se repitan nunca. Los puntos rojos son los correspondientes a las observaciones de cada noche, en tanto que la curva negra continua es la sintetizada mediante el cálculo. Se pude apreciar que la coincidencia es prácticamente perfecta.  

Curvas de luz resultantes para los dos períodos de GSC 1001.0723 después del "preblanqueado" de los datos.



Otra RRd descubierta por el GEA


Esta es la segunda RRd descubierta por el GEA-OED lo que eleva a cinco el número total de estas variables conocidas en nuestra galaxia. Fue hallada en el Observatorio de Mollet y a diferencia de GSC 1001.0723 que fue observada fotométricamente en su totalidad desde el Observatori Esteve Duran, en esta ocasión también se hicieron observaciones combinadas desde el US Naval Observatory (USNO), con el fin de asegurar un mayor seguimiento que facilitara el análisis. Además de las observaciones fotométricas CCD se obtuvieron espectros.
 

 

Se supone que las RRd poseen una baja metalicidad lo que podría explicar sus características. La figura representa un diagrama de Petersen para las cinco RRd conocidas en la Galaxia (puntos negros y cruz) y para los cúmulos globulares galácticos Oosterhoff de tipo I (asteriscos) y tipo II (círculos). En el panel inferior se muestra el diagrama de Petersen para las cinco RRd galácticas (puntos negros y cruz) y RRd de la Nube Mayor de Magallanes (aspas), en la galaxia enana de Draco (círculos) y en la galaxia enana de Sculptor (triángulo). En el eje de las x se especifica el valor del período fundamental, en tanto que en el eje de las y se expresa la relación existente entre el primer armónico y el fundamental. Las líneas de "masa constante"  para 0,65 y 0,75 masas solares representan los modelos de Cox (1995); las líneas continuas para la composición Oostershoff tipo I (OoI) y las líneas discontinuas para Oostershoff tipo II (OoII), ambas interpoladas a X = 0,75. Nótese como las RRd para cada objeto aparecen agrupadas, lo que denota similar composición química (García Melendo & Clement 1996).  

 

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Grup d'Estudis Astronòmics      

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