gea_transp.gif (1589 bytes)

VARIABLES RECLASSIFICADES I NOVES EN EL NÚVOL GRAN DE MAGALHAES

trans.gif (43 bytes)
trans.gif (43 bytes)

catala.gif (881 bytes)

blank.gif (49 bytes) 

 

int1.gif (841 bytes)

int2.gif (841 bytes) blank.gif (49 bytes)
blank.gif (49 bytes)

 gea_min.gif (185 bytes)   foed_min.gif (565 bytes)

VARIABLES RECLASSIFICADES I NOVES AL GRAN NÚVOL DE MAGALHAES A PARTIR
DE DADES FOTOMÈTRIQUES DE L'ARXIU DEL HARVARD COLLEGE OBSERVATORY

Una anàlisi de dades fotomètriques de l'arxiu del Harvard College Observatory per part del GEA permet trobar mig centenar de variables en el Gran Núvol de Magalhaes, la major part noves cefeides nuvolp-l.jpg (7247 bytes)

El 1960 Cecilia H. Payne-Gaposchkin i Sergei Gaposchkin van iniciar la tasca d'estudiar les variables dels Núvols de Magalhaes a partir del material fotogràfic obtingut pel Harvard College Observatory d'aquestes petites galàxies des de finals del segle XIX. El treball els va portar a identificar 3.806 variables en el Gran Núvol, la major part cefeides, però incloent-hi també altres tipus de variables. Les llistes d'aquestes estrelles van ser públiques en tres catàlegs-resum:

  • Payne-Gaposchkin, C.H., Gaposchkin, S., 1966, Variable stars in the Small Magellanic Cloud, Smithsonian Contributions to Astrophysics, No. 9

  • Gaposchkin, S., 1970, The Large Magellanic Cloud: Its Topology of 1830 Variable Stars, SAO Special Report 310
  • Payne-Gaposchkin, C.H., 1971, The Variable Stars of the Large Magellanic Cloud, Smithsonian Contributions to Astrophysics, No. 13

Les mesures de brillantor original no van ser mai publicades i es van perdre durant anys. Afortunadament, gràcies al Dr. Douglas Welch i a l'ajuda de la Dra. Martha Hazen, actual encarregada de l'arxiu de Harvard, així com als esforços de membres de la Royal Royal Astronomical Society of Canada, Hamilton Centre i del Hamilton Amateur Astronomers, moltes d'aquestes dades originals fotogràfiques van ser recuperades, convertides en format electrònic i publicades a Internet a physun.physics.mcmaster.ca/HCO/. Les dades fotomètriques estan llistades en la forma de dia Julià enfront dels graus arbitraris de brillantor, i poden ser llegides pel nostre programa d'anàlisi AVE, de forma que es poden traçar corbes de llum i buscar períodes.

Posats en contacte amb el Dr. Douglas Welch (McMaster University, Canadà), investigador del projecte MACHO, per conèixer l'estatus actual d'aquestes estrelles, ens va comentar l'interès de procedir a l'anàlisi i publicar-lo immediatament. En efecte, van ser observades entre 1889 i 1954 i probablement ara amb el MACHO la major part d'aquestes estrelles hagin tornat a ser observades amb molta major precisió, i en concret el Dr. Welch estava treballant en aquell moment en la confecció d'un catàleg de les variables observades pel MACHO. Amb una diferència tan gran de temps transcorregut entre ambdós surveys, qualsevol petit canvi de període que hagin pogut experimentar les variables periòdiques podrà ser detectat sense cap dificultat; d'aquí la importància d'analitzar les dades antigues de Harvard. Mai fins ara havia existit la possibilitat d'estudiar canvis de període en un espai tan dilatat de temps, amb la qual cosa és possible que, si han existit aquests canvis en algunes de les estrelles analitzades, es pugui obtenir una informació molt valuosa de cara als models d'evolució estel·lar.

Al llistat electrònic unes tres-centes estrelles estan indicades com a variables de tipus desconegut. Malgrat això, després de consultar les publicacions de Payne i Gaposchkin citades més amunt, es va trobar que moltes d'elles les havien classificat com a variables irregulars. Com que existia la possibilitat que des de llavors altres observadors haguessin analitzat aquestes estrelles, es va fer un treball quasi detectivesc consultant la base de dades del SIMBAD per conèixer la situació actual de cada una i, en cas de posseir alguna referència bibliogràfica, aconseguir la publicació original per conèixer quina classe de dada es donava de l'estrella. La recerca de bibliografia va ocupar com a mínim deu vegades més de temps que l'anàlisi pròpiament dita, que es va completar en molt poc de temps. Paral·lelament es va procedir a analitzar les dades fotomètriques per buscar possibles periodicitats usant l'algoritme de la DFT (Deeming, 1975) per conèixer de quines estrelles s'havia de buscar possibles articles publicats. El resultat de tot això va ser la troballa que cinquanta d'aquestes variables estaven mal classificades i no apareixien a la base de dades del SIMBAD, o bé, encara essent-hi, continuaven mal classificades a la literatura posterior.

Es va trobar que 31 d'aquestes variables eren cefeides i 19 periòdiques d'altres tipus, la major part binàries eclipsants, descartant-se les irregulars, no sense comprovar abans que no mostressin algun tipus de periodicitat.

 

Cefeides

La següent taula fa la llista dels nous paràmetres trobats per a les cefeides, en què la primera columna és el número de Harvard de l'estrella. Es dóna la magnitud màxima fotogràfica i l'amplitud de variació determinada per Payne i Gaposchkin, l'època en la forma dia Julià a què cal sumar 2400000.0, i a la columna final s'indiquen amb distints símbols si existeix un comentari sobre l'estrella. Finalment, les corbes de fase han estat dividides en 25 intervals en què s'ha fet la mitjana dels punts. La Figura 1 (95 Kb) representa la mitjana obtinguda de les corbes fotogràfiques de llum expressades en graus arbitraris de brillantor, juntament amb barres d'error calculades d'acord amb la dispersió de les dades.

Noves variables de tipus Cefeida trobades al Núvol Gran de Magalhaes

HV Període
dies
Època
JD + 2,400,000.0
Màxim
fotogràfic
Amplitud Notes
2286 4.562723 12702.6 15.49 0.71 *
2357 1.829460 13849.6 16.75 1.12  
2469 2.667720 13878.2 16.31 0.44  
2501 1.717088 13853.9 15.35 0.80  
2645 2.737665 13880.2 ----- ---- (1)
2655 2.659420 13878.2 15.75 1.03  
2887 1.891734 13879.3 15.95 0.68  
5712 9.020210 13855.4 15.46 0.55  
5721 2.828110 13849.5 15.72 0.82  
5773 1.694576 13877.2 16.45 1.00  
5779 25.0557 13886.6 16.07 1.18 (2)
5805 4.214350 12698.8 15.80 0.32  
5811 4.020850 13881.2 16.17 0.90  
5873 2.056488 13877.4 ----- ----- (1)
5890 1.937684 13849.9 17.15 0.60  

12034

5.831906 13878.6 ----- ----- (1)
12059 2.750244 13849.8 16.71 0.70  
12435 4.056591 13877.7 ----- ----- (1)
12456 2.951947 13880.9 17.16 0.34  
12469 6.229271 13851.4 16.06 0.60  
12482 39.31412 13888.3 15.84 0.32  
12543 2.963828 13877.7 16.55 0.80 *
12593 5.105772 13879.0 15.81 0.63  
12599 2.739732 13895.5 16.55 0.73  
12755 3.062302 13880.8 16.55 0.82  
12773 4.009000 13879.3 16.49 0.51 (2)
12778 3.077328 13879.4 16.27 1.06  
12786 2.253823 13876.9 15.95 1.05 (2)
12799 2.191239 13878.4 16.27 0.31  
12811 4.801757 13880.1 16.88 0.35  
12966 2.693701 13876.7 ----- ----- (1),*

Notes:
HV 2286. Butler (1978) classifica aquest objecte com a cefeida amb un període incert de 2,7510 dies.
HV 12543. Gaposchkin (1970) indica que aquest objecte és una cefeida, però no en dóna el període.
HV 12966. Variable de tipus incert, segons Hodge i Wright (1966)
(1). Aquest objecte no apareix als catàlegs de Payne-Gaposchkin (1971) i Gaposchkin (1970), ni tampoc a la base de dades del SIMBAD
(2). Gaposchkin (1970) indica aquest objecte com una cefeida poc segura i no en dóna el període.

p-l.jpg (23764 bytes) Gràfic període-lluminositat de les cefeides trobades (quadres blaus), comparat amb els d'altres cefeides del Núvol Gran de Magalhaes compilades per Madore (1985), obtinguts mitjançant fotometria fotoelèctrica (punts negres). És de destacar que, com a novetat, aquestes noves cefeides trobades cobreixen la banda més baixa del diagrama (curts períodes i més baixes lluminositats). Els dos punts més a la dreta sobre Log P = 1,5 apunten que podrien tractar-se de W Virginis, que són cefeides menys lluminoses de Població II (en cas de ser-ho, els punts se situen al lloc precís). La concordança de la situació del núvol de punts respecte a la recta és molt bona i demostra l'exactitud de l'anàlisi efectuada pel GEA, ja que en cas contrari, de no tractar-se de cefeides o de ser incorrectes els períodes trobats, els punts haurien quedat distribuïts aleatòriament per tota la meitat inferior del gràfic.


Eclipsants i altres tipus

Les restants variables que van ser trobades periòdiques, excepte tres, van resultar ser eclipsants de tipus EA i EB (Figura 2 70 Kb). La següent taula llista els nous paràmetres trobats per a aquestes estrelles. L'època per computar-ne les efemèrides està donada amb la forma DJ+2400000. La cinquena i sisena columnes són, respectivament, la màxima magnitud fotogràfica i l'amplitud de variació, determinades per Gaposchkin (1970). A l'última columna s'indica si hi ha comentaris sobre l'estrella.

En aquesta llista s'inclou l'estrella HV 2240. Encara que aquesta variable va ser caracteritzada correctament per Gaposchkin (1970) i Payne-Gaposchkin (1971) com a binària eclipsant, es menciona ja que vam poder aportar algunes dades noves després de l'anàlisi. En efecte, Payne-Gaposchkin (1971) dóna un període de 65,724613 dies per a aquesta eclipsant, però vam trobar que les dades s'ajusten millor amb un període de 65,702 dies. A més a més Butler (1978) va obtenir dades en B i en V d'aquesta estrella, i encara que les seves observacions fotomètriques no mostren complet l'eclipsi primari, va indicar que aquest tenia com a mínim una profunditat de dues magnituds en V i que l'índex de color (B-V) canvia de 0,14 a 0,72 en el mínim. Encara que l'eclipsi secundari no apareix ni a la corba de Butler ni en la nostra, aquests resultats indiquen que ha de ser molt poc profund i per consegüent el període de 65,7 dies és el correcte. A la Figura 2 només es mostra l'eclipsi primari.

Todas las restantes variables que fueron halladas que son periódicas, salvo tres, resultaron ser eclipsantes de tipo EA y EB (Figura 2 70 Kb).

 Altres variables periòdiques trobades

HV Tipus Període
dies
Època
JD + 2,400,000.0
Màxim
fotogràfic
Amplitud Notes
2240   EA 67.701551   13893.5 14.96 1.33 *
2433   EB 1.418044   12725.5 ----- ----- (1)
2595   LPV 606   -- 13.03 0.81  
2635   ? 93.2  

--

14.50 1.00 (2)
2659   EA/EB 1.919658   13879.6 16.03 0.58  
5703   EA/EB 1.984795   12724.1 15.74 1.00  
5816   EA 5.083092   13848.3 16.57 0.44 *
5876   EB 3.502503   13880.4 16.73 0.44 *
11981   EA/EB 4.643420   13849.1 17.08 0.53  
12053   EA/EB 2.956570   13575.8 14.75 0.60  
12232   EB 0.962995   13877.7 15.71 0.98  
12454   EA: 3.234030   13879.6 16.18 1.32  
12466   EA/EB 1.709208   13849.9 16.55 0.66  
12487   EB: 3.747154   13878.9 ----- ----- (1)
12540   LPV 431.8   14052.0 16.20 0.71  
12597   EB 56.26   13930.3 ----- ----- (1)
12598   EB 1.421479   13878.2 ----- ----- (1)
12801   EA 6.332834   11639.1 15.53 0.93  
12958   EB: 6.060316   13928.6 15.22 0.78  

Notes:
HV 2240. Amplitud fotogràfica segons Gaposchkin (1970). Les amplituds B i V donades per Butler (1978) són majors.
HV 5816. Caracteritzada per Payne-Gaposchkin (1971) com una variable eclipsant amb un període de 3,388762 dies.
HV 5876. Caracteritzada per Payne-Gaposchkin (1971) com una variable eclipsant amb un període de 1,270806 dies encara que incert a causa de la dispersió de les dades.
(1). Aquest objecte no apareix a les llistes de Payne-Gaposchkin (1971) i Gaposchkin (1970), com tampoc a la base de dades de SIMBAD
(2). La periodicitat és clara, però no així el tipus de variable. Prodria tractar-se d'una
RV Tauri.

Amb aquesta anàlisi desenvolupada pel GEA es tanca un cicle que es va iniciar 112 anys abans i en què van intervenir primer els observadors de l'estación de Arequipa i després els del Boyden Observatory, en tant que les dades van ser examinades i estudiades per algunes de les persones que més van contribuir a l'avanç de l'astronomia a la primera meitat del segle XX. Els qui fèiem aquest treball no podíem ocultar l'emoció sentida en pensar que estàvem processant les mateixes observacions que van passar per les mans de Pickering, Miss Leavitt, la Sra. Fleming, Annie Cannon, Shapley, Cecilia Payne i tanta i tanta gent famosa del Harvard College Observatory que van revolucionar l'astronomia, i que hem anat coneixent en aquesta història dels grans surveys. El que nosaltres vam fer en pocs dies utilitzant els moderns ordinadors, a les dones del Harvard Observatory els hagués ocupat fins i tot anys, la qual cosa pot donar idea de l'ingent treball que van desenvolupar. A més a més vam obtenir com a paga uns resultats nous que en el seu dia se'ls van escapar a elles.

 

Agraiments

En un treball a partir de dades històriques, d'una o una altra forma també hi solen intervenir moltes més persones de que les que fan estrictament l'estudi. En aquest cas el GEA ha d'agrair la iniciativa del Dr. Douglas Welch, de la McMaster University, i de la Dra. Martha Hazen, del Harvard College Observatory, per haver "rescatat" i fet públics els mesuraments fotomètrics originals d'aquestes dades. També hem d'agrair els esforços de passar les mesures fotogràfiques a format electrònic als membres del Royal Astronomical Society of Canada, Hamilton Centre i del Hamilton Amateur Astronomers, que volem mencionar individualment: Patti Baetsen, Ray Bagerow, Doug Black, Bob Botts, Miranda Botts, Todd Boylan, Ev Rilett, Lou Darcie, Grant Dixon, Sally Duarte, Norm Favreau, David Fleming, Denise Kaisler, Donen Lawlor, Rob Roy, Tom Steckner, Phil Szuch i Ann Tekatch. També estem en deute amb la Dra. Carme Gallart, de la Yale University, i amb la senyora Maria Genescà, bibliotecària de l'Observatori de l'Ebre, per haver-nos ajudat a aconseguir les referències bibliogràfiques del Havard College Observatory, així com també amb el nostre company Rafael Barberà, pel programa AVE (Anàlisi de Variabilitat Estel·lar) utilitzat per determinar els períodes i dibuixar les corbes de llum. Aquest treball tampoc no hauria estat possible sense la base de dades de SIMBAD, administrat pel Centre de Données astronomiques de Strasbourg, CDS, França.

 

Referències:

puntet.gif (63 bytes)Butler C. J., 1978, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 32, 83-126
puntet.gif (63 bytes)Deeming, T. K., 1975, Ap&SS, 36, 137
puntet.gif (63 bytes)Gaposchkin, S., 1970, The Large Magellanic Cloud: Its Topology of 1830 Variable Stars, SAO Special Report 310
puntet.gif (63 bytes)Garcia-Melendo, E., Gomez-Forrellad, J. M., 2001, IBVS No. 5048
puntet.gif (63 bytes)Hodge P. W., Wright F. W., 1966, Astron. J., 71, 131-132
puntet.gif (63 bytes)Madore B.F., 1985,  en "Cepheids: Theory and Observations", Proceedings of the IAU colloqium no. 82, Barry F. Madore Editor, Cambridge University Press
puntet.gif (63 bytes)Payne-Gaposchkin, C.H., Gaposchkin, S., 1966, Variable Stars in the Small Magellanic Cloud, Smithsonian Contributions to Astrophysics, No. 9
puntet.gif (63 bytes)Payne-Gaposchkin, C.H., 1971, The Variables Stars of the Large Magellanic Cloud, Smithsonian Contributions to Astrophysics, No. 13

 

int3.gif (838 bytes) int4.gif (841 bytes)
anterior_redc.gif (1696 bytes) mapa_red.gif (1789 bytes) inici_redc.gif (1602 bytes)
trans.gif (43 bytes)

Grup d'Estudis Astronòmics      

trans.gif (43 bytes)
blank.gif (49 bytes)