gea_transp.gif (1589 bytes)

Variables reclasificadas y nuevas variables en la Nube Mayor de Magallanes

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 RECLASIFICADAS Y NUEVAS EN LA NUBE MAYOR DE MAGALLANES A PARTIR DE DATOS FOTOMÉTRICOS DEL ARCHIVO DEL HARVARD COLLEGE OBSERVATORY

Un análisis de datos fotométricos del archivo del Harvard College Observatory por parte del GEA permite hallar medio centenar de variables en la Nube Mayor de Magallanes, en su mayor parte nuevas cefeidas. nuvolp-l.jpg (7247 bytes)

En 1960, Cecilia H. Payne-Gaposchkin y Sergei Gaposchkin iniciaron la tarea de estudiar las variables de las Nubes de Magallanes a partir del material fotográfico obtenido por el Harvard College Observatory de estas pequeñas galaxias desde fines del siglo XIX. Su trabajo les llevó a identificar 3806 variables en la Nube Mayor, la mayor parte cefeidas, pero incluyendo también otros tipos de variables. Las listas de estas estrellas fueron publicas en tres catálogos-resumen:

  • 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

Las medidas de brillo originales no fueron nunca publicadas y se perdieron durante varios años. Afortunadamente, gracias al Dr. Douglas Welch y la ayuda de la Dra. Martha Hazen, actual encargada del archivo de Harvard, así como a los esfuerzos de miembros de la Royal Astronomical Society of Canada, Hamilton Centre, y del Hamilton Amateur Astronomers, muchos de estos datos originales fotográficos fueron recuperados, convertidos a formato electrónico y publicados en Internet en physun.physics.mcmaster.ca/HCO/. Los datos fotométricos están listados en la forma de día Juliano frente a grados arbitrarios de brillo, que puede ser leído por nuestro programa de análisis AVE de forma que se pueden trazar curvas de luz y buscar períodos.

Puestos en contacto con el Dr. Douglas Welch (McMaster University, Canadá), investigador del proyecto MACHO, para conocer el estatus actual de estas estrellas, nos comentó el interés de proceder con su análisis y a publicarlo inmediatamente. En efecto, fueron observadas entre 1889 y 1954 y probablemente ahora con el MACHO la mayor parte de estas estrellas haya vuelto a ser observada con mucha mayor precisión y en concreto, el Dr. Welch estaba trabajando en aquel momento en la confección de un catálogo de las variables observadas por el MACHO. Con una diferencia tan grande de tiempo transcurrido entre ambos surveys, cualquier pequeño cambio de período que hayan podido experimentar las variables periódicas, podrá ser detectado sin ninguna dificultad, de ahí la importancia en analizar los datos antiguos de Harvard. Nunca hasta ahora había existido la posibilidad de estudiar cambios de período en un espacio tan dilatado de tiempo, con lo que es posible que, si han existido en algunas de las estrellas analizadas, pueda obtenerse una información muy valiosa de cara a los modelos de evolución estelar.

En el listado electrónico unas 300 estrellas están indicadas como variables de tipo desconocido. Sin embargo, después de consultar las publicaciones de Payne y Gaposchkin citadas más arriba, se halló que muchas de ellas las habían clasificado como variables irregulares. Como cabría la posibilidad que desde entonces otros observadores hubieran analizado estas estrellas, se hizo un trabajo casi detectivesco consultando la base de datos del SIMBAD para conocer la situación actual de cada una y, en caso de poseer alguna referencia bibliográfica, conseguir la publicación original para conocer qué clase de dato se daba de la estrella. La búsqueda de bibliografía ocupó como mínimo 10 veces más tiempo que el análisis propiamente dicho, que se completó en muy poco tiempo. Paralelamente se procedió a analizar los datos fotométricos para buscar posibles periodicidades usando el algoritmo de la DFT (Deeming, 1975) para conocer de qué estrellas se tenía que buscar posibles artículos publicados. El resultado de todo ello fue el hallazgo de 50 de estas variables que estaban mal clasificadas y no aparecían en la base de datos del SIMBAD, o bien, aún apareciendo allí, continuaban estando mal clasificadas en la literatura posterior.

Se halló que 31 de estas variables eran cefeidas y 19 periódicas de otros tipos, en su mayor parte binarias eclipsantes, descartándose las irregulares, no sin antes comprobar el que no mostrasen algún tipo de periodicidad.

 

Cefeidas

La siguiente tabla lista los nuevos parámetros hallados para las cefeidas, donde la primera columna es el número de Harvard de la estrella. Se da la magnitud máxima fotográfica y la amplitud de variación determinada por Payne y Gaposchkin, la época en la forma día Juliano al que hay que sumar 2400000.0, y en la columna final se indican con distintos símbolos si existe un comentario sobre la estrella. Finalmente, las curvas de fase han sido divididas en 25 intervalos en los que se promediaron los puntos. La Figura 1 (95 Kb) representa el promedio obtenido de las curvas fotográficas de luz expresadas en grados arbitrarios de brillos junto con barras de error calculadas de acuerdo con la dispersión de los datos.

Nuevas variables de tipo Cefeida halladas en la Nube Mayor de Magallanes

HV Período
días
Epoca
JD + 2,400,000.0
Máximo
fotográfico
Amplitud Notas
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),*

Notas:
HV 2286. Butler (1978) clasifica este objeto como cefeida con un período incierto de 2.7510 días.
HV 12543. Gaposchkin (1970) indica que este objeto es una cefeida pero no da el período. 
HV 12966. Variable de tipo incierto según  Hodge y  Wright (1966)
(1). Este objeto no aparece en los catálogos de Payne-Gaposchkin (1971) y Gaposchkin (1970) ni tampoco en la base de datos del SIMBAD. 
(2). Gaposchkin (1970), indica este objeto como una cefeida poco segura y no da el período.

p-l.jpg (23764 bytes) Gráfico Período-Luminosidad de las cefeidas halladas (cuadros azules) comparados con los de otras cefeidas de la Nube Mayor de Magallanes compilados por Madore (1985), obtenidos mediante fotometría fotoeléctrica (puntos negros). Es de destacar que, como novedad, estas nuevas cefeidas halladas cubren la banda más baja del diagrama (cortos períodos y más bajas luminosidades). Los dos puntos más a la derecha sobre Log P = 1.5 apuntan a que podrían tratarse de W Virginis, que son cefeidas menos luminosas de Población II (en caso de serlo, los puntos se sitúan en el lugar preciso). La concordancia de la situación de la nube de puntos respecto a la recta es muy buena y demuestra la exactitud del análisis efectuado por el GEA, pues en caso contrario, de no tratarse de cefeidas o de ser incorrectos los períodos hallados, los puntos habrían quedado distribuidos aleatoriamente por toda la mitad inferior del gráfico.


Eclipsantes y otros tipos

Todas las restantes variables que fueron halladas que son periódicas, salvo tres, resultaron ser eclipsantes de tipo EA y EB (Figura 2 70 Kb). La siguiente Tabla lista los nuevos parámetros hallados para estas estrellas. La época para computar sus efemérides está dada en la forma DJ+2400000. La quinta y sexta columna son, respectivamente, la máxima magnitud fotográfica y la amplitud de variación determinadas por Gaposchkin (1970). En la última columna se indica si hay comentarios sobre la estrella.

En esta lista se incluye la estrella HV 2240. Aunque esta variable fue caracterizada correctamente por Gaposchkin (1970) y Payne-Gaposchkin (1971) como binaria eclipsante, se menciona puesto que pudimos aportar algunos datos nuevos tras el análisis. En efecto, Payne-Gaposchkin (1971) da un período de 65.724613 días para esta eclipsante, pero encontramos que los datos se ajustan mejor con un período de 65.702 días. Además Butler (1978) obtuvo datos en B y en V de esta estrella y, aunque sus observaciones fotométricas no muestran completo el eclipse primario indicó que éste tenía como mínimo una profundidad de 2 magnitudes en V y que el índice de color (B-V) cambia de 0.14 a 0.72 en el mínimo. Aunque el eclipse secundario no aparece ni en las curva de Butler ni en la nuestra, estos resultados indican que debe ser muy poco profundo y por consiguiente el período de 65.7 días es el correcto. En la Figura 2 sólo se muestra el eclipse primario. 

 Otras variables periódicas halladas

HV Tipo Período
días
Epoca
JD + 2,400,000.0
Máximo
fotográfico
Amplitud Notas
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  

Notas:
HV 2240. Amplitud fotográfica según Gaposchkin (1970). Las amplitudes B y V dadas por Butler (1978) son mayores.
HV 5816. Caracterizada por Payne-Gaposchkin (1971) como una variable eclipsante con un período de  3.388762 días.
HV 5876. Caracterizada por Payne-Gaposchkin (1971) como una variable eclipsante con un período de 1.270806 días aunque incierto debido a la dispersión de los datos.
(1). Este objeto no aparece en las listas de Payne-Gaposchkin (1971) y Gaposchkin (1970), como tampoco en la base de datos de SIMBAD.

 (2). La periodicidad es clara pero no así el tipo de variable. Prodría tratarse de una RV Tauri.

Con este análisis desarrollado por el GEA se cierra un ciclo que se inició 112 años antes y en el que intervinieron primero los observadores de la estación de Arequipa y luego los del Boyden Observatory, en tanto que los datos fueron extraídos y estudiados por algunas de las personas que más contribuyeron al avance de la astronomía en la primera mitad del siglo XX. Quienes hacíamos este trabajo no podíamos ocultar la emoción sentida al pensar que estábamos procesando las mismas observaciones que pasaron por las manos de Pickering, Miss Leavitt, la Sra. Fleming, Annie Cannon, Shapley, Cecilia Payne y tanta y tanta gente famosa del Harvard College Observatory que revolucionaron la astronomía, y que hemos ido conociendo en esta historia de los grandes surveys. Lo que nosotros hicimos en pocos días utilizando los modernos ordenadores, a las mujeres del Harvard Observatory les hubiese ocupado incluso años, lo que puede dar idea del ingente trabajo que desarrollaron, donde además obtuvimos como pago unos resultados nuevos que en su día se les escaparon a ellos.  

 

Agradecimientos

En un trabajo a partir de datos históricos de una forma u otra también suele intervenir muchas más personas que las que hacen estrictamente el estudio. En este caso el GEA debe agradecer la iniciativa del Dr. Douglas Welch de la McMaster University y a la Dra. Martha Hazen del Harvard College Observatory por "rescatar" y hacer públicas los mediciones fotométricas originales de estos datos. También debemos agradecer los esfuerzos para pasar las mediciones fotográficas a formato electrónico a los miembros del Royal Astronomical Society of Canada, Hamilton Centre y al Hamilton Amateur Astronomers que queremos mencionar individualmente: 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, Dan Lawlor, Rob Roy, Tom Steckner, Phil Szuch y Ann Tekatch. También estamos en deuda con la Dra. Carme Gallart de la Yale University y con la señora Maria Genescà bibliotecaria del Observatori de l'Ebre por ayudarnos a conseguir las referencias bibliográficas del Havard College Observatory, así como con nuestro compañero Rafael Barberá por el programa AVE (Análisis de Variabilidad Estelar) utilizado para determinar los períodos y dibujar las curvas de luz. Este trabajo tampoco hubiera sido posible sin la base de datos de SIMBAD, administrado por el Centre de Données astronomiques de Strasbourg, CDS, Francia.

 

Referencias:

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_red.gif (1701 bytes) mapa_red.gif (1789 bytes) inicio_red.gif (1659 bytes)
trans.gif (43 bytes)

Grup d'Estudis Astronòmics      

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