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V714 Mon, una binaria eclipsante en la nebulosa Roseta (NGC 2244)

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La primera variable CCD que caracteriza el GEA cierra un ciclo observacional de casi 70 años


INTRODUCCIÓN

La historia de V714 Mon, se remonta a enero de 1930, fecha en la que se realizaron las primeras observaciones fotográficas desde el observatorio de Sonneberg en Alemania, aunque en realidad la variable no fue detectada como tal hasta 1949 por Hoffmeister, uno de los principales descubridores de estrellas variables de este siglo. En ese año, el observador alemán informó del descubrimiento de las variaciones luminosas de V714 Mon, indicando que se podía tratar de una variable rápida, tal vez una RR Lyr o una W UMa. Sin embargo no se publicaron más datos de este objeto, y la estrella pasó simplemente a engrosar el New Catalogue of Suspected Variable Stars con la denominación de NSV 02980.

2980camp.jpg (31529 bytes) V714 Monocerotis es una estrella de magnitud 12 que se halla situada en los confines de la Nebulosa Roseta (NGC 2244), tal como puede verse en esta bonita fotografía obtenida por David Giménez (Corbera de Llobregat).

En 1995, 46 años después de las observaciones de Hoffmeister, la estrella volvió a ser observada por Joan Guarro desde su Observatorio de Piera, utilizando una tecnología completamente diferente a la de Hoffmeister, al emplear una cámara CCD adaptada a su telescopio de 40 cm, dentro del recién estrenado programa de nuevas variables del GEA. A sus observaciones se sumaron las de otros dos telescopios, uno situado en el Observatorio de Mollet, y otro en el Observatorio de Monegrillo, todos ellos empleaban filtros V. Las observaciones se iniciaron el 4 de febrero de 1995, y finalizaron el 12 de abril del mismo año. 

Imágenes de NSV 02980 tomadas durante las primeras observaciones de la nueva variable por Joan Guarro. A la izquierda la estrella se encuentra cercana al mínimo de luz, mientras que a la derecha su brillo está en el máximo.


Los datos indicaron claramente que esta estrella se trataba de una binaria eclipsante del tipo W UMa, y los resultados se publicaron en un trabajo firmado por Joan Guarro y colaboradores en 1995. En el artículo se afirmaba que la variable tenía un período de 0.41630 días, pero debido a la forma en que se observó inicialmente esta estrella, resultó que en realidad se trataba de un alias del período verdadero.

Poco después de la publicación de estos resultados, se retomó el estudio de la estrella, esta vez en colaboración Wolfgang Moschner y Wilhelm Kleikamp, observadores alemanes que suministraron nuevas observaciones, y sobre todo tiempos de mínimos obtenidos en un trabajo muy exhaustivo, en el que  se examinaron placas fotográficas tomadas desde el Observatorio de Sonneberg desde 1930, en el que aparecía la estrella. Por otro lado Antonio Garrigós, obtuvo una curva de luz de alta calidad en B y V con su telescopio de 50 cm situado en l'Ametlla del Vallès.  Todas estas nuevas observaciones se recopilaron entre el 29 de diciembre de 1995, y el 17 de enero de 1997. La curva de luz en ambos colores también se estandarizó con el telescopio de 60 cm del Observatorio Esteve Duran, utilizando un fotómetro OPTEC SSP-5A.


RESULTADOS DE LAS OBSERVACIONES

Todos estos nuevos datos, permitieron determinar definitivamente que el período real de NSV 02980 es en realidad de 0.34451 días, pudiendo así confeccionar las siguientes efemérides que predicen los tiempos del mínimo principal de la variable:

Min. I = DJH 2450081.3665(+/-0.0001) + 0.34451(+/-0.00003)xE

Se obtuvieron dos resultados importantes, por una parte dos curva de luz de alta precisión en B y V, donde las observaciones en B muestran claramente que ambos eclipses no son iguales. La curva (B-V) puso también de manifiesto la existencia de un punto caliente en la curva de luz, fuera de los mínimo en aproximadamente la fase 0.1: ¿Tal vez una zona de impacto sobre una de las estrellas donde se precipita material de la compañera?. La Tabla 1 da un resumen de los resultados obtenidos y la siguiente figura muestra las curvas de luz. 

Tabla 1

  Magnitud máxima Amplitud del mínimo I Amplitud del mínimo II
B

12.42 +/- 0.05

0.59 +/- 0.04

0.50 +/-0.03

V

11.83 +/- 0.03

0.54 +/- 0.03

0.47 +/- 0.04

Los valores representados son magnitudes

 

Para V714 Mon se obtuvo un índice (B-V) medio de +0.59 magnitudes, lo que situaría al sistema cercano al tipo espectral G0, suponiendo que se tratasen de estrellas de la secuencia principal. De todas formas, este tipo debe ser revisado concienzudamente mediante espectroscopía, ya que la localización de V714 Mon, en plena Vía Láctea y muy cerca de la nebulosa de la Rosetta, lugar donde existe un fuerte enrojecimiento debido a la materia interestelar.

Por otro lado se pudo estudiar el comportamiento del período de V714 Mon, tras analizar tiempos de mínimos obtenidos a partir del análisis de placas fotográficas, en un intervalo que abarca desde el 5 de enero de 1930 hasta el 17 de enero de 1991. Se detectaron 26 mínimos tras examinar un total de 350 placas.

Los resultados finales indican que el período de V714 Mon ha permanecido prácticamente constante desde 1953 hasta ahora. El archivo fotográfico se interrumpe en 1939, coincidiendo con el comienzo de la Segunda Guerra Mundial, y no se reanuda hasta 1953. La falta de datos entre 1939 y 1953 no permiten establecer si el período fue distinto antes de 1953. La siguiente figura muestra la gráfica de residuos (O-C) calculados según las efemérides derivadas a partir de nuestras observaciones. Como no es posible asignar sin ambigüedad una época antes de 1953, la figura muestra los valores (O-C) para las dos épocas más cercanas a los mínimos fotográficos observados antes de 1953, representados por cruces y círculos. A la gráfica de los residuos se añade otra paralela con una cronología para situar las observaciones. 


Los resultados de este trabajo fueron publicados por Moschner y colaboradores (1997). Gracias a este trabajo, NSV 02980 fue finalmente catalogada como V714 Mon en la siguiente Name-List.


¿QUE PUEDEN HACER LOS OBSERVADORES AFICIONADOS?

V714 Mon se encuentra en la parte más externa de la nebulosa de la Rosetta en una zona muy rica de la Vía Láctea. Nuevas observaciones permitirán ajustar aún con mucha mayor precisión el período de esta estrella, y más curvas de luz en al menos en B y V, si las anomalías de la curva (B-V) debida a posibles puntos calientes son duraderas. A continuación se suministra una carta del campo de V714 Mon: 


Petición de observaciones originales

Las observaciones fotométricas originales en B y V pueden pedirse a gea@astrogea.org. Si estos datos han de formar parte de un estudio sobre la estrella, por favor, ponerse en contacto con la dirección anterior para acordar la autoría del estudio.

Las referencias

puntet.gif (63 bytes)Guarro-FloJ., Gómez-Forrellad, J., M., García-Melendo, E., Vidal-Sainz, J., 1995, IBVS No. 4246
puntet.gif (63 bytes)Moschner, W., Garrigós-Sánchez, A., García-Melendo, E., Gómez-Forrellad, J., M., Kleikamp, W, 1997, IBVS No. 4468
puntet.gif (63 bytes)Hoffmeister, C., 1949, Astronomische Abhandlungen, Erganzungshefte zu den Astronomischen Narichten, 12, No. 1

Referencias de nuestro trabajo sobre esta estrella pueden encontrarse en el servicio ADS de la NASA así como en el Konkoly Observatory.

 

 
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Grup d'Estudis Astronòmics      

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