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V857 Her Una W UMa con una de las menores relaciones de masa conocida

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Sistema binario eclipsante descubierto por el GEA con una de las menores relaciones de masa conocida

INTRODUCCIÓN

Hace más de 40 años, en 1955, Geyer y colaboradores publicaron que realizando observaciones fotográficas, GSC 3070.0345 mostraba variaciones de luz, y que sus datos fotométricos sugirieron clasificar a esta sospechosa de variabilidad como una cefeida, con una amplitud de variación que la llevaba de la magnitud fotográfica 10.9 a la 11.5. A pesar del anuncio, GSC 3070.0345 quedó enterrada entre otras miles de estrellas sospechosas de variabilidad en el catálogo NSV editado en 1982, con la denominación de NSV 07968. La única información adicional que da el catálogo es su tipo espectral: A6.

Esta estrella decidió incluirse en el programa de prospección de nuevas variables del GEA, y las observaciones fueron emprendidas por Josep M. Gómez desde su observatorio de Mollet del Vallès. Durante 10 noches, comenzando por la del 6 de mayo de 1996 y concluyendo el 21 de mayo del mismo año, se tomaron unas 270 mediciones de brillo en V utilizando un telescopio de 41 cm de abertura y una cámara CCD. Como estrella de comparación se tomó GSC 3070.0265.

 

RESULTADOS DE LAS OBSERVACIONES

Los datos fotométricos pusieron de manifiesto que esta estrella no era una cefeida, sino una binaria eclipsante del tipo W UMa, con un período ligeramente superior a 8 horas, y una amplitud de 0.28 magnitudes para el mínimo primario, y de 0.25 mag para el secundario. La curva de luz no solamente pone de manifiesto que se trata de una EW de muy baja amplitud, sino que la geometría de los eclipses sugiere que el sistema binario lo componen dos cuerpos de tamaños muy distintos. Así el mínimo primario es un tránsito de la estrella más pequeña sobre la más grande, mientras que el secundario es una ocultación. Además existen indicios de algún tipo de actividad estelar, ya que la forma de la curva de luz en algunas de sus fases variaba de ciclo a ciclo.

Los resultados fueron publicados por J. M. Gomez y E. Garcia (1996), a raíz de los cuales la estrella fue definitivamente catalogada como la variable V857 Her.
 

Curva de luz de V857 Her, donde pueden apreciarse los anchos eclipses, debidos a la disparidad de tamaños de ambas estrellas. La línea continua superpuesta a las observaciones es la curva sintética obtenida tras calcular los parámetros del sistema.

Ante el aspecto tan particular que muestra la curva de luz, se procedió a determinar los parámetros del sistema. Para ello se partió de la única información disponible que es el tipo espectral A6, y se supuso que la estrella principal posee una temperatura superficial media de 8300K. Ello sirvió también para fijar otros parámetros como son los coeficientes de "limb darkening" y "gravity darkening" y los albedos bolométricos.

Sin embargo se carecía de información espectroscópica de esta estrella, por lo que no se tenía la relación de masa entre ambas componentes (caso de que ambos espectros fuesen visibles), por lo que hubo que proceder a una búsqueda dentro del espacio de las soluciones, donde se probaron diferentes valores del valor de la relación de masa q. Como criterio para calibrar la bondad de los parámetros encontrados se adoptó el de mínima dispersión de la curva residual obtenida tras restar la curva de luz sintética de las observaciones fotométricas.

Las consecuencias finales del análisis pueden resumirse en la figura siguiente. 

  

En la parte inferior izquierda se muestra una gráfica donde se representa la dispersión media de las curvas residuales para las mejores soluciones de toda una serie de relaciones de masa comprendidas entre q=0.065 y q=0.13. No olvidemos que la relación de masa q es el valor de la masa de la estrella secundaria dividida por la masa de la estrella primaria. La mejor de las soluciones se obtuvo para q=0.0725+/-0.050. ¡Es decir, que la estrella primaria es aproximadamente unas 13.8 veces más masiva que la secundaria!.  

La parte superior izquierda muestra el sistema a escala donde se muestra el aspecto que tienen las estrellas y la gran diferencia de tamaños. Otro de los resultados obtenidos fue que el plano orbital del sistema binario prácticamente coincide con la visual, o en otras palabras, que la inclinación i es de prácticamente 90 grados.  

En la parte inferior derecha se vuelve a mostrar la curva de luz observada (puntos negros), superpuesta sobre la curva de luz sintética calculada a partir de los parámetros calculados (línea roja). Y la gráfica superior derecha representa los residuos obtenidos justamente al restar a las observaciones la curva sintética.  

V857 Her pone de manifiesto uno de los problemas todavía pendientes de solución, a saber: cómo es posible que estrellas con diferencias de masa tan grandes posean temperaturas fotosféricas tan semejantes. Se invocan mecanismos de conducción de calor desde la atmósfera de la estrella más caliente a la más fría ya que ambas se encuentran en contacto, pero la cuestión sigue abierta.  

Si pudiésemos acercarnos a V857 Her lo suficiente como para poder ver de cerca el sistema, posiblemente tendríamos la visión que se recrea en esta figura:  
 

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ALGUNOS TRABAJOS PENDIENTES QUE PUEDE REALIZAR EL AFICIONADO

Durante el intervalo de 15 días con el que fue observada V857 Her, se determinaron las siguientes efemérides:

      Min. I = DJH 2450219.5238 + 0.3825xE (período en días)

Evidentemente, el intervalo de observación fue corto para determinar el período con mayor precisión, sin embargo, dado el corto período de la variable, observaciones realizadas con unos pocos años de diferencia y utilizando nuestras observaciones fotométricas, permitirían ajustar el período de este sistema binario al menos hasta unos 6 decimales. Así que nuevos datos fotométricos son necesarios.

Por otro lado, la estrella sólo ha sido observada en V. Observaciones realizadas en B serían de gran valor para poder obtener más información. La solución obtenida predice que la estrella secundaria es unos 400K más fría que la primaria. Tal discrepancia debería ser detectada como una variación del índice de color (B-V) si se obtuviese una curva en B. Por supuesto, observaciones espectroscópicas podrían ser determinantes a la hora de calcular los parámetros del sistema.

La carta que viene a continuación puede ayudar a localizar V857 Her. V es la variable y C la estrella que puede usarse de comparación.
 

 


Petición de observaciones originales

Las observaciones fotométricas originales 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)Gómez-Forrellad, J., M., García-Melendo, E., 1996, IBVS No. 4364 

puntet.gif (63 bytes)Geyer, E., Kippenhahn, R., Strohmeier, W., 1955, KVB, No. 11

 

 

 
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Grup d'Estudis Astronòmics      

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