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V2493 Oph la primera RR Lyr de doble modo descubierta en España

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V2493 Oph es la primera RR Lyr de doble modo galáctica descubierta en España y la cuarta conocida en la Vía Láctea

 

INTRODUCCIÓN

La variabilidad de V2493 Oph fue descubierta por primera vez por Hughes-Boyce y Huruhata en 1942, en un programa de identificación de nuevas variables de Harvard. Los observadores informaron de que la estrella sufría variaciones de la magnitud fotográfica 13.3 a la 14.0. En aquel momento se clasificó como HV 10994 y se le dio la denominación de "variable de cúmulo", que es como se conocían a las RR Lyrae en aquella época. Aparte de dicha información, no se suministró ninguna indicación sobre su período. Finalmente la estrella recibió la denominación de NSV 09295 en el New Catalogue of Suspected Variable Stars.

NSV 09295 fue incluida dentro del programa de búsqueda de nuevas variables entre objetos NSV por parte del telescopio Cassegrain de 60 cm del Observatorio Esteve Duran. Las observaciones se iniciaron en marzo de 1996 y concluyeron en el mes de julio del mismo año, obteniendose más de 2.000 imágenes CCD, todas ellas con el filtro V. Como estrella de comparación se utilizó GSC 1001.0757, una estrella que según el Guide Star Catalogue posee una magnitud fotovisual (PLA-V1) de 13.43+/-0.36.

 

ANÁLISIS DE LAS OBSERVACIONES Y RESULTADOS

Aunque durante las primeras observaciones parecía que NSV 09295 era efectivamente una RR Lyrae convencional, pronto se hizo patente que no era así, ya que la amplitud de su curva de luz sufría fluctuaciones rápidas de un período a otro. De hecho, se comprobó que la amplitud oscilaba entre 0.34 y 0.80 mag. 

 

Durante la obtención de los primeros datos de V2493 Oph, la curva de luz sugería un período de 0.34423 días, sin embargo si colocamos en fase todos los puntos con este período se observa que la amplitud de la variable es fluctuante y que no es posible representar correctamente las variaciones de luz.

La curva de fase de la figura anterior sugiere que la variable no posee un periodo único sino más bien varios superpuestos. Para extraer los posibles períodos se realizó una análisis de Fourier (Deeming 1975) con el que poder representar los datos observados y predecir el comportamiento futuro de NSV 09295. En dicho análisis se siguió un procedimiento similar al descrito por Jian-ning y Shi-yang (1995), en el que inicialmente se calcula el espectro de potencia de los datos fotométricos originales y se identifica la frecuencia más probable. Posteriormente, se hace la hipótesis de  que las componentes frecuenciales que contribuyen a dibujar la curva de luz son una suma de funciones cosenoidales. Bajo esta suposición, se realiza un ajuste por mínimos cuadrados de una cosenoide con el período (o frecuencia) identificado para estimar la mejor amplitud y fase. Para obtener la siguiente frecuencia, los datos son "blanqueados" simplemente restando la función cosenoidal hallada, y del resultado vuelve a calcularse su espectro de potencia. Este procedimiento se aplica repetitivamente a los datos hasta que los picos que aparecen en el espectro de potencia no representen de manera fiable una componente frecuencial real. Para ello se toma como criterio que si las amplitudes de las funciones cosenoidales tienen valores semejante a la dispersión de los datos, entonces la frecuencia representada ya no es real sino consecuencia del ruido.

La finalidad de todo este procedimiento es utilizar la siguiente ecuación para representar la curva de luz:  

 

Los resultados finales son los que se presentan en la tabla siguiente, que muestra las frecuencias  fi (y por tanto los períodos), las amplitudes Ai y las fases halladas. Todas las frecuencias desde la f2 a la f6 son combinaciones de la f0 y f1, y la forma en que se combinan se da en la última columna de la tabla bajo la entrada "batido". Los períodos hallados para f0 y f1 son 0,34423 y 0,46334 días respectivamente, es decir, los típicos para una RR Lyrae de doble modo, a menudo abreviadas como RRd. Por tanto f0 es el primer sobretono (armónico) y f1 la frecuencia fundamental de la variable.  

Análisis frecuencial de V2493 Oph 

i

fi (ciclos por día) 

Ai (amplitud V) 

Fase (radianes) 

Batido
0

2.90500 

0.218 

3.50617 

1

2.15823 

0.138 

3.76153 

2

5.06335 

0.061 

4.98047 

f0 + f1 

3

0.74638 

0.034 

4.09245 

f0 - f1 

4

4.31615 

0.032 

5.06425 

2f1 

5

5.80973 

0.028 

5.80148 

2f0 

6

7.96800 

0.027 

0.47333 

2f0 + f1 

La curva de luz sintética según el análisis anterior superpuesta a las observaciones se muestra a continuación. 

  Curva de luz sintética y observada de V2493 Oph

Tanto el período fundamental como el sobretono se superponen para crear un batido de la curva de luz. Sin embargo, puesto que ambos períodos no son conmensurables, que se sepa, la curva de luz jamás se repite exactamente. El batido de ambos períodos es de 1,34 días aproximadamente. Este efecto se manifiesta de forma dramática poniendo en fase las observaciones según el período de batido como se muestra a continuación.

Los resultados fueron publicados por Garcia-Melendo, E., y Clement, C., M., (1997), en un trabajo de colaboración entre el Observatorio Esteve Duran y la Universidad de Toronto,y siendo citado en el PASP 110, 1998, en el artículo titulado Astrophysics in 1997  por  Virginia  Trimble y Lucy-Ann  McFadden como uno de los principales logros en Astrofísica de aquel año. Finalmente, en la 75th Name-List of Variable Stars (2000) fue catalogada con la denominación de V2493 Oph.  

Esta figura muestra el batido de ambas frecuencias al poner en fase las observaciones originales de NSV 09295 según un período de 1.34 días. Como los dos períodos no son conmensurables, la curva de luz no se repite nunca, pero su amplitud aumenta y disminuye según un ritmo igual al período de batido. Cada color codifica un día distinto de observación.

Las RRd como bancos de prueba de la astrofísica estelar

Aunque no existen datos espectroscópicos de todas las RRd descubiertas hasta ahora (4 en la Vía Láctea y el resto en cúmulos globulares, la Gran Nube de Magallanes, y en dos galaxias enanas del Grupo Local, una en Draco y la otra en Sculptor), es claro que se tratan de estrellas pobres en elementos más pesados que el helio, y hay indicios que sugieren que la proporción exacta de elementos más pesados que el hidrógeno y el helio es crítica a la hora de determinar si una estrella pulsará como una RR Lyrae de doble modo.  

El diagrama que se muestra sobre estas líneas, es el denominado diagrama de Petersen (Petersen 1973). En el eje de ordenadas se representa la relación entre el primer sobretono y el período fundamental (P1/P0), y en el eje de abscisas el período fundamental P0. Cada RRd descubierta se puede representar en el diagrama de Petersen como un punto, por ejemplo, NSV 09295 posee un período fundamental de 0.46334 días y una relación P1/P0 de 0.7429.  En el diagrama de Petersen que se muestra, están representadas todas las RRd descubiertas hasta la fecha de la publicación del trabajo sobre NSV 09295. El diagrama de la parte superior representa todas las RRd de la Vía Láctea: los puntos negros son las RRd individuales AQ Leo, RR VIII-10, RR VIII-58 y NSV 09295, el resto, asteriscos y círculos, son las RRd descubiertas en cúmulos globulares. El diagrama de la parte inferior muestra otra vez las cuatro RRd galácticas como puntos negros, y el resto, cruces, círculos y un triángulo, son las encontradas en la Gran Nube de Magallanes, y en las galaxias enanas de Draco y Sculptor respectivamente. Una propiedad fundamental que se desprende de estas gráficas, es que las estrellas RRd poseen una relación entre el primer sobretono y el período fundamental muy cercano a 3/4, y más concretamente entre 0.748 y 0.742.

En ambos gráficos es posible ver que las RRd observadas hasta ahora parecen distribuirse en poblaciones diferenciadas dependiendo del tipo de objeto donde residen. Por ejemplo, en la gráfica superior, los asteriscos son las RRd encontradas en los cúmulos globulares M3 e IC 4499, mientras que los círculos son las RRd observadas en M15, M68, NGC 2419 y NGC 6426 (ver Clement y colaboradores 1993, Walker 1994 y Walker y Nemec 1996). La diferencia entre ambos conjuntos de cúmulos reside en que el segundo grupo de cúmulos es más pobre en metales que el primero. Por otro lado, como ya se ha comentado anteriormente, no se dispone de información espectroscópica de las RRd extragalácticas, pero diversas consideraciones parecen apuntar a que las RRd encontradas en la Gran Nube de Magallanes podrían ser nuevamente más ricas en metales que las encontradas en las galaxias enanas de Draco y Sculptor. Es más AQ Leo y RR VIII-10 son las que quedan representadas como puntos sueltos más hacia la derecha en los diagramas de Petersen, y ambas son más pobres en metales que RR VIII-58, representada junto a NSV 09295.

Resumiendo, parece ser que la abundancia química de elementos pesados es fundamental y determina el período de pulsación de las RRd. Esta posibilidad deberá confirmarse o desmentirse a medida que se encuentren más RRd en la Vía Láctea que puedan ser bien estudiadas. La abundancia de tales elementos es además crítica: las RRd descubiertas se sitúan en cúmulos globulares que poseen una abundancia de metales por debajo de un cierto valor máximo.

 

¿QUE PUEDEN HACER LOS OBSERVADORES AFICIONADOS?

El aficionado puede realizar trabajos sobre las RRd en dos frentes, por un lado observando las ya existentes y por otro buscando nuevos ejemplares.

V2493 Oph nunca repite su curva de luz, pero posee la fascinante propiedad de que ésta puede ser analíticamente representada, y de que los valores futuros de brillo que tomará la estrella pueden ser predichos con bastante exactitud. Los parámetros encontrados para V2493 Oph representan correctamente la porción de curva de luz observada como puede verse en las figuras, pero dado que sólo se observó durante cinco meses, es poco probable que puedan predecir adecuadamente el comportamiento de la estrella a varios años vista. Nunca se ha seguido sistemáticamente una RRd durante un largo período de tiempo, y no se sabe si los distintos períodos observados pueden sufrir cambios a largo plazo. El aficionado puede obtener largas series de observaciones de esta estrella para seguir su comportamiento a lo largo de los años, y encontrar fórmulas predictoras más exactas.

En cuanto al segundo frente, la búsqueda de nuevas RRd, todavía hay miles de objetos débiles con magnitudes superiores a la 13 en el NSV que requieren un escrutinio más detallado. Es muy posible que cierto número de RRd se encuentren entre estas listas de objetos esperando a ser descubiertas. Incluso es posible que su número sea superior al esperado, pues de las 5 RRd conocidas en el plano de nuestra galaxia dos de ellas han sido descubiertas por el GEA desde 1996. Todavía hay por delante la tarea de cubrir todo el diagrama de Petersen, al menos entre los extremos conocidos en la Vía Láctea, que son AQ Leo y V2493 Oph.

 

Petición de observaciones originales

Las observaciones fotométricas originales completas realizadas desde el Observatorio Esteve Duran, pueden pedirse a gea@astrogea.org.

 

Las referencias

puntet.gif (63 bytes)Nuestra referencia: GARCIA-MELENDO, E., CLEMENT, C., M., 1997, AJ, 114, 1190 

puntet.gif (63 bytes)Clement, C., M., Ferance, S., Simon, N., R., 1993, ApJ, 412, 183

puntet.gif (63 bytes)Deeming, T., K., 1975, Ap&SS, 36, 137

puntet.gif (63 bytes)Hughes-Boyce, E., Huruhata, M.m 1942, Harvard Ann., 109, No. 4

puntet.gif (63 bytes)Jian-ning, F., Shi-yang, J., 1995, A&AS, 110, 303

puntet.gif (63 bytes)Petersen, J., O., 1973, A&A, 27, 89

puntet.gif (63 bytes)Walker, A., R., 1994, AJ, 108, 555

puntet.gif (63 bytes)Walker, A., R., Nemec, J., M., 1996, AJ, 112, 2026

Referencias de nuestro trabajo sobre esta estrella pueden encontrarse en el Astronomical Journal.

 

 
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Grup d'Estudis Astronòmics      

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