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HD 218179 Nueva variable eclipsante de tipo EB de magnitud 7,4

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Nueva variable eclipsante de tipo EB de magnitud 7,4 descubierta por el GEA con un telescopio de 80 mm.

Introducción

Cuando fueron publicados los catalogos del HIPPARCOS y del TYCHO (1997) en el GEA se procedió inmediatamente a realizar un análisis selectivo por índices de color de centenares de estrellas que figuraban como sospechosas de variabilidad, que no habían podido ser resueltas por los analistas de aquellos datos. Entre ellas figuraba HD 218179, una estrella de magnitud 7,4 situada en la constelación de Cepheus, que tras el procesado de los datos apareció como una firme candidata a ser una binaria eclipsante de tipo EB con un período inusualmente largo, de 36 días.

 

El análisis de las observaciones del satélite

La serie de figuras muestra la secuencia del análisis real por parte del GEA de HD 218178, estrella observada por el satélite HIPPARCOS que mostraba claros indicios de ser variable.



Serie de datos original. Aunque se suele hablar de la gran precisión de la fotometría obtenida con el satélite HIPPARCOS, en realidad esto es sólo cierto cuando se considera la magnitud media de todos los datos, tras eliminar aquellos que por alguna causa u otra muestran mayor dispersión. De hecho, la precisión real es equivalente a la que puede obtenerse con una cámara CCD y un telescopio de 4 a 5 cm de abertura. La primera fase del análisis consistió en eliminar los datos que presumiblemente eran malos. El método consistió en calcular primero la magnitud media de todos los datos y luego eliminar los que se apartabann más de 3 desviaciones estándar de la media (puntos marcados aquí con aspas).

Curva de luz una vez eliminados los datos que mostraban mayor dispersión. Cada punto es el resultado de una medida individual del satélite. Acto seguido se procedió al análisis de las observaciones con el fin de hallar periodicidades utilizando programas informáticos especialmente concebidos para ello (en nuestro caso el AVE). El periodograma muestra en forma de picos los posibles períodos.

Con el fin de minimizar los errores fotométricos, se procedió acto seguido a obtener promedios en intervalos determinados de tiempo, en este caso al ser los presuntos períodos de varios días, a intervalos de 0.5 días. Una vez promediados los puntos, se representaron en fase para cada uno de los posibles períodos para ver si dibujaban someramente la forma de algún tipo de variable periódica conocida. En el caso de HD 218179 se insinuaba de forma aproximada la curva de luz de una EB con un período de 35,9 días.

 

Las observaciones

Una vez concluido el análisis, el siguiente paso fue proceder a la observación de la estrella. Como ésta es muy brillante y no posee estrellas de comparación de similar magnitud que pueda incluirse en el campo de la cámara CCD de un telescopio normal, se decidió observarla con un pequeño refractor de 8 cm de diámetro y 30 cm de distancia focal (en realidad un viejo objetivo de prismático aprovechado para tal fin) del Observatorio de Mollet.

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El rudimentario "telescopio" con el que se descubrió la brillante EB, un simple objetivo de prismático que se utilizaba como buscador. Observatorio de Mollet. El telescopio de 8 cm se halla emplazado en la pequeña terraza al lado de la cúpula.

Al ser el presunto período muy largo, no tenía sentido que la estrella fuera observada continuamente a lo largo de toda la noche, sino que fue incluida en otro programa que se estaba desarrollando de observación de estrellas rojas de largo período (semirregulares y mira), en el que bastaba tomar unos pocos puntos correlativos diarios (observar unos minutos por noche) y obtener el promedio de ellos. Concretamente HD 218179 fue observada en 100 noches entre el 9 de septiembre de 1997 y el 25 de febrero de 1999, el tiempo necesario para poder obtener una curva completa que proporcionara efemérides precisas. Poco después de finalizarse las observaciones y terminado su análisis, en la revista Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Chris Koen y Robert Schumann (1999) publicaron un análisis de los datos del catálogo TYCHO, similar al descrito más arriba, de 70 estrellas candidatas a variables, al mostrar aparentemente oscilaciones senoidales, entre las que aparecía HD 218179 con un período de 17,950 días, aproximadamente la mitad del real al tratarse de una variable a eclipses. Es decir, mientras se limitaban a confirmar nuestro análisis, el GEA ya habíamos terminado la primera curva de luz completa y caracterizado perfectamente la nueva variable.

 

Resultados

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Curva final de HD 218179 obtenida con el telescopio de 8 cm.

Tal como se suponía, HD 218179 un sistema binario lejano constituido por estrellas gigantes de tipo espectral F0, resultó ser una EB con un período de 35,928 días que varía 0,33 magnitudes en el eclipse principal (de la 7,41 a la 7,74 magnitud V) y 0,21 en el eclipse secundario, que además no aparece centrado en la fase 0,5, como le correspondería si las órbitas fueran perfectamente circulares, sino en la fase 0,486 ±0,006. Sin embargo, la variación real es mayor, pues HD 218179 es en realidad un sistema doble visual, MLR 7, con componentes de 8,1 y 8,9 magnitud separadas tan sólo 0"6, por lo que la fotometría fue conjunta y por consiguiente, la variación aparece amortiguada.

Finalmente, fueron determinadas las siguientes efemérides para el sistema:

HJD Min I = 2451018.846 + 35.928d x E
                             ±0.2d      ±0.004d

y para el eclipse secundario se determinó el siguiente origen:

HJD Min II = 2451036.319
                                    ±0.16d

Los resultados del estudio fueron publicados en Information Bulletin on Variable Stars.

 

Otra variable eclipsante descubierta en el campo de HD 218179

Pero aquí no termina la historia, sino que analizando todas las estrellas del campo de las imágenes CCD de las inmediaciones de HD 218179, también se descubrió que BD +62°2167, de magnitud 9, es una binaria eclipsante con un período de 1,3 días, lo que de nuevo pone de manifiesto la utilidad y posibilidades de los pequeños telescopios en la fotometría de estrellas variables.



BD +62°2167 es una variable inesperada de magnitud 9 que fue descubierta al revisar la fotometría de estrellas débiles de un campo de HD 21817. Telescopio de 8 cm. La figura muestra la misma variable eclipsante de la izquierda, tras ser observada con un telescopio de 41 cm.

 

Referencias:

puntet.gif (63 bytes)ESA, 1997, The Hipparcos and Tycho Catalogues, ESA SP-1200

puntet.gif (63 bytes)Gómez Forrellad, J.M., 2000, Information Bulletin on Variable Stars,  No. 4923

puntet.gif (63 bytes)Gómez-Forrellad, J.M., 2000, Information Bulletin on Variable Stars, No. 4931

puntet.gif (63 bytes)Koen, Ch., Schumann, R., 1999, MNRAS, 310, 618

 

 
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Grup d'Estudis Astronòmics      

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