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Variables no resueltas del HIPPARCOS

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Entre las variables detectadas por el satélite HIPPARCOS, 7.784 fueron clasificadas como no resueltas ya que no fue posible asignarles un tipo de variabilidad o una causa para los cambios de luz detectados, reales o no (por ejemplo, duplicidad). En esta categoría fueron incluidas muchas semirregulares y estrellas con variaciones de luz iguales o inferiores a 0,03 magnitudes. A las que ofrecían menores dudas se les asignó denominación definitiva en el G.C.V.S.

La observación de estas estrellas es un interesante campo de investigación con el fin de determinar su naturaleza. La mayoría de estas nuevas variables, con espectros comprendidos entre el A0 y el G5, han sido analizadas de nuevo por el GEA, confirmando y determinando periodicidad y tipo de variación en varias decenas de casos, que progresivamente se van incluyendo en el programa de observación para obtener curvas de luz detalladas. Sin embargo, otras muchas, una vez observadas, se han mostrado totalmente constantes o en todo caso, si varían, lo hacen en menos de 0,01 mag o incluso 0,003 mag. Esto indica, probablemente, que la variabilidad fue sobreestimada y se debe a errores de observación, siendo en realidad estrellas constantes.


Ejemplo de análisis de variabilidad de las estrellas del HIPPARCOS

La serie de figuras muestra un análisis real por parte del GEA de una variable "no resuelta" del HIPPARCOS.



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 consiste en eliminar los datos que presumiblemente son malos. El método suele consistir en calcular primero la magnitud media de todos los datos y luego proceder a eliminar los que se apartan 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 procede 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 procede a continuación 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 representa en fase para cada uno de los posibles períodos para ver si dibujan someramente la forma de algún tipo de variable periódica conocida. En este ejemplo se insinua de forma aproximada la curva de luz de una EB.


Ya sólo resta comprobar en la práctica si el análisis ha sido correcto, mediante la observación directa con un telescopio de 8 cm (en realidad la CCD detrás de un viejo objetivo de prismáticos adquirido de ocasión). En efecto, los nuevos datos muestran que nos hallamos ante una nueva e interesante binaria eclipsante del tipo EB.
 
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Grup d'Estudis Astronòmics      

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