Observando Beta Lyrae Evolve
Dan Bruton
Robb Linenschmidt
Richard W. Schmude, Jr.
Departamento de Física
Texas A & M University
College Station, TX 77843-4242
Internet: astro@tamu.edu
WWW: http://www.isc.tamu.edu/ ~ astro / binstar.html
Presentado a IAPPP Comunicaciones
Actualizado el 23 de enero 1996
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Internet Science Journal
RESUMEN
Entre octubre de 1992 octubre de 1995, 480 medidas de brillo fotométrico de la conocida
eclipsando Beta Lyrae binario se hicieron usando un fotómetro de estado sólido junto con U, B,
V, R, I y filtros. Cinco épocas de mínima se determinaron gráficamente a partir de los datos
fotométricos. Análisis de las curvas de luz demostró que Beta Lyrae fue significativamente más
roja durante los eclipses primarios. La tasa calculada de transferencia de masa entre las estrellas
fue de 2,7 x 10 25 kg / año.
I. INTRODUCCIÓN
Beta Lyrae es una estrella binaria eclipsante que aparentemente está evolucionando. Las nuevas
observaciones son siempre necesarios para ayudarnos a entender mejor este sistema
dinámico. Brillo Beta Lyrae y del período de tiempo relativamente corto que sea un buen
destino para los observadores de los estudiantes y que comienzan photometrists. En este artículo
vamos a mostrar los resultados de tres años de observaciones por los estudiantes en el
Observatorio de Texas A & M.
Beta Lyrae es una de las estrellas más conocidas, sin embargo, más extrañas variables en el
cielo. La estrella principal de este sistema binario se clasifican a partir de su espectro como un
gigante de tipo B7 y probablemente tiene aproximadamente el doble de la masa del sol. La
estrella secundaria parece ser en gran medida invisibles a pesar de que parece ser mucho más
masiva con cerca de 12 veces la masa del sol. La secundaria es probablemente oculta, al menos
parcialmente por una gruesa toro, opaco de la materia que orbita en espiral en él. La figura 1
muestra un modelo de la Beta Lyrae más o menos basada en el modelado por Wilson (1973,
1981).
Figura 1: Modelo de Beta Lyrae hace usando Mathematica.
Incluso la nave espacial Voyager y los telescopios a bordo del transbordador espacial han
observado esta estrella binaria eclipsante (Kondo 1994; Nordsieck 1995). Observaciones desde
basada transbordador espacial La misión de la primavera pasada Astro-2 han revelado algunos
datos interesantes sobre el material alrededor de la estrella secundaria. Los datos del polarímetro
bordo Astro-2 mostraron un cambio abrupto en el ángulo de polarización entre el ultravioleta de
Beta Lyrae y las emisiones de luz visible que parece dar a entender que hay materia periférica en
ángulo recto en el disco de acreción del sistema. Estas observaciones no sólo proporcionan
información sobre la estructura del material alrededor de la secundaria, pero también le dan la
orientación del eje de rotación del disco de acreción con respecto al norte celeste (unos 15
grados medidos desde el norte celeste, hacia la derecha mirando desde la Tierra). La medición
de este parámetro orbital es extraordinario ya que este parámetro no se puede determinar
mediante el modelado eclipsando curvas de luz de estrellas binarias.
El periodo orbital de Beta Lyrae ha aumentado de 12,89 días cuando fue observado por primera
vez por John Goodricke en 1784 a un ciclo actual de 12,94 días (Gilman 1978). La
desaceleración orbital debe ser causado por el gas más ligero perdedora primaria a la secundaria
- creando así el toro de acreción. Los cambios en el toro y las masas de las estrellas afectan las
curvas de luz notablemente con el tiempo. El seguimiento de los cambios sutiles en la curva de
luz nos permitirá comprender la evolución de ésta y otras estrellas binarias eclipsantes.
II. FOTOMETRÍA
A Schmidt-Cassegrain (f/11) telescopio de 14 pulgadas fue utilizado junto con dos SSP-3 Optec
fotómetros de estado sólido y los filtros que coinciden estrechamente con el Johnson U, B, VR y
puedo filtrar sistema para medir el brillo de Beta Lyrae. Todas las medidas fueron hechas en el
Observatorio de Texas A & M University ubicada al oeste de College Station, Texas
(30.6deg.N, 96.3deg.W). La estrella de comparación utilizada para todas las mediciones fue
Gamma Lyrae. La apertura del fotómetro era lo suficientemente pequeño como para excluir la
luz de la compañera visual Beta Lyrae 2 que está a sólo 46 segundos de arco de distancia. De
1992 a 1995, se realizaron 480 mediciones de brillo fotométrico. Un Optec SSPCARD (tarjeta
de interfaz de PC de IBM) esta en el observatorio de la enseñanza en 1995 y han hecho el
proceso de recolección de datos mucho más eficiente.
III. RESULTADOS
Figuras 2 a 6 muestran la U, B, V, R e I se iluminan las curvas (magnitud diferencial frente fase
orbital). Los datos se corrigieron para la extinción atmosférica y se calculó el error de cada
medición utilizando el método descrito por Iacovone (1995) con el promedio de estos valores de
error es + / - 0,016 magnitudes. Durante el mínimo primaria (fase = 0.0) Beta Lyrae se convirtió
en promedio 1,2 magnitudes dimmer en el filtro U, 1,1 magnitudes dimmer en el filtro B, 1,0
magnitudes dimmer en el V y filtros R y 0,8 magnitudes dimmer en el filtro I. Estos resultados
muestran que el sistema de Beta Lyrae se vuelve más roja durante mínimo primaria. No existe el
cambio de color, sin embargo, no se observó para el mínimo secundario. También basado en las
figuras 2 a 6, parece que hay algunas variaciones-órbita y la órbita terrestre en el brillo de Beta
Lyrae. Este tipo de variación parece haber sido visto por los demás, así (Aslan, 1987; Landis
1973).
Figura 2: Filtro ultravioleta Luz de curva.
Figura 3: Azul Filtro Light Curve.
Figura 4: Visual Filtro Light Curve.
Figura 5: Filtro de Red Light Curve.
Figura 6: Curva de luz de infrarrojos filtro.
Figura 7: Mínimo de primaria el 15 de junio de 1995 en un ajuste parabólico.
Se calculó la fase de la órbita usando (1993) efemérides de Harmanec
T = 2408247.966 + 12.913780 E + 0,00000387196 E 2
(1)
que se basa en 100 años de observaciones. Esta ecuación da la fecha juliana heliocéntrica, T, de
las mínimas de primaria en la época E. fotometría de Wilson (1974) y Landis (1973) parece
demostrar que al menos algunas veces el mínimo primaria ocurre a la derecha de la fase cero. El
16 de julio 1995 hemos tenido la oportunidad de observar Beta Lyrae, cerca de la fase cero,
como se muestra en la Figura 7. Tenga en cuenta que en rigor el mínimo primario ocurrió
alrededor de 0,025 fase en este día. En otras palabras, la curva de luz no parece ser simétrica
respecto de fase cero. Creemos que las características como esta y de las variaciones de la órbita
y la órbita terrestre se deben a irregularidades en el toro de acreción, pero la prueba se requieren
más estudio y observaciones.
Sobre la base de las otras observaciones fotométricas también hemos sido capaces de determinar
gráficamente cinco heliocéntrica fecha juliana (HJD) veces del mínimo primaria y secundaria:
2.448.919,65, 2.449.184,75, 2.449.197,75, 2.449.883,50, 2.449.889,75. La figura 8 muestra la
(OC) diagrama observado menos calculado para estos tiempos de mínimos junto con las
observaciones de la Asociación Británica de Astronomía (Isles, 1994). Los valores de OC se
calcularon a partir de los viejos 1993 efemérides publicadas por el Observatorio de Cracovia,
Polonia:
T = 2.448.990,54 12,93784 + E
(2)
También observamos Beta Lyrae a simple vista y con el ojo a través de los prismáticos que
utilizan Gamma Lyrae y Zeta Lyrae como estrellas de comparación. La Figura 9 muestra 159
estimaciones de magnitud visuales con la fase calculado de nuevo usando la Ecuación 1. Los
datos visuales muestran que el mínimo primaria es de aproximadamente 0,8 magnitudes
profunda que es similar a lo que los datos fotométricos muestran en el filtro V. Estas
observaciones oculares eran parte de una campaña organizada por las islas (1993; 1994).
Figura 8: desviaciones CO para primaria ( ) Y secundaria ( ) Mínimos. Los símbolos son
sólidos a partir de valores en el texto, los símbolos abiertos son de observadores BAA y la curva
es de la Ecuación 1.
Figura 9: Eye estimaciones de magnitud Humanos en 1993 y 1995.
IV. TRANSFERENCIA DE MASA
La tasa de transferencia de masa desde la primaria a la secundaria se puede aproximar utilizando
el período orbital incremento dado en la ecuación 1 y algo de física elemental. El momento
angular del sistema respecto a su centro de masa es
(3)
donde I es el momento de inercia y es la velocidad angular alrededor del centro de
masa. Durante un período, , semimayor longitud del eje, una y masas m 1 y m 2,
(4)
para una órbita circular. El uso de la tercera ley de Kepler
(5)
y Ecuaciones 3 y 4 obtenemos
(6)
donde G es la constante gravitacional universal. Para el caso de la conservación del momento
angular (dl / dt = 0) y la conservación de la masa (dm1/dt = -dm2/dt), la derivada de la ecuación
6 da
(7)
De la ecuación 1, se observa que para el Beta Lyrae los actuales valores instantáneos para el
período y su derivada son = dT / dE ~ 12,94 días y d / Dt ~ 2.2 x 10 -4 días / año = 19
segundos / año. Si usamos los valores aceptados por las masas de cada estrella (m 1 = 2 M Sol y
m 2 = 12 M Sol), a continuación, nos encontramos con que dm 1 / dt ~ -2,7 x 10 25 kg / año. Esto
corresponde a una transferencia de masa de aproximadamente 4,5 veces la masa terrestre por
año!
V. CONCLUSIONES
Un estudio fotométrico extensa de Beta Lyrae se ha llevado a cabo en los Johnson U, B, V, R y I
filtros. Durante el mínimo primario encontramos que Beta Lyrae se volvió un poco más
roja. Las mínimas de Primaria se encontró que se producen en HJD 2.449.184,75, 2.449.197,75,
2.449.883,50, y las mínimas de secundaria se encontró que se producen en HJD 2.448.919,65 y
2.449.889,75. La desaceleración de la medida en el periodo orbital de Beta Lyrae largo de los
últimos 100 años se ha utilizado para el cálculo de una tasa de transferencia de masa de 2.7 x
10 25 kg / año de la primaria a la estrella secundaria.
VI. AGRADECIMIENTOS
Nos gustaría dar las gracias a Phil McJunkins, John Harper y Dan Carona por su ayuda en la
recolección y análisis de datos. Los autores también quisiera dar las gracias al Departamento de
Física por su apoyo a los de Texas A & M Observatorio y estudiantiles proyectos como
éste. Estamos muy agradecidos con el Centre de Données astronomiques de Strasbourg para el
acceso a la base de datos SIMBAD ( http://cdsweb.u-strasbg.fr/).
VII. REFERENCIAS
Aslan, Z., Derman, E., Engin S. y Yilmaz 1987, Astron. Astrophys. Suppl., 71, 597.
Djurasevic, G. 1995, IAPPPC, 59, 43.
Gilman, C. 1978, noviembre, Sky & Tel., 56, 400.
Goldstein, H. 1980, la Mecánica Clásica, Addison-Wesley, Capítulo 4 y 5.
Harmanec, P. y Scholz, G. 1993, Astron. . Astrophys, 279, 131.
Hubeny, I. y Plavec, MJ 1991, Ap.J., 102, 1156.
Hubeny, I. et. al. 1994, Astron. . Astrophys, 289, 411.
Iacovone, N. 1995, IAPPPC, 59, 61.
Isles, J. 1993, junio, Sky & Tel., 85, 72.
Isles, J. 1994, junio, Sky & Tel., 87, 72.
Kondo, Y. et. al. 1994, Ap.J., 421, 787.
Landis, HJ Lovell, LP y Hall, DS 1973, pub. ASP, 85, 133.
Lovell, LP y Hall, DS 1969, pub. ASP, 82, 345.
Lovell, LP y Hall, DS 1971, pub. ASP, 83, 357.
Nordsieck, K. 1995, de diciembre de Sky & Tel., 90, 12.
Tomkin, J. y Lambert, DL 1987, de octubre de Sky & Tel., 74, 354.
Wilson, RE y Devinney, EJ 1971, Ap.J., 166, 605.
Wilson, RE 1974,. Ap.J, 189, 319.
Wilson, RE 1979, Ap.J., 234, 1054.
Wilson, RE 1981, Ap.J., 251, 246.
Zola, S. 1995, Astron. . Astrophys, 294, 525.
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