variables en m3
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OBSERVATORIO DE TACANDE VARIABLES EN M3 Joan Genebriera Cúmulo globular M3 en la constelación de Canes Venatici. Observatorio de Tacande Descripción: Un cúmulo globular es un tipo de cúmulo estelar que consiste en una agrupación de entre 10^5 – 10^6 estrellas viejas (es decir, de Población II), gravitacionalmente ligadas entre si, con distribución aproximadamente esférica y que orbita en torno a una galaxia de manera similar a un satélite. Son estas estrellas viejas las que le dan a los cúmulos globulares su típico color dorado, sólo visible por medio de la fotografía en color. M3 (NGC 5272) fue descubierto por Charles Messier en 1764 y ha resultado ser una verdadera “mina” de estrellas variables del tipo RR Lyrae, siendo el cúmulo de todos los conocidos que más estrellas variables contiene. Estas variables tienen un periodo (P) de entre 0,3 a 1,2 días y amplitudes de 0,5 a 2 magnitudes. La magnitud conjunta de todo el cúmulo es de 6,0 con un diámetro aparente de 19’ y una distancia estimada es de 33.900 a.l RRLyr RRLyr RRLyr DSS2.F.POSSII RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyrRRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyrRRLyrRRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyrRRLyrRRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr Pulsar R RRLyr RL yr Pu lsar RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr Pulsar R RL yr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRL yrRRLyr *Cl Pulsar RRLyr R RRRLyr Lyr RRLyr RRLyr RR Lyr RRLyr RRLyrRRLyrRRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyrRRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyrRRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyrRRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr GClstr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr GClstr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr RRLyr 1’ Powered by Aladin N RRLyr 13.73’ x 11.21’ Las estrellas en rojo son variables RR en el cúmulo M3 RRLyr E (crédito ALADIN) Recomiendo que vean el fichero adjunto de video “Variables M3.avi” en donde se han encadenado una serie de imágenes tomadas durante una noche, para que sea fácilmente perceptible que todo el cúmulo ¡es como un árbol de Navidad! La estrella RR de la constelación de la Lira, es el prototipo de las estrellas de su clase. Pertenece al subtipo RRab que se caracteriza por la forma de la curva de luz que es asimétrica, con una rápida subida y un lento descenso. Posee un período de 0,5668 días con una magnitud que se modifica por el fenómeno denominado efecto Blazhko, que consiste en una especie de modulación que recorre la curva haciendo que varíe su amplitud. Las variables RR Lyrae pueden emplearse como indicadores de distancia, al igual que las cefeidas, porque el periodo de pulsación esta relacionado con su magnitud absoluta. Este descubrimiento extraordinario se debe a Henrietta S.Leavitt, que señalo este hecho en 1912, mientras examinaba las placas fotográficas de la Nubes de Magallanes y nos entrego una regla para medir el Universo. Curva de luz de RR Lyrae obtenida desde el Observatorio de Sampsor (crédito GEA-1984) Por lo tanto, si conocemos el periodo (P) podemos determinar la magnitud absoluta con la siguiente ecuación, que aunque es para variables del tipo cefeida, resulta ser bastante aproximada con las de tipo RR Lyrae. (crédito M.Feast and R.Catchpole 1997) Si ya tenemos la magnitud absoluta (M) y también la aparente (m) obtenida por medio de algún software tipo: FotoDif, Maxim Dl, Astroart, etc. ya podemos calcular fácilmente la distancia con la siguiente ecuación... m – M = 5 log (pc/10) m: magnitud relativa M: magnitud absoluta pc: distancia en parsecs Con la tecnología actual, las estrellas RR Lyrae pueden emplearse para medición de distancias hasta unos 760.000 parsecs (unos 2,5 millones de a.l.) Estas estrellas se encuentran en la fase de fusión de He en el núcleo, por lo que evolucionan hacia un IC (índice color) más azul (Lee et al, 1990) B-V = 0,35 aproximadamente. Ver la rama horizontal del siguiente diagrama HR Diagrama HR del cúmulo M3 (crédito Wikipedia) Datos: Todas las imágenes fueron obtenidas con el telescopio Cassegrain-Relay de 0,4 m. del Observatorio de Tacande, empleando una cámara CCD ST8XE a una escala de 0,71”/píxel. En total fueron 98 imágenes en 4 noches de observación. La exposición individual fue de 300 seg. empleando un filtro V de Bessell. Se aplico en todas las imágenes la calibración estándar de bias, dark y flat. La magnitud limite alcanzada fue de 20,1. Ninguna de las imágenes tiene un airmass superior a 2,0 (distancia cenital =< 60º) y las magnitudes están en función de la fecha Juliana Heliocéntrica (HJD). Para la reducción fotométrica de las imágenes se empleo el software FotoDif y para procesar y crear las curvas el software PERANSO. Se localizo una estrella de referencia, no variable, de magnitud (15,72) en el entorno de las variables que se deseaba medir y se comprobó que la relación señal/ruido (S/N) de la misma fuese alta (S/N = 400) para evitar dispersión en las medidas. Coordenadas de las variables y de la estrella de referencia VAR-1 VAR-2 VAR-3 VAR-5 REF 13 42 30,68 13 42 02,09 13 42 01,50 13 42 18,15 13 42 33,19 +28 24 28,8 +28 22 10,0 +28 24 44,4 +28 25 11,6 +28 18 48,1 15,64 V (valor medio) 15,77 V “ “ 15,80 V “ “ 15,83 V “ “ 15,72 V Posición de la estrella de referencia y las variables VAR-1, 2, 3, 5 empleadas en este trabajo. Observatorio de Tacande. Resultados: Curva de luz de la VAR-5 que se corresponde con una variable del tipo RRab En el valor de la magnitud aparente (m) debemos tener en cuenta la absorción interestelar que en este caso es pequeña, a causa de que este cúmulo se encuentra alejado del plano galáctico (latitud galáctica= + 79º), aun así la absorción en banda V es de 0,10 mag. (Astrophysical Quantities, Allen). m= 15,74 valor medio de magnitud m = 15,74 - 0,10 = 15,64 Con un análisis de Fourier a las series temporales de magnitud (métodos de Bloomfield y Lomb-Scargle) determinamos que el periodo esta cercano a…. Periodo (P) = 0,5128 Aplicando la anterior ecuación de la magnitud absoluta (M) tenemos….. M= -2,81 * log(P) – (1,43+-0,1) = -2,81 * log(0,5128) – (1,43 +-0,1) = 0,615 +-0,1 Y finalmente con la ecuación de magnitudes/ distancia m – M = 5 log (pc/10) 15,64 – 0,615 = 5 log(pc/10) pc=10.1116 10.116 * 3,26 = 32.977 a.l Los resultados están de acuerdo con los valores establecidos Referencias: - Software de Astrometría CCD “Astrometrica” www.astrometrica.at - Software de Fotometría CCD, “FotoDif” http://astrosurf.com/cometas/extrasolares/fotodif/fotodif.htm - Software de análisis de curvas de luz y funciones periódicas “PERANSO” http://www.peranso.com/ - Base de datos Astronómicos “Aladin” http://aladin.u-strasbg.fr/aladin.gml - BV Photometry of the RR Lyrae Variables of the Globular Cluster M3 AJ. 122:3183-3211,2001 December M. Corwin, B. Carney - Wikipedia, http://es.wikipedia.org/wiki/Wikipedia:Portada Se ruega citar el origen para su reproducción parcial o total. Gracias. Joan Genebriera, Observatorio de Tacande, AAP
