Corti M.A. ¹, ², Romero A.D. 3 , Kanaan A. 4 , Kepler S.O. 3 , Costa

Primeras curvas de luz de estrellas variables ZZ Ceti
observadas en el CASLEO
Corti M.A.
,
¹
², Romero A.D. , Kanaan A. , Kepler S.O.
.
1,
6
Althaus L.G
3
4
3,
Costa J.E. , Córsico A.H.
5
1, 6
,
1
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas – UNLP, 2 Instituto Argentino de Radioastronomía – (CCT-La Plata) CONICET, 3 Instituto de Física – UFRGS
(Brasil), 4 Departamento de Física - UFSC (Brasil), 5 Astrophysics Division – INPE (Brasil), 6 Instituto de Astrofísica de La Plata – CONICET, UNLP
RESULTADOS
RESUMEN
Durante su enfriamiento, las enanas blancas atraviesan varias bandas de inestabilidad
en las cuales estas estrellas se tornan variables pulsantes
Todas las enanas blancas pulsantes son multiperiódicas, con variaciones en brillo de
0.005 a 0.15 mag y períodos desde minutos a horas. Las pulsaciones son debidas a
modos g (gravedad) no radiales y se observan desde la banda óptica hasta la
ultravioleta.
Las enanas blancas pulsantes se clasifican según su valor de Teff, log (g) y composición
química de la atmósfera (Figura 1). En particular, las estrellas ZZ Ceti o DAV son
enanas blancas variables con atmósferas ricas en hidrógeno (tipo espectral DA) y baja
Teff (entre 10800 – 12500 K). Constituyen las variables degeneradas más numerosas.
Por otra parte, las estrellas GW Vir o DOV son enanas blancas variables deficientes en
H (tipo espectral PG1159), que muestran atmósferas ricas en He, C y O y pulsan a altas
Teff.
! Las estrellas WD105300+174932 y WD141639+061425, las cuales corresponden a la
clase espectral PG1159 y que por sus temperaturas efectivas serían candidatas a ser
variables DOVs y la estrella WD095703+080504 de clase espectral DA y candidata a
ZZ Ceti, en sus curvas de luz NO muestran pulsaciones.
! La estrella enana blanca WD162813+122452 fue la PRIMER estrella ZZ Ceti
observada en el CASLEO. En ella se observaron 4 períodos de pulsación: 835 seg.,
570 seg., 508 seg y 371 seg. (Figura 3b)
!  La estrella BPM37093 es la primera DAV masiva conocida y con los más de 1000
puntos obtenidos para su curva de luz, fue posible observar varios períodos de
pulsación (Figura 4b). Con las imágenes fotométricas de BPM37093 obtenidas en el
CASLEO se forma parte de un proyecto internacional al cual el telescopio GEMINI
Sur participa con las observaciones espectroscópicas en la longitud de onda visual.
a
Figura 1: Localización de las diferentes
clases de enanas blancas pulsantes en el
diagrama log Teff vs log g. Para cada clase
se indica con una línea el borde caliente de
las respectivas bandas de inestabilidad
a
b
a
b
a
b
a
a
OBSERVACIONES
Las observaciones fueron obtenidas con el telescopio “Jorge Sahade” de 2.15 m
del CASLEO, San Juan. Se trabajó con el detector TEK CCD (1024 x 1024 px),
bineado 2 x 2 para disminuir su tiempo de lectura. Se alcanzó una resolución de
0.3” / pixel, el tamaño del cual, resultó en 26 x 26 µm y el campo de trabajo se
redujo a 2’ x 2’. Se empleó el filtro azul BG40. Para la adquisición de datos en
modo secuencial se trabajó con el programa Roper.
Finalmente las imágenes se corrigieron aplicando bias y flat. Todo el análisis se
efectuó con el software IRAF.
La Tabla lista los tiempos de integración, cantidad de imágenes obtenidas para
cada estrella y parámetros físicos de las mismas.
a
Figura 2a,b: Curvas de luz normalizadas y transformadas de
Fourier, respectiv, de las estrellas observadas con fotometría rápida.
Tabla: Datos observacionales
a
a
b
b
Figura 3a,b: Curva de luz normalizada y transformada de Fourier,
respectiv, de la estrella DAV observada con fotometría rápida.
Figura 4a,b: Curvas de luz normalizadas y
transformada de Fourier, respectiv, de la única
estrella DAV “masiva”, observada con fotometría
rápida.
DESARROLLO
! Se seleccionaron las candidatas a variables según su Teff, obtenida del
correspondiente espectro (relevamiento SDSS), buscando que este valor se
encontrara en las proximidades de la banda de inestabilidad (Figura 1).
TRABAJO FUTURO
! Se realizó fotometría rápida, midiendo la luz recibida por la estrella en intervalos
de tiempo de pocos segundos, cada uno no mayor a 35 s, ya que el menor período
de pulsación conocido es de 70 s y se deben obtener “al menos” 2 puntos por ciclo,
durante algunas horas.
! Se corrigieron todas las imágenes por bias y flat.
! Se alinearon los archivos fit correspondientes a la misma estrella obtenidas en la
misma noche.
! Se empleó el paquete de análisis fotométrico y se extrajeron las curvas de luz (cl)
de la estrella en estudio y de las estrellas de comparación, eligiendo para ello el
radio de abertura con el que se obtuvo la mayor cantidad de cuentas. Fue necesario
estimar la desviación estándar del cielo y el FWHM de la estrella.
! Se obtuvo una cl resultando de dividir la cl de la estrella en estudio por la cl de una
estrella de comparación. Con esto se eliminan las fluctuaciones atmosféricas,
emisión de la Luna, nubes, etc.
Los resultados mostrados aquí, corresponden a las etapas iniciales de una campaña de
observaciones de estrellas enanas blancas pulsantes, que se lleva a cabo entre Argentina y
Brasil.
El proyecto apunta a aprovechar las capacidades instrumentales de CASLEO para observar,
por un lado, numerosas enanas blancas con temperaturas efectivas dentro o cerca de las
bandas de inestabilidad, las cuales nunca han sido monitoreadas para detectar su variabilidad.
Por otro lado, observar enanas blancas pulsantes ya conocidas, con el fin de detectar nuevos
períodos de pulsación. Este último punto, es crucial para poder llevar a cabo análisis
astrosismológicos detallados de estas estrellas, lo cual constituye otro de los principales
objetivos del proyecto.
Bibliografía
!  Se dividió a la cl por un polinomio de grado 3 y se la normalizó. (Figs. 2a, 3a, 4a)
! .Se aplicó la Transformada discreta de Fourier de serie temporal de paso no
constante, obteniendo un espectro de frecuencia versus amplitud.
SDSS: Sloan Digital Sky Survey. "SDSS DR7 White Dwarf Catalog”, 2013, Astrophysical Journal
Supplement Series, 204, 5-19. Autores: Scot J. Kleinman, S. O. Kepler et al.
! Finalmente, se calculó un valor medio de amplitud <A> y se consideró real al pico
con intensidad superior a 3<A>, cuya frecuencia corresponde al período de
pulsación.
Reunión AAA, 2014, Córdoba