Download estrellas pulsantes

PUCP
Coloquios de Física 2013 - 2
SPEA
Estudio de Estrellas Variables con
Telescopios Pequeños
Dr. Rafael E. Carlos Reyes
Universidad Nacional Mayor de San Marcos
Facultad de Ciencias Físicas
Primera Parte:
Nociones básicas de estrellas
variables
Qué es una estrella variable
Es cuando el brillo de la
estrella no es constante en
el tiempo y se le
llama"curva de luz"
Magnitud: medida del brillo
de las estrellas
Hiparco de Nicea (190-125 a.C.)
clasificó a las 1080 estrellas
visibles desde Rodas.
1850, Norman R. Pogson (18291891) propuso:
m = -2,512 log i
• Historia
Tiempos Antiguos
Astronomía Moderna Temprana
-Este
-William Herschel
-Oeste
-John Goodricke
Años Oscuros
-Edward Pigott
-Árabes
-Friedrich Argelander
El Renacimiento
Siglo 19
-Tycho
-Fotografía
-Kepler
-Espectroscopia
Siglo 20
-Fotometría fotoeléctrica
Años Oscuros: Árabes
En 1006 de nuestra
era, astrónomos
árabes identificaron
una estrella muy
brillante que
apareció súbitamente
en la constelación del
Escorpión.
Astronomía Moderna
Temprana
John Goodricke, propuso un primer
modelo concreto (y genial) para
explicar las variaciones luminosas
de Algol (Persei), realizado en
mayo de 1783.
Este jóven imaginó una estrella
girando en torno de otra y
produciendo eclipses.
• Organización
Comisión 27 (Estrellas Variables) IAU:
1. El Catalogo General de Estrellas Variables - (AAVSO)
2. Boletín de Información sobre Estrellas Variables
3. Archivo de Observaciones Fotoeléctricas No Publicadas de
Estrellas Variables
Observación aficionada:
1. La Asociación Americana de Observadores de Estrellas Variables
2. La Asociación Astronómica Británica: Sección Estrellas Variables
3. La Real Sociedad Astronómica de Nueva Zelanda: Sección
Estrellas Variables
• Observación
a. Observatorios Locales vs. Remotos
b. Campaña de Multi – Longitud Geográfica
c. Campañas de Multi – Longitud de Onda
1.Observación
Fotométrica
2.Observación
Espectroscópica
i.
i.
Observación Visual
ii. Observación
Fotográfica
iii. Observación
Fotoeléctrica
iv. Observación de CCD
velocidad radial
ii. Perfil de una línea
iii. Determinación de Temperatura
y Luminosidad
iv. Líneas de emisión
• Nomenclatura
•Las estrellas con letra Griega mantienen ese nombre.
Ejm,: como δ Cephei
•Las otras son designadas por una o dos letras mayúsculas, seguidas
por el nombre en Latín de la constelación.
Ejm.: R, S, T, ... Z, luego
RR, RS, RT, ... RZ, SS, ST, ... SZ así hasta ZZ, después
AA, AB, … AZ
BB. BC, ... BZ hasta QZ, omitiendo siempre la J.
•Una vez agotadas las combinaciones de letras, se usa la letra V
seguida del número de orden de descubrimiento, a partir del 335
(V362 Vel).
• Análisis
1.
Detección de Estrellas Variables
2.
Curva de Luz de Estrellas Variables
3.
Determinación del Periodo
Métodos:
a. Encontrando el periodo que produce el “mejor” diagrama
de fase (con la menor dispersión).
b. Análisis de Fourier, el cual consiste en encontrar el periodo
de la mejor curva de seno que ajuste los datos.
c. Ajuste de mínimos cuadrados de una suma de curvas de
seno a los datos.
Problemas:
Periodos “alias”
4. Cambio de Periodo: El Diagrama (O – C) vs. tiempo
O: el tiempo observado de máximo (o mínimo) brillo
C: el tiempo calculado, asumiendo un periodo P (constante)
Diagrama (O-C)
Periodo
-Línea recta horizontal -Constante
-Línea recta m < 0
-Periodo verdadero < periodo adoptado
-Línea recta m > 0
-Periodo verdadero > período adoptado
-Parábola
-Período variable
Problemas de Interpretación
a)
diagrama (O – C) línea recta con varios quiebres
b)
diagrama (O – C) cíclico
DIAGRAMA O-C VS TIEMPO
DIAGRAMA O-C VS TIEMPO
Clasificación de las
estrellas variables
 EXTRÍNSECAS
– ECLIPSANTES
 INTRÍNSECAS
– PULSANTES
– CEFEIDAS
– GIGANTES ROJAS
– OTRAS PULSANTES
– ERUPTIVAS
–
–
–
–
ERRATICAS
NOVAS
SUPERNOVAS
CONTRACTIVAS
•Estrellas Pulsantes
Pulsación Radial:
El desplazamiento de la pulsación o velocidad depende solo de la
distancia R desde el centro de la estrella
1. Modos de Pulsación:
Modo Fundamental
Modo de Sobretono N-ésimo
Pulsación No Radial
Pulsación No Radial Axisimetrica
MODOS DE PULSACION
2.Determinando los Modos de Pulsación:
•Relaciones de periodo
ρ
Q=P
ρo
•Constantes de pulsación ,
las cuales pueden ser
comparadas con los modelos , P: periodo, ρ: densidad
•Amplitudes relativas y fases de magnitud, color y velocidad
radial
•Variaciones en el perfil de la línea, etc.
3. Teoría de Pulsación:
a) pulsación adiabática lineal
b) pulsación lineal no adiabática
c) pulsación no lineal (hidrodinámica)
d) mecanismos de dirección pulsacional
e) Problemas
El mecanismo kappa ha sido exitoso en explicar la pulsación de la
mayoría de tipos de estrellas pulsantes. Sin embargo, unos pocos
problemas todavía permanecen:
¿Qué causa que algunos modos sean excitados hasta una gran
amplitud, pero otros no?
¿Qué causa que algunas estrellas pulsen en dos o más modos
simultáneamente?
¿Qué determina la amplitud final completa de la pulsación?
4. Clasificación de estrellas pulsantes
Los principales tipos son:
1.Variables degeneradas:
DOV, DBV, DAV (variables degeneradas de tipo O, B y A)
Núcleos variables de nebulosas planetarias
2.Variables tipo temprano (OB):
Estrellas Beta Cephei (pulsantes radialmente)
Estrellas 53 Persei (pulsantes no – radialmente)
Estrellas Be variable de corto periodo (pulsación no probada)
Variables supergigantes OB (pulsación no probada)
3. Variables Cefeidas y sus relativas:
- Cefeidas Clásicas (población I) Estrellas W Virginis (Cefeidas
población II)
- Estrellas RV Tauri
- Variables SRd (semi – regulares amarillas)
- Estrellas Delta Scuti y estrellas SX Phoenicis
- Variables ROAp (Ap rápidamente oscilantes)
- Estrellas RR Lyrae y estrellas BL Herculis
4. Estrellas variables pulsantes rojas:
- Estrellas Miras
- Variables semi – regulares e
supergigantes)
5. Otras:
- Sol y estrellas pulsantes como el sol
- Estrellas F pulsantes lentamente
irregulares
(gigantes
y
• Estrellas variables y evolución estelar
Uno de los “usos” más importantes de estrellas variables es en el
estudio de la estructura y evolución estelar.
Desarrollo actual en estrellas pulsantes:
Desarrollo Teórico:
a. El reciente desarrollo más importante, ha sido el calculo de
nuevas y mejoradas opacidades radiativas.
b. Tablas de modelos evolucionarlos, usando estos nuevos datos
atómicos, han sido ahora calculados.
c. Cálculos hidrodinámicos de atmósferas estelares pulsantes han
sido también hechos.
Desarrollo Técnico e Instrumental:
HST Cefeidas en galaxias distantes e imágenes del material
circunstelar “óptica adaptativa”
Hubble Space Telescope HST
International Ultraviolet
Explorer IUE
Chandra X-Ray
Observatory
IUE
HIPPARCOS
Otros:
a) MACHO, OGLE, EROS
b) ESO
c) AAVSO
WET red Delta Scuti
Velocidades radiales precisiones de 10 m/seg o mejor
Desarrollo Observacional e Interpretacional:
1. Estrellas pulsantes tipo OB
mecanismos generales iguales a otras estrellas pulsantes
2. Estrella Delta Scuti
Detectado 10 periodos o modos diferentes
3. Estrellas variables Cefeidas
Mejoramiento de la relación periodo luminosidad
4.
Estrellas RR Lyrae

Relación de modo fundamental y primer sobretono usada
para determinar masa y radio.
 “descomposición de Fourier” de la curva de luz provee
información acerca de los parámetros de la estrella.
5. Estrellas Mira
Hay fuerte evidencia que sustenta la pulsación en el primer
sobretono.
6. Estrellas RV Tauri
Buchler et al. han mostrado que la pulsación exhibe caos de bajo
orden, la causa de estas variaciones de largo plazo es una incógnita
7. Variables degeneradas
enanas blancas son los más complejos pulsadores, algunas muestran
docenas de periodos
TIPOS DE ESTRELLAS PULSANTES
NUEVOS DATOS DE OPACIDAD
BANDA DE INESTABILIDAD TEORICA
Binarias eclipsantes
Estrellas binarias cuyo plano orbital
coincide con la visual.
En cada recorrido orbital se
producen dos eclipses, uno
primario y otro secundario. Esto
coincide con cambios en el
espectro.
Hay sistemas separados (A y B),
semicerrados (C)y cerrados (D).
Tipos de Binarias eclipsantes
Los siguientes son ejemplos de sistemas binarios eclipsantes
Variables Pulsantes
Las pulsantes ocupan la faja que atraviesa el
diagrama H-R en sentido contrario a la secuencia
principal y que se denomina Faja de Inestabilidad.
Reconocemos estos tipos de
pulsantes:
 Cefeidas y similares
– Clásicas y W Vir
– RR Lyr
–  Sct y SX Phe

Gigantes Rojas
– Miras
– Semirregulares
– Irregulares

Otras pulsantes
– RV Tau
–  Cma
–  2 CVn
Cefeidas
 Las
cefeidas son
estrellas pulsantes
porque varía su radio
junto con la luz.
 Son tan precisas y
regulares que se usan
como faros para medir
las distancias a las
galaxias.
 Períodos entre 1 y 135
días
 Amplitudes entre pocas
centésimas y 2 mag.
RR Lyrae
 Se
las llama variables de
cúmulo porque primero
se las encontró en los
cúmulos globulares.
 Presentan un fenómeno
de variación del período
denominado Efecto
Blazhko
 Períodos entre 0,22 y 1,2
días
 Amplitudes entre pocas
centésimas y 2 mag.
Delta Scuti
 Las
delta Scuti son las
estrellas pulsantes que
más rapido varían.
 Su estudio ha permitido
conocer el interior de las
estrellas por técnicas de
la sismología.
 Períodos entre 84
minutos y 3 días.
 Amplitudes entre pocas
milésimas y 1 magnitud.
Estrellas tipo Mira
 Son
gigantes rojas, en
general, dobles.
 Varían por pulsación y
porque se le generan
nubes de óxido a modo
de manchas.
 No tienen la regularidad
de las cefeidas por esta
última razón.
 Períodos entre 100 y
1000 días.
 Amplitudes entre 1 y 10
magnitudes.
Las variables eruptivas son, en
Variables Eruptivas general, estrellas binarias cerradas o
semicerradas en las que una
componente está más evolucionada
que la otra.
Reconocemos estos tipos de
eruptivas:
• CONTRACTIVAS
– Nebulares
– Flares
• ERRATICAS
–
–
–
–
–
U Gem y SS Cyg
Z Cam
g Cas
R CrB
Rotacionales
• NOVAS
– Clásicas
– Simbióticas
– Recurrentes
• SUPERNOVAS
• Las estrellas jóvenes
interactúan con el gas y el
polvo que las rodea y que las
formó.
• El proceso de formación de la
estrella se llama contracción de
Kelvin y de allí el nombre de
estas variables.
• Son completamente irregulares
y se reconocen dos clases:
– Nebulares (azules)
– Flares (rojas)
Contractivas
Erráticas

Existen diferentes
características en
estos tipos de
estrellas:
– U Gem y
SS Cyg
– Z Cam
–  Cas
– R CrB
• Algunas estrellas
cambian de brillo porque
su superficie no es
homogénea y presenta
zonas de diferente
temperatura
• El fenómeno es similar al
de las manchas solares
Variables
Rotacionales
• Las novas son estrellas que
aumentan súbitamente de brillo
(entre 8 y 13 magnitudes)
• Son binarias, en la que explota es
la componente más evolucionada
• Estas son imágenes de V382 Vel la
nova en Vela de 1999 obtenidas
por Márcio Mendes de Brasil.
Novas
Estas son curvas de luz de
algunas novas.
• V382 Vel (clásica)
• V445 Pup (simbiótica ?)
• T Pyx (recurrente)
Novas – Curvas de
Luz
Supernovas
• Las supernovas son estrellas que aumentan muy
súbitamente de brillo (15 y 20 magnitudes)
• En general son binarias en las que la que explota
es la componente más evolucionada lanzando
toda su atmósfera al espacio.
• Los remanentes son objetos muy especiales:
– Pulsares (estrellas de neutrones)
– Agujeros negros
Remanentes de Supernovas
• Vemos aquí diferentes remanentes de SN
Observación de estrellas
variables

Fotometría visual
• Fotometría con CCD
Observación visual
 El
ojo es un
excelente
instrumento de
medición.
 En esta carta
pueden verse
variables que
se observan a
simple vista.
Segunda Parte:
Observación de la Supernova
SN2003gf
Evolución Estrellas Masivas
M ≈ 25 M
Todo ocurre muy rápidamente
 Hidrógeno se acaba en el núcleo; S.P. se termina, estrella se contrae
 Hidrógeno se consume en una capa ⇒ Gigante Roja
 Núcleo de Helio se contrae hasta que se enciende, S.P. de He
 Se acaba el Helio en el núcleo; la estrella se contrae nuevamente.
 Helio se consume en una capa ⇒ Super Gigante Roja
Hasta aquí la evolución de estrellas menos masivas.
 Cuando T≈108K carbono reacciona: 12C + 12C → 20Ne + 4He
– Fase sumamente rápida, ≈ 600 años
 Carbono se acaba en el núcleo, estrella se contrae.
cont.
 Carbono se enciende en una capa.
 En el núcleo T≈109K, Oxígeno ⇒ Azufre
⇓
Así sigue el proceso cada vez a paso más rápido hasta
llegar a un núcleo de Hierro (Fe) a una Temp 3x10 9K
y capas de silicio, oxígeno, neón, carbono, helio e
hidrógeno
Todo lo anterior ocurre muy rápido, de hecho, desde el carbono hasta el
hierro demora menos de 2 años
Estructura de una estrella
vieja masiva
Catástrofe del Hierro



¿Por qué la historia termina en el Fe?
Recordemos: (E=mc2)
– H + H + H + H → 4He + energía
– 4He + 4He → 12C + energía
– etc....
Esto se acaba en Fe 56 (26 protones, 30 neutrones), no se puede
agregar algo a Fe 56 para obtener energía.
La fuente de energía en el núcleo de una estrella super-masiva se acaba
cuando su núcleo es de Fe 56.
• Proceso muy rápido, fracciones de segundo
Colapso • Densidades aumentan a 1017 kg./m3, densidades del
núcleo.
• No se puede aumentar más la densidad
• Núcleo rígido y capas superiores cayendo,
calentandose y encendiendose.
Cont.
Ocurren dos cosas:
• Las capas exteriores se queman generando grandes
cantidades de energía hacia el interior y exterior.
• Este material choca ferozmente con el núcleo
enviando grandes ondas de choque hacia el interior y
exterior.
⇓
BOOM
Este evento se llama SUPERNOVA
Es el evento más energético, después del Big Bang, en el Universo
– Por un instante la luminosidad aumenta un factor 10 8
– Material es enviado al ISM enriquecido
Fotometría


Medición del flujo de luz en una banda determinada, e.g U,V,B
Indice de Color: Refleja cuanto más brillante o más débil es una
estrella en una banda u otra.
– V=Vo-2.5log(lV), B=Bo-2.5log(lB)
– B-V=(Bo-Vo)-2.5log(lB/lV)


Sol: V=-26.78, B=-26.16, U=-26.06, B-V=0.62, U-B=0.10
Sirio: V= - 1.46, B= -1.46, U= -1.52, B-V=0.00, U-B=-0.06
Diagrama HR para Estrellas
big & cool
En Unidades
Solares
big & hot
small & hot
small & cool
Telescopio reflector MEADE de 8”
Cámara CCD
Rueda de Filtros
UBVRI
From:Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica
([email protected]) This sender is in your safe list.
Sent:Tuesday, August 20, 2013 9:14:13 PM
To: Rafael E. Carlos Reyes ([email protected]); Christine
Allen Armiño ([email protected])
Estimado Dr. Reyes:
Tengo el agrado de informarle que el artículo
titulado "PHOTOMETRY OF THE SN2003gf SUPERNOVA IN
THE V BAND BY UTILIZING THE 2MASS CATALOG", de R.
Carlos Reyes, G. Ferrero, F. A. R. Navarro y J. Meléndez, ha sido
formalmente aceptado para ser publicado en el vol. 49, número 2,
que saldrá en octubre de 2013.
Atentamente
Christine Allen
Editora, RevMexAA
(Lick Obs. and Tenagra Obs. Supernova Searches)
Rev. Mex. Astron. y Astr. Vol. 49, N°2, 2013
Rev. Mex. Astron. y Astr. Vol. 49, N°2, 2013
Rev. Mex. Astron. y Astr. Vol. 49, N°2, 2013
Rev. Mex. Astron. y Astr. Vol. 49, N°2, 2013
Circular No. 8153 Central Bureau for Astronomical Telegrams
INTERNATIONAL ASTRONOMICAL UNION
VARIABLE STAR NEAR UGC 10700 Further to IAUC 8147, J. Graham
and W. Li report the LOTOSS discovery, on unfiltered KAIT images taken
on June 17.4 and 18.4 UT, of a variable star (mag about 16.5) located at
R.A. = 17h06m06s.12, Decl. = +25o51'53".3 (equinox 2000.0), which is
51".5 east and 79".9 south of the nucleus of UGC 10700. A KAIT image
taken on June 11.4 showed nothing at this position (limiting mag about
19.5).
Circular No. 8156 Central Bureau for Astronomical
Telegrams INTERNATIONAL ASTRONOMICAL UNION
SUPERNOVA 2003gf IN MCG -04-52-26 Further to IAUC 8153,
J. Graham and W. Li report the LOTOSS discovery of an
apparent supernova on unfiltered KAIT images taken on June
24.5 (mag about 14.5) and 25.5 UT (mag about 14.6). SN 2003gf
is located at R.A. = 22h13m40s.94, Decl. = -21o44'03".3
(equinox 2000.0), which is 19".2 east and 3".9 south of the
diffuse nucleus of MCG -04-52-26. A KAIT image taken on 2002
Dec. 12.2 showed nothing at this position (limiting mag about
19.0).
Circular No. 8157 Central Bureau for
Astronomical Telegrams INTERNATIONAL
ASTRONOMICAL UNION Mailstop 18,
Smithsonian Astrophysical Observatory,
Cambridge, MA 02138, U.S.A.
SUPERNOVA 2003gf IN MCG -04-52-26 M. Hamuy,
Carnegie Observatories; and J. Maza, University of
Chile, report that a spectrum (range 380-930 nm) of
SN 2003gf (cf. IAUC 8156), obtained on June 25.31
UT with the Dupont 2.5-m telescope (+ WFCCD) at
Las Campanas, bears resemblance to those of the
type-Ic SN 1987M obtained 11-29 days after
maximum light (Filippenko 1997, ARAA 35, 309).
Superimposed narrow emission H_alpha emission
from the host galaxy yields a recession velocity of
2520 km/s.