Download Estrella 88 Her.

Variaciones de largo Período de la
Estrella Be 88 Her
Anahí Granada y Lydia Cidale
Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas
U.N.L.P
Estrellas Be.
Estrella B no supergigante que emite o ha emitido
alguna vez en una o más líneas de la serie de Balmer.
Características observadas:
1. Rotación rápida.
2. Líneas en emisión formadas en envolturas circunestelares.
3. Variaciones fotométricas y espectroscópicas, de largo período
(V/R, transiciones entre apariencias de línea Shell y emisión) y
de corto período (debidas a pulsaciones no radiales, rotación con
presencia de manchas estelares o nubes corrotantes)
4. Estructura doble en el salto de Balmer.
5. Excesos IR.
6. Polarización.
7. Interferométricamente se encuentra envoltura achatada.
Estrellas Be.
Diversidad de fenómenos descritos
No puede desarrollarse un modelo que permita interpretar todos los
eventos que manifiestan las estrellas Be.
Las Estrellas Be no forman un grupo homogéneo.
•Aún no está claro la influencia de binaridad y el estado evolutivo en estas
estrellas.
•El efecto de los campos magnéticos no ha sido bien estudiado.
•No se ha determinado la importancia de la transferencia de masa ni cómo se
transfiere momento angular a la envoltura.
Estrella 88 Her.
- Resulta un excelente escenario para el estudio de mecanismos
causantes de variaciones en estrellas Be.
- Presenta variaciones fotométricas y espectroscópicas de corto
y largo período.
-Conforma un sistema binario.
- Se cuenta con un gran número de observaciones que cubren los
períodos relacionados con las variaciones mencionadas.
Variaciones Fotometricas, Hirata (1995)
Estrella 88 Her.
Características de la estrella:
  50h03.3m ,   48o 23´38.9´´ (J2000)
Tipo espectral B6IV Divan & Zorec, 1982
Vrad=-16.3 Km/s
Adams, 1915
  0.008´´
Harmanec et al., 1974
Vrad=-11.6 Km/s
v.sen(i ) 300 Km / s Slettebak, 1966
Líneas de Balmer con núcleos en absorción angostos
H en emisión con núcleo central en absorción intenso
Espectro dominado por Ca II y Fe II.
Observaciones utilizadas.
•15 espectroso UV de alta dispersión en el rango
1800-3200 A , adquiridos por el satélite IUE.
•Muestra representativa del ciclo de variación de largo período,
bien distribuida sobre la fase orbital.
IMAGEN
LWR11278
LWR12530
LWR14265
LWR15124
LWR15992
LWR16229
D.J
2444816.16
2445008.92
2445238.87
2445361.88
2445475.75
2445510.47
Fecha
09/08/81
08/02/82
26/09/82
27/01/83
21/05/83
24/06/83
No.
1
2
3
4
5
6
IMAGEN
LWP03408
LWP06213
LWP07305
LWP08088
LWP09222
LWP11036
LWP12562
LWP17906
LWP23358
D.J
2445842.78
2446230.53
2446413.98
2446544.61
2446705.11
2446964.7
2447184.93
2448026.57
2448796.45
Fecha No.
22/05/84 7
14/06/85 8
14/12/85 9
24/04/86 10
01/10/86 11
18/06/87 12
24/01/88 13
15/05/90 14
22/06/92 15
Observaciones realizadas.
•Se eligen transiciones de Fe II, multipletes UV1, UV2, UV3.
1.5E-11
1E-12
1.5E-11
1E-11
5E-12
5E-12
Imagen 4
Imagen 7
Modelo de envoltura.
Descripción de la envoltura extendida de 88 Her
Estudio espectroscópico de perfiles de líneas de Fe II
Forma de perfil H
Análisis de velocidad radial de líneas de Fe II
Viento lento
Modelo cuasiestático de envoltura (Cidale & Ringuelet, 1989)
Modelo de envoltura.
Modelo semiempírico de Cidale & Ringuelet, 1989.
Propiedades de las regiones de formación de líneas:
-Ubicación
-Te
-Densidad
Determinaremos Re/R*
- Evolución temporal de la ubicación de la
región de formación de las líneas.
- Analizar mecanismos físicos.
Modelo cuasiestático.
El flujo de radiación de la línea es
Fl
 e    [1  2 E3 (2 )] para   1
F
Fl
 e   2 H ( )
F
para   1
Re 2 Sl .
donde   ( ) . 
R
I
Determinaremos  y Re/R* de la región de formación de las líneas de
Fe II para los multipletes UV1, UV2 y UV3
Modelo cuasiestático.
Estimación de la función fuente (Mihalas, 1978):
-Átomo de dos niveles ligados y uno continuo
-Equilibrio estadístico
-Redistribución completa
-Líneas de Fe II son colisionales

Re/R*
Método para estimar  y i.
-Medimos
ri  ( F  Fli ) / F
-Mediante la relacion entre profundidades ópticas:
 k k ( gf ) k

  k 1   k   k 1 1
1
1 ( gf )1
-A partir de Fl/F* se tiene una función que relaciona  y ,
con el valor de la intensidad residual teórica
r k  f ( , k )  f ( , k )
Las mejores estimaciones de  y  serán aquellas que minimicen
la función de costo
n
( , )   ri  ri
i 1
p
n
  ri  f ( ,  i )
i 1
p
Resultados y discusión.
Corrimientos Doppler de las líneas de los multipletes UV1, UV2 y UV3
Variaciones temporales de las velocidades radiales
Harmanec et al., 1974
Variaciones temporales de Re/R* y de Intensidades Residuales
Resultados y discusión.
El Inicio de fase Shell se corresponde con un acercamiento
de la región de formación opaca hacia la estrella.
Este desplazamiento se extiende hasta partes más internas de la
atmósfera afectando el flujo del continuo y el salto de Balmer.
Moujtahid (1998)
Desarrollo de segunda discontinuidad de
Balmer en absorción
Región de formación del continuo más compacta
y próxima a la estrella
Nuestros resultados concuerdan con la idea de que las variaciones
observadas son producidas por variaciones en las dimensiones del disco.
CONCLUSIONES.
• Se encuentra que la variación en velocidad radial de las líneas de
Fe II ajustan con el período del sistema binario (86.7 días).
• En cambio, las intensidades de las líneas de Fe II tienen un ciclo
de variación de ~1560 días.
• La fase Shell más intensa comienza 2 años antes de que ocurra
el mínimo en el continuo UV (Smith, 2001) y finaliza 2 años
después.
• Encontramos que en la fase shell las regiones de formación
de las líneas son internas, y cuando la estrella vuelve a la fase B
normal estas regiones son externas.
CONCLUSIONES.
•
La atenuación del flujo de continuo UV y el inicio de la fase
shell, puede interpretarse por la formación de una región
compacta ubicada cerca de la estrella.
•
Este resultado está de acuerdo con la propuesta de Moujtahid
acerca la pesencia de una región compacta próxima a la
estrella responsable de la segunda discontinuidad Balmer en
absorción.
•
Como posible mecanismo para explicar la variabilidad
proponemos eyecciones periódicas de material, que
lentamente se diluyen el alejarse de la estrella.