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domingo, 30 de octubre de 2011

#12.- GW Cep

En los primeros días de Septiembre de 2010 me llevé el telescopio al campo donde el cielo no está tan brillante de noche como en casa, y entre otras cosas lo hice pasar muchas horas dedicado a registrar una curva de luz completa de GW Cep. Lo que quería en realidad era empezar a aprender a calcular magnitudes transformadas. No me acuerdo por qué elegí esa estrella. Por supuesto, por ser una binaria eclipsante de periodo corto. Normalmente, para las posibilidades de mi equipo escojo estrellas de magnitud no mayor de 12, y con una amplitud de más de media magnitud. Quizás tenía información previa de esa estrella y la quería comprobar, o quizás era lo contrario, que no la tenía. Recuerdo que estaba en la parte más oscura del cielo, y quizás fuese por eso, pero la verdad es que no sé por qué decidí probar con esta.


GW Cep es una estrella variable eclipsante de tipo EW/KW. Esto significa que son dos estrellas (al menos), muy próximas, de modo que solo veremos una, y están girando en una órbita coplanar con la tierra, así se producen eclipses que son visibles desde aquí cuando cada una oculta a la otra.

Dependiendo de la proximidad y el tamaño de las estrellas principal y secundaria, las curvas de luz que mediremos serán diferentes. En el caso de estrellas de tipo EW, están tas cerca una de otra que el gas de las capas exteriores rebasa lo que se llama el lóbulo de Roche. Esto significa que el gas de la fotosfera de una estrella se encuentra en una zona donde es atraído más por la estrella compañera que por la propia estrella a la que pertenece. Se forma así una envoltura común formada por gas procedente de las dos estrellas. Por eso, de las estrellas binarias a las que sucede esto se les llama binarias en contacto. Yo las imagino como moléculas diatómicas con sus orbitales internos propios y uno exterior común. Algo así. Esta es una imagen del aspecto que podría tener esta estrella. Si pinchas encima la ves moverse:
La curva de luz es la información más básica de una estrella variable. Será mejor, si es posible, si es en dos filtros o más. Y otra cosa. Que las magnitudes dadas para esos filtros estén transformadas, es decir, correspondan a un sistema de referencia estándar. Voy a explicar aquí qué es esto. No es por pedantería, es porque a mí me hubiese gustado mucho que me lo hubiesen explicado hace tiempo. Yo creía que para dar la magnitud de una estrella en un filtro, digamos V, te compras el filtro, se lo pones al telescopio delante de la cámara, tomas tus imágenes, las reduces, y ya está. Pues no.

Con un telescopio, uno o varios filtros y una cámara, yo me construyo mi aparato de medida. Esto es cierto. Como si con un tubo de vidrio y mercurio me fabrico un termómetro. Pero ¿dónde está el cero y dónde el cien en la escala que tengo que pegar al tubo para que se lea algo? Sin duda que medirá temperaturas, porque el mercurio se va a dilatar como está mandado. Pero a mi termómetro le falta calibrarlo para poder dar una lectura y que todo el mundo esté de acuerdo. Si no, tendré que avisar que el dato está en mi sistema propio. Eso es lo que sucede por ejemplo con las escalas Celsius y Farenheit. Diremos que una temperatura está en ºC o ºF, y hay una formulita muy simple para pasar de una escala a la otra.

Una vez, en un telediario dijeron que el primer ministro inglés no había podido asistir a una reunión de presidentes porque tenía 102 grados de fiebre. Y se quedaron tan tranquilos. O eran grados Farenheit, o el pobre hombre estaba echando humo. Aplicar esa formulita, para pasar de una escala a otra es transformar los datos. Si pongo mi termómetro en hielo y le marco una raya, luego lo pongo en agua hirviendo (a nivel del mar y todo eso) y le hago otra raya, lo he escalado para dar temperaturas en Celsius. Y puedo poner las rayas donde yo quiera y aplicar mi propia transformación a la medida que me salga. Será una formulita distinta, propia de mi termómetro pero fiable al 100%.

Eso mismo pasa para el conjunto telescopio-filtro-cámara. Un fotón refractado por mi lente o reflejado por mi espejo, pasado por mi filtro y acumulado en mi chip no se comporta como si lo hiciera con su tubo, su filtro y con su chip, que será seguramente una combinación diferente de la mía y tendrán diferente respuesta a diferentes colores. Hay que transformar las medidas. Solo después de hacerlo, si medimos el mismo objeto daremos el mismo valor.

Eso en lo que respecta al aparto de medida. Después sucede que tampoco es lo mismo medir una estrella a una altura de 30º, que hacerlo cuando la tenemos encima de la cabeza. Al atravesar una mayor masa de aire, la transmisión de los colores no es la misma. La luz azul se va extinguiendo. Eso lo vemos cada atardecer. En fin, todas estas cosas juntas hacen que la medida de un valor con filtro no sea una cosa de lectura directa.

Y en esto es en lo que yo me quería ir probando. El procedimiento para transformar magnitudes sí que es excesivo ponerlo aquí. Y aburrido. Hay unos campos estándar que se deben ir observando, y de los valores resultantes salen los coeficientes de transformación. Para la extinción también hay que disponer de unos coeficientes, y eso para cada filtro o par de filtros. Total, finalmente pasé cuatro noches apuntando a GW Cep para conseguir mis medidas. Este es el campo que ví durante ese tiempo:



Creo que llegué a un punto que si me hubiesen cambiado una estrella de sitio, me hubiese dado cuenta. T es la estrella objetivo, GW Cep. C1 y C2 dos estrellas de comparación, y Ck, la de comprobación. Las elegí tratando que coincidieran los índices de color. (alrededor de 0'5). Este es un detalle importante.


star
RA
Dec
USNO-A
3UCAC
GSC
CI
B
V
R
Check
01:41:36,39
+80:04:19,1
ZN750:0130/1082
341:004506
4502-0138
0,542
12,901
12,359
12,044
Comp1
01:49:23,12
+80:00:33,4
ZN750:0145/1511
341-004839
4502-0198
0,571
13,302
12,731
12,401
Comp2
01:47:29,79
+80:14:59,4
ZN750:0145/1407
341-004753
4502-0462
0,710
13,317
12,607
12,207


Las magnitudes no se parecían tanto. Hubiese preferido un poco mas brillantes. No se puede tener todo. Eso afecta a la relación señal/ruido. Ese es mi punto débil siempre. Aunque cada día se ve que mejoraba un poquito:



GW CEP
2/sep
4/sep
5/sep
6/sep
 SNR media
B
236.48
257.17
285.8
290.08
242.38
V
321.06
348.03
371.90
353.83
348.71



CHECK   
2/sep
4/sep
5/sep
6/sep
SNR media
B
98.79
120.47
137.8
147.4
126.12
V
138.89
176.23
188.98
183.35
171.86



COMP1
2/sep
4/sep
5/sep
6/sep
SNR media
B
57
69.6
84.2
91.0
75.45
V
87.5
108.3
121.8
116.8
108.6



COMP2
2/sep
4/sep
5/sep
6/sep
SNR media
B
60.3
72.2
87.7
95.6
78.95
V
101.0
124.1
138.9
129.9
123.48



El resultado fue el de la gráfica siguiente. Arriba aparecen las cuatro noches con filtro V y abajo con B:


Esto mismo pero pasado por Canopus/Photored para transformar las medidas, encontrar el periodo y ensamblar la curva de luz. De nuevo, la curva de arriba es con filtro V y la de abajo con B:


Como se ve, el mínimo primario, el más profundo o el más oscuro, como se prefiera, es casi igual al secundario. Esto es lo que caracteriza a las estrellas Tipo EW. También que suelen ser de periodo corto, en este caso me salía un periodo de 0'318832+-0'000032 días, y una época (fecha juliana heliocéntrica) de JDo=2.455.445'6420.

Hay que fijarse. Un periodo de 7 horas y tres cuartos aproximadamente. Un sistema formado por dos estrellas pegadas una al lado de la otra, debe ser un monstruo como un demonio. Y dando una vuelta completa en menos de ocho horas, si la dinámica de una estrella ya es complicada en un caso normalito, ¿cómo debe ser en un caso como este?.

Los errores de las medidas fueron mayores en B que en V. Lo normal, ya que el filtro azul es mucho más oscuro, y el telescopio estaba ya cerca del límite, pero en valor relativo no eran datos muy malos:
  


2/sep
4/sep
5/sep
6/sep
error medio
B_err
0.029
0.024
0.019
0.020
0.023
V_err
0.017
0.014
0.013
0.014
0.015


Entre los máximos no había diferencia de brillo, lo que es normal, salvo que hayan manchas en un hemisferio y no en el otro, y entre los mínimos, la diferencia aquí es de poca cosa pero apreciable (0'08 magnitudes en V y 0'05 en B):


  
Min I
Min II
Max I
Max II
B
12.13
12.05
11.41
11.42
V
11.57
11.52
10.91
10.92

Parece ser, he leído que pese a ser un sistema con envoltura común, la estrella más pequeña es la más brillante, por eso el momento de menor brillo se produce cuando la grande eclipsa a la pequeña. Esto lo sabe quién tiene más datos que yo, sobre todo espectrográficos y astrofísicos. El color de las dos puede ser ligeramente diferente, porque el índice de color va variando un poco conforme avanza el ciclo, pero esto está dentro del margen de error de mis medidas. El tipo espectral conjunto es G2 o G3 según la fuente, o sea, un color muy parecido al del Sol.


  
Max
MinI
MinII
IC
0.5
0.56
0.53

La amplitud o diferencia de magnitudes entre el máximo y el mínimo de la curva es según la banda de color:

  
Amplitud
B
0.71
V
0.65

Despues de todo esto, los datos los envío a la base de datos de la AAVSO, donde, si alguien los necesita los puede encontrar. Tambien los mando a Gerard Samolyk, que es el coordinador de la seccion de binarias eclipsantes de AAVSO, y que publica normalmente dos veces al año una lista de observaciones de instantes de mínimos a partir de observaciones propias y de colaboradores de todo el mundo. Con estos datos se van anotando las variaciones de periodos de estrellas eclipsantes y dependiendo de cómo sean, se pueden averiguar las causas. Por ahora sirven para esto, pero nunca se sabe para qué más pueden servir.

GW Cep fue descubierta por Geyer, Kippenhann y Strohmeier en 1955.  Las primeras curvas con fotómetro fotoeléctrico fueron publicadas por Meinunger & Wenzel en 1965 y Hoffmann en 1982. Ellos la clasificaron como estrella binaria de la clase W UMa, del subtipo W, variable eclipsante con eclipses totales. Kaluzny, en 1984 en base a los datos fotometricos de Hoffmann determinó el ángulo de inclinación i=83'9 +-0'7º y dio un ratio de masas de 0'370 para este par.

Desde su descubrimiento se ha detectado un decremento del periodo observado, lo que se atribuye a un desplazamiento del gas de la estrella principal a la componente menos masiva. También publican que puede ser efecto de cambios en los campos magnéticos creados por las corrientes de plasma, aunque esto es menos probable, y, faltan datos pero también puede ser debido al efecto de una tercera compañera aun no detectada.

Solo decir para desilusión mía que entre tantas estrellas en las imágenes del campo de GW Cep, me apareció una variable que no figuraba en los catálogos que normalmente manejo. Enseguida me subí a la parra creyendo que había descubierto una nueva variable. Es esta:


Parece la misma, pero no lo es. Se trata de  GSC-4502-0138. Lo que sucede es que es una eclipsante del mismo tipo que GW Cep, y su curva de luz se parece mucho. Incluso el periodo es muy parecido, 0'3929 días. En mis medidas parece que los dos máximos no son igual de brillantes, quizás sea por manchas en la superficie. Eso podría hacer que el brillo de la estrella fuese asimétrico. Incluso el mínimo secundario no parece igual de profundo en la banda V que en B, pero esto quizás entra dentro del margen de error. Con el filtro azul ya estaba en magnitud 13 y en ese punto para mi equipo la imprecision crece. Los errores en las medidas se ven en la gráfica siguiente:


Luego, al buscar un poco más, resultó que esta variable ya estaba descubierta. Vaya. Se trata de Cze V079 Cep , descubierta no mucho antes, en Marzo de 2.005, por Lubos Brát, de la Czech Astronomical Society, que desde luego dedica muchas mas horas que yo a observar variables.


Enhorabuena. ¡Qué le vamos a hacer!

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