Estudio Espectroscópico de la Estrella Binaria HD 161741

Estudio Espectroscópico
de la Estrella Binaria
HD 161741
N. Palma
Lydia Cidale*
DAAF, Facultad de Ciencias Espaciales, UNAH
*Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas UNLP
OUTLINE
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Introducción
Planteamiento del Problema
Relevancia
Objetivos
Metodología
Resultados Preliminares
EN LA COLA DEL ESCORPION
HD 161741
Estrellas Binarias
• Binarias Visuales
• Binarias Espectroscopicas
• Binarias Eclipsantes
Cual es la Diferencia?
Binarias Visuales
Cuál es la Diferencia?
Binaria
Espectroscopica
Binaria
Eclipsante
Binaria Espectroscopica
Velocidades Radiales
Masas
Magnitu d
Binarias Eclipsantes
Curva de Luz
Tiempo
Fotometría
FZ Orion
Estrella de Comparación
Geometría de un Eclipse
Curva
deStar
Luz de
La Binaria
Binary
Light
Curve
1.2
1
Brightness
0.8
0.6
0.4
0.2
0
0.00
0.25
0.50
0.75
Phase
1.00
1.25
1.50
Un Modelo Real
Se Asume
– Oscurecimiento hacia el Borde
– Estrellas No-esféricas
– Filtros Colores
Resultados
–
–
–
–
Morfologia de las Estrellas
Inclinación Orbital, excentricidad, y periodo
Tamaños Relativos, masas, y brillo
Temperaturas, actividad estelar de manchas, etc.
El efecto de
rotación
30 days
0.5 days
0.21 days
FZ Orion
-2.9
-2.8
Magnitude Difference
-2.7
-2.6
-2.5
12/21/03 I
12/21/03 R
12/21/03 V
12/22/03 I
12/22/03 R
12/22/03 V
-2.4
-2.3
-2.2
-2.1
-2
-1.9
0
0.1
0.2
0.3
0.4
0.5
Phase
0.6
0.7
0.8
0.9
1
Aspecto de la función de potencial?

Una estrella

y
x
Dos Estrellas

y
x
Dos Estrellas en rotación

y
x
 A y B
DEFINICION DEL PROBLEMA
• ¿Cuáles son los principales parámetros
físicos del sistema?
RELEVANCIA
• El Estudio de estrellas binarias es de
extrema importancia en Astronomía
porque sólo a través de cuidadosas
mediciones de interacciones entre
estrellas se puede determinar con
precisión características tales como sus
masas, luminosidades y radios
OBJETIVO GENERAL
Calcular las soluciones para la curva
de luz y de velocidades radiales
combinadas de HD 161741 y con ello
determinar las propiedades físicas
del sistema.
OBJETIVOS ESPECIFICOS
• Determinar el cociente de masas del sistema,
q, al igual que los radios ecuatoriales y
orbitales del sistema
• Caracterizar las temperaturas de las
componentes del sistema, y de ser posible
del material circunestelar
• Determinar las variaciones físicas que sufre
el sistema como producto del intercambio y
la perdida de material
METODOLOGIA
• Se utilizan los datos fotométricos extraídos a
partir de la curva de luz para HD 161741
obtenida del Hipparcus y del ASAS (All Sky
Automated Survey) y los datos de la Curva
de VR, obtenidos de más de 40 espectros en
la región del visible tomados con el
telescopio de 2.15-m en el Complejo
Astronómico el Leoncito, San Juan,
Argentina.
• Uso de Modelos numéricos para resolver las
curvas de luz y de velocidades radiales.
ESTADO ACTUAL
Magnitud Aparente
CURVA DE LUZ DE HD 161741
FASES 0.08, 0.19, 0.79, 0.94
Software?
• Código de Quiroga para determinar
• Datos de entrada:
• P (periodo asumido)
N número de líneas en tabla.tab
Vo vel. baricentral inicial
Kg semi-amplitud para la primaria
Kh
"
" " secundaria
RESULTADOS PRELIMINARES
•
•
•
•
Clasificación espectral B3 + F5
Masas 8 y 2 Masas Solares
Separación orbital 35 Raldios Solares
El sistema tiene una posible pérdida de
material por el punto lagrangiano L3
• Usando el salto de Balmer en cierta
fase se detecta un incremento
significativo en la temperatura, lo cual
indicaria la presencia de una mancha
caliente en un posible disco de acreción
RESULTADOS PRELIMINARES
• Los espectros de baja resolución
muestran una shell en una fase
especifica que luego desaparece,
implicando la presencia de material
circunestelar posiblemente de un disco
con ciertas irregularidades.