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