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Universidad Complutense de Madrid – Curvas de luz de estrellas variables – curso 2001-2002

CURVAS DE LUZ DE CURVAS DE LUZ DE ESTRELLAS VARIABLESESTRELLAS VARIABLES

Trabajo académicamente dirigido. Curso 2001-2002

Alumna: Mónica Fernández PereaProfesores: Jaime Zamorano Jesús Gallego

Departamento de Astrofísica y CC. De la AtmósferaUniversidad Complutense de Madrid

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OBJETIVO:

Demostrar la capacidad del observatorio UCM para construir curvas de luz de estrellas variables.

Instrumentación:

Telescopio LX200 12” de MEADE y cámara CCD SBIG ST-9E

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INTERÉS CIENTÍFICO:

Estrellas variables son aquellas que presentanvariaciones de brillo a lo largo del tiempo.

Todas las estrellas son variables en algún momento de su evolución, y varían por muy diversos motivos.

Existen multitud de tipos de estrellas variables(eclipsantes, RR Lyrae, Cefeidas, Supernovas, etc).

Se pueden hacer aportaciones importantes con pequeños telescopios.

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LA CURVA DE LUZ:

Es la herramienta fundamental en el estudio de estrellas variables, muestra la variación temporal en brillo de las estrellas.

Fase: Resultado de normalizar el periodo

TT

JDJDresto

fase

0

m: Se determina por fotometría diferencial

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FOTOMETRÍA DIFERENCIAL (I):

•Consiste en medir la diferencia entre la magnitud de la estrella variable y la magnitud de una estrella de comparación de luminosidad constante situada en la misma imagen.

iablencomparació mmm var

VENTAJAS:

•No es necesario determinar ni C ni K.

•Permite trabajar aunque la transparencia del cielo no sea perfecta.

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FOTOMETRÍA DIFERENCIAL (II):

-0,70

-0,60

-0,50

-0,40

-0,30

-0,20

-0,10

0,00

0,10

0,20

0,30

0,40

0,35 0,40 0,45 0,50 0,55 0,60 0,65 0,70 0,75

FASE

m

1 2 3 4 5

1

2

3

4

5

FASE

m

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MUESTRA DE ESTRELLAS:

Criterios de selección:

•Facilidad de observación (coordenadas)

•Periodo corto (1 día)•Magnitud adecuada

•Variaciones rápidas de magnitud

BINARIAS ECLIPSANTES

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SOFTWARE EMPLEADO (I):

Toma y tratamiento de imágenes:

CCDSoft

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SOFTWARE EMPLEADO (II):

Fotometría:IRIS

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SOFTWARE EMPLEADO (III):

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CALCULO DE ERRORES:

0

2

0

0

1Srn

SS

SS/N

C

Precisión obtenida: m = 0.01 magnitudes

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EG CEPHEIEG CEPHEI

12’

12’

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0

0,1

0,2

0,3

0,4

0,5

0,6

0,7

0,8

0,9

1

0,50 0,60 0,70 0,80 0,90

AB ANDROMEDAEAB ANDROMEDAE

m

FASE

3 horas

Tipo EW

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EG CEPHEIEG CEPHEI

m

FASE

4 horas

-0,70

-0,60

-0,50

-0,40

-0,30

-0,20

-0,10

0,00

0,10

0,20

0,30

0,40

0,35 0,45 0,55 0,65 0,75

Tipo EA

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XX CEPHEIXX CEPHEI

m

FASE

5 horas

0,000,100,200,300,400,500,600,700,800,901,001,101,201,301,40

0,29 0,31 0,33 0,35 0,37 0,39 0,41

Tipo EA

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RT ANDROMEDAERT ANDROMEDAE

m

FASE

4 horas

00,10,20,30,40,50,60,70,80,91

1,11,21,3

0,7 0,8 0,9 1

Tipo EA

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BU VULPECULAEBU VULPECULAE

m

FASE

3 horas

Tipo EA

-0,80-0,70-0,60-0,50-0,40-0,30-0,20-0,100,000,100,200,300,40

-0,05 0,00 0,05 0,10 0,15 0,20

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U PEGASIU PEGASI

m

FASE

6 horas

Tipo EW

0,40

0,50

0,60

0,70

0,80

0,90

1,00

1,10

1,20

0,00 0,20 0,40 0,60 0,80 1,00

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CONCLUSIONES:

•Se analizaron más de 1600 imágenes.

•En total, 2 GB de información almacenada.

•Comprobamos los rangos de variación de la magnitud de las estrellas problema.

•También pudimos distinguir distintos tipos de eclipsantes en función de la forma de la curva de luz.

Se ha comprobado la capacidad del observatorio UCM para construir curvas de luz precisas.

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RECOMENDACIONES:

Futuros observables:

•Otros tipos de variables: RR Lyrae, cefeidas...

•Asteroides

•Cuasar 3C273

Instrumentación:

•Mejorar la capacidad de almacenamiento