Astronomía

Encontrar el período de precesión de las curvas de luz plegadas

Encontrar el período de precesión de las curvas de luz plegadas



We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

Se suponía que debía encontrar la precesión de una cierta frecuencia en una serie de tiempo. Intenté dividir la serie de tiempo en intervalos más pequeños y los doblé sobre la frecuencia promedio que me interesa. Luego tracé todas las curvas de luz dobladas una encima de la otra.

Noto una ligera oscilación en la forma de la curva de luz al iterar a través de todas estas curvas de luz. No estoy seguro de cómo determinar la frecuencia exacta de oscilación. La curva de luz no se parece a una onda sinusoidal pura, por lo que no creo que pueda ajustar una sinusoide y encontrar la variación de fase.

¿Qué puedo hacer para encontrar el período de oscilación? ¡Gracias una tonelada!


Kepler-19b y su misterioso compañero

Estoy aquí en la conferencia Extreme Solar Systems 2 en Jackson Hole, Wyoming. El lunes, Sarah Ballard habló sobre los resultados recientes en el sistema Kepler-19 y dirigió un documento sobre este objeto que se publicó en arxiv la semana pasada. Esta es la historia del recién descubierto planeta en tránsito Kepler-19b y su misterioso compañero.

Título: El sistema Kepler-19: un planeta 2.2 R_Earth en tránsito y un segundo planeta detectados a través de variaciones de tiempo de tránsito
Autores: Sarah Ballard y col.
Primer autor e institución # 8217s: Universidad Harvard

Arriba: la curva de luz plegada de KOI 84. Después de ajustar un modelo a la curva de luz, los tránsitos se alinean según el período de mejor ajuste. Abajo: la diferencia entre los datos y el modelo. Aunque encaja bastante bien, el modelo se desvía sistemáticamente de los datos al principio y al final del tránsito, esto se puede ver en los paneles superior e inferior. (Figura cortesía de S. Ballard)

Kepler-19 comenzó como Objeto de interés de Kepler (KOI) 84, solo otro objetivo de la prospección de planetas en tránsito de Kepler. KOI-84 ha acumulado dos años de observaciones, primero en & # 8220 cadencia larga & # 8221 con tiempos de exposición de 30 minutos y luego & # 8211 cuando se considera un objeto interesante & # 8211 en & # 8220 cadencia corta & # 8221 con 1 minuto exposiciones. Una vez que la curva de luz ha sido limpiada por la tubería de reducción de datos de Kepler, los tránsitos del planeta candidato KOI-84.01 son evidentes. El procedimiento típico para analizar una curva de luz de este tipo es buscar el modelo que mejor se ajusta a los tránsitos observados. En ese modelo se incluyen parámetros como el período, la inclinación y el eje semi-mayor del planeta y la órbita del planeta y el radio del planeta. (El radio inferido y el semieje mayor dependen del radio de la estrella y # 8217s, que se restringe usando otros datos). Con el período orbital ahora determinado, la curva de luz está & # 8220doblada & # 8221 sobre sí misma, es decir, todos los tránsitos son alineados en función del período determinado y apilados.

Cuando Ballard et al. Llevó a cabo este procedimiento para KOI-84.01, los tránsitos apilados no se veían bien: los bordes de los tránsitos no eran caídas bruscas y abruptas en el flujo, sino que parecían ligeramente manchados. Puede ver esto en la figura de la derecha, cerca del comienzo y el final del tránsito. Ninguno de los parámetros del planeta se pudo cambiar para proporcionar un mejor ajuste a los datos, ni la variación de los parámetros estelares podría aliviar el problema. En cambio, los autores se volvieron hacia su afirmación de que los tránsitos estaban igualmente espaciados en el tiempo. Al relajar esta suposición y permitir que el tiempo de tránsito varíe además de los otros parámetros, los autores pueden ajustar muy bien los datos. Se encuentra que el candidato es un planeta de 2,2 radios terrestres con un período de 9,3 días.

¿Es este objeto realmente el planeta que creemos que es? Debido a que las mediciones de velocidad radial de este candidato dieron como resultado una no detección (¡es un objeto pequeño!), Una segunda verificación independiente de su naturaleza planetaria no es posible. En la jerga de Kepler, entonces, KOI-84.01 no puede & # 8217t ser confirmado como un planeta de buena fe. Pero puede ser validado si se pueden descartar todas las causas no planetarias del supuesto tránsito. Los autores recurren al software BLENDER para este trabajo (ver Astrobite de Courtney & # 8217s para obtener detalles sobre cómo funciona BLENDER). Para abreviar la historia, todos los escenarios no planetarios pueden descartarse con alta confianza: ¡la probabilidad de que la señal se deba a un planeta con un radio de 2.2 de la Tierra es 7000 veces más probable que en otros escenarios! Con esto, KOI-84.01 ha sido validado y se le dio el nuevo nombre Kepler-19b.

Esta figura muestra la diferencia entre los tiempos de tránsito previstos y reales para Kepler-19b. A veces, el planeta transita 5 minutos antes de lo esperado y, a veces, 5 minutos más tarde. Ballard y col. argumentan que estas variaciones de tiempo de tránsito son causadas por la influencia gravitacional de un segundo planeta. (Fig.4 del papel)

Pero, ¿qué pasa con el hecho de que algunos tránsitos de Kepler-19b llegan temprano y otros llegan tarde? Ballard y col. argumentan que la causa de estas variaciones de tiempo de tránsito es un segundo planeta aún no visto cuya influencia gravitacional perturba la órbita del primero. La variación sinusoidal en el tiempo de tránsito es exactamente lo que cabría esperar en este caso, pero también hay otras causas que deben eliminarse como posibilidades. Los autores descartan la variabilidad estelar intrínseca (no hay evidencia de actividad magnética o manchas), la precesión del planeta y la órbita # 8217s (no podría producir las grandes variaciones detectadas) y un cuerpo de masa estelar distante (habría una señal de velocidad radial , que no fue detectado). Habiendo rechazado estos otros escenarios, Ballard et al. concluyen que las variaciones de tiempo de tránsito son el efecto de un segundo planeta y lo llaman Kepler-19c.

No sabemos casi nada sobre Kepler-19c, excepto que existe: la órbita y la masa del segundo planeta no pueden estar restringidas por la señal de tiempo de tránsito. Los autores han considerado una variedad de diferentes objetos perturbadores: planetas interiores y exteriores, planetas en órbitas excéntricas y en órbitas circulares e incluso una luna distante. Aunque algunas de las posibles perturbaciones darán lugar a diferentes señales de temporización de tránsito a lo largo del tiempo, otras serán difíciles, si no imposibles, de desenredar. Entonces, al menos por ahora, la naturaleza de Kepler-19c seguirá siendo un misterio.


Boletín Semanal de TESS: Partido 12

¡Bienvenidos seguidores de TESS al boletín de noticias de esta semana! Esta semana tenemos cuatro artículos del archivo, disfrútelo.

Al estudiar los planetas de período ultracorto, los científicos pueden conocer las historias dinámicas de los sistemas planetarios, así como la evolución atmosférica de planetas altamente irradiados. En este artículo, los autores hacen un seguimiento de una señal de tránsito detectada en el Sector 19 de los datos de TESS, que ocurre alrededor de una estrella M3 V. Los autores confirman la naturaleza planetaria de la señal y derivan los siguientes parámetros planetarios: período = 0,6691403 días (utilizando medidas de velocidad radial del espectrógrafo CARMENS), masa = 3,78 Mtierra, radio = 1,70 Rtierra, una densidad aparente de rho = 4.21 g cm -3, y Tequlibrium = 1069 K. Este planeta, TOI-1685 b, es el planeta de período ultracorto menos denso alrededor de una enana M conocido hasta la fecha. Los autores también detectan otro planeta candidato no en tránsito, TOI-1685 c, que tiene un período orbital de 9,02 días.

BG Ind es un sistema binario brillante bien conocido que consta de un par de estrellas F en una órbita de 14,6 días. En este artículo, los autores utilizan datos de TESS para descubrir un segundo binario eclipsante en el sistema con un período de 0,53 días. Utilizando una combinación de fotometría TESS y datos de velocidad radial y fotométrica terrestre de archivo, los autores encuentran que las dos binarias están unidas gravitacionalmente en un período de 721 días con una órbita moderadamente excéntrica. Un estudio detallado de varios conjuntos de datos, incluido TESS, confirma los resultados de estudios anteriores en los que el sistema binario más brillante A, consiste en estrellas de tipo F ligeramente evolucionadas con masas de 1,32 M⊙ y 1,43 M⊙, y radios de 1,59 R⊙ y 2,34 R $ $. El sistema binario B, recientemente descubierto, posee estrellas menos masivas de 0,69 M⊙ y 0,64 M⊙, y radios de 0,64 R⊙ y 0,61 R⊙. Los autores concluyen que los tres planos orbitales probablemente estén alineados dentro de 17 ”.

AQ Men es una variable similar a una nova con un disco de acreción en precesión que se sospecha está inclinado. La geometría de este sistema se puede explorar mediante el examen de los eclipses rasantes. En este artículo, los autores han analizado los datos de TESS de AQ Men, creando algunas de las mejores curvas de luz de este sistema hasta la fecha. A partir de estos datos, los autores encuentran que las profundidades de los eclipses cambian con la orientación del disco, lo que significa que estos eclipses pueden usarse como una prueba directa de los modelos de discos de acreción inclinados. Un análisis más detallado indica que el período de precesión del disco de acreción varía, al igual que la forma de la variabilidad. También se ha detectado un superhump positivo que no se había visto anteriormente en AQ Men. Este superhump positivo tiene una forma fuertemente no sinusoidal, que no se espera para una variable similar a una nova.

NEMESIS: Encuesta de tránsito de exoplanetas de enanos M cercanos en TESS FFIs I (Feliz et. Al., 2021): Utilizando imágenes TESS de fotograma completo del Sector 1 - 5, los autores han examinado 33,054 estrellas enanas M dentro de 100 parsecs. Este análisis se realizó con una nueva tubería llamada NEMESIS que se desarrolló para extraer fotometría sin tendencia y realizar búsquedas de tránsito de datos de un solo sector en TESS FFI. Estos datos se pueden utilizar para proporcionar una validación empírica de cuántos planetas se pierden mediante el uso de datos de cadencia de 30 minutos. Usando esta canalización, los autores detectan 183 eventos de cruce de umbral y 29 candidatos a planetas, 24 de los cuales son nuevas detecciones. Los períodos orbitales de la muestra oscilan entre 1,25 y 6,84 días y los radios entre 1,26 y 5,31 Rtierra. Combinando estas nuevas detecciones con las detecciones anteriores de los Sectores 1-5, una tasa de ocurrencia integrada de 2.49 planetas por estrella para el rango de período entre 1-9 días, y radios planetarios entre 0.5-11 Rtierra, está determinado. Luego, los autores proyectan un rendimiento estimado de 122 detecciones de tránsito de enanas M cercanas. Lea este documento para obtener más detalles sobre el proceso y todos los candidatos detectados; además, visite el sitio web de NEMESIS.

Figura 1: Tomado de Bluhm, et al., (2021). Paneles superiores: curva de luz TESS PDCSAP de TOI-1685 y la correspondiente curva de luz plegada en fase. Paneles inferiores: curvas de luz plegadas en fase de LCOGT, PESTO y MuSCAT2 en el filtro i y zs de TOI-1685. Para todas las curvas de luz plegadas en fase, se muestran los residuales para el USP encontrado en el sistema. Los círculos blancos son datos agrupados (se muestran solo como referencia). Las curvas negras son los modelos que mejor se ajustan, y las áreas azul claro y oscuro son las bandas de credibilidad del 68% y 95%. Los diferentes tamaños de las barras de error de MuSCAT2 corresponden a las dos noches de observación.

Figura 2: Tomado de Borkovits, et al., (2021). Curvas de luz TESS dobladas, agrupadas y promediadas de los dos binarios del sistema cuádruple BG Ind. Panel superior: curva de luz del sector 1 del binario A (círculos azules), junto con la luz del modelo espectro-fotodinámico combinado doblada, agrupada y promediada curva (curva roja). Paneles medio e inferior: Año 1 (Sector 1) y Año 3 (Sector 27 y 28) curvas de luz de B binario, respectivamente. La curva de solución roja exhibe algunas pequeñas fluctuaciones adicionales que probablemente se deban a las actividades cromosféricas / fotosféricas de las estrellas. Estos se modelaron matemáticamente con armónicos de Fourier simultáneamente con el modelo de dos binarios, mientras que las curvas grises delgadas representan la parte pura de dos binarios de la misma solución. El pliegue de los residuos de los modelos también se muestra debajo de las curvas de luz plegadas.

Fig. 3: Tomado de Ilkiewicz et. al., (2021). Muestras representativas de la curva de luz TESS de AQ Men (puntos negros) con los errores correspondientes (líneas grises) en diferentes escalas de tiempo. Los datos son del sector 11 de TESS.


Oscilación periódica en las curvas de luz de radio a largo plazo de Quasar 1156 + 295

Con base en las curvas de luz a 4.8, 8.0 y 14.5 GHz de Quasar 1156 + 295 del Observatorio de Radioastronomía de la Universidad de Michigan, analizamos la propiedad de variabilidad del flujo total en las tres bandas de radio durante el rango de tiempo de 1980 a 2012. Con el En el análisis de función de estructura (SF) encontramos una tendencia de evolución similar con la escala de tiempo de variabilidad característica de 1,15 ± 0,05 años para las tres bandas de radio, y un posible período de variabilidad cuasiperiódica de ∼2,3 ± 0,1 año. El análisis del periodograma Lomb-Scargle (LSP) implica la existencia de múltiples períodos en las curvas de luz de radio, uno de ellos con un período similar al encontrado usando el SF en torno a los 2,3 años. El análisis de la función de estructura de antes y después de 1997 sugiere que las escalas de tiempo características se vuelven más largas desde 1997, confirmado por el resultado del periodograma de Lomb-Scargle y la función de autocorrelación. Además, el análisis de correlación cruzada confirma que existe una fuerte correlación de las variaciones de flujo en las tres frecuencias de radio con la variación de 14,5 GHz que lidera las otras dos bandas en unos 60 a 120 días.

Esta es una vista previa del contenido de la suscripción, acceda a través de su institución.


Cite esto

  • APA
  • Autor
  • BIBTEX
  • Harvard
  • Estándar
  • RIS
  • Vancouver

En: Astronomical Journal, vol. 155, N ° 1, 13, 13.12.2017.

Resultado de la investigación: Contribución a la revista ›Artículo› revisión por pares

T1 - Desalineación y precesión de la órbita de giro en el sistema planetario Kepler-13Ab

N2: el oscurecimiento de la gravedad inducido por la rotación estelar rápida nos brinda una oportunidad única de caracterizar la desalineación de la órbita de espín de un sistema planetario a través del análisis de su tránsito fotométrico. Usamos el código de modelado de tránsito oscurecido por gravedad simuTrans para reproducir la curva de luz de tránsito de Kepler-13Ab analizando por separado los tránsitos plegados en fase para 12 cuartos de Kepler de cadencia corta. Verificamos el cambio temporal en el parámetro de impacto indicativo de precesión espín-órbita identificado por Szabó et al. y Masuda, que informa una tasa de cambio el día 1. Investigamos más a fondo el efecto de la dilución de la luz en el parámetro de impacto ajustado y encontramos que menos del 1% de luz adicional es suficiente para explicar la variación estacional observada en los datos del trimestre de Kepler. Luego, ampliamos nuestro análisis de precesión a los datos de la curva de fase a partir de los cuales informamos una tasa de cambio el día 1. Este valor es coherente con el de los datos de tránsito con un significado más bajo y proporciona la primera evidencia de precesión de la órbita de giro basada únicamente en la variación temporal del eclipse secundario.

AB: el oscurecimiento de la gravedad inducido por la rotación estelar rápida nos brinda una oportunidad única para caracterizar la desalineación de la órbita de espín de un sistema planetario a través del análisis de su tránsito fotométrico. Usamos el código de modelado de tránsito oscurecido por gravedad simuTrans para reproducir la curva de luz de tránsito de Kepler-13Ab analizando por separado los tránsitos plegados en fase para 12 cuartos de Kepler de cadencia corta. Verificamos el cambio temporal en el parámetro de impacto indicativo de precesión espín-órbita identificado por Szabó et al. y Masuda, que informa una tasa de cambio el día 1. Investigamos más a fondo el efecto de la dilución de la luz en el parámetro de impacto ajustado y encontramos que menos del 1% de luz adicional es suficiente para explicar la variación estacional observada en los datos del trimestre de Kepler. Luego, ampliamos nuestro análisis de precesión a los datos de la curva de fase a partir de los cuales informamos una tasa de cambio el día 1. Este valor es coherente con el de los datos de tránsito de menor importancia y proporciona la primera evidencia de precesión de la órbita de giro basada únicamente en la variación temporal del eclipse secundario.


La herramienta ASCA para realizar la corrección baricéntrica, timeconv se ha modificado, de modo que la precisión de la hora de llegada del evento se mejora hasta en +/-

130 microseg. El cambio es efectivo para timeconv v1.53 (enero de 1999) en adelante. Los binarios ejecutables para las principales plataformas, así como el código fuente, se obtienen de http://heasarc.gsfc.nasa.gov/ftools/ftools_update.html.

Este cambio no afectará significativamente el análisis de tiempo de la mayoría de las fuentes, excepto algunos púlsares muy rápidos (ver más abajo). La corrección está en el cálculo de la posición del satélite en un MJD dado en el nuevo timeconv, los segundos intercalares desde el lanzamiento de ASCA (febrero de 1993) se tienen en cuenta en el cálculo, mientras que no lo era en las versiones anteriores. En 1999, sin tener en cuenta los segundos intercalares, obtendrá una diferencia de tiempo de cinco segundos. Esto conducirá a una diferencia de la posición del satélite en (2xPIxR / P) x5sec = 38 km, donde R = 6931 km y P = 5745 seg son el radio orbital y el período respectivamente. Por lo tanto, la diferencia de tiempo de llegada del evento podría ser de hasta +/- 38 km / c = 130 microsegundos, dependiendo de la ubicación de la fuente.

En la Figura 1, comparamos la diferencia de la hora de llegada del evento calculada con la anterior. timeconv (v1.52) y el modificado (v1.53). La fuente es el púlsar PSR1937 + 21 de 1,6 mseg observado el 16 de noviembre de 1997. Puede ver que la diferencia de tiempo de llegada se modula en el período orbital del satélite. La curva verde es la curva sinusoidal de mejor ajuste con P = 5745.428 seg y amplitud = 65.08 microseg. La figura 2 muestra el periodgrama (variación de chi2 para períodos de prueba) con el antiguo timeconv y el nuevo. Se ve que el nuevo timeconv da un mayor significado a la pulsación. En realidad, la Figura 3 (la curva de luz plegada en el mejor período) indica que el perfil de pulso es mucho más nítido con el nuevo timeconv.

Consulte IAUC 7030 y Shibata et al. ApJ Lett., 1999 para obtener resultados precisos de la observación PSR1937 + 21.

ASCA GOF agradece al Dr. S. Shibata, investigador principal de la observación PSR1937 + 21, por permitirnos utilizar los datos antes de la publicación. También agradecemos a los Dres. Y. Saito y M. Hirayama por encontrar el problema en el viejo timeconv.


Título: El primer catálogo INTEGRAL-OMC de fuentes ópticamente variables

18, de una lista previamente seleccionada de posibles objetivos de interés. Después de más de nueve años de observaciones, la base de datos de la OMC contiene curvas de luz para más de 70000 fuentes (con más de 50 puntos fotométricos cada una). Los objetivos de este trabajo han sido caracterizar la variabilidad potencial de los objetos monitoreados por OMC, identificar fuentes periódicas y computar sus periodos, aprovechando la estabilidad y el largo tiempo de monitoreo del OMC. Para detectar la variabilidad potencial, hemos realizado una prueba de chi-cuadrado, encontrando 5263 fuentes variables de una muestra inicial de 6071 objetos con buena calidad fotométrica y más de 300 puntos de datos cada uno. Hemos estudiado la periodicidad de estas fuentes utilizando un método basado en la técnica de minimización de dispersión de fase, optimizado para manejar curvas de luz con muy diferentes esta URL http este primer catálogo de fuentes variables observadas por OMC, proporcionamos para cada objeto la mediana de la visual magnitud, la magnitud con brillo máximo y mínimo en la curva de luz durante la ventana de observaciones, el período, cuando se encuentra, así como las curvas de luz intrínseca y plegada por período completas, junto con algunos datos auxiliares adicionales.


Contenido

Las variables cefeidas clásicas son 4-20 veces más masivas que el Sol, [11] y alrededor de 1.000 a 50.000 (más de 200.000 para el inusual V810 Centauri) veces más luminosas. [12] Espectroscópicamente son gigantes brillantes o supergigantes de baja luminosidad de clase espectral F6 - K2. La temperatura y el tipo espectral varían a medida que pulsan. Sus radios son de unas decenas a unos cientos de veces el del sol. Las cefeidas más luminosas son más frías y más grandes y tienen períodos más largos. Junto con los cambios de temperatura, sus radios también cambian durante cada pulsación (por ejemplo, por

25% para el coche de período más largo), lo que da como resultado variaciones de brillo de hasta dos magnitudes. Los cambios de brillo son más pronunciados en longitudes de onda más cortas. [13]

Las variables cefeidas pueden pulsar en un modo fundamental, el primer sobretono, o rara vez en un modo mixto. Las pulsaciones en un sobretono más alto que el primero son raras pero interesantes. [2] Se cree que la mayoría de las cefeidas clásicas son pulsadores de modo fundamental, aunque no es fácil distinguir el modo de la forma de la curva de luz. Las estrellas que pulsan en un sobretono son más luminosas y más grandes que un pulsador de modo fundamental con el mismo período. [14]

Cuando una estrella de masa intermedia (IMS) se aleja por primera vez de la secuencia principal, cruza la franja de inestabilidad muy rápidamente mientras la capa de hidrógeno todavía está ardiendo. Cuando el núcleo de helio se enciende en un IMS, puede ejecutar un bucle azul y cruzar la franja de inestabilidad nuevamente, una vez mientras evoluciona a altas temperaturas y nuevamente evoluciona hacia la rama gigante asintótica. Estrellas más masivas que unos 8-12 M iniciar la quema de helio del núcleo antes de llegar a la rama gigante roja y convertirse en supergigantes rojas, pero aún puede ejecutar un bucle azul a través de la banda de inestabilidad. La duración e incluso la existencia de bucles azules es muy sensible a la masa, la metalicidad y la abundancia de helio de la estrella. En algunos casos, las estrellas pueden cruzar la franja de inestabilidad por cuarta y quinta vez cuando comienza la combustión de la capa de helio. [ cita necesaria ] La tasa de cambio del período de una variable cefeida, junto con las abundancias químicas detectables en el espectro, se puede utilizar para deducir qué está produciendo el cruce de una estrella en particular. [15]

Las variables cefeidas clásicas eran estrellas de secuencia principal de tipo B antes de aproximadamente B7, posiblemente estrellas O tardías, antes de que se quedaran sin hidrógeno en sus núcleos. Las estrellas más masivas y calientes se convierten en cefeidas más luminosas con períodos más largos, aunque se espera que las estrellas jóvenes dentro de nuestra propia galaxia, con una metalicidad casi solar, generalmente perderán suficiente masa cuando alcancen la franja de inestabilidad por primera vez, que tendrán períodos de 50 días o menos. Por encima de cierta masa, 20 a 50 M Dependiendo de la metalicidad, las supergigantes rojas evolucionarán de nuevo a supergigantes azules en lugar de ejecutar un bucle azul, pero lo harán como hipergigantes amarillas inestables en lugar de variables Cefeidas pulsantes regularmente. Las estrellas muy masivas nunca se enfrían lo suficiente como para alcanzar la franja de inestabilidad y nunca se convierten en cefeidas. A baja metalicidad, por ejemplo en las Nubes de Magallanes, las estrellas pueden retener más masa y convertirse en Cefeidas más luminosas con períodos más largos. [12]

Una curva de luz cefeida es típicamente asimétrica con un rápido aumento a la luz máxima seguida de una caída más lenta al mínimo (por ejemplo, Delta Cephei). Esto se debe a la diferencia de fase entre el radio y las variaciones de temperatura y se considera característico de un pulsador de modo fundamental, el tipo más común de cefeida tipo I. En algunos casos, la curva de luz pseudo-sinusoidal suave muestra un "golpe", una breve desaceleración de la disminución o incluso un pequeño aumento en el brillo, que se cree que se debe a una resonancia entre el tono fundamental y el segundo sobretono. La protuberancia se ve con mayor frecuencia en la rama descendente para estrellas con períodos de alrededor de 6 días (por ejemplo, Eta Aquilae). A medida que aumenta el período, la ubicación de la protuberancia se acerca al máximo y puede causar un máximo doble, o volverse indistinguible del máximo primario, para estrellas que tienen períodos de alrededor de 10 días (por ejemplo, Zeta Geminorum). En períodos más largos, la protuberancia se puede ver en la rama ascendente de la curva de luz (por ejemplo, X Cygni), pero durante un período superior a 20 días, la resonancia desaparece.

Una minoría de cefeidas clásicas muestra curvas de luz sinusoidales casi simétricas. Estos se conocen como s-cefeidas, generalmente tienen amplitudes más bajas y, por lo general, tienen períodos cortos. Se cree que la mayoría de estos son primeros armónicos (por ejemplo, X Sagittarii), o pulsadores superiores, aunque algunas estrellas inusuales que aparentemente pulsan en el modo fundamental también muestran esta forma de curva de luz (por ejemplo, S Vulpeculae). Se espera que las estrellas que pulsan en el primer sobretono solo ocurran con períodos cortos en nuestra galaxia, aunque pueden tener períodos algo más largos con una metalicidad más baja, por ejemplo, en las Nubes de Magallanes. Los pulsadores de armónicos más altos y las Cefeidas que pulsan en dos armónicos al mismo tiempo también son más comunes en las Nubes de Magallanes, y por lo general tienen curvas de luz algo irregulares de baja amplitud. [2] [17]

El 10 de septiembre de 1784 Edward Pigott detectó la variabilidad de Eta Aquilae, el primer representante conocido de la clase de variables cefeidas clásicas. Sin embargo, el homónimo de las cefeidas clásicas es la estrella Delta Cephei, descubierta como variable por John Goodricke un mes después. [18] Delta Cephei también es de particular importancia como calibrador de la relación período-luminosidad, ya que su distancia se encuentra entre las más precisas establecidas para una cefeida, gracias en parte a su pertenencia a un cúmulo de estrellas [19] [20] y la disponibilidad de paralaje precisos del telescopio espacial Hubble y de Hipparcos. [21]

La luminosidad de una cefeida clásica está directamente relacionada con su período de variación. Cuanto más largo sea el período de pulsación, más luminosa será la estrella. La relación período-luminosidad para las cefeidas clásicas fue descubierta en 1908 por Henrietta Swan Leavitt en una investigación de miles de estrellas variables en las Nubes de Magallanes. [22] Lo publicó en 1912 [23] con más pruebas. Una vez calibrada la relación período-luminosidad, se puede establecer la luminosidad de una cefeida determinada cuyo período se conoce. Su distancia se determina a partir de su brillo aparente. La relación período-luminosidad ha sido calibrada por muchos astrónomos a lo largo del siglo XX, comenzando con Hertzsprung. [24] Calibrar la relación período-luminosidad ha sido problemático, sin embargo, Benedict et al. 2007 usando paralaje precisos HST para 10 cefeidas clásicas cercanas. [25] Además, en 2008, los astrónomos de ESO estimaron con una precisión del 1% la distancia a la Cefeida RS Puppis, utilizando ecos de luz de una nebulosa en la que está incrustada. [26] Sin embargo, este último hallazgo se ha debatido activamente en la literatura. [27]

Las siguientes correlaciones experimentales entre el período de una Cefeida de la Población I PAG y su magnitud absoluta media METROv se estableció a partir de paralaje trigonométrico del telescopio espacial Hubble para 10 cefeidas cercanas:

con PAG medido en días. [21] [25] Las siguientes relaciones también se pueden utilizar para calcular la distancia D a las cefeidas clásicas:

I y V representan magnitudes medias aparentes del infrarrojo cercano y visual, respectivamente.

Las variables cefeidas clásicas con amplitudes visuales por debajo de 0.5 magnitudes, curvas de luz sinusoidales casi simétricas y períodos cortos, se han definido como un grupo separado llamado Cefeidas de pequeña amplitud. Reciben el acrónimo DCEPS en el GCVS. Los períodos son generalmente inferiores a 7 días, aunque aún se debate el límite exacto. [29] El término s-cefeida se usa para cefeidas de pequeña amplitud de período corto con curvas de luz sinusoidales que se consideran los primeros pulsadores armónicos. Se encuentran cerca del borde rojo de la franja de inestabilidad. Algunos autores usan s-Cefeida como sinónimo de las estrellas DECPS de pequeña amplitud, mientras que otros prefieren restringirlo solo a las primeras estrellas entonadas. [30] [31]

Las cefeidas de pequeña amplitud (DCEPS) incluyen Polaris y FF Aquilae, aunque ambas pueden estar pulsando en el modo fundamental. Los primeros pulsadores de armónicos confirmados incluyen BG Crucis y BP Circini. [32] [33]

Las principales incertidumbres vinculadas a la escala de distancia de Cefeidas son: la naturaleza de la relación período-luminosidad en varias bandas de paso, el impacto de la metalicidad tanto en el punto cero como en la pendiente de esas relaciones, y los efectos de la contaminación fotométrica (mezcla) y una ley de extinción cambiante (normalmente desconocida) en las distancias cefeidas clásicas. Todos estos temas se debaten activamente en la literatura. [4] [7] [12] [34] [35] [36] [37] [38] [39] [40] [41] [42]

Estos asuntos sin resolver han dado como resultado valores citados para la constante de Hubble que oscilan entre 60 km / s / Mpc y 80 km / s / Mpc. [3] [4] [6] [7] [8] Resolver esta discrepancia es uno de los problemas más importantes en astronomía, ya que los parámetros cosmológicos del Universo pueden verse limitados al proporcionar un valor preciso de la constante de Hubble. [6] [8]

Varias cefeidas clásicas tienen variaciones que se pueden registrar con observación nocturna entrenada a simple vista, incluido el prototipo Delta Cephei en el extremo norte, Zeta Geminorum y Eta Aquilae ideales para la observación alrededor de los trópicos (cerca de la eclíptica y por lo tanto del zodíaco) y en el extremo sur, Beta Doradus. El miembro de clase más cercano es la estrella polar (Polaris), cuya distancia se debate y cuya variabilidad actual es de aproximadamente 0,05 de magnitud. [6]


Encontrar el período de precesión de las curvas de luz plegadas - Astronomía

Laboratorio 4:
Fotometría diferencial CCD de CY Aquarii

Vuelva a familiarizarse con las "Reglas de funcionamiento del laboratorio" antes de continuar.

En este laboratorio analizará imágenes CCD de banda B de la estrella variable SX Phoenicis de alta amplitud CY Aquarii que fueron adquiridas con el Telescopio YALO de 1 metro en el Observatorio Interamericano Cerro Tololo en Chile. YALO es un telescopio programado en cola operado por un consorcio de Yale, AURA (el organismo que administra KPNO y CTIO para la NSF), la Universidad de Lisboa en Portugal y el estado de Ohio (de ahí el nombre, YALO, un acrónimo de los 4 socios) . Los datos se tomaron con ANDICAM, un generador de imágenes dual CCD / IR Array construido por Ohio State (PI: Darren DePoy).

Durante 14 noches desde UTC 2000 del 25 de septiembre al 12 de octubre, se observó CY Aquarii en la banda B de Johnson utilizando el canal de cámara CCD de ANDICAM. Durante aproximadamente 20 minutos cada noche despejada durante este tiempo, adquirimos 25 imágenes de 20 segundos de duración cada una utilizando el CCD de 2x2 píxeles agrupados. Los datos se descargaron de CTIO a la mañana siguiente y se almacenaron en un disco en OSU, junto con las imágenes de calibración (campos planos). Las condiciones durante las observaciones variaron de noche a noche, comenzamos durante la luna nueva y terminamos durante la luna llena, por lo que el nivel de fondo aumentaba constantemente. Algunas noches teníamos buenas vistas, otras era peor. Algunas noches tenían cirros pasando y otras estaban despejadas. Las condiciones de observación se anotaron en los registros del observador de YALO que examinará.

CY Aquarii es una estrella variable pulsante de gran amplitud y período corto de la clase SX Phoenicis (llamada así por el prototipo de esta clase). Las estrellas SX Phe son 1-2 rezagadas azules de la Población II de masa solar en su fase de evolución posterior a la secuencia principal que han entrado en la "banda de inestabilidad" pulsante del diagrama H-R. Esta es la misma franja de inestabilidad que da lugar a las variables cefeidas supergigantes importantes para medir distancias cósmicas, por lo que las estrellas SX Phe a menudo se denominan "cefeidas enanas". Las estrellas SX Phe se caracterizan por períodos cortos (0.03-0.08 días) y grandes amplitudes de variabilidad (0.3-0.7 magnitudes). Se han visto en cúmulos globulares y galaxias enanas cercanas, así como en el campo (CY Aqr es una estrella de campo).

Entre las estrellas SX Phe, CY Aquarii ha sido un objeto de estudio popular por pequeños telescopios debido a su brillo relativo (V = 10.48mag máx.), Gran amplitud de variabilidad (0.88 mag en B, 0.74 mag en V) y período rápido. (unos 88 minutos). Nuestro objetivo aquí es medir el período y la amplitud de la variabilidad en la banda B utilizando los datos que se adquirieron en CTIO.

Because we only had about 20 minutes of observing time with the Yale 1-m telescope each night, each night of data covers about a quarter of a complete cycle of variability. Since CY Aqr undergoes at

16.4 cycles of variability in 24 hours, by combining data from different 20 minute observing windows across a number of different nights, we can reconstruct a complete "light curve" for CY Aquarii during this period.

To reconstruct the complete cycle, we need to "fold" (or "phase") the light curve (brightness plotted as a function of Heliocentric Julian Date) over one or two periods so that the different cycles we observed overlap. For this purpose we can either adopt the previously reported period (0.061038612 days Powell et al. 1995, PASP, 107, 225), or we can compute it from the data using a time-series analysis. The latter calculation is outside the scope of this lab, but I did it for the entire data set and found P=0.0610378 days using the Schwarzenberg-Czerny method. This is sufficiently close to the value from Powell et al. that we'll adopt their number.

I have provided web tools to take care of all the dirty work of phasing and merging your individual data sets into a grand light curve for the entire class. This is done in Part 4 of the lab.

In this lab, each of you has been assigned data from a different night. Each data set for a given night consists of 25 CCD images taken one after the other over the course of about 20 minutes. Because there were different conditions of transparency (e.g., clouds), airmass, and sky brightness on each night, we will use the technique of Differential Photometry to reduce the data for a given night, and to combine the data from all the nights. To do this, we will establish a common brightness system based on a set of "comparison stars" common to all of the images.

    Examine the images and measure the sky values during the observations, as well as to look for systematics such as changes in the sky brightness, seeing, or transparency during the course of the observations.

This lab is divided into 5 parts, meant to be done in series: Part 1: Finding Catalog Data

To guard against people getting badly stuck, I've set a couple of deadlines, whereby you must pass certain milestones among the above 5 parts before certain dates. Thursday, December 5, 5pm.

By this date, you need to have finished the measurement phases of the lab through at least part 3 above, and submit a table of your preliminary photometric results via email. Details are given at the end of Part 3.

On or before this date, you need to have submitted your final differential photometry data using the Photometry Data Entry Form. Having these done by this date allows all of the students to have the final, full light curve in hand to use for writing up the final parts of the lab report.

Submit your lab notebooks containing your final reports for Lab 4 to the professor by 5pm. There are no extensions except for medical or family emergencies.

Return to the Lab Index
Return to the Astronomy 350 Main Page Updated: 2002 November 20 [rwp]