martes, 5 de julio de 2016

Notas sobre las estrellas variables tipo W Ursae Majoris

La variabilidad de la estrella W Ursae Majoris se observó por primera vez  a principios de 1900 por Muller y  Kempf (1903) mediante fotometría realizada en el observatorio de Postdam. La estrella, aparentemente, exhibió un periodo extraordinariamente corto de tan sólo cuatro horas, el más breve localizado para esas fechas. Medidas actuales estiman que su periodo es el doble, algo más de ocho horas.

Si bien, las variciones de brillo eran evidentes en la curva de luz, esta estrella no pudo ser incluida entre las clases de estrellas variables conocidas en la época. Para explicar su variabilidad, los autores propusieron que los cambios de brillo se debían a que la estrella se encontraba en un estado de edad avanzada, y que presentaba por ello, zonas desiguales de distribución de brillo , que se manifestaban con la rotación del astro. Otra alternativa era que el objeto tuviera una forma elipsoidal,  lo que provocara que con la rotación nos mostrara diferentes áreas de superficie luminosa.
Sin embargo, Muller y Kempf sugirieron que la variabilidad podría ser producto de la presencia de dos cuerpos, casi iguales en tamaño y en luminosidad, situados relativamente cerca el uno del otro,  ocultándose entre sí en el transcurso de la revolución. Esta teoría fue la más aceptada así que W UMa pasó a ser definitivamente una binaria eclipsante. Los parámetros detallados de la estrella fueron publicados por Adams y Alegría (1919). Los descubrimientos de estrellas similares continuaron. En 1926, Schilt informó sobre dos nuevas variables del tipo W UMa: i Bootis y BD 75 752. Ahora, un siglo después,hay catalogadas más de 7.000 estrellas variables del tipo W UMa en el índice de estrellas variables VSX. En la imagen de la derecha tenéis la curva de luz de la estrella RR Cen de tipo W UMa.




Características de las estrellas W UMa.

Las estrellas tipo W UMa son fácilmente reconocibles por sus curvas de luz que presentan mínimos casi iguales y variciones de luz continua. Los rangos de variabilidad oscilan de unas pocas décimas a poco más de una magnitud. Los periodos suelen ser cortos y oscilan entre 0,25 y 1 día. Cada uno de los componentes de la binaria son casi del mismo tipo espectral, desde mediados de la clase A, a principio de la K,con especial incidencia desde las clases espectrales medias de F  hasta principios de la G. Se supone que las estrellas se encuentran en un estado evolutivo similar y se encuentran cerca o justo por encima de la secuencia principal. Las componentes son de diferentes masas, pero en proporción, sus temperaturas son muy similares. Se cree que las estrella de tipo W UMa se encuentran muy próximas en incluso en contacto. Por ello,a pesar de sus diferentes masas, debido a esta estrecha relación, tienen temperaturas superficiales similares, ya que se encuentran en contacto térmico, fluyendo flujos de calor desde la estrella más masiva, a la menos masiva.


Naturaleza y Evolución.

Aunque las estrellas W UMa son consideradas binarias de contacto, no tenemos una teoría satisfactoria sobre su origen, estructura y evolución. La teoría tradicional explica que el origen de las binarias de contacto procede de la pérdida del momento angular del sistema.
 
La idea de las binarias de contacto fue introducida por primera vez por Kuiper (1941) y fue aplicada a la estrella binaria eclipsanete Beta Lyrae.
 
La posibilidad de que la mayoría de las estrellas binarias de contacto fueran de tipos espectrales cercanos,como el caso de W UMa, surgió a partir del análisis de Kopal (1955). El término "binaria de contacto", sin embargo, parece haber tenido significados ligeramente diferentes a los planteados por Kuiper y Kopal. Una historia sobre este término la presentó Wilson en 2001.
 
Aunque hubo alguna sospecha de que las estrellas de W UMa no estaban en contacto (Madera, 1969), el modelo binario de contacto es la teoría generalmente más aceptada. Las componentes son dos estrellas de la secuencia principal con diferentes masas en contacto físico, con relaciones de masa superiores a diez a uno en algunos casos (Genet, 2005). Las superficies de las estrellas se encuentran distorsionadas de forma compatible a las superficies equipotenciales (Kopal 1959). Lucy (1968) fue el primero en aplicar el modelo de Roche a las estrellas binarias eclipsantes, especialmente a las estrellas tipo W UMa.
 
Cuando decimos que ambas estrellas están en contacto, también queremos decir que sobrepasan sus límites de Roche. Como resultado, las componentes comparten una capa exterior común. (imagen de la derecha). Li (2007) encontró que la mayoría de los sistemas W UMa se pueden formar a partir de binarias separadas con periodos de alrededor de 2,24 días e inferiores.


Dos grupos propuestos.


Binnendijk (1970) divide los archivos binarios de las estrellas W UMa en dos subclases basadas en las características de observación de la siguiente manera:

Sistemas de tipo A: estos sistemas están generalmente compuestos por estrellas de tipo espectral sitiadas entre la clase A y la G, de mayor luminosidad, mayor masa, siendo la relación de masas entre las componentes menor. El grado de contacto es más grande y está presente una envolvente común gruesa (Van Hamme 1982). Las curvas de luz de los sistemas de tipo A muestran un mínimo primario más profundo debido al eclipse de la estrella más masiva y caliente.

Sistemas de tipo W: Suelen estar formados por estrellas de tipo espectral más tardío (a partir de las clases F a K). En las estrellas W UMa de tipo W, el mínimo primario más profundo corresponde al eclipse de la estrella menos masiva. Las estrellas de estos sistemas se encuentran situadas más cerca de la secuencia principal que las estrellas de la clase A. Las componentes secundarias de los sistemas tipo W tienen un radio mayor que las estrellas situadas en la secuncia principal de la misma masa.

Se acepta que los sistemas A y W en realidad son los diferentes estados de evolución de los sistemas W UMa. Algunas teorías sugieren que los sistemas de tipo W evolucionan hacia los sistemas de tipo A a través de un intercambio de masas, mientras que otras teorías dicen que son los sistemas de tipo A los que evolucionan hasta convertirse en sistemas tipo W.


Periodo de Variación.

W UMa ha mostrado algunos cambios leves en su período desde su descubrimiento en 1903. Una de las teorías para describir este fenómeno es la transferencia de masa entre las componentes del sistema, que provocan la redistribución de momento angular del conjunto (Rucinski 1993). Guinan & Bradstreet (1988) reportan la presencia de manchas solares grandes, así como fuertes emisiones de rayos-X cromosféricas y coronales, típicas en los sistemas binarios de tipo W UMa, que indican la presencia de una fuerte actividad, relacionada con la actividad dínamo magnética del sistema. Estos campos magnéticos intensos pueden controlar muy bien el flujo de masa y los efectos magnéticos, y ser los responsables de los cambios de períodos observados. Whelan, Mochanacki y Worden (1974) consideran tres posibles causas para el cambio de actividad: 
 
(i) el intercambio de masa y / o pérdida de masa.
(ii) el movimiento del ábside.
(iii) la posibilidad de un tercer cuerpo. Pribulla y Ruckinski (2006) encontraron que hasta un 50% de  los sistemas W UMa tienen compañeros.

Una explicación completa, sin embargo, sigue pendiente. En la siguiente imagen podemos ver la gráfica de la estrella W Uma que da nombre a este tipo de variables.





Observando a W UMa.

Los observadores de la AAVSO comenzaron a monitorizar a W UMa en 1966. La Osa Mayor es una constelación circumpolar del hemisferio norte, por lo que W UMa es una gran estrella para contemplar en casi cualquier época del año para los observadores boreales. De acuerdo con la Base de Datos Internacional de la AAVSO, W UMa varía entre una magnitud visual de cerca del 7,75 a alrededor de 8,48, por lo que es una gran candidata para los binoculares y los telescopios modestos. 
 
Las binarias eclipsantes deben observarse todas las noches claras, cada 10 minutos durante el eclipse, con la fecha y la hora grabadas con la mayor precisión posible.
 
Las estrellas binarias, más concretamente, estrellas binarias eclipsantes, pueden proporcionar datos importantes acerca de las estrellas, como la masa y el radio. Terrell (2006) sugiere que las nuevas tecnologías podrían ayudar a contestar algunas preguntas sobre los sistemas binarios, incluyendo la detección y análisis de los planetas extrasolares en estos sistemas . También las mejoras del software, pueden ayudar a responder algunas preguntas acerca de las estrellas W UMa. Esto, junto con la continua observación visual, ofrecerá pistas importantes para estos sistemas.

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