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CURVAS DE LUZ DE ESTRELLAS VARIABLES

Trabajo académicamente dirigido. Curso 2001-2002. CURVAS DE LUZ DE ESTRELLAS VARIABLES. Alumna: Mónica Fernández Perea Profesores: Jaime Zamorano Jesús Gallego. Departamento de Astrofísica y CC. De la Atmósfera Universidad Complutense de Madrid. OBJETIVO:

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CURVAS DE LUZ DE ESTRELLAS VARIABLES

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  1. Trabajo académicamente dirigido. Curso 2001-2002 CURVAS DE LUZ DE ESTRELLAS VARIABLES Alumna: Mónica Fernández Perea Profesores: Jaime Zamorano Jesús Gallego Departamento de Astrofísica y CC. De la Atmósfera Universidad Complutense de Madrid

  2. 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

  3. Estrellas variables son aquellas que presentan variaciones 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. INTERÉS CIENTÍFICO:

  4. 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 m: Se determina por fotometría diferencial

  5. 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. VENTAJAS: • No es necesario determinar ni C ni K. • Permite trabajar aunque la transparencia del cielo no • sea perfecta.

  6. FOTOMETRÍA DIFERENCIAL (II): 2 1 3 4 5 1 5 Dm 2 4 3 FASE

  7. MUESTRA DE ESTRELLAS: Criterios de selección: • Facilidad de observación (coordenadas) • Periodo corto (1 día) • Magnitud adecuada • Variaciones rápidas de magnitud BINARIAS ECLIPSANTES

  8. SOFTWARE EMPLEADO (I): CCDSoft Toma y tratamiento de imágenes:

  9. SOFTWARE EMPLEADO (II): IRIS Fotometría:

  10. SOFTWARE EMPLEADO (III):

  11. CALCULO DE ERRORES: Precisión obtenida: m = 0.01 magnitudes

  12. EG CEPHEI 12’ 12’

  13. AB ANDROMEDAE m Tipo EW FASE 3 horas

  14. EG CEPHEI m Tipo EA FASE 4 horas

  15. XX CEPHEI m Tipo EA FASE 5 horas

  16. RT ANDROMEDAE m Tipo EA FASE 4 horas

  17. BU VULPECULAE m Tipo EA FASE 3 horas

  18. U PEGASI m Tipo EW FASE 6 horas

  19. 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.

  20. RECOMENDACIONES: Futuros observables: • Otros tipos de variables: RR Lyrae, cefeidas... • Asteroides • Cuasar 3C273 Instrumentación: • Mejorar la capacidad de almacenamiento

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