Agrupaciones estelares

1. E. Rodríguez IAA Agrupaciones estelares

2. Agrupaciones Estelares Estrellas aisladas: viajan solitarias de acuerdo con el movimiento global de la Galaxia. Ejemplo: el Sol. Edad: 4500 My. Hace ya tiempo que se separó de la agrupación estelar en la que se formó. Más del 50% de las estrellas están ligadas a otras formando sistemas dobles, triples o agrupaciones mayores (hasta miles o incluso millones de estrellas ligadas gravitatoriamente: cúmulos globulares). Sistemas binarios: dos estrellas girando alrededor de un centro de masas común. Sistema binario visual: Albireo. Comp. A: amarilla, V=3.m1, Comp. B azul, V=5.m1. A veces, en realidad son sistemas múltiples. Otras veces, algunas binarias visuales son “falsas visuales” (binarias ópticas). Caso Albireo (b Cyg): inicialmente binaria óptica, pero en realidad es binaria visual con Sep.=34”

3. Sistemas múltiples: hasta 5 o 6 elementos, gene-ralmente, orbitando alrededor de un centro de masas común. Ejemplo: Sistema triple Alpha Centauro (componen-tes A, B y Próxima): A: M=1.09Mo, R=1.2Ro, ST=G2V B: M=0.9Mo, R=0.8Ro, ST=K1V P: M=0.1Mo, R=0.2Ro, ST=M5V Sistema triple de Alpha Centauro y comparación con el Sol. Sistemas múltiples: se conocen mucho menos que los sistemas binarios, (tanto menos cuanto mayor es el número de componentes) porque: a) formación más complicada, b) difícil detectar todos los elementos de un sistema. Wierzbinski (1964) analiza 10200 sistemas múltiples visuales: 8300 dobles (81%), 1400 triples (14%), 350 cuádruples y 150 más de 4 componentes (5%).

4. Cúmulos estelares: grupos de estrellas asociadas física-mente y relativamente cercanas en el espacio. Formación: formadas casi simultáneamente a partir de una misma nube molecular y aún permanecen ligadas gravitacionalmente. Número: desde unas pocas decenas (cúmulos abiertos poco poblados) hasta cientos de miles o incluso millones de estrellas (cúmulos globulares más poblados). Cúmulo abierto poco poblado: Pléiades. Movimiento: no vemos como orbitan las estrellas alrede-dor de un centro de masas común (periodo excesivamen-te grande e imposible de detectar), sino que vemos como se desplazan las estrellas como un todo, con movimien-tos propios similares. Cúmulo globular muy poblado: M80.

5. Sistemas binarios A veces resultan ser sistemas múltiples con más de dos componentes, aunque es difícil detectarlos. Mayor fuente de datos estelares fundamentales: masas, radios y luminosi-dades de estrellas individuales. A veces precisiones en masa mejor que 1%. Estrella binaria: término introducido por Willian Herschel (1802). Después de más de 40 años de estudio (+ Carolina) de varias estrellas “aparente-mente dobles” (binarias visuales) en el cielo  movimiento orbital común  ligados físicamente. Ej: Castor (Alpha Géminis), predijo P=342 años (actualmente P=420 años). Catálogos sistemas visuales: + Burnham (1906): 13665 sistemas visuales dobles (o múltiples) + Dommanget & Nys (1994): 34031 sistemas visuales dobles (o multiples) + Misión Hiparcos (Catálogo Hiparcos): 18644 sistemas (2994 nuevos) + Misión Hiparcos (Catálogo Tycho): 32631 sistemas (~15000 nuevos) + Actualmente: ~70000 sistemas visuales dobles (o múltiples) catalogados Binaria eclipsante: “cercanas” o “no resueltas”: J. Goodricke (1783): inter-pretó correctamente las variaciones de luminosidad de la estrella Algol (b Persei): primaria (más brillante, eclipse primario) + secundaria (menos brillante). Algol: prototipo de los sistemas tipo Algol. Catálogo GCVS (Kholopov et al. 1985): 28450 variables: 70% pulsantes, 10% eruptivas y 20% binarias eclipsantes (~6000 sistemas)

6. Clasificación sistemas binarios (por el método de detección): • Visuales (binarias ópticas) • Astrométricas • Espectroscópicas • Eclipsantes Binarias visuales: se pueden separar con el telescopio. Existe mov. orbital común respecto a un centro de masas común. Si P. orbital muy largo (cientos o miles años)  solo posible detectar mov. propio común. Sistema doble visual  masa total sistema + (por métodos astrométricos cociente de masas)  masas individuales. Boss (1900): primeras masas individuales de comp. visua-les. Mov absoluto de Sirio A y B en el cielo. Ra-yas: mov centro masas, l. gruesa: Sirio A, l. fina: Sirio B. Elipse: órbita relativa de B ento-rno a A. P=50 años, semieje-mayor=20UA. Inicialmente binaria astrométrica y posterior-mente binaria visual. Binarias astrométricas: solo se ve una componente (la más brillante) pero la existencia de la menos brillante se puede inferir por el mov sinusoidal en el cielo (micrómetro o p. fotográficas). Vemos un sinusoide, aunque en realidad es una elipse.

7. Binarias espectroscópicas: no se pueden separar con el telescopio, ni hay tránsito de una por delante de la otra, pero son detectables espectroscópicamente porque: a) espectros superpuestos, b) efecto Doppler, c) variación de vel. radial. SB2: doble línea (dos componentes brillantes) SB1: línea simple (sólo una componente brillante) Binaria espectroscópica. Binarias eclipsantes: no se pueden separar con el telesco-pio, pero una transita por delante de la otra y vemos los eclipses fotométricamente. Primaria: más brillante  eclipse primario A veces (ej. Algoles) primaria menor radio, pero más masiva y temperatura más alta. Otros casos (ej. algunos sistemas RS CVn): primaria menos masiva que la secundaria. Binaria eclipsante.

8. Sistemas binarios eclipsantes: aspectos Instantes de contacto en un eclipse primario, durante un eclipse total. Eclipses total (primario) y anular (secundario). Eclipse parcial: siempre son redondeados. Efecto del oscurecimiento del limbo durante eclip-ses total (redondea los bordes) y anular (todo re-dondeado).

9. Movimiento línea ápsides: a) dirección del observador, b) perpendicular. Movimiento periódico alrededor de la posi-ción del mínimo secundario, debido a la distorsión de las componentes, en órbitas elípticas. Efecto de la reflexión: dos componentes muy cercanas, secundaria no muy deformada y gran diferencia de tem-peraturas (Algoles). Si la secundaria está muy defor-mada, hay que tener en cuenta su emisión intrínseca. Oscurecimiento gravitacional: rotación rápida  disminución de gravedad e-fectiva en el ecuador por aceleración centrífuga  zonas menos oscuras.

10. RZ Cas Solución orbital en filtro y junto con los residuos O-C y variaciones de los índices de color.   RZ Cas a lo largo del ciclo de binariedad con observaciones del OSN. RZ Cas: sistema Algol semiseparado, Porb=1.d2 con primaria pulsante tipo d Sct (Ppul=22 minutos). Los dos eclipses son parciales. (b-y) y (u-b): variaciones de Te y luminosidad (b-y): efectos de reflexión (b-y) y (v-b): mancha caliente en la primaria (u-v): actividad en la secundaria (u-v): flujo de masa ocultando parcialmente a la primaria antes del eclipse primario

11. Sistemas binarios eclipsantes: clasificación • Clasificación: según la forma de las curvas de luz • (GCVS): • Tipo Algol • Tipo b Lyrae • Tipo W UMa • Tipo Algol: • eclipses claramente definidos • comienzo y final de cada eclipse bien definido • fuera de eclipse: curva plana Curvas de luz: EA, EB, EW • Tipo b Lyrae: • eclipses claramente definidos • considerable variación de luminosidad fuera de eclipse (forma no esférica de las componentes) • Tipo W UMa: • eclipses primario y secundario muy parecidos • (componentes similares) • b) variación contínua de brillo: no distinción entre fases de eclipse y fuera de eclipse  compo-nentes muy cercanas y muy distorsionadas

12. Clasificación: según la interacción entre las dos componentes (según Kopal 1955, 1959, a partir del análisis de las curvas de luz y velocidad radial): • Sistemas separados: ninguna llena su lóbulo de Roche  no hay intercambio de materia • Sistemas semiseparados: una componente lo llena transferencia a la otra • Sistemas “en contacto” o “interactivos” o “close binaries”: las dos componentes lo llenan  intercambio entre las dos Representación de las superfícies lagrangianas interna y externa. Sistema binario + lóbulo de Roche de las componentes. Separados, semiseparados y “en contacto”. Sistema binario + lóbulo de Roche de las dos componentes.

13. Clasificación actual es mucho más compleja y se atiende simultáneamente a: • Forma de las curvas de luz • Características de las componentes • Interacción entre las componentes • Otras características especiales • En base a esto tenemos como ejemplos mas importantes: …. • Sistemas tipo Algol (sistemas semiseparados; P=días): • Algoles clásicas: prototipo: Algol; ST: prim=B-AV, sec=F-KIV; q=m2/m1=0.1-0.2 • Algoles tipo O-B: prototipo u Her; ST: prim=O-B, sec=B-A; q=0.3-0.7 Sistemas tipo b Lyrae (sistemas semiseparados; P=días): Prototipo b Lyrae; ST: prim y sec=O-B (parecidos entre ellos), q=pequeño Sistemas tipo W UMa (sistemas “en contacto”, P ≤ 0.d7): Prototipo W UMa; ST: prim y sec=F-K; q~0.8 (componentes parecidas) • Otros tipos interesantes: • Binarias de rayos X de gran masa (ej. sistema Cyg X-1): sist. separado o semisepara-do, P=días-años, q≤0.1, prim=O-BI-II, BeIII-IV, sec=estrella neutrones o agujero negro • Binarias de rayos X de baja masa (ej. sistema Sco X-1): sist. semiseparado, P=horas, q=0.5-1.5, prim=A-MV, sec=estrella neutrones o agujero negro • Cataclísmicas (ej. U Gem): sist. semiseparado, P=horas, q=0.5-1.0, prim=enana blanca, sec=K-MV • Y otros muchos grupos…

14. Pulsación y binariedad A veces: Algol clásica (pri=B-A V, sec=F-K IV): prim puede ser SPB o d Sct; incluso la sec puede ser d Sct o g Dor. Algol tipo O-B (pri=O-B, sec=B-A): prim puede ser b Cephei o SPB; sec puede ser SPB o d Sct Caso más común de binarias eclips. con pulsantes: Algol clásica con primaria d Sct. Casos confirmados: una docena. Candidatos: una centena. Estudio en profundidad de la pulsación (a través de campañas fotométricas coordi- nadas): RZ Cas, AB Cas, AS Eri + Y Cam (desde OSN; 8 frec significativas). Importancia: ambas teorías se pueden aplicar simultá- neamente para chequeo y/o complemento. Chequeo: parámetros fundamentales (M, Te, log g) Complemento: Determinación modos pulsación fue- ra de eclipse (Desfases: l) o durante eclipses (Filtrado Espacial: l,m). Influencia de binariedad sobre pulsación: posible exis- tencia de pulsaciones inducidas. RZ Cas, AB Cas y AS Eri en el diagrama HR junto con las pulsantes tipo d Sct y g Dor.

15. RZ Cas: curvas noche a noche. La pulsación se observa también durante los eclipses secunda-rios y primarios. RZ Cas: después de binariedad: pulsación. Una sola frecuencia f=64.1935 c/d (P=22 min) que obedece al modo no radial n=6, l=1, lml=1 ó 2 RZ Cas: amplitudes del modo principal en diferentes épocas. En algunas épocas: más de un modo excitado.

16. Campañas coordinadas multiobservatorio para este tipo de objetos: • Fotometría uvbyb (OSN+SPM?): solución del sistema en uvby (masas, radios relativos, relación de luminosidades, temperaturas, etc) + discriminación modal de l fuera de eclipse primario (desfases y cocientes entre filtros) • Fotometría CCD en un solo filtro (V=y): contenido pulsacional + discriminación de l,m durante eclipse primario. • Espectroscopía: • b1) parámetros fundamentales (Te, log g, [Me/H], vsin i) • b2) tipo espectral, análisis de posibles anomalías de abundancias • b3) espectroscopía de baja o media resolución: curvas de velocidad radial (1Km/s equivale a DV=0.m01  mala para pulsaciones de baja amplitud, pero buena para VR)  obtención de masas y radios absolutos de las componentes. • b4) espectroscopía de alta resolución (S/N mejor que 30.000): discriminación modal de l y m por análisis de variaciones de perfiles de líneas (método de los momentos); detección de modos excitados con l alto.

17. Beersel Hiels Xinglong Mt Laguna SNO Tien Shan Sobaeksan Orson Pratt Konkoly KPNO APT Cluj-Napoca Y Cam multisite campaign (2003) Total: >500 hours, >100 nights, >8000 points, time-span > 6 months

18. Cúmulos estelares Cúmulos estelares: grupos de estrellas asociadas físicamente y relativamente cerca en el espacio. Estas estrellas fueron formadas casi simultáneamente a partir de una misma nube molecular y permanecen todavía ligadas gravitacionalmente. Número de estrellas: entre unas decenas (c.a. poco poblados) hasta varios millones (c.g. muy poblados). Característica más importante: propiedades fundamentales comunes a todas las estrellas que lo componen: igual distancia, edad, composición química (salvo anomalías), etc  ligaduras a la hora de estudiar estrellas individuales, y viceversa. Ej.: distancia a una pulsante del cúmulo  distancia al cúmulo (y a la galaxia que lo contiene). • Forma: • Cúmulos abiertos: más abiertos y multiformes. Galácticos. • Cúmulos globulares: más compactos y distribución más o menos esférica. Cúmulo abierto M11: estructura poco densa con estrellas jóvenes y brillan-tes. Cúmulo globular M80: estruc- tura compacta con muchísi- mas estrellas. Cúmulo globular NGC 5139 ( Cen): el más poblado de nuestra Galaxia (E. Halley, 1677).

19. Número estrellas: • Cúmulos abiertos: entre unas decenas hasta unos pocos miles. • Cúmulos globulares: cientos de miles (incluso millones). • Número de cúmulos: • Cúmulos abiertos: catalogados ~ 1100 en nuestra Galaxia, pero hay muchísimos más (decenas de miles). • Cúmulos globulares: catalogados 153 en nuestra Galaxia, se estiman unos pocos más (varias decenas más). Andrómeda: unos 500. Galaxias elípticas gigantes (M87): unos 10000. Orbitas altamente excéntricas (hasta 100Kpc, en nuestra Galaxia). • Descubrimiento: • Cúmulos abiertos: desde tiempos casi prehistóricos (Pleiades, Hyades, Praesepe). Ptolomeo ya mencionaba también M7 y Mel 111 (siglo II). Al principio: nebulosas; después: compuestos por estrellas (M44, Galileo 1609). • Cúmulos globulares: siglo XVII. M22 (1665, A. Ihle),  Cen (1677, E. Halley). La mayoría: antes de final de XIX. • Distribución: • Cúmulos abiertos: tienden a aglomerarse hacia el plano galáctico. • Cúmulos globulares: la mayoría en el halo.

20. Edad: • Cúmulos abiertos: jóvenes (desde <1My hasta ~1000My). <10My: contienen PMS; <1My: todas son PMS. Ej Pléiades (relativamente joven, 80My); Hyades, Praesepe, NGC 6134 y NGC 1817: edades entre 600 y 800 My  interesantes para d Sct. • Cúmulos globulares: más viejos (agrupaciones estelares más viejas de nuestra Galaxia). En nuestra Galaxia: 2000-5000My. Otras galaxias: pueden llegar a 12 o 15 Gy. • Metalicidad: • Cúmulos abiertos: estrellas con abundancias normales, Pop. I (formados en regiones donde hay polvo interestelar procedente de generaciones anteriores de estrellas (por eso hay elementos pesados): H2 + He + metales (0.70, 0.28, 0.02)) • Cúmulos globulares: estrellas deficientes en metales, Pop. II (formados a partir de nubes de material primordial existente justo después de la formación de la Galaxia: H2 + He + muy poquitos metales) • ¿Por qué las formas que tienen? • Cúmulos globulares (compactos y distribución más o menos esférica): debido a su gran masa total y gran distancia al plano galáctico y centro de la Galaxia  inmunes a las disrupciones del cúmulo por atracciones externas  no pierden su forma inicial. • Cúmulos abiertos (menos compactos y formas diferentes): se fragmentan fácilmente por las perturba-ciones producidas por las estrellas próximas no pertenecientes al cúmulo  ello impide la existencia de cúmulos abiertos tan viejos como la Galaxia (5000 My), ni siquiera unos 2000 My.

21. Cúmulos y diagrama HR Diagramas HR de Pléiades y Híades. Estrellas en MS. Cúmulos abiertos Pléiades y Híades. Cúmulos globulares M3 y M92. Diagramas HR de M3 y M92. MS, RGB, HB (“gap” RR Lyr), AGB, etc

22. Ajuste de un cúmulo abierto en el HR: a) eje X: E(B-V) o E(b-y) (ej. fotometría uvbyb)  enrojecimiento b) eje Y: (V-Mv)  distancia y luminosidades c) fotometría uvbyb o espectros  metalicidad d) ajustar la mejor isocrona  edad Diagrama HR del cúmulo abierto M39 en a) B-V y b) b-y. Isocronas de log Age=8.43 (violeta) y 8.61 (naranja). c) banda de inestabilidad d Sct y muestra observada en M39. Ajuste de un cúmulo globular en el HR: a) eje X: enrojecimiento b) distancia: método ajuste Mv estrellas MS; problema: debilidad de las estrellas en MS c) distancia: método luminosidad RR Lyr del cúmulo + relación Mv- [Fe/H] para RR Lyr en c. globulares (hay que estimar las [Fe/H] del cúmulo)  Mv d) V + Mv  distancia e) ajustar la mejor isocrona  edad Diagrama HR del cúmulo globular M5=NGC 5904.

23. Diferentes partes de un CG: • MS (MSTO=main-sequence turn-off) (H en núcleo) • RGB= red giant branch (H en capa) • HB= horizontal branch (tras Flash Helio) • AGB=asymptotic giant branch (He en capa) • BS=blue stragglers • Enanas blancas Diagrama HR del cúmulo globular M5=NGC 5904. Estrellas en MS: a) límite inferior en Mv: dado por magnitud límite observacional (límite teórico M=0.08Mo). b) MSTO: ocurre a Mv mucho menores que en los c. abiertos, porque los c. globulares son mucho más viejos (M~0.8Mo  Age~12-15Gy). Estrellas en HB: a) “RR Lyr gap” (hueco de las RR Lyr): zona atravesada por la banda de inestabilidad pulsacional y está ocupada por las RR Lyr del cúmulo. b) descripción de la morfología de la HB con C=(B-R)/(B+V+R) b1) A igual edad: B mayor  C mayor  [Me/H] menor b2) A igual [Me/H]: B mayor  C mayor  más viejos

24. Estrellas BS: en principio, parecen como una extensión de la MS hasta más allá del turn-off (hecho común tanto en c.g. como en c.a.). Como se formaron? • teoría más simple: la BS se formaron después. Problema: diferen-cias de edad entre una generación y otra debería ser muy grande. • teoría más popular: proceden de sistemas binarios de masas simi-lares que se han unido formando una sola estrella más luminosa y más masiva. Diagrama HR del cúmulo globular M5=NGC 5904. • otra: por colisiones entre estrellas debido a la gran desidad de estrellas en el cúmulo.

25. Cúmulos y pulsación Aplicación concepto “cúmulo” a pulsación: a) estrellas con igual distancia  conocer luminosidad b) igual metalicidad y edad ...  ligaduras sobre modelos de pulsación. Aplicación concepto “pulsación” al cúmulo: determinación de distancias a través de relaciones PL(PLC) Cúmulo abierto NGC1817 (690 My) y d Sct. Astrosismología en cúmulos abiertos: a) variables pulsantes multiperiódicas tipo d Sct, g Dor (edad: 600-800 My). b) más jóvenes: d Sct en PMS (< 10 My) c) más jóvenes en MS: SPB y b Cephei Cúmulo abierto NGC6134 (740 My) y d Sct. Cúmulos abiertos para astrosismología: edad (contenido estelar) y distancia (tamaño angular) adecuados. Para variables tipo d Sct: a) distancia ~ 1Kpc  campo ~ 10x10 arcmin (más lejos: demasiado débiles; más cerca: muy grande); b) edad ≤ 1Gy (600-800 My; log Age ~8.8-8.9) (más jóvenes: turn-off demasiado caliente (posibilidad solo en MS); más viejos: turn-off demasiado frío). • Sct PMS en el joven cúmulo abierto NGC 6530 (2My).

26. SX Phe y W Vir en cúmulos globulares: Relaciones PL (PLC) para las variables de un mismo cúmulo  distancia Relaciones del tipo: Mv=A-B logP, B=positivo; Siempre si P  Mv  Luminosidad   estrella más evolucionada. Relación PL para SX Phe en M55: cuadra-dos y triángulos abiertos= pulsadores modo F radial; rellenos= pulsadores modo 1H radial. SX Phe en cúmulo globular M55 (Pych et al. 2001): círculos rellenos= monop., cír-culos abiertos= doble modo, triángulos= SX Phe no pertenecientes al cúmulo.

27. BS en NGC5466 (Jeon et al. 2004): a) región central del cúmulo (r<1´); b) región más alejada del centro. Cajas: estrellas que caen en la región BS del cúmulo. SX Phe descubiertas en NGC5466: cír-culos abiertos= puls. en modo F, trián-gulos rellenos= 1H, círculos rellenos= doble modo en F y 1H. Relación PL para SX Phe en NGC 5466 para F y 1H. SX Phe en cúmulos globulares de diferentes metalicidades: relación Met-Periodo del tipo [Me/H]= A+B logP para cada modo (B positivo), Es decir, si P más metálicos son los correspondientes cúmulos. Efecto evolutivo: [Me/H]  MS  SX Phe más “evolucio-nadas”  P más largos. Relación [Me/H]-Per para SX Phe en c. globulares (20). Met= met. cúmulo, Periodo= periodo medio SX Phe cada cúmulo. En b), los periodos han sido “corregidos” al F, aplicando el factor P1/P0=0.778 para variables con DV<0.m20  relación mejora sustancialmente.

28. RR Lyr en cúmulos globulares: RR Lyr en un cúmulo globular: Mv es casi cte; pero de un cúmulo a otro existe dependencia con la [Me/H] del tipo Mv(RR)=A+B [Me/H] (B positivo, Mv=valor medio en cada cúmulo) Ejemplo: Mv (RR)=0.20[Me/H]+1.00 (Harris et al. 1991) Luego, “cuanto más metálico es un c. globular, menor es su luminosidad”. Además, “conoceremos la distancia a un cúmulo a través de las V-Mv de sus RR Lyr”. SX Phe (círculos) y RR Lyr (cru-ces) en NGC 3201 (Mazur et al. 2003). Diferentes tipos de variables en NGC 3201 (Layden & Sarajedini 2003): RRab (cuad. vacios), RRc (tri. vacios), SX Phe (pentag.), binarias separadas (cuad. rellenos), binarias W UMa (tri. rellenos) + otros (variables gigantes rojas).

29. Cafeidas clásicas (Pop I) en cúmulos abiertos: Relaciones PL son del tipo: Mv=A+B logP (B negativo), es decir, “cuanto más largo es el P, más luminosa es la Cefeida”. Además, obtendremos Mv  distancia a la Cefeida  distancia al cúmulo. Relaciones esquemáticas PL para RR Lyr, Cefeidas de Pob I (Cd) y de Pob II (CW). Ventajas de las Cefeidas sobre otras variables (SX Phe o d Sct): a) más luminosas y amplitudes muy grandes  más fáciles de detectar b) pulsación en modo radial fundamental  relaciones PL bien definidas