NUEVAS BINARIAS DESCUBIERTAS POR LA LIADA EN EL 2004

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1 NUEVAS BINARIAS DESCUBIERTAS POR LA LIADA EN EL 2004 Francisco Rica Romero Agrupación Astronómica de Mérida (España) Coordinador de la Sección de Estrellas Dobles de la LIADA En el número 103 de AstronomíA dimos a conocer los resultados generales obtenidos por la LIADA en el En el actual número describimos con más detalles las nuevas binarias descubiertas por nuestro grupo durante ese año. En total han sido 14 nuevas dobles, de las cuales 10 pueden ser binarias de origen común (o sea pares cuyas estrellas nacieron juntas y viajan juntas sin orbitar), o bien físicas, cuyas componentes giran la una alrededor a la otra. Para más información sobre como realizamos las mediciones y la estimación de los tipos espectrales consultar la sección Estrellas Dobles del número 103 de AstronomíA. Las magnitudes de las componentes proceden de catálogos como el Tycho 2, del GSC I previa calibración y mediante la interpolación de la fotometría JHK principalmente. El estudio de la naturaleza de cada nueva doble se realizó en base a la información fotométrica, astrométrica y cinemática. Se emplearon diversos métodos profesionales para determinar su posible naturaleza. Desde hace ya un tiempo vengo estudiando el catálogo de 293 estrellas cuyo alto movimiento propio fue descubierto por el astrofísico Wroblewsky en Este astrónomo sólo calculó las posiciones, los movimientos propios y las magnitudes azules aproximadas de estas estrellas. Wroblewsky las denominó con el prefijo WT más un número secuencial. Mi estudio pretendía caracterizar estas estrellas obteniendo tipos espectrales, clases de luminosidad y distancias usando la fotometría BVIJHK y los movimientos propios de la literatura. En este estudio me encontré, de forma casual al principio, e intencionada después, con binarias no catalogadas con alto movimiento propio común, algunas de las cuales, las descubiertas en el 2004, aparecen en este artículo. Las dobles con designación BVD fueron descubiertas por mi colega Rafael Benavides (Agrupación Astronómica de Córdoba) y las dobles FMR fueron descubiertas por quien escribe estas líneas (Agrupación Astronómica de Mérida).

2 FMR 3 AC: [θ = 208º7; ρ = 194ʺ52 (2000,966); mag. 11,59 y 10,93, Tipo: MPC]. Durante el estudio del sistema HJ 2579 el autor de este artículo realizó una búsqueda de nuevas compañeras de movimiento propio común usando la herramienta Aladin y los catálogos Tycho 2, UCAC 2 y USNO B1.0, encontrando una compañera de magnitud 10,9 que compartía el movimiento propio de la componente A del sistema HJ Según nuestro estudio FMR 3 AC está compuesta por dos estrellas de tipos espectrales G5V y G3V. Según el Catalogue of Stellar Spectral Ilustración 1. Nueva binaria WT Binaria descubierta mediante las imágenes del 2MASS. La imagen mostrada es una composición donde se superponen una imagen antigua del SuperCosmos Sky Survey (azul) tomada en 1952,395 y una moderna tomada en 1993,241 (SERC Origin ER) en rojo. Podemos ver cómo los objetos con movimientos propios pequeños aparecen como un solo punto. Sin embargo la binaria (el astro alargado situado en el centro) aparece diferenciado para las dos épocas indicando el movimiento propio común de ambas componentes. Classifications (Skiff, 2003) tienen espectros G5p y G2 y por tanto casi coincidentes con el resultado obtenido por mí. BVD 4 BC: [θ = 112º8; ρ = 6ʺ46 (1999,291); mag. 13,2 y 14,4, Tipo: MPC] Doble compuesta por dos estrellas de magnitudes 13,2 y 14,4. Fue localizada por Rafael Benavides durante su observación de HJ No se conoce el movimiento de la componente C, Consultando placas antiguas de la época 1952,395 procedentes del SuperCosmos Sky Survey pudimos confirmar, mediante comparación con astrometría moderna procedente del 2MASS, cómo ambas estrellas poseían movimiento propio común. En base a la fotometría y espectros calculados, las paralajes fotométricas son casi idénticas y sitúan a las componentes a una distancia de 129 y 120 parsecs. BVD 8 BC: [θ = 69º2; ρ = 3ʺ01 (1998,994); mag. 13,8 y 14,0, Tipo:?] Doble compuesta por dos estrellas de magnitudes 13,8 y 14,0. Fue localizada por Rafael Benavides durante su observación de HJ 229 comprobando que la componente B estaba compuesta por dos estrellas de similar brillo (con una diferencia de 0,1 ó 0,2 magnitudes) y separadas por unos 3. Las diferencias de magnitudes JHK entre ambas componentes no exceden de 0,2 magnitudes. Esto podría indicar que ambas componentes poseen una distribución espectral similar y por tanto espectros similares. También se sospecha que ambas

3 componentes pueden poseer paralajes fotométricas similares, aumentando la posibilidad de que pueda existir relación física entre ambas componentes. No obstante, es muy importante realizar más mediciones astrométricas para confirmar este resultado. BVD 7: [θ = 108º0; ρ = 6ʺ91 (1993,809); mag. 11,6 (A2V) y 12,0 (A6V), Tipo:?] Nueva doble compuesta por dos estrellas de magnitudes 11,6 y 12,0. Fue localizada por Rafael Benavides durante su observación de HJ 366. Ya que esta pareja se localiza en plena Vía Láctea, los espectros que aportamos ya están corregidos por absorción interestelar usando el catálogo de Neckel (1983). Para una distancia próxima a la que se encuentran las componentes, unos 2300 y 1800 añosluz, el enrojecimiento medio observado es importante: E(B V) = +0,38. La doble puede ser tanto física como óptica por lo que la naturaleza de este par permanece indeterminada. FMR 4: [θ = 305º; ρ = 2ʺ6 (1999,147); mag. 15,4 (M1.5V) y 15,6 (M3V), Tipo: MPC] Consultando las placas infrarrojas del 2MASS detecté una débil compañera a 2 6 de una estrella descubierta por Wroblewsky y catalogada como WT Wroblesky se percató de que aparecía algo elongada en las placas fotográficas pero no la resolvió. Aunque en la literatura astronómica no aparece el movimiento propio de la secundaria, he podido comprobar que posee un movimiento propio común mediante el uso de imágenes digitalizadas tomadas por telescopios profesionales. La paralaje fotométrica indica que están situadas a 131 y 72 parsecs. En el catálogo de Wroblewsky se obtuvo un movimiento propio para la primaria de μ(α) = 0ʺ073 y μ(δ) = 0ʺ155. Si este par estuviera unido gravitatoriamente tendría una separación proyectada de 266 UA. y un semieje mayor de 3 64 (372 UA.). Su período orbital sería de unos años. FMR 6: [θ = 178º1; ρ = 16ʺ55 (1998,349); mag. 14,1 (K7V) y 18,3 (M1.5V), Tipo: MPC] Esta es otra de las dobles descubiertas entre las estrellas de alto movimiento propio de Wroblewsky. La LIADA descubrió, justo a y 178º1 (1998,349) de la estrella WT 2093, una débil compañera. En base a las placas fotográficas antiguas y a la astrometría moderna resultó poseer un movimiento propio de similar cuantía y, por tanto, es una nueva estrella de alto movimiento propio no conocida, además de ser una nueva compañera de WT La paralaje fotométrica indica que están situadas a 169 y 253 parsecs. El movimiento propio anual de la primaria es μ(α) = 0ʺ002 y μ(δ) = 0ʺ140; el de la secundaria μ(α) = +0ʺ010 y μ(δ) = 0ʺ138. FMR 7 BC: [θ = 354º0; ρ = 85ʺ8 (1997,842); mag. 10,77 (G5V) y 20,2 (M2/3 V), Tipo: MPC] Durante el estudio de la doble HJ 3243 descubrí una débil estrella que poseía casi el mismo movimiento propio anual [μ(α) = μ(δ)= 0 002] que la componente HJ 3243B [μ(α) = μ(δ) = 0 000] por tanto estamos ante una posible pareja física. Mi estudio de la fotometría indica que la nueva componente C es una enana roja M2V o M3V. Por tanto, estamos ante un nuevo par de movimiento propio común compuesto

4 por una estrella G5V y una muy débil enana roja de espectro M temprano o medio. Seguramente se trate de un par de origen común sin relación gravitatoria. FMR 8: [θ = 236º3; ρ = 5ʺ25 (1999,190); mag. 13,3 (M3V) y 13,9 (M3V), Tipo: FIS?] Esta pareja está compuesta por las estrellas WT 2133 y WT 2132, cuyos movimientos propios fueron descubiertos por Wroblewsky en Ambas componentes poseen movimientos propios idénticos: μ = y θ = 193º3, por lo tanto estamos ante estrellas que viajan juntas en el espacio estando a la misma distancia de nosotros. Es muy probable que ambas componentes orbiten la una alrededor de la otra. En este caso, el semieje mayor esperado sería de 202 UA y su periodo orbital probable rondaría los años (órbita circular asumida). El propio Wroblesky (1999) comentó: ʺEsta pareja está parcialmente resuelta en nuestras placas. Pueden ser sistema binarioʺ. Según nuestro estudo la primaria podría ser una binaria no resuelta. Esta sospecha se fundamente por la diferencia de 0,6 magnitud entre las componentes a pesar de que poseen la misma distribución espectral. FMR 11: [θ = 330º0; ρ = 5ʺ18 (1998,235); mag. 14,4 (M2,5V) y 19,4 (M5,5V), Tipo: FIS?] Doble descubierta entre las estrellas de alto movimiento propio de Wroblewsky. El autor de este artículo descubrió que la estrella WT 2151 de este listado (μ = / año) tenía a unos 5ʺ de distancia una débil compañera no detectada por Wroblewsky. Tras la inspección visual de una vieja placa fotográfica tomada en 1953,379 y la superposición de las estrellas del moderno catálogo 2MASS, calculé el movimiento propio de la secundaria confirmando la gran probabilidad de movimiento común. Según el catálogo USNO B1.0 el movimiento propio anual de la primaria es μ(α) = 0ʺ196 y μ(δ) = 0ʺ108. El movimiento propio anual de la secundaria, calculado por el autor, fue de μ(α) = 0ʺ200 y μ(δ )= 0ʺ103. Mi estudio sobre la fotometría reveló que estamos frente a dos enanas rojas muy frías de espectros M2,5V y M5,5V. Las distancias calculadas indican que seguramente estén situadas a la misma distancia, a unos 180 pársecs. FMR 11 seguramente sea una binaria física cuyas componentes orbitan entre sí. Su semieje mayor sería de unos 370 UA (= 6ʺ8) con un período orbital de unos años. Ilustración 2. Nueva Binaria Descubierta por la LIADA. Parte de una placa fotográfica del Digitized Sky Survey tomada en 1955,387 donde se muestra el movimiento propio común de las componentes de GSC Los signos "+" son de la astrometría del catálogo 2MASS para 1999,298. Podemos ver cómo las componentes tienen casi el mismo desplazamiento hacia el Sur.

5 FMR 12: [θ = 153º1; ρ = 6ʺ73 (1999,298); mag. 11,79 (K9V) y 14,8 (M3V), Tipo: FIS?] Esta es otra de las dobles descubiertas por el autor entre las estrellas de alto movimiento propio de Wroblewsky. La estrella WT 2155 tenía una débil compañera que parecía compartir su movimiento propio. Por cierto, WT2155 no fue descubierta por Wroblewsky, ya que figuraba catalogada en el ʺLick Northern Proper Motion Program: NPM1 Catalogʺ en La paralaje fotométrica indica que ambas componentes están situadas a 42 y 50 parsecs y por tanto cercanas a nosotros. El posible carácter común en los movimientos propios de ambas componentes se ha comprobado superponiendo una vieja placa fotográfica de 1955,387 con la astrometría del catálogo 2MASS para la época 1999 (ver Ilustración 2). Podemos concluir diciendo que FMR 12 es una fuerte candidata a ser binaria. Su semieje mayor sería de 433 UA con un período orbital aproximado de años. No obstante, es necesario realizar más mediciones en el futuro para obtener un valor del movimiento relativo. WRO 1:[θ=41º5; ρ = 7ʺ67 (1998,241); mag. 12,2 (M0V) y 15 (K/M VI?), Tipo: MPC] Esta doble está compuesta por estrellas de alto movimiento propio. Fue descubierta por Wroblewsky en 1999, si bien no llegó a medirla, siendo ésta la primera vez que se resuelve. Provisionalmente hemos asignado las siglas WRO. La primaria es LTT 6166 (=G ) y su movimiento propio fue descubierto por Ross (1929). La secundaria es la estrella WT 2159 de la lista de Wroblewsky cuyo movimiento propio fue descubierto en El movimiento propio anual de la primaria procedente del UCAC 2 es μ(α) = 0ʺ138 y μ(δ) = 0ʺ282. El movimiento de la secundaria (USNO B1.0) es μ(α) = 0ʺ129 y μ(δ) = 0ʺ292, mostrando mucha similitud con el de la primaria. Según mi estudio la primaria es una enana M0V. La secundaria podría ser una subenana fría. De acuerdo al diagrama de doble color infrarrojo de Leggett (1992) la secundaria pertenecería al halo galáctico. El diagrama de movimiento propio reducido de Kirkpatrick (1995) también indica que estamos ante una subenana fría. Desde el punto de vista de la evolución estelar, cómo es posible que la componente secundaria pertenezca a una población estelar más vieja que la primaria? Ambas componentes no nacieron a la vez? La primaria capturó a la secundaria haciéndola orbitar a su alrededor? Para desvelar estas incógnitas necesitaremos de la ayuda profesional. FMR 10 AC: [θ = 9º1; ρ = 40ʺ00 (1998,326); mag. 11,2 (K0III) y 10,9 (K4III), Tipo: OC] A 40ʺ0 de distancia y en dirección 9º2 de HJ 1425 A descubrí una estrella de magnitud 10,9 con un movimiento propio casi idéntico al de la componente A, existiendo la posibilidad de que ambas estrellas estuvieran relacionadas. El movimiento propio anual de la primaria procedente del Tycho 2 es μ(α) = 0ʺ001 y μ(δ) = 0ʺ016. El de la secundaria es μ(α) = 0ʺ000 y μ(δ) = 0ʺ015.

6 Según mi análisis, seguramente, sean dos gigantes rojas de espectros K0III y K4III (corregidos por enrojecimiento en torno a E(B V) = 0,2). La paralaje fotométrica obtenida sitúa a ambas componentes a una distancia muy similar, de unos 3000 años luz, lo cual refuerza la posibilidad de relación entre ambas estrellas. FMR 13 : [θ = 216º1; ρ = 3ʺ71 (1999,751); mag. 14,0 (K2V:) y 14,1 (K2V:), Tipo:?] Mientras estudiaba el sistema HJ 960 encontré una pareja de débiles estrellas. Las componentes poseían magnitudes 14,0 y 14,1 en banda V con separaciones de 3ʺ71. Apenas aparece información sobre ellas. No se pudo determinar su naturaleza. No obstante es necesario confirmar que las componentes realmente son estrellas de la secuencia principal. Tabla I. Nuevas Dobles Visuales descubiertas por la LIADA durante el 2004 Doble Coordenada Theta Rho Hhmmss.s+ggmmss [ º ] [ ] Época Magnitudes Espectros Tipo FMR 7 BC ,0 85,8 1997,842 10,77 y 20,2 G5V y M2/5V OC? FMR 3 AC ,7 194, ,966 11,59 y 10,93 G5V y G3V OC FMR ,6 1999,147 15,4 y 15,6 M1.5V y M3V MPC BVD 4 BC ,8 6, ,291 13,2 y 14,4 K6V y M0V FIS? FMR ,1 16, ,349 14,1 y 18,3 K7V y M1.5V MPC FMR ,3 5, ,190 13,3 y 13,9 M3V y M3V FIS? FMR ,0 5, ,235 14,4 y 19,4 M2.5V y M5.5V FIS? FMR ,1 6, ,298 11,79 y 14,8 K9V y M3V FIS? WRO ,5 7, ,241 12,2 y 15,0 M0V y K/M VI: MPC BVD 8 BC ,2 3, ,994 13,8 y 14,0 ---? FMR 10 AC ,1 40, ,326 11,2 y 10,9 K0III y K4III OC FMR ,1 3, ,809 14,0 y 14,1 K2V: y K2V:? BVD ,0 6, ,809 11,6 y 12,0 A2V: y A6V:? Para contactar: frica0@terra.es Página web de la Sección de Estrellas Dobles de la LIADA: