Variables Binarias Eclipsantes
Las variables binarias eclipsantes son estrellas binarias que orbitan alrededor de su centro de gravedad común, pero la órbita tiene una orientación especial, inclinada 90 grados con respecto a la Tierra, de modo que durante su órbita, cada estrella bloquea temporalmente de nuestra vista parte o la totalidad de la luz de la otra estrella La mayoría de las estrellas están tan lejos que la mayoría de estos sistemas binarios todavía se nos aparecen en el cielo como una sola estrella. Cuando las estrellas se eclipsan entre sí de esta manera, el brillo del sistema varía y la curva de luz se atenúa. El brillo relativo, el tamaño y el tipo de estrellas en una binaria eclipsante, así como la distancia entre ellas, determina la apariencia de la curva de luz. Si las estrellas varian en brillo, la más brillante se llama primaria y la más tenue, secundaria. La curva de luz puede descender dos veces durante la órbita, una cuando la secundaria pasa por delante de la primaria y la otra cuando la primaria pasa por delante de la secundaria. Hay tres tipos principales de binarias eclipsantes que se distinguen en función de sus curvas de luz: tipo Algol, tipo Beta-Lyrae y tipo W Ursae Majoris.
Binario Eclipsante Tipo Algol
Los sistemas binarios eclipsantes tipo EA, o Algol, están formados por dos estrellas que tienen una separacion muy grande en su órbita mutua y no interactúan, por lo que la curva de luz permanece plana (muestra poca variación) fuera de los eclipses. Dado que las estrellas no interactúan, el binario se refiere como separado. Si las dos estrellas tienen temperaturas o tamaños muy diferentes, la curva de luz mostrará dos eclipses de formas diferentes. Por ejemplo, cuando una estrella más fría y tenue (secundaria) eclipsa a una estrella más caliente y brillante (primaria), habrá una mayor disminución en el brillo, por lo que un eclipse más profundo en la curva de luz. Esto se llama el mínimo primario. Cuando la estrella primaria más caliente pasa frente a la estrella secundaria, puede haber una disminución menor en el brillo total, lo que se conoce como el mínimo secundario.
A continuación se muestra un video sonificado de algunas observaciones de un binario eclipsante tipo EA. Las 107 observaciones son realizadas durante solo unas 2 horas y media. El video muestra el mínimo primario de este sistema, o cuando la estrella secundaria eclipsa a la primaria. Las observaciones tienen una resolución impresionantemente alta, y cada latido corresponde a un minuto en tiempo real. El video escanea a lo largo del tiempo (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues.
El siguiente video es la curva de luz en fase para la observación del binario eclipsante de tipo EA. Se determinó que el sistema binario tiene un período de aproximadamente 12 horas en base a un total de 594 observaciones realizadas durante casi 600 días. En el video, debe escuchar dos fases completas, cada una de las cuales consta del mínimo primario seguido del mínimo secundario con un brillo casi constante en el medio. El video explora la fase (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues.
A continuación se muestra el espectro para la observación del binario eclipsante de tipo EA. Este video escanea una gráfica de brillo medida en flujo o intensidad de la luz (eje y) versus longitud de onda (eje x), pasando de longitudes de onda azules a rojas de 3800 a 7200 angstroms. El tono más bajo representa un flujo más débil. El espectro aumentará gradualmente en flujo (tono) a medida que aumenta la longitud de onda antes de estabilizarse alrededor de la mitad del recorrido.
Este binario eclipsante de tipo EA, J161320.56+301231.0, fue el objetivo de la espectroscopia SDSS-IV como una variable en el proyecto TDSS (Roulston en preparación). La curva de luz es de banda g óptica del ZTF.
Binario Eclipsante Tipo Beta Lyrae
Los sistemas binarios eclipsantes de tipo Beta Lyrae (EB) tienen órbitas más cercanas y de período corto. Los dos componentes del binario se refieren como semiseparados - tan cerca que las estrellas se distorsionan entre sí gravitacionalmente, desde formas esféricas a elipsoidales, pero no tan cerca como para intercambiar masa. Debido a la forma elipsoidal de las estrellas, no existe una fase plana bien definida de brillo constante entre los eclipses.
A continuación se muestra un video sonificado de las observaciones tomadas de una binaria eclipsante de tipo EB. Las 42 observaciones que se pueden escuchar se produjeron en un lapso de 20 noches, por lo que cada latido corresponde a 3 horas en tiempo real. Debido a los largos tiempos entre observaciones en comparación con el período binario, no se escuchan tendencias en el video, pero escuche las rápidas fluctuaciones en el brillo. El video escanea a lo largo del tiempo (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues.
A continuación se muestra la curva de luz en fase para la binaria eclipsante de tipo EB. Las curvas de luz en fase de las binarias de tipo EB son mucho más suaves que las de las binarias de tipo EA. En otras palabras, los eclipses, o caídas en el brillo, ocurren de manera tan gradual que puede ser difícil señalar el comienzo y el final de un eclipse. Además, no hay un brillo de referencia bien definido cuando las estrellas no están eclipsando como ocurre con los sistemas eclipsantes de tipo EA separadas. Escuche y ponga atencion a dos fases completas, cada una de las cuales consiste en el mínimo secundario seguido del mínimo primario con transiciones suaves entre los dos eclipses. Una fase corresponde a un período de unas 6 horas y 40 minutos. El video explora la fase (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues.
A continuación se muestra el espectro de la observacion de la binaria eclipsante de tipo EB. Este video escanea una gráfica de brillo medida en flujo o intensidad de la luz (eje y) versus longitud de onda (eje x), pasando de longitudes de onda azules a rojas de 3800 a 7200 angstroms. El tono más bajo representa un flujo más débil. El espectro aumentará gradualmente en flujo (tono) a medida que aumenta la longitud de onda antes de estabilizarse a la mitad. Tenga en cuenta que los eclipses tienen diferentes profundidades, lo que significa que las dos estrellas en el binario deben tener un brillo diferente.
Este EB, J171738.45+405904.6 fue el objetivo de observación de la espectroscopia SDSS-IV como una variable en el proyecto TDSS (Roulston en preparación). La curva de luz es de banda r óptica del ZTF.
Binario Eclipsante de Tipo W Ursa Major
Las estrellas binarias eclipsantes EW o W Ursae Majoris también se conocen como binarias de contacto de masa baja. Están lo suficientemente cerca como para que sus atmósferas exteriores se toquen. Efectivamente, las estrellas en un binario de contacto EW comparten una envoltura común de material y transfieren masa entre ellas. Por lo tanto, las dos estrellas suelen tener masas muy similares.
A continuación se muestra un video sonificado de algunas observaciones de una binaria eclipsante de tipo EW. El video de 25 segundos en duración contiene 126 observaciones y se lleva a cabo durante aproximadamente 8 horas en total. Por lo tanto, cada latido corresponde a un minuto en tiempo real, lo cual es una resolución fenomenal. El video muestra uno de los mínimos de este sistema, o cuando una estrella eclipsa a la otra. El video escanea a lo largo del tiempo (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues.
El siguiente video muestra la curva de luz en fase de la observación de la binaria eclipsante de tipo EW. Similar a la binaria de tipo EB, la binaria EW tiene una curva de luz suave, en fase elipsoidal porque las estrellas están distorsionadas gravitacionalmente entre sí y el área visible de las estrellas cambia constantemente. Debido a que ambas estrellas en un binario de tipo EW están en contacto, tienen masas y temperaturas superficiales casi iguales, por lo que las profundidades de los mínimos de brillo son casi las mismas. Este sistema tiene una duración de unas 6 horas y media. El video explora la fase (eje x) y modula el tono en función de la magnitud (eje y). El tono más bajo representa magnitudes mas tenues.
A continuación se muestra el espectro de la observación de la binaria eclipsante de tipo EW. Este video escanea una gráfica de brillo, medida en flujo o intensidad de la luz (eje y) versus longitud de onda (eje x), pasando de longitudes de onda azules a rojas de 3800 a 7200 angstroms. El tono más bajo representa un flujo más débil. El espectro aumentará gradualmente en flujo (tono) a medida que aumenta la longitud de onda antes de estabilizarse a la mitad. Las binarias eclipsantes EW suelen contener estrellas de baja masa, que son frías y, por lo tanto, rojas. Las estrellas frías también tienen muchas características de absorción espectral de átomos y moléculas que se forman en las capas exteriores de la atmósfera estelar.
Este EW, J162659.25+354021.2 fue el objetivo de observación de la espectroscopia SDSS-IV como una variable en el proyecto TDSS (Roulston en preparación). La curva de luz es de banda r óptica del ZTF.
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