MACEDONIA DE DOBLES...

[Nachote]

Quili, muchas gracias por tus comentarios...

A ver si te animas con las dobles y te embarcas con nosotros en el "LIADO", que hay mucho que contar...Y tu lo haces de una manera muy especial.

El siguiente sistema de la lista también se localiza en Camelopardalis.
Se trata del sistema triple HJ 1151 descubierto entre 1828 y 1831 por el genial J.F.W.Herschel.
En un principio este sistema está en el listado de pares "olvidados" del WDS pero segun el archivo historico que me envia Brian Mason, ha sido medido en 5 ocasiones. Ademas resulta que por una afortunada coincidencia, en una de esas ocasiones ha sido medido y presentado por F.Rica, R.Benavides y John Ryan en un trabajo que data del 2004 (JDSO Vol. 5 No. 2 Spring 2009).

¿Alguien sabe cada cuanto se actualiza ese catalogo de "neglected"?
El caso es que desde hace un tiempo siempre pido al USNO los archivos de mediciones de los pares que estudio ya que me he encontrado en mas de una ocasión que un par que estaba confirmando como olvidado, ya habia sido medido en varias ocasiones en los ultimos 100 o 120 años.

Bueno, sigo con HJ 1151.

Destacar que se trata de un bonito sistema triple que parece una copia exacta de BU 313, aunque con las componentes algo mas juntitas y giradas en vertical 180º.
Compuesto por una primaria de magnitud 10.53 y espectro K2III junto con una componente “B” de magnitud 12.4 con espectro G6V y la “C” de magnitud 13.0 y espectro K0V.
Con esos tipos espectrales, una fotografia en color del sistema que muestre los diferentes matices amarillo-anaranjados de los tres soles,tiene que ser una maravilla.
Como me gustaria ver una fotillo en color de este sistema (y esto si que es una provocación en toda regla para los que "afotais" en color ).
En el estudio presentado en el JDSO por los maestros doblistas, se determina como óptico al par “AB” y como posiblemente óptico al “AC”.

Mis medidas coinciden con las presentadas por ellos….Ufff, que alivio.

-=-= HJ 1151 AB =-=-
Fecha : 2009.897
Lugar : O.A.N.L. Barcelona
Condiciones : Seeing 4/5
Instrumento : SC 0.25 m. f/12
Cámara : QHY-5 (pixels : 5.2 x 5.2) 1.0 seg.
" / píxel : 0.71429
Delta Matriz : -4.80
13.34 (sigma theta : 0.35) Med: 13.29
10.467 (sigma rho : 0.086) Med: 10.454
deltaM=2.27
Nb : 51
Pares de calibración: STF 485 AE / STF 38 / STF 292.
-=-= HJ 1151 AC =-=-
Fecha : 2009.897
Lugar : O.A.N.L. Barcelona
Condiciones : Seeing 4/5
Instrumento : SC 0.25 m. f/12
Cámara : QHY-5 (pixels : 5.2 x 5.2) 1.0 seg.
" / píxel : 0.71429
Delta Matriz : -4.80
334.01 (sigma theta : 0.33) Med: 334.015
21.014 (sigma rho : 0.148) Med: 21.003
deltaM=2.63
Nb : 72
Pares de calibración: STF 485 AE / STF 38 / STF 292.

HJ 1151.jpg

Siento ir racionando de esta manera los comentarios y medidas de estos pares, pero es que no me da tiempo a mas…

Continúa……….

[Nachote]

............./...........

Pasamos ya a la constelación de Perseo, y mas concretamente a BRT 82.
Esta es una “neglected” de manual. El informe del WDS confirma que solo ha sido medida en tres ocasiones las tres en 1896…y hasta ahora.
Este sistema, bastante cerradito por cierto, fue descubierto en 1896 por S.G. Barton y está formado por dos estrellas de magnitud 10.36 y 10.8. La astrometría relativa de las tres únicas mediciones disponibles, se destaca por presentar un AP que varía (para el mismo año de medición) entre los 14,6º y los 17,2º, lo cual probablemente se deba a las pobres condiciones instrumentales de la época. La separación aumenta ligeramente con el tiempo.
Mis medidas actuales (2009,897) muestran para el AP la tendencia a irse reduciendo el ángulo en sentido Este-Norte y para la separacion un aumento lento pero progresivo.

Estas son las medidas reportadas por el WDS
Date....P.A.....Sep.
1896,14....15,5....5,0
1896,14....17,2....4,828
1896,15....14,6....4,944

Y a continuación las mías con una fotillo del par.
-=-= BRT 82 =-=-
Fecha : 2009.897
Lugar : O.A.N.L. Barcelona
Condiciones : Seeing 4/5
Instrumento : SC 0.25 m. f/12
Cámara : QHY-5 (pixels : 5.2 x 5.2) 1.0 seg.
" / píxel : 0.71429
Delta Matriz : -4.80
12.04 (sigma theta : 0.45) Med: 11.98
5.063 (sigma rho : 0.102) Med: 5.059
deltaM=2.33
Nb : 25
Pares de calibración: STF 485 AE / STF 38 / STF 292.

BRT 82.jpg

Continuando por nuestro paseo por Perseo, nos detenemos ahora en un sistema de esos que podríamos denominar “liadillos”, que comparten componentes con algún que otro sistema más.
Existen tres sistemas (4 pares) catalogados que tienen como componente común a tau Persei, una binaria eclipsante del tipo Algol con espectro G4III y que oscila entre las magnitudes 3,94 y 4,01.
El primero de ellos es EDG 1 AaB descubierto en 1878 por D.W. Edgecomb, tal y como se ha comentado, su componente principal es tau Persei y forma el par junto con una secundaria de magnitud 12,28 y espectro A4V que a su vez está acompañada de una componente “C” de magnitud 12,7 y situada a unos 4,5” con la que forma el par BU 1376 BC, catalogado por S.W. Burnham en 1878 y que según la literatura astronómica podría resultar ser un par físico.
El par BU 1376 AaC es el que forman tau Persei y la secundaria del sistema BU 1376 BC de ahí que el ángulo y distancia angular sean casi idénticos a los de EDG 1 AaB.
Nos queda pendiente un par que solo ha podido resolverse gracias a la interferometría Speckle (algún día nos atreveremos con ella Florent… ) Se trata de la orbital LAB 1 AaAb determinada por A.Labeyrie, en 1973. Este par resulta inaccesible a los equipos de aficionado ya que su AP para 1994.715 era de 276.0 y su distancia angular solo de 0.067”.
-=-= EDG 1 AaB =-=-
Fecha : 2009.897
Lugar : O.A.N.L. Barcelona
Condiciones : Seeing 4/5
Instrumento : SC 0.25 m. f/12
Cámara : QHY-5 (pixels : 5.2 x 5.2) 1.0 seg.
" / píxel : 0.71429
Delta Matriz : -4.80
107.55 (sigma theta : 0.55) Med: 107.65
51.058 (sigma rho : 0.394) Med: 51.092
deltaM=5.58
Nb : 69
Pares de calibración: STF 485 AE / STF 38 / STF 292.
-=-= BU 1376 AaC =-=-
Fecha : 2009.897
Lugar : O.A.N.L. Barcelona
Condiciones : Seeing 4/5
Instrumento : SC 0.25 m. f/12
Cámara : QHY-5 (pixels : 5.2 x 5.2) 1.0 seg.
" / píxel : 0.71429
Delta Matriz : -4.80
106.21 (sigma theta : 0.38) Med: 106.26
55.999 (sigma rho : 0.672) Med: 56.1315
deltaM=6.57
Nb : 48
Pares de calibración: STF 485 AE / STF 38 / STF 292.
-=-= BU 1376 BC =-=-
Fecha : 2009.897
Lugar : O.A.N.L. Barcelona
Condiciones : Seeing 4/5
Instrumento : SC 0.25 m. f/12
Cámara : QHY-5 (pixels : 5.2 x 5.2) 1.0 seg.
" / píxel : 0.71429
Delta Matriz : -4.80
89.13 (sigma theta : 0.35) Med: 89.12
4.723 (sigma rho : 0.326) Med: 4.701
deltaM=1.24
Nb : 13
Pares de calibración: STF 485 AE / STF 38 / STF 292.

BU 1376.jpg

Poco a poco voy acabando con los pares de esta tanda tan “extraña”. Tan solo me quedan ya, dos sistemas por medir, de tan prolífica sesión. En breve espero poner los resultados y acabar…hasta la próxima.

Continúa………….

[acafar]

Vaya atracón de mediciones, más rico!

Un comentario: en el caso de BRT 82 parece que el WDS da magnitudes muy similares para las dos componentes 10.36 y 10.8, pero en tu foto se ven con una diferencia mayor. Es algo típico en wl WDS -los errores de las magnitudes- y a lo mejor por eso la doble lleva tanto tiempo sin medir. Llama la atención que esté marcada con X en las notas del WDS, cuando en la imagen se ve claramente y la astrometría coincide con bastante precisión con los datos originales. Tu medida es por eso más importante aún, porque permite "rescatar" una doble olvidada.

TEngo otra duda, pero tengo que pensarlo despacioooo, luego escribo si tengo un rato.

Saludos,

Rafa

[Nachote]

Vaya atracón de mediciones, más rico!

Un comentario: en el caso de BRT 82 parece que el WDS da magnitudes muy similares para las dos componentes 10.36 y 10.8, pero en tu foto se ven con una diferencia mayor. Es algo típico en wl WDS -los errores de las magnitudes- y a lo mejor por eso la doble lleva tanto tiempo sin medir. Llama la atención que esté marcada con X en las notas del WDS, cuando en la imagen se ve claramente y la astrometría coincide con bastante precisión con los datos originales. Tu medida es por eso más importante aún, porque permite "rescatar" una doble olvidada.

TEngo otra duda, pero tengo que pensarlo despacioooo, luego escribo si tengo un rato.

Saludos,

Rafa

Pues si Rafa, muy buena tu observación con respecto a las magnitudes de BRT 82...No se te escapa ni una

Es conocida la falta de precisión en la fotometria de los pares presentada por el WDS, aunque al fin y al cabo no se trata de un catalogo fotometrico y es evidente que la mayoria de las veces los valores para las magnitudes son estimaciones "a ojo" por lo que su fiabilidad resulta baja.

En este caso concreto (y como creo que ya comentaba en el post) me da que las condiciones instrumentales eran mas bien pobres por lo que si ya vemos discrepancias en las medidas no te digo nada de las magnitudes que solamente han sido reportadas en la primera de las tres mediciones efectuadas en 1896. Ademas resulta que esta medida fué realizada sobre una fotografia tomada con un astrografo de 13cm de diametro por lo cual la determinacion original de la magnitud estaria supeditada a la mayor o menor sensibilidad de la placa a determinadas longitudes de onda.

De todas maneras podria darse el caso de que el chip de mi CCD fuese ultrasensible a la longitud de onda roja o infraroja (por lo que las estrellas rojas saldrian mucho mas brillantes en las imagenes que las que no lo son tanto) pero precisamente para eso utilizo el filtro IR-UV Block. Para evitar que los astros que emiten en esas longitudes de onda saturen el ccd y me lleven a determinar fotometrias incorrectas.
De hecho si comparamos imagenes del POSSII-F(azul) con las del POSSII-J(rojo) podemos comprobar que, aunque en los dos casos la primaria eclipsa a la secundaria.
- La diferencia aparente de brillo entre las componentes ya se aprecia en las imagenes individuales.
- Entre las estrellas de las placas en rojo y las placas en azul se observa tambien una diferencia de brillo producida por la diferente longitud de onda(color) en que emiten los astros fotografiados.

d3c4316cbe.gif

Buscando en los catalogos, encuentro los siguientes datos:

2MASS
Componente "A"
J....7,843
H....7,229
K....7,076
Componente "B"
J....10,628
H....9,836
K....9,554
TYCHO-2
Componente "A"
B....11,543
V....10,225
R......9,420
AC2000.2
Componente "A"
B....11,92
V....10,37
Componente "B"
B....12,82

Para la componente principal no tenemos problema por disponer de su magnitud en diferentes bandas.
Por los datos deducimos para "A" una magnitud V de 10,3 que coincide con la reportada por el WDS.
Para confirmar esta magnitud e intentar derivar la de la componente "B" y ya que disponemos de fotometria en banda infrarroja JHK para las dos componentes. Hacemos uso de formulas de conversión (Bilir et al. (2008) & Brian D. Warner (2007)) que son comunmente utilizadas para transformar la fotometria JHK al sistema UBVRI.
El resultado de aplicar dichas formulas confirma para "A" una magnitud V de 10,2, y nos da para "B" una magnitud V de 12,69. Lo cual cuadra casi a la perfección con lo que podemos observar en las imagenes.
Con lo cual podriamos concluir en que al menos en el caso de la componente "B", la magnitud reportada por el WDS es incorrecta.
Puntualizando, eso si, que no se pude asegurar con total certeza que estos sean los resultados definitivos, ya que se puede dar el caso de que alguna de las fotometrias aportadas por los catalogos esté saturada y distorsione los resultados.
El caso es que lo ideal seria que a la par que tomamos imagenes para medir la astrometria relativa de los pares,realizasemos una fotometria relativa del sistema obteniendo imagenes a traves de diferentes filtros fotometricos durante la misma sesión. Yo ya lo he intentado, pero la cosa se complica bastante, mas que nada por el precio de los dichosos filtros... Ademas, si no son parfocales, tienes que volver a re-enfocar el sistema optico, con lo que se anula el calibrado, provocando la perdida de constantes de calibración para los siguientes pares... Aunque ahora que me acuerdo para realizar fotometria no es necesario un enfoque preciso, sino que un ligero desenfoque incluso ayuda a obtener mejores resultados.

Bueno Rafa, será cuestión de probarlo.
Un proyecto de revision fotometrica del WDS sería algo muy, muy, pero que muy util...un proyecto de esos para varias generaciones...cuando quieras lo hablamos.

Por supuesto cualquier error o discrepancia que encontreis (lo cual es bastante posible) no dudeis en comentarlo y rectificarme cuando y cuanto sea preciso.

Un abrazo.

[acafar]

Gracias por las aclaraciones!!

Ya te preguntaré con más calma sobre lo de "Hacemos uso de formulas de conversión (Bilir et al. (2008) & Brian D. Warner (2007)) que son comunmente utilizadas para transformar la fotometria JHK al sistema UBVRI."
Me he peleado a veces con fórmulas por el estilo sin sacar demasiado en claro. Según entiendo a partir de la magnitud JHK dichas fórmulas permiten, en particular, obtener el valor V? Esto me sería muy útil para los pares nuevos sin fotometría, que son un buen puñado. Ya me contarás!

Ah, una pregunta sobre las componentes B y C del sistema EDG1/BU1376 ¿se trata de las dos estrellitas que se ven, casi alineaedas, en la parte derecha de la imagen?

Saludos,

Rafa

[Nachote]

Gracias por las aclaraciones!!

Ya te preguntaré con más calma sobre lo de "Hacemos uso de formulas de conversión (Bilir et al. (2008) & Brian D. Warner (2007)) que son comunmente utilizadas para transformar la fotometria JHK al sistema UBVRI."
Me he peleado a veces con fórmulas por el estilo sin sacar demasiado en claro. Según entiendo a partir de la magnitud JHK dichas fórmulas permiten, en particular, obtener el valor V? Esto me sería muy útil para los pares nuevos sin fotometría, que son un buen puñado. Ya me contarás!

Ah, una pregunta sobre las componentes B y C del sistema EDG1/BU1376 ¿se trata de las dos estrellitas que se ven, casi alineaedas, en la parte derecha de la imagen?

Saludos,

Rafa

Pregunta Rafa, pregunta que yo te contestaré sin problema (a lo que sepa, eso si...).
Estoy completamente de acuerdo contigo en que con este tipo de formulas, la mayoria de las veces no sacas nada en claro. Estan formuladas suponiendo que no existen errores en la apreciación de las magnitudes de referencia, y eso no ocurre casi nunca.
Tal y como comento en el post, he intentado hacer una primera aproximación para intentar explicar la diferencia de magnitudes que se aprecia en las imagenes y que no coincide con las reportadas por el WDS. Pero de eso a que haya calculado las magnitudes correctas, va un abismo...

En lo que respecta a las componentes "BC" del sistema EDG1/BU1376, efectivamente se trata de esas dos estrellitas. Para que lo veas mas claro, pongo una imagen identificando a las componentes del sistema.

BU 1376 b.jpg

Un abrazo.

[frica]

Hola RAfael:

Bueno, completo un poco la respuesta de Nachote sobre la conversión de la fotometría JHK al sistema standard BVRI. Las referencias usadas para hacer estas conversiones suelen basarse en gráficas de doble color donde se grafican decenas o cientos de estrellas con fotometría optico-infraroja bien conocida. A las gráficas se le ajustan unas funciones lineales o no lineales que predicen bien la relación color-color. Se suele calcular el RMS de este ajuste, lo que nos da información del +- de dispersión. Creo que para las referencias usadas por NAchote el RMS para la magnitud V estaba entre 0.03-0.05 magnitud (si mi memoria no me falla) por lo que estamos ante datos fiables a nivel general (siempre podemos encontrarnos casos particulares que se desvía de esta tendencia general). Los datos usados en estas gráficas son datos fotoméricos sin problemas de ningún tipo y son de fiar.

Yo suelo usar estas conversiones fotométricas como segunda opinión para la estimación de V. Como primera opinión para la estimación de V, uso la relación entre el volor V-r_CMC contra J-K (con RMS +-0,06). Ambos valores de V son iguales dentro de los márgenes de error entonces continuo, pero esta vez con confianza de manejar datos V fiables. Yo no suelo usar los colores B-V o V-I que proporcionan las conversiones que usó Nachote. ¿por qué? Pues por que cuanto menos datos calculados usemos mejor y ya con las fotometría VJHK podemos determinar otros parámetros con fiabilidad.

Otra opción para estimar los valores V, es usar la fotometría del catálogo GSC y calibrarlo usando estrellas del Tycho-2. Esto lo hago para zonas del hemisferio norte (sensibles ligeramente al color rojo) y suelo usar unas 5 estrellas comparando la fotometría del GSC y la mag. V del Tycho-2. Calculo la diferencia media y la aplico a la mag. GSC de la estrella problema.

Como siempre, espero no haber liado más.

Gracias por las aclaraciones!!

Ya te preguntaré con más calma sobre lo de "Hacemos uso de formulas de conversión (Bilir et al. (2008) & Brian D. Warner (2007)) que son comunmente utilizadas para transformar la fotometria JHK al sistema UBVRI."
Me he peleado a veces con fórmulas por el estilo sin sacar demasiado en claro. Según entiendo a partir de la magnitud JHK dichas fórmulas permiten, en particular, obtener el valor V? Esto me sería muy útil para los pares nuevos sin fotometría, que son un buen puñado. Ya me contarás!

Ah, una pregunta sobre las componentes B y C del sistema EDG1/BU1376 ¿se trata de las dos estrellitas que se ven, casi alineaedas, en la parte derecha de la imagen?

Saludos,

Rafa

[Nachote]

Una clase magistral Francisco...

Muchas gracias por lo que explicas y por como lo explicas. Yo no hubiese sido capaz de explicarlo ni con cien años de practica.
Haces que lo que parece dificil, se vea facil, y eso es de lo mas dificil...(ahora si que me he "LIADO" )

Un abrazo.

[acafar]

Estupenda explicación, gracias a ambos. Sigo aprendiendo...

Rafa

[frica]

jeje. Dar explicaciones detalladas es un placer con personas como vosotros.

Una clase magistral Francisco...

Muchas gracias por lo que explicas y por como lo explicas. Yo no hubiese sido capaz de explicarlo ni con cien años de practica.
Haces que lo que parece dificil, se vea facil, y eso es de lo mas dificil...(ahora si que me he "LIADO" )

Un abrazo.