Campaña de observación de estrellas SW
Sextantis |
Introducción.
Los sistemas SW Sextantis componen un grupo de variables
cataclísmicas (VCs) que presentan un comportamiento peculiar aún no explicado. Estas
VCs tienden a concentrarse en un estrecho rango de periodos orbitales
comprendido entre 3 y 4 horas, un hecho que va en contra de la actual teoría de
evolución de VCs. En estos sistemas (y un gran número de VCs), el gas
proveniente de la estrella donante cae hacia la enana blanca a través de un
disco de acrecimiento. Este disco emite en un amplio espectro de energía debido
a las fuerzas de fricción viscosa. En el estado de alto, el disco de
acrecimiento en los sistemas SW Sextantis es tan brillante que enmascara el
resto de estructuras del sistema, manteniendo “escondidas” las estrellas que lo
forman. Por tanto, es imposible caracterizar dinámicamente el sistema
(imposibilidad de calcular masas, radios, etc.), con el fin de definir su
estado evolutivo y comparar a posteriori con las predicciones de la
teoría. Es justamente
durante los estados bajos del disco cuando puede estudiarse la dinámica y
propiedades de las componentes del sistema binario. La imposibilidad de llevar
a cabo un seguimiento sistemático del brillo de estos sistemas desde grandes
observatorios hace que la colaboración con observatorios más pequeños sea
fundamental.
Colaboración.
Desde abril de 2004, el grupo
M-1 está colaborando regularmente en el proyecto de detección de estados de
bajo ritmo de acrecimiento en los sistemas SW Sextantis. La campaña de
observación fue propuesta por Pablo Rodríguez Gil, del Instituto de Astrofísica
de Canarias (IAC), con el objetivo de realizar un seguimiento fotométrico
exhaustivo de este tipo de sistemas, algo que nunca se había llevado a cabo.
Los estados bajos son de larga duración (entre 300 y 400 días) y el brillo
puede disminuir de 2 a 4 magnitudes, aproximadamente, llegándose a observar
sistemas con V > 19.
Las finalidades principales del
programa son:
·
Alertar a la comunidad científica de la caída de luz del
objeto (estado de bajo ritmo de acrecimiento).
·
Obtener la fotometría y la curva de luz (en caso de que el
brillo esté al alcance de nuestra instrumentación) en el periodo de baja
actividad.
·
Realizar medidas fotométricas con cámaras CCD durante un
ciclo orbital completo para supervisar el comportamiento en estado alto.
Resultados
Desde
la primeras observaciones en 2004 hasta la fecha, se ha obtenido medidas
fotométricas de unos 26 objetos (véase tabla adjunta). Los resultados son los
siguientes:
Estrella |
RA (2000.0) |
Dec (2000.0) |
Tipo |
Estado |
PX And |
00 30
05.80 |
+26 17
26.7 |
SW Sex |
Alto @15 |
HS-0129+2933 |
01 31 59.80 |
+29 49 22.0 |
Probable |
Alto @ 15.2 |
TT Ari |
02 06
53.09 |
+15 17
43.0 |
Probable |
Alto @ 11.2 |
HS-0220+0603 |
02 23
01.60 |
+06
16 51.7 |
Probable |
Intermedio @ 17 |
WX Ari |
02 47
36.20 |
+10 35
38.8 |
SW Sex |
Alto @ 15.2 |
KUV 03580+0614 |
04 00 37.25 |
+06 22 46.2 |
Probable |
Bajo@ 18.5 |
HS-0455+8315 |
05 06 48.50 |
+83 19 22.4 |
Probable |
Alto @ 16.1 |
FS Aur |
05 47 48.34 |
+28 35 11.1 |
Probable |
Intermedio @ 16.9 |
LS Cam |
05 57 23.96 |
+72 41 52.4 |
Probable |
Alto @ 16.5 |
BT Mon |
06 43 47.20 |
-02 01 14.5 |
Probable |
Alto @ 15 |
HS0728+6738 |
07 33 41.30 |
+67 32 14.8 |
SW Sex |
Alto @ 15.8 |
SDSS-J080908 |
08 09 08.39 |
+38 14 06.2 |
Probable |
Alto @ 15.2 |
BH Lyn |
08 22 36.00 |
+51 05 24.8 |
SW Sex |
Alto @ 15.1 |
BP Lyn |
09 03 08.87 |
+41 17 47.9 |
Probable |
Alto @ 14.7 |
SW Sex |
10 15 09.40 |
-03 08 33.5 |
SW Sex |
Alto @ 14.7 |
DW UMa |
10 33 52.90 |
+58 46 54.9 |
SW Sex |
Alto @ 14.4 |
SDSS-J13272339 |
13 27 23.40 |
+65 28 54.2 |
Probable |
Alto @ 18.1 |
LX Ser |
15 38 00.10 |
+18 52 03.2 |
Probable |
Alto @ 15.1 |
RX J1643.7 |
16 43 45.72 |
+34 02 40.2 |
Probable |
Alto @ 12.6 |
V795 Her |
17 12 56.09 |
+33 31 21.4 |
Probable |
Alto @ 13.3 |
V442 Oph |
17 32 15.1 |
-16 15 21.7 |
SW Sex |
Bajo @ 15.9 |
HS 1813+6122 |
18:14:29.70
|
+61:23 35.2 |
Probable |
Alto @ 15.3 |
V533 Her |
18 14 20.34 |
+41 51 21.3 |
SW Sex |
Alto @ 14.6 |
V1315 Aql |
19 13 54.50 |
+12 18 03.2 |
SW Sex |
Alto @ 15.2 |
V1776 Cyg |
20 23 30.51 |
+46 31 29.7 |
Probable |
Alto @ 16.5 |
UU Aqr |
22 09 05.70 |
-03 46 17.7 |
SW Sex |
Alto @ 13.9 |
Probable = Se ha sugerido la pertenencia al grupo SW Sextantis en una o varias publicaciones, pero las pruebas no son demasiado consistentes.
-
Hellier C., 2000, New Astronomy
Reviews, 44, 131. The SW Sextantis stars.
-
Hoard D. W., The Big List of SW Sextantis stars (http://spider.ipac.caltech.edu/staff/hoard/biglist.html)
-
Rodríguez-Gil P., 2004, Tribuna de Astronomía, 57,
32 . Las variables cataclísmicas.
-
Rodríguez-Gil P. Comunicación privada.