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.

 

Referencias

 

-         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.

 

 

 

 

  Datos y Observación de estrellas SW Sextantis