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 [email protected]

En el número 103 de AstronomíA dimos a conocer los resultados generales obtenidos por la  LIADA  en  el  2004.  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 1999. 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).    

• 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  2579.  Según  nuestro  estudio    FMR  3  AC  está  compuesta  por  dos  estrellas  de  tipos  espectrales  G5V  y  G3V. Según el “Catalogue of  Stellar  Spectral  Classifications”  (Skiff,  2003)  tienen  espectros  G5p  y  G2  y  por  tanto  casi  coincidentes  con  el  resultado  obtenido  por mí.   Ilustración 1. Nueva binaria WT 2057. Binaria descubierta mediante las imágenes del 2MASS. La imagen   mostrada es una composición donde se superponen una imagen antigua • BVD  4  BC:  [θ  =  112º8;  ρ  =  del SuperCosmos Sky Survey (azul) tomada en 1952,395 y una moderna 6ʺ46  (1999,291);  mag.  13,2  y  tomada en 1993,241 (SERC Origin ER) en rojo. Podemos ver cómo los objetos con movimientos propios pequeños aparecen como un solo 14,4,  Tipo:  MPC]  Doble  punto. Sin embargo la binaria (el astro alargado situado en el centro) compuesta  por  dos  estrellas  aparece diferenciado para las dos épocas indicando el movimiento propio común de ambas componentes. de  magnitudes  13,2  y  14,4.  Fue  localizada  por  Rafael  Benavides durante su observación de HJ 1236.   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 

•

•

•

•

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  años‐ luz, 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 2057.  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 8.400 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  16”55  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  2093.  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)  =  +0”044  μ(δ)=‐0”002]  que  la  componente  HJ  3243B  [μ(α)  =  +0”048  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 

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 1999. Ambas componentes poseen movimientos  propios  idénticos:  μ  =  0”220  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 3.700 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 = 0”220 / 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 10.000 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   6171-0510. 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.

•      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 mo‐ vimiento propio. Por cierto, WT2155 no fue descubierta por Wroblewsky, ya que figuraba  catalogada en el  ʺLick Northern Proper Motion Program: NPM1 Catalogʺ en 1967.    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  10.100  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  (=G152‐021) 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  1999.  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. 

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. 

Doble FMR 7 BC FMR 3 AC FMR 4 BVD 4 BC FMR 6 FMR 8 FMR 11 FMR 12 WRO 1 BVD 8 BC FMR 10 AC FMR 13 BVD 7

Tabla I. Nuevas Dobles Visuales descubiertas por la LIADA durante el 2004 Coordenada Theta Rho Época Magnitudes Espectros Hhmmss.s+ggmmss [º] [“] 015713.3+261916 354,0 85,8 1997,842 10,77 y 20,2 G5V y M2/5V 113639.7+291931 208,7 194,52 2000,966 11,59 y 10,93 G5V y G3V 1335058-0932469 305 2,6 1999,147 15,4 y 15,6 M1.5V y M3V 133923.4-043639 112,8 6,46 1999,291 13,2 y 14,4 K6V y M0V 144416.9-182547 178,1 16,55 1998,349 14,1 y 18,3 K7V y M1.5V 150910.8-053131 236,3 5,25 1999,190 13,3 y 13,9 M3V y M3V 152047.5-174850 330,0 5,18 1998,235 14,4 y 19,4 M2.5V y M5.5V 152338.3-150351 153,1 6,73 1999,298 11,79 y 14,8 K9V y M3V 152535.3-151238 141,5 7,67 1998,241 12,2 y 15,0 M0V y K/M VI: 134122.1+115526 69,2 3,01 1998,994 13,8 y 14,0 --193742.1+325427 9,1 40,00 1998,326 11,2 y 10,9 K0III y K4III 221546.2+305058 216,1 3,71 1991,809 14,0 y 14,1 K2V: y K2V: 052924.7+322946 108,0 6,91 1993,809 11,6 y 12,0 A2V: y A6V:

Para contactar: [email protected] Página web de la Sección de Estrellas Dobles de la LIADA: http://personal.telefonica.terra.es/web/estrellasdoblesliada/home.htm

Tipo OC? OC MPC FIS? MPC FIS? FIS? FIS? MPC ¿? OC ¿? ¿?