Ajuste de la distribución de energía espectral de estrellas binarias eclipsantes en dirección del bulbo de nuestra galaxia

Abstract

Los sistemas binarios eclipsantes son sistemas formados por 2 estrellas unidas gravitacionalmente y cuyo plano orbital coincide con la línea visual del observador. En estos sistemas las dos componentes se eclipsan mutua y periódicamente a lo largo de su movimiento orbital. Estos sistemas binarios están tan lejos de nosotros y, al mismo tiempo, las estrellas que las componen están tan próximas entre sí que, ante el telescopio aparecen como un punto, como si fuera una sola estrella. Aún con telescopios de grandes dimensiones no se consigue resolver el sistema como para distinguir ambas componentes. Sin embargo, al medir el flujo luminoso de estos sistemas binarios, se observa que varía con el tiempo. Al graficar la variación del flujo con el tiempo obtenemos la denominada curva de luz. Como el movimiento orbital de las componentes del sistema binario es periódico la curva de luz también tiene una variación periódica correspondiente a este movimiento orbital. A estos tipos de binarias eclipsantes también se les conoce como binarias fotométricas. La Figura 1 es un esquema de la curva de luz típica para una binaria eclipsante. En la figura la curva de luz está representada por la línea de color rojo e indica cómo es la variación del flujo luminoso con el tiempo, según una de las componentes va cambiando su posición relativa respecto a la otra. Durante su movimiento orbital una de estas componentes pasa entre su compañera y el observador, interceptando la luz de la compañera y produciendo un eclipse. Como resultado el flujo total del sistema disminuye hasta un valor mínimo conforme va desarrollándose el eclipse. En cada ciclo orbital siempre dos eclipses son producidos, alternándose entre una y otra componente. El mínimo más profundo en la curva de luz se llama mínimo principal o primario y el mínimo debido al otro eclipse se llama mínimo secundario. Una estrella tiene un espectro que puede ser aproximado al espectro de un cuerpo negro. Como es sabido el espectro de un cuerpo negro depende solo de su temperatura. En la Figura 2(a) se muestra un conjunto de espectros de cuerpo negro correspondientes a diferentes temperaturas. El eje vertical indica la intensidad. La Figura 2(b) representa el espectro de una estrella que presenta varias líneas de absorción en diferentes longitudes de onda. El eje vertical indica la densidad de flujo por intervalo de longitud de onda fλ. Considerando solo el continuo, sin las líneas espectrales de absorción de la estrella, vemos que es comparable al espectro de un cuerpo negro. Por lo tanto, al comparar el espectro de una estrella con el espectro de un cuerpo negro cuya temperatura se conoce, si ambos coinciden entonces inferimos que la temperatura de la estrella corresponde a la temperatura del cuerpo negro. Con respecto al estudio de las binarias eclipsantes se emplean métodos fotométricos y espectroscópicos con el fin de determinar sus parámetros físicos como masas, temperaturas, radios, luminosidades, etc.; o también se pueden determinar parámetros orbitales como: ángulo de inclinación del plano orbital, periodo orbital, excentricidad, etc. El método espectroscópico es el más confiable para determinar las temperaturas de las estrellas que componen un sistema binario eclipsante. Sin embargo, a pesar de que se han identificado miles de binarias eclipsantes, se tiene un reducido número de sus espectros entre otras cosas porque se requiere de un determinado tiempo de observación en telescopios relativamente grandes para ello. Por otro lado, gracias a la ejecución de proyectos de observación que no requieren de grandes telescopios se tiene bastante información fotométrica de estos objetos. Como se mencionó anteriormente, para el caso de una estrella individual, su espectro puede ser aproximado al espectro de un cuerpo negro ingresando información del flujo luminoso medido en longitudes de onda diferentes y como resultado es obtenida la temperatura. Para el caso de un sistema binario la curva que resulta de sumar los espectros de cuerpo negro de cada componente se le denomina Distribución de Energía Espectral (Spectral Energy Distribution o abreviado simplemente SED). De la tesis de maestría de Estefany Urday (2018) se obtuvieron como resultado mi-les de curvas de luz de binarias eclipsantes medidas con filtros V, R y I usando información de los catálogos OGLE (Optical Gravitational Lesing Experiment) y MACHO (Massive Compact Halo Objects). Estas curvas de luz presentan información de cómo varía el flujo luminoso del sistema con el tiempo. Otros catálogos como 2MASS (Two Micron All-Sky Survey) (Skrutskie, M. et al., 1997) tienen información fotométrica en los filtros J, H y KS, aunque en este caso se trata del flujo luminoso en un instante de tiempo, no son curvas de luz. Con datos de estas binarias eclipsantes en otras bandas es posible obtener el SED para estos sistemas. Si conseguimos ajustar el SED de un sistema binario eclipsante ¿será posible estimar a partir de esa curva las temperaturas de sus componentes estelares? Si es posible obtener estos parámetros, ¿podríamos aplicar este método a un gran conjunto de binarias eclipsantes para determinar las temperaturas de sus componentes? Esta tesis utiliza la información fotométrica de las binarias eclipsantes a partir de catálogos disponibles para obtener el SED de estos objetos. Para emplear este método suponemos que el espectro de una estrella puede ser aproximado al espectro de un cuerpo negro. Con el SED ajustado tendremos una estimación de las temperaturas de las estrellas que componen un sistema binario eclipsante.