Boletin Asociacion Argentina Astronomia N°. 36

BOLETIN DE LA ASOCIACION ARGENTINA DE ASTRONOMIA

N°. 36

1990 ASOCIACION ARGENTINA DE ASTRONOMIA

Personeria Juridica 11.811 Provincia de Buenos Aires

PRESIDENTE Dr. Juan J. Claria

VICE PRESIDENTE Dr- Hugo Levato

SECRETARIO Dr. Emilio Lapasset

TESORERO Lic. Raul Perdomo

VOCAL PRIMERO Dra. Estela Brandi

VOCAL SECUNDO Sr. Juan G. Sanguin

VOCAL SUPLENTE Lic. Monica Villada BOLETIN

DE LA

ASOCIACION

ARGENTINA

ASTRONOMIA

N 36

SAN JUAN, 1990. BOLETIN DE LA ASOCIA CION

ARGENTINA DE ASTRONOM I A

N# 36

Editor Direccion Juan Josd Claria Observatorio Astronomico Laprida 854 - 5000 Cordoba Argentina Telex 51-822 BUCOR, Obs.Astr.

Secretaria Editorial Complejo Astronbmico EI Leoncito Silvia Galliani de Santa Fd 198 (0) Pico Casilla de Correo 467 5400 San Juan Argentina Telex 59134 entop-AR

Pubiicado con ayuda econbmica dei Consejo Nacional de Investigaciones Cientificas y Tdcnicas (CONICET) de Argentina

B O L E T I N DE L A AS OCIACION

ARGENTIN A DE A S T RO N O M I A

N* 36

REUNION DE LA ASOCIACION ARGENTINA DE ASTRONOMIA REALIZADA EN LA CIUDAD DE SAN JUAN (ARGENTINA) ENTRE EL 18 Y EL 22 DE SETIEMBRE DE 1990

INSTITUCIONES PARTICIPANTES

QIC Comisidn de Investigaciones de la Provincia de Buenos Aires

CONICET Consejo Nacional de Investigaciones Cientlficas y Tecnologicas

CASILEO Complejo Astrondmico EI Leoncito

COSICOR

CEICYT Centro de Investigaciones Cientificas y Tecnologicas (Mendoza)

CIOp Centro de Investigaciones Opticas

Departamento de Astronomia, Universidad de Chile

Department of Astronomy, University of California, USA

Departamento de Fisica, Facultad de Ciencias Exactas, Universidad Nacional de La Piata

FCAGLP Facultad de Ciencias Astronomicas y Geofisicas de la Universidad Nacional de La Piata

IER3/CB Paris, Francia IAR Instituto Argentino de Radioastronomia

IAFE Instituto de Astronomia y Fisica dei Espacio

Instituto de Fisica de Rosario

Instituto de Biologla Celular, FMC, Universidad Nacional de Cordoba

Instituto Ant&rtico Argentino

Instituto de Fisica, UFRGS, Porto Alegre Brasil

Max-Planck-Institut fur Radioastronomie

National Optical Astronomy Observatories

Nanjing Astronomical Instrument Research Center, Academia Sinica, Nanjing, China

OAFA Observatorio Astronomico "Felix Aguilar" (San Juan)

OAC Observatorio Astronomico de Cordoba

OAM Observatorio Astronomico de Mercedes, Provincia de Buenos Aires

OICT Observatorio Astronomico de Cerro Tololo Chile

Observatorio Astrondmico Municipal de Rosario

Steward Observatory, University of Arizona, USA

Yale Southern Observatory

INDICE GENERAL

Palabras dei Presidente de la A.A.A. J.J. Claria XVII

ESTRUCTURA Y EVOLUCION ESTELAR

Ctimulos globulares galicticos con matalicidades extremadamente bajas J.J. Claria; D. Geisler; D. Minniti 3

EI ctimulo abierto NGC 5662 y su Cefeida vecina V Centauri J.J. Claria; E. Lapasset; M.A. Bosio 15

Dimensiones absolutas y estado evolutivo de RS Sagitarii M.A. Cerruti? M.A. De Laurenti 28

EI mdtodo de grilla aplicado al anaiisis fotometrico de los sistemas de contacto AW Virginis y BP Velorum M. Gomez; E. Lapasset; R. Farinas 38

Hacia la busqueda de una taxonomia de objetos celestes. I. Cumulos abiertos. H.L. Tignanelli; C. Mostaccio; S. Gordillo; A. Plastino; R.A. Vazquez; A. Feinstein 45

Seguimiento espectroscopico de estrellas simbioticas australes. R.H. Barbi; E.E. Brandi; O.E. Ferrer; L.G. Garcia 57

Bol. Asoc. Arg. de Astr. I Observaciones en OH de fuentes seleccionadas dei I.R.A.S. desde el hemisferio sur. A.M. Silva; I. Azc&rate; W.G.L. Poppel; L. Likkel 72

ESTRUCTURA GALACTICA Y DINAMICA ESTELAR

Informe Invitado: La distancia al centro gal&ctico. V.M. Blanco 87

Expansion dei HI interestelar vinculado a ARA OBI. J.R. Rizzo; E. Bajaja 107

HI en expansibn en la zona de CAR OB2. J.R. Rizzo; E.M. Arnal; E. Bajaja 118

MATERIAL INTERESTELAR

Observaciones en el continuo de radio de la nebulosa de Gum. J.C. Testori; F.R. Colomb 133

Halo extendido de HI en NGC 4449. E. Bajaja; W. Huchtmeier; U. Klein 147

GALAXIAS Y COSMOLOGIA

Distribucion espacial y formacion de cumulos estelares en la region de la Barra de la Nube Mayor de Magallanes. E. Bica; J.J. Claris; H. Dottori 153

II Bol. Asoc. Arg. de Astr. Sobre el problema de generar puntos al azar en el espacio. D.D. Carplntero 166

Fotometria fotogr&fica digital de NGC 5253. J.L. Sdrsic; C.J. Donzelli 175

Propiedades estadlsticas de las galaxias de bajo brillo superficial. M.C. Martin? E. Bajaja 183

8I8TEMA SOLAR

Periodo de rotacion y curva de luz dei asteroide 423 Diotima. R. Gil Hutton 193

Comparacion de catalogos mediante observaciones de asteroides. J •G •, Sanguin; R.L Branham, Jr. 201

Sobre la conceptualizacion dei sistema Tierra- Sol-Luna en ninos de seis a once anos. H. Tignanelli; M. Espindola; F. Suarez; S. Durilen 209

An&lisis de los afelios de 179 cometas de largo periodo considerando el efecto de la marea vertical de la galaxia. A. Brunini; D.M. Canosa 225

Bol. Asoc. Arg. de Astr. III ASTROMETRIA

Observaciones de radio estrellas y estrellas dei cata logo S.A.O. con el Circulo Meridiano Repsold dei Observatorio Astronomico "F£lix Aguilar" de San Juan. R.A. Carestia; W.L. Castro; M. Gallego; C.C. Malla- maci; L.F. Marmolejo; J.L. Navarro; J.A. Perez; J.A. Sedeño. 245

Descripcion analitica dei Cuarto Catalogo dei Circulo Meridiano de San Juan (CMSJ4). C.C. Mallamaci 248

Latitud inedia dei Observatorio Astronomico "Felix Aguilar". Estudio de su variacion. W.T. Manrique; J.F. Baldivieso 264

Variacion de la latitud instantanea, Pilar Astro- labio Danjon dei OAFA. W. Manrique; F. Baldivieso; A. Serafino; E. Actis; E. Alonso; R. Podesta 274

INSTRUMENTAL Y TECNICAS DE REDUCCION

Nuevas calibraciones empiricas de abundanda metalica para fotometria de Washington de gigantes G y K. D. Geisler; J.J. Claria; D. Minitti 287

Dos nuevos telescopios para Astronomia en China. J . Cheng 301

IV Bol. Asoc. Arg. de Astr. Sisterna de procesamiento de imagenes aplicado a la fotometria superficial de galaxias. M.A. Bosio; C.J. Donzelli 311

Btisqueda de sitio astrondmico en bases anttir- ticas argentinas. J.H. Calderon; P.G. Recabarren; M.J. Lombardo H.A. Ochoa 316

Sistema digitalizador de senales de video. P. Recabarren; J.H. Calderon; G. Giovanola; J. Sanchez; L. Espinosa 326

Elementos de Software para diseno optico. J. Campitelli 334

Nuevo fotopolarimetro automatico para el CASLEO: electronica dei instrumento. E. Martinez; J.L. Aballay; A. Martin; H. Ruartes 343

Automatizacion dei espectrografo Cassegrain dei CASLEO. E. Martinez; J.L. Aballay; A. Martin; H. Ruartes 386

RESUMENES DE TRABAJOS

Reduccion digitalizada de interferogramas G. Goldes; G. Carranza 401

Efectos de alineamiento en ctimulos de galaxias H. Muriei; M. Nicotra; D. Garcia Lambas; L. Ruiz 403

Bol. Asoc. Arg. de Astr. V Funcion de correlacion angular cruzada de cumulos de galaxias. D. Garcia Lambas; M. Nicotra 404

Dos nebulosas planetarias en las cercanias dei centro galactico. A. Gutidrrez-Moreno; H. Moreno; G. Cortes 406

Consideraciones flsicas acerca de la region nuclear de NGC 3256. E . L. Aguero; S.L. Lipari 408

cEs la masa de mercurio 1/6000000? R.L. Branham, Jr. 409

Anomalias de abundancias en la estrella CP HD 22920. Z. Lopez Garcia; S.M. Malaroda; M.G. Grosso 411

Formacion de galaxias en modelos disipativos. M.B. Mosconi; D. Garcia Lambas 413

Hidrogeno neutro en direccion a la nebulosa de Gum. G. Dubner; E. Giacani? C. Cappa de Nicolau; E. Reynoso 415

HiUna burbuja de polvo en el cumulo globular NGC 6624? J.C. Forte; S. CeiIone; M. Mendez; I. Vega 418

El proyecto SAC-B: objetivo e instrumentacion H. S. Ghielmetti; A.M. Hernandez; J.M. Gulich 419

VI Bol. Asoc. Arg. de Astr. AnAlisis comparativo de fulguraciones en rayos X A.M. Hern&ndez; M.G. Rovira? C.H. Mandrini; M.E. Machado 421

Evaluacion de los procedimientos de optimiza- ci6n de las soluciones fotometricas en sistemas de contacto. E. Lapasset; M. Gomez; R. Farinas 423

Busqueda de burbujas de HI alrededor de estre- llase WR: HD 50896. C. Cappa de Nicolau; V.S. Niemela 424

Estudio de la fotosfera de /3 Monocerotis A. C. Maranon Di Leo; A.E. Ringuelet 425

La fase de "onset" en las fulguraciones de dos bandas. M.G. Rovira; C.H. Mandrini; A.M. Hernandez; M.E. Machado 426

Formacion de lineas en atmosferas extendidas en expansion tratadas con geometria esferica. L. S. Cidale; A.E. Ringuelet 427

Modelo de atmosfera extendida para HD 50138. A. Vazquez; A.E. Ringuelet 429

Determinacion de velocidades de rotacion en estrellas B Be: procesos fisicos y metodos. A.R. Diaz; A.E. Ringuelet 430

Simulaciones numericas cosmologicas. M. Abadi; D. Garcia Lambas 433 EI sistema de referencia celeste dei Internatio-

Bol. Asoc. Arg. de Astr. VII nal Earth Rotation Service (IERS). E.F. Arias 435

Analisis de coherencia entre ”frames” celestes extragal&cticos elaborados con la tecnica VLBI. E.F. Arias 440

Un nuevo metodo de analisis y reduccidn de observaciones VLBI. E.F. Arias; M.S. De Biasi 446

Hipparcos-VLBI: el camino a un sistema celeste primario ideal. E.F. Arias 449

El espectro de la estrella CP HR 8137. M.G. Grosso; S.M. Malaroda; Z. Lopez Garcia 454

¿Es HD 37129 una estrella peculiar?. S.M. Malaroda; 0.1. Pintado 455

VIII Bol Asoc. Arg. de Astr. INDEX

Palabras dei Presidente de la A.A.A. J.J. Claria XVII

STRUCTURE AND 8TELLAR EVOLUTION

Galactic globular clusters with extremely low metallicities J.J. ClariA; D. Geisler; D. Minniti 3

The open cluster NGC 5662 and its neighbouring cepheid V Centauri J.J. Claria; E. Lapasset? M.A. Bosio 15

Absolute dimensions and evolutive state of RS Sagitarii M.A. Cerruti? M.A. De Laurenti 28

The grid technique applied to the photometric analysis of contact systems AW Virginis and BP Velorum M. Gbmez; E. Lapasset; R. Farinas 38

Towards a search for a taxonomy of celestial objects. I. Open clusters. H.L. Tignanelli; C. Mostaccio; S. Gordillo; A. Plastino; R.A. Vazquez; A. Feinstein 45

Spectroscopic survey of Southern symbiotic stars. R.H. Barba; E.E. Brandi; O.E. Ferrer; L.G. Garcia 57

Bol. Asoc. Arg. de Astr. IX OH observations of selected I.R.A.S. sources from Southern hemisphere. A.M. Silva; I. Azcarate; W.G.L. Poppel; L. Likkel 72

GALACTIC STRUCTURE AND 8TELLAR DINAMICS

Invited Inform: The distance to the galactic center. V.M. Blanco 87

Expansion of the interstellar HI related to ARA OBI. J.R. Rizzo; E. Bajaja 107

Expanding HI in the CAR OB2. J.R. Rizzo; E.M. Arnal; E. Bajaja 118

INTERSTELLAR MATERIAL

Radio continuum observations of the Gum Nebula J.C. Testori; F.R. Colomb 133

Extended HI halo in NGC 4449. E. Bajaja; W. Huchtmeier; U. Klein 147

GALAXY AND COSMOLOGY

Spatial distribution and star cluster formation in the LMC Bar Region E. Bica; J.J. Claris; H. Dottori 153

X Bol. Asoc. Arg. de Astr. About the probiem of generating three- dimensional pseudo-random points D.D. Carpintero 166

Digital photographic photometry of NGC 5253. J.L. Sdrsic? C.J. Donzelli 175

Statistical properties of low surface brightness galaxies. M.C. Martin; E. Bajaja 183

SOLAR 8I8TEM

Rotation period and light curve of asteroid 423 Diotima. R. Gil Hutton 193

Comparison of catalogues through asteroid observations. J.G. Sanguin; R.L Branham, Jr. 201

About the conceptualization of the earth-sun- moon system in six to eleven year old children. H. Tignanelli; M. Espindola; F. Suarez? S. Durilen 209

Analysis of the aphelia of 179 long period comets considering the effect of the vertical galactic tidal force. A. Brunini; D.M. Canosa 225

Bol. Asoc. Arg. de Astr. XI ASTROMETRY

Radio-stars and SAO-stars observations with the Repsold Meridian Circle of the "Fdlix Aguilar” Astronomical Observatory. R.A. Carestia; W.L. Castro; M. Gallego; C.C. Malla- maci? L.F. Marmolejo; J.L. Navarro; J.A. Perez; J.A. SedenO. 245

Analitical description of the Fourth San Juan Meridian Circle Catalogue (CMSJ4). C.C. Mallamaci 248

Mean latitude of F61ix Aguilar Observatory; study of its variation. W.T. Manrique; J.F. Baldivieso 264

Variation of the instantaneous latitudes, Pillar Danjon Danjon Astrolabe-OAFA. W. Manrique; F. Baldivieso; A. Serafino; E. Actis; E. Alonso; R. Podest& 274

XNSTRUMENTAL AMD REDUCTION TECHNIQUES

New empirical metal abundance calibrations for Washington photometry of G and K giants. D. Geisler; J.J. ClariA; D. Minitti 287

Two chinese new telescopes for astronnomy. J. Cheng 301

Image processing system applied to galaxies surface photometry. M.A. Bosio; C.J. Donzelli 311

XII Bol. Asoc. Arg. de Astr. The search for an astronomical site at some argentinien bases in the Antartica. J.H. Calderon? P.G. Recabarren? M.J. Lombardo H.A. Ochoa 316

Video signal digitalizer system. P. Recabarren; J.H. Calderon? G. Giovanola? J. Sanchez; L. Espinosa 326

Elementary Software for optical design. J. Campitelli 334

A new automatic photopolarimeter for CASLEO: electronics of instrument. E. Martinez? J.L. Aballay? A. Marun? H. Ruartes 343

Automation of CASLEO's Cassegrain spectrograph. E. Martinez? J.L. Aballay? A. Marun? H. Ruartes 386

ABSTRACTS

Digitalized reduction of interferograms G. Goldes; G. Carranza 401

Alignment effects in clusters of galaxies H. Muriei? M. Nicotra? D. Garcia Lambas? L. Ruiz 403

The angular cross-correlation function in clusters of galaxies. D. Garcia Lambas? M. Nicotra 404

Bol. Asoc. Arg. de Astr. XIII Two planetary nebulae near the galactic center A. Guti^rrez-Moreno; H. Moreno; G. Cortes 406

Physical considerations about the nuclear region of NGC 3256. E.L. Aguero; S.L. Llpari 408

Is the mass of mercury 1/6000000? R.L. Branham, Jr. 409

Abundance anomalies in the CP star 22920. Z. Lopez Garcia; S.M. Malaroda; M.G. Grosso 411

Galaxy morphology in dissipative models. M.B. Mosconi; D. Garcia Lambas 413

Neutral hydrogen towards the GUM nebula G. Dubner; E. Giacani; C. Cappa de Nicolau? E. Reynoso 415

"A dust bubble within the globular cluster NGC 6624? J.C. Forte; S. CeiIone; M. Mendez; I. Vega 418

The SAC-B proyect: objective and instrumentation H. S. Ghielmetti; A.M. Hernandez; J.M. Gulich 419

Comparative analysis of X-ray flares A.M. Hern&ndez; M.G. Rovira; C.H. Mandrini; M.E. Machado 421

A test of the optimization techniques for contact binaries photometric analysis E. Lapasset; M. Gomez? R. Farinas 423

XIV Bol. Asoc. Arg. de Astr. Search for HI bubbles around WR stars: HD HD 50896. C. Cappa de Nicolau? V.S. Niemela 424

Study of the photosfere of /? Monocerotis A. C. Marandn Di Leo; A.E. Ringuelet 425

The "onset" phase in the two ribbon flares M.G. Rovira; C.H. Mandrini; A.M. Hern&ndez; M.E. Machado 426

Line formation in expanding extended atmospheres with spherical geometry. L. S. Cidale; A.E. Ringuelet 427

Model of expanding atmosphere for HD 50138. A. Vazquez; A.E. Ringuelet 429

Determination of rotational velocities in B and Be stars: physical processes and methods A.R. Diaz; A.E. Ringuelet 430

Cosmological numerical simulation M. Abadi; D. Garcia Lambas 433

The celestial reference system of the Internatio nal Earth Rotation Service (IERS). E.F. Arias 435

An&lysis of consistency between extragalactic celestial reference frames elaborated with technique of VLBI E.F. Arias 440

A new method of analysis and reduction of VLBI

Bol. Asoc. Arg. de Astr. xy observations E.F. Arias; M.S. De Biasi 446

Hipparcos-VLBI: the way towards and ideal primary celestial system E.F. Arias 449

The spectrum of the CP HR star 8137. M.G. Grosso; S.M. Malaroda; Z. Ldpez Garcia 454

Is HD 37129 a peculiar star?. S.M. Malaroda; 0.1. Pintado 455

XVI Bol. Asoc. Arg. de Astr. CEREMONIA INAUGURAL DE LA XXXV REUNION ANUAL DE LA ASOCIACION ARGENTINA DE ASTRONOMIA

DISCURSO DEL PRESIDENTE DE LA ASOCIACION, DR. JUAN J. CLARIA

Sr. Secretario de Ciencia y Tecnica de la Provincia de San Juan, Sr. Secretario de Investigaciones de la Universidad Nacional de San Juan, Sres. Directores, estimados colegas, Sras. y Sres.:

La Asociacion Argentina de Astronomia tiene el honor de iniciar hoy su trigesimo quinta Reunidn Anual, organizada en esta oportunidad por el Complejo Astrono- mico El Leoncito y bajo los auspicios de la Gobernacion de la Provincia de San Juan, de la Universidad Nacional de esta provincia, dei Consejo Nacional de Investiga ciones y Tecnologia y de importantes empresas privadas. Resulta en verdad gratificante poder realizar una vez mas esta. nuestra tradicional Reunion Anual, no obstante las conocidas dificultades por las que atra- viesa nuestro pais. A lo largo de estas ultimas decadas, estas reuniones han pasado a constituir quizas las uni cas oportunidades, a nivei nacional, de encuentro personal entre quienes formamos parte de esta cada vez mas numerosa comunidad astronomica argentina. La experiencia de algunos anos me permite vaticinar un marcado exito a la presente Reunion. En Efecto, es a traves de estas reuniones anuales que los astronomos argentinos tenemos ocasidn de dar a conocer a nuestros colegas los resultados especificos obtenidos en un pasado reciente, de intercambiar ideas, de discutir proyectos y, en general, de mejorar y profundizar nuestras relaciones humanas.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. XVII Una vez mas, la ciudad de San Juan -cuna de quien fuera el mayor revolucionario de la educacion, la ciencia y la cultura, Don Domingo F. Sarmiento- nos recibe fraternalmente con su hospitalidad tradicional. Probablemente las circunstancias actuales no sean las mismas que aquellas que rodearon anteriores reuniones realizadas aqui mismo en la ciudad de San Juan. En esta ocasion, los astronomos, como la gran mayoria de los cientificos argentinos, nos encontramos padeciendo los sinsabores de una crisis economica que el pais aun no ha logrado superar, pero que habra de superar, de eso no me caben dudas, con el aporte, con el sacrificio, de todos nosotros, de todos los argentinos. Y estamos iniciando hoy nuestra Reunion, a escasos meses de la iniciacion de la XXXIa. Asamblea General de la Union Astronomica Internacional a realizarse el ano proximo en Buenos Aires. Nos encontramos, en consecuencia, en la antesala dei mayor evento astronomico internacional, dei cual seremos nada menos que anfitriones. Probablemente, algunos de los que estamos hoy reunidos, pudimos en algun momento haber manifestado algunas dudas acerca de la factibilidad o la oportunidad de organizar una Asamblea General de la UAI en Argenti- na. En mi opinion, sin embargo, aun entre los mas pesi- mistas, estas dudas estan comenzando a disiparse. El desafio ha sido finalmente aceptado y mas alia de las enormes dificultades, de obstaculos aparentemente in- salvables en la Argentina de nuestros dias, me atreveria a decir que la organizacion de la Asamblea General se estd llevando a cabo eficiente y responsablemente. Quienes formamos parte de la Comision Directiva de la Asociacion, quisieramos aprovechar esta oportunidad para felicitar calurosamente a todos los miembros dei Comite Local de Organizacion por todo lo que ya han realizado. Una vez mas y como lo hicieramos desde un principio,

XVIII Bol. Asoc. Arg. de Astr. quisigramos reiterarle al mencionado Comite y, muy especialmente a su Presidente, Dr. Roberto Mgndez, nuestro apoyo incondicional y lo alentamos a que continue desarrollando su trabajo, el cual merece desde ya nuestro anticipado reconocimiento. Como todos Uds. saben, uno de los propositos m&s relevantes de la actual C.D. de la Asociacion, con siste en llevar a cabo un proyecto de larga data, el cual por distintas razones, por diversas circunstancias, no ha podido aun cristalizarse. Me estoy refiriendo a la elaboracion de un documento coherente y serio que des- criba las prioridades de la Astronomia Argentina para la dgcada dei 90. En los ultimos anos hemos todos podido cons- tatar un importante crecimiento en el desarrollo astronomico de algunas naciones latinoamericanas. Como consecuencia de ello, algunos paises latinoamericanos con exigua tradicion astronomica, particularmente en el campo de la Astronomia Optica, se han puesto casi a la par de la Republica Argentina. Este aparente estanca- miento nuestro se debe probablemente en su mayor parte a causas o circunstancias ajenas o extrahas a la ciencia astrondmica. En mi opinion, sin embargo, somos tambien los astronomos responsables en buena medida de esta si- tuacidn, al habernos diluido en esfuerzos aislados, individuales, y no haber sido capaces de alinearnos detras de un proyecto coherente de desarrollo astronomico para Argentina. Son estas razones las que impulsaron a la ac tual C.D. de la Asociacion a solicitar, por intermedio de su Circular N° 100, el aporte generoso y responsable de todos sus socios. Se les pidio concretamente que describieran el estado dei area o terna sobre los cuales cada uno trabaja y sus deseos para la proxima decada, tanto en el aspecto instrumental, como en servicios,

Bol. Asoc. Arg. de Astr. XIX bibliografia, apoyo, etc. Felizmente, recibimos algunas respuestas, quizas no todas las que hubieramos deseado, pero algunas al fin y, sobre la base de estas contribu- ciones, la C.D. redactd un documento final, el cual ser& sometido a la consideracion de todos los socios en la prdxima Asamblea Ordinaria a realizarse ac£ mismo en San Juan, el proximo jueves. Esperamos que con algunas modificaciones, dicho documento pueda finalmente ser aprobado por todos los socios. Demas esta decirles la importanda que la presente C.D. asigna al mencionado documento ya que, en opinion de la misma, ese documento resume las prioridades para la Astronomia Argentina para la decada que ya estamos transitando. Antes de finalizar, quisiera agradecer y felicitar a todas las personas que de una u otra manera han contribuido a las tareas preparatorias previas a la presente reunion. Quisiera destacar tambien con enfasis el decidido apoyo brindado por las instituciones auspiciantes. Estimados colegas, no habre de demorarlos mas, estoy seguro de que habremos de disfrutar de provechosas sesiones cientificas y, en nombre de la C.D. de la Aso- ciacion Argentina de Astronomia, les deseo una feliz estancia en esta hermosa y muy cordial ciudad de San Juan. Muchas gracias.

XX Bol Asoc. Arg de Astr. ESTRUCTURA Y EVOLUCION ESTELAR

CUMULOS GLOBULARES GALACTICOS CON METALICIDADES EXTREMADAMENTE BAJAS*

GALACTIC GLOBULAR CLUSTERS WITH EXTREMELY LOW METALLICITIES*

J.J. Clari&l, D. Geisler^, D. Minniti^

1 Observator io Astron6mico, Universidad Nacional de C 6 r d o b a , Argenti na 2 Observator io Inter-Americano de Cerro Tololo, Chile 3 Steuard Observatory, University of Ari zona, USA

RESUMEN: Se ha iniciado un programa observacional tendiente a determinar abundandas quimicas en gigantes rojas de cumulos globulares cuyas caracteristicas (morfologia de la rama horizontal, tipo espectral integrado, exceso ultravioleta, etc.) sugieren deficiendas metalicas extremas. En este estudio presentamos resuitados preliminares obtenidos en Cerro Tololo a partir de fotometria de Washington de 165 gigantes rojas en 15 cumulos globulares. Las metalicidades han sido determinadas usando una nueva calibracion empirica recientemente establecida por Geisler, Claria y Minniti (1990), la cual tiene en cuenta el efecto relacionado con la disminucion de sensibilidad dei indice A (C-M) a medida que disminuye la temperatura. Los valores medios de [Fe/H] obtenidos para 10 de los 15 cumulos oscilan entre -2.0 y -3.0. Aunque preliminares, estos valores extien- den considerablemente la distribucion de metalicidades dei sistema de cumulos globulares galacticos hacia va lores cercanos a -3.0, favoreciendo en consecuencia la teoria de formacion secundaria de los mismos.

ABSTRACT: An observational program has been initiated

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 3 for determining Chemical abundances of red giants belonging to galactic globular clusters, whose characteristics (morphology of the horizontal branch, integrated spectral type, ultraviolet excess, etc.) suggest extremely low metallicities. In this study we present some preliminary results obtained at Cerro Tololo Inter-American Observatory from Washington photometry of 165 red giants belonging to 15 globular clusters. The metallicities have been determined using a new empirical calibration recently established by Geisler, Claris and Minniti (1990), which accounts for the effect of decreasing abundance sensitivity of A (C-M) with decreasing temperature. The mean [Fe/H] values obtained for 10 of the 15 clusters range between -2.0 and -3.0. Although preliminary, these values considerably extend the metallicity distribution of the galactic globular cluster system towards values close to -3.0, thus favouring the secondary formation theory of galactic globular clusters.

Basado en observaciones reali zadas en el Observator io Inter- Americano de Cerro Tololo (Chile).

I. INTRODUCCION

La determinacion de abundandas metalicas en cumulos globulares ha tenido y aun tiene importantes aplicaciones. En efecto, el conocimiento de las metalicidades de estas verdaderas reliquias dei pasado de nuestra Galaxia ha permitido, entre otras cosas, descubrir la naturaleza bimodal de la distribucion de metalicidades dei sistema de cumulos globulares dei disco y dei halo (Zinn 1985) ; comprobar la importanda dei contenido de oxigeno en la determinacion de edades

4 Bol. Asoc. Arg. de Astr. de los cumulos globulares y de la Galaxia mi sina (Gratton 1987), y resolver la controversia relacionada con la escala de abundanda de cumulos ricos en metales (Gratton et al. 1986) .

II. LIMITES SUPERIOR E INFERIOR DE METALICIDAD DEL 818- TEMA DE CUMULOS GLOBULARES GALACTICOS

En los ultimos anos han aparecido varios trabajos en los cuales la principal finalidad ha sido obtener abundancias absolutas confiables de cumulos ricos en metales (ver, por ejemplo, Hesser et al. 1987). Estos agregados definen el extremo superior en la distribucion de metalicidades dei sistema de cumulos globulares ga- l&cticos y son importantes para el establecimiento de calibraciones empiricas de indices fotometricos o espectroscdpicos. Luego de mucho esfuerzo teorico y observacional y de prolongada polemica, el problema de la determinacion dei limite superior mencionado parece estar convergiendo hacia una solucion aparentemente de finitiva (Gratton et al. 1986). Este no parece ser el caso, sin embargo, para los cumulos que definen el otro extremo en la distribucion de metalicidades de los cu mulos globulares. En efecto,^ hasta hace muy poco tiempo prevalecia el consenso general de que la razon [Fe/H], aun en los casos mas extremos, no podia superar el valor -2.4 (Pilachowski et al. 1983, Caputo 1985). Sin embar go, trabajos recientes de Claria et al. (1988, 1989), Peterson (1988) y Minniti y Claria (1989), han aportado evidencias que sugieren que el mencionado limite infe rior de metalicidad puede yacer mas alia dei valor [Fe/H] = -2.4 tradicionalmente aceptado. Probablemente, el hecho de que este limite no haya podido aun ser razonablemente establecido, se debe a las limitaciones inherentes a las t^cnicas observacionales utilizadas

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 5 hasta ahora para determinar abundandas qulmicas. EI presente trabajo representa una continuacion natural dei proyecto iniciado un par de anos atr&s y cuyo principal objetivo consiste en examinar la composicion quimica de cumulos globulares cuyas caracteristicas generales (morfologia de la rama horizontal, tipo espectral integrado, exceso ultravioleta, etc.) sugieren deficiendas metalicas extremas.

III. OBSERVACIONES FOTOMETRICAS CMT1T2

Existen diversos metodos para determinar abundancia metalica de cumulos globulares. Dejando de lado algunas diferencias especificas y ciertos detalles que no viene al caso mencionar, esto metodos se basan, en general, en: (1) propiedades integradas dei espectro (espectros y colores integrados), (2) caracteristicas morfologicas dei diagrama HR, y (3) espectroscopia o fotometria de estrellas individuales. De estos, aquellos basados en fotometria individual de gigantes rojas o estrellas de las ramas horizontal y asintotica, han mostrado ser razonablemente confiables. En particular, el sistema fotometrico de Washington ha venido siendo exitosamente aplicado por algunos autores a cumulos abiertos y globulares. Como ha sido mostrado por Geisler (1986), el exito de este sistema radica en la notable

sensibilidad dei indice a (C-M) o a (C-Tl) a la abun dancia metalica de gigantes G y K. Dicha sensibilidad se debe sin duda a la inclusion, dentro de la banda espec tral dei filtro C, de la banda G y las lineas H y K dei Call. Estas ultimas lineas han sido utilizadas, en par ticular por Suntzeff (1980), para determinar metalicidades de estrellas tardias, dada su reconocida sensibilidad a la abundancia. Resulta oportuno destacar que, mientras para definir el indice m(HK) de Suntzeff

6 Bol. Asoc. Arg. de Astr. se requiere espectroscopia de mediana resolucidn o fil- o tros de ~ 100 A de ancho de banda, los filtros dei sis- 0 terna de Washington tienen anchos de “ 1000 A. En este trabajo presentamos resuitados preliminares obtenidos a partir de mediciones en las bandas C, M, T1 y T2 de 165 gigantes rojas de 15 cumulos glo bulares. Diez de estos cumulos presentan caracteristicas tipicas de deficiencia metalica extrema, en tanto que los restantes (excepto 47 Tuc) sugieren deficiendas met&1icas moderadas. Las observaciones fueron integra- mente realizadas con los telescopios de 1.5m y l.Om de Cerro Tololo (Chile), usando una fotomultiplicadora Hamamatsu R943.02 de Ga-As.

IV. INCLUSION DEL FILTRO DDO 51

Dado que las estrellas observadas en cada cu mulo han sido seleccionadas sobre la base de su ubicacion en el diagrama color-magnitud, es posible que algunas enanas tardias dei campo puedan confundirse con gigantes rojas dei cumulo. Para evitar este inconveniente Geisler (1984) ha sugerido agregar a las 4 bandas tradicionales dei sistema de Washington, la correspondiente a.1 filtro DDO 51, utilizado primeramente por Clark y McClure (1979). Este filtro, centrado en 5130 A o y con ancho de banda de 154 A, incluye dentro de su banda el triplete Mbn dei Mg I en 5167.3 A, 5172.7 A y o 5183.6 A, ademas de algunas bandas de MgH, rasgos estos fuertemente sensibles a la gravedad superficial (luminosidad) de estrellas G y K. Geisler (1984) ha mostrado que el indice (M-51) es mejor discriminador de gravedad superficial que el indice (51-T1) en el rango espectral correspondiente a las estrellas G y K. Por otra parte, la extincion atmosferica y el enrojecimiento interestelar afectan menos a (M-51) que a (51-T1).

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 7 V. RESULTADOS PRELIMINARES

Los indices (C-M) , (M-Tl) , (T1-T2) y (M-51) observados fueron corregidos por enrojecimiento usando los valores de Zinn (1985) y las siguientes relaciones obtenidas por Harris y Canterna (1979) y Geisler (1984):

E(C-M) = 1.066 E(B-V) E(M-T1) = 0.900 E(B-V) E(T1-T2) = 0.692 E(B-V) E(M-51) = 0.030 E(B-V)

Unas pocas estrellas resultaron ser enanas dei campo de acuerdo a su ubicacion en el diagrama (M-51)0/(T1-T2)o- Estos objetos fueron obviamente des- cartados en las discusiones posteriores. Las abundandas metalicas fueron determinadas a partir dei calculo de los indices A (C-M), A (C-M)' y A (C-M)M. El primero de ellos representa el indice definido por Canterna (1976) y calculado usando la relacion color-color por el obtenida originalmente para gigantes G y K de abundanda solar. El segundo, representa el mismo indice (cambiado de signo) calculado a partir de la nueva relacion color-color obtenida por Geisler et al. (1990), y A (C-M)" se refiere al indice A (C-M)', corregido por el efecto de variacion con la temperatura y la metalicidad discutido por Geisler et ai. (1990). Este ultimo indice ha sido calculado de la expresion:

A (C-M)M = A (C-M)' + 1.2 [Fe/H] [(Tl-T2)0 - 0.57] para valores de (Tl-T2)0 > 0.57. Para (Tl-T2)0 < 0.57 es A (C-M)" = A (C-M)'.

En la Tabla 1 se presentan los valores medios

8 Bol. Asoc. Arg. de Astr. de A (C-M)11 obtenidos en cada uno de los cumulos de la muestra observada. En todos los casos se indican las desviaciones Standard, los errores dei promedio (entre pardntesis) , el numero N de gigantes rojas en cada cu mulo, la metalicidad de Zinn (1985) y la razon hierro a hidrdgeno finalmente obtenida a partir de la nueva ca- libracidn recientemente establecida por Geisler et al. (1990) .

TABLA 1

Abundandas quimicas obtenidas en cumulos globulares galacticos

GMJLO E(B-V) 0* < A(c-r.r> N (Fe/Hl [Fe/N] Z im ( < * ; ) Z im W

N X 10 4 0 .0 4 0 . 1 7 4 0 .0 9 1 - 0 . 3 3 3 0 .0 7 0 14 - 0 . 7 1 -0.84 + 0.06 ( 0 .0 2 4 ) ( 0 .0 1 5 )

N X 229 8 0 .0 8 0 .5 3 4 0 .1 0 0 - 0 .8 2 3 0 .0 7 7 1 1 - 1 . 8 1 < - 3 . 0 ! ( 0 .0 3 0 ) ( 0 .0 2 3 )

N X 3 2 0 1 0 . 2 1 0 .3 5 5 - 0 . 1 0 1 - 0 . 5 3 8 0 .0 6 7 9 - 1 . 5 6 - 1 . 6 8 ± 0 . 1 0 ( 0 .0 3 4 ) ( 0 .0 1 9 )

N X 437 2 0 .4 5 0 .5 0 6 0 . 1 0 7 - 0 . 7 4 9 0 .0 7 9 9 - 2 . 0 8 -2.97 + 0.25 ( 0 .0 3 6 ) ( 0 .0 2 6 )

N X 4 5 9 0 0 .0 3 0 .5 0 7 0 .1 0 3 -O .725 0 .0 4 3 14 - 2 . 0 9 -2.74 + 0.11 ( 0 .0 2 7 ) ( 0 .0 1 0 )

N X 4 8 3 3 0 .3 2 0 .4 3 5 0 .1 5 3 - 0 . 6 7 1 0 .0 9 5 8 - 1 . 8 6 - 2 . 3 8 ± 0 . 1 8 ( 0 .0 5 4 ) ( 0 .0 3 4 )

N X 5 8 9 7 0 .0 6 0 . 4 1 0 0 .0 6 4 - 0 . 6 8 8 0 .C 7 2 5 - 1 . 6 8 - 2 . 4 8 ± 0 .2 2 ( 0 .0 2 9 ) ( 0 .0 3 2 )

N X 5 9 8 6 0 .2 9 0 .2 2 3 0 .0 9 3 - 0 . 4 9 1 0 .0 6 6 5 - 1 . 6 7 - 1 . 4 6 ± 0 . 1 5 ( 0 .0 4 2 ) ( 0 .0 3 0 )

N X 6 1 0 1 0 .0 4 0 .5 0 8 0 .0 6 3 - 0 .7 3 4 0 .0 6 0 8 - 1 . 8 1 -2.82 ♦ 0.22 ( 0 .0 2 2 ) ( 0 .0 2 1 )

N X 6 14 4 0 .3 6 0 .4 8 3 0 .1 4 7 - 0 . 7 0 5 0 .1 4 1 10 - 1 . 7 5 -2.58 ♦ 0.42 ( 0 .0 4 6 ) ( 0 .0 4 5 )

N X 6 3 9 7 0 . 1 8 0 .3 9 6 0 .1 2 6 - 0 .5 9 4 0 .C 33 1 2 - 1 . 9 1 - 1 . 9 8 t 0 -0 5 ( 0 .0 3 6 ) ( 0 .0 1 0 )

N X 6 5 4 1 0 . 1 8 0 .2 2 9 0 .0 8 9 - 0 . 3 9 1 0 .0 6 0 12 - 1 . 8 3 - 1 . 0 6 * 0 .0 7 ( 0 .0 2 6 ) ( 0 .0 1 4 )

N X 6 7 5 2 0 .0 4 0 .3 2 7 0 . 1 0 7 -0 .5 C 8 0 .0 4 8 24 - 1 . 5 4 - 1 . 5 7 ± 0 .0 6 ( 0 .0 2 2 ) ( 0 .0 1 0 )

N X 6 8 0 9 0 .0 6 0 .4 7 8 0 .0 6 8 - 0 .6 6 9 0 .0 4 1 13 - 1 . 8 2 -2.38 ♦ 0.08 ( 0 . 0 1 9 ) (0 .C 10 )

N X 7 0 9 9 0 .0 4 0 .4 5 9 0 .0 6 2 - 0 . 6 1 8 0 .0 3 3 n - 2 . 1 3 - 2 . 1 0 * 0 .0 6 ( 0 .0 1 9 ) ( 0 .0 0 8 )

Bol. Asoc. Arg. de Astr 9 Fisura 1: Dl.grama color-color da la fotometrla de Washington

Indice a

Bol. Asoc. Arg. de Astr 10 Fi aura 2: Diagrama color-color de. Ia fotometrfa de Washington (corregido por enrojecimiento) con l a s gigantes rojas de 8 cumulos

globulares observados en este trabajo.

Bol. ASOC Arg. de Astr 11 En las figuras 1 y 2 se muestra el diagrama (C-M)o/(T1-T2)o » corregido por enrojecimiento, con las gigantes rojas de los 15 cumulos observados. Las lineas de isoabundancia correspondientes a [Fe/H] = 0.0, -1.0, -2.0 y -3.0 han sido trazadas teniendo en cuenta el efecto de variacion dei indice A (C-M)1 con la tempera tura y la metalicidad. Excepto en algunos agregados con enrojecimiento apreciable (NGC 2298, 4372 y 6144), la distribucion general de puntos en cada cumulo delinea una determinada linea de isoabundancia con una dispersion razonable. De la Tabla 1 se desprende que: (1) Las abun dandas obtenidas en 9 de los cumulos observados dis- crepan considerablemente con los valores publicados por Zinn (1985). Estas diferencias pueden deberse, al menos en parte, a la conocida sensibilidad dei parametro Q (39) -sobre el cual se basan principalmente los valores de Zinn- a la morfologia de la rama horizontal. Las mayores discrepandas entre las metalicidades de Zinn y las obtenidas por nosotros ocurren precisamente para cumulos con razones B/B+R extremas. (2) Ocho de los 15 cumulos considerados tienen valores [Fe/H] que igualan o superan la cota inferior de .metalicidad ([Fe/H] * -2.4) tradicionalmente aceptada. (3) La abundancia obtenida para el conflictivo cumulo 47 Tuc (NGC 104) resulta en excelente acuerdo con el valor [Fe/H] = -0.82 obtenido recientemente por Gratton (1989) a partir de espectroscopia de alta dispersion. (4) Excepto en NGC 5897 para el cual solo se observaron 5 estrellas, las desviaciones Standard en los valores medios de A(C-M)" resultan ser considerablemente mas pequenas que las co rrespondientes a los indices A (C-M) medios. En consecuencia, dejando de lado posibles inhomogeneidades quimicas detectadas en algunos de los objetos estudiados, al utilizar A(C-M)" y la nueva calibracion de

12 Bol. Asoc. Arg. de Astr. abundancia, se mejora sustancialmente la consistencia interna de las abundancias derivadas. EI hecho de que el extremo inferior en la distribucion de metalicidades de los cumulos globulares exceda el valor [Fe/H] = -2.4, puede tener importantes implicaciones relacionadas con la formacion dei sistema de cumulos globulares de nuestra Galaxia. El argumento observacional de mayor peso en favor dei modelo de for macion de cumulos globulares durante el colapso galactico (teoria de formacion secundaria) es la similitud general que deberia existir entre las poblaciones estelares de los cumulos globulares y las gigantes dei halo. Si efectivamente ambas poblaciones comparten un origen comun, deberian entonces tener similares distribuciones espaciales, cinem&ticas y de composicion quimica. Ese origen comun proviene de aceptar que las estrellas dei campo en la componente esferoidal de nuestra Galaxia son los restos de cumulos globulares disgregados. Resulta oportuno destacar que un analisis de las distribuciones encontradas por distintos autores revela, en general, una carencia de cumulos globulares con [Fe/H] < -2.4, mientras que confirma la existencia de una importante fraccion de estrellas dei campo con abundancias de hasta -4.0. En este sentido, los resultados obtenidos en el presente trabajo tienden a extender la distribucion de metalicidades de los cumulos globulares hacia valores proximos a -3.0, favoreciendo en consecuencia la teoria de formacion secundaria de los mismos. Los autores agradecen al Director dei Obser- vatorio de Cerro Tololo, Dr. Robert Williams, por los turnos concedidos. Agradecen tambien a J. Laborde y B. Candellero por la confeccion de los diagramas. Este trabajo ha sido parcialmente financiado por el CONICET y el CONICOR de la Republica Argentina.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 13 REFERENCIAS

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14 Bol. Asoc. Arg. de Astr. EL CUMULO ABIERTO NGC 5662 Y SU CEFEIDA VECINA V CENTAURI

THE OPEN CLUSTER NGC 5662 AND ITS NEIGHBOURING CEPHEID V CENTAURI

J.J. Clarii1, E. Lapasset2, M.A. Bosio

Observatorio Astronomico de Cordoba, Argentina

RESUMEN: Sobre la base de nuevos datos fotometricos y cinematicos se examina la composicion estelar y estructura dei cumulo abierto NGC 5662. Se detecta la presencia de enrojecimiento diferencial y se examina la estabilidad dei agregado. A partir de datos fotometricos y espectroscopicos se determina la funcion de luminosidad, distancia, edad, y composicion quimica dei cumulo. Sobre la base de los nuevos parametros astrofisicos derivados, se concluye que la Cefeida V Cen (P = 5.5 dias) es muy probablemente miembro dei cumulo. Las observaciones UBV, DDO y CMT1T2 y los resultados detallados obtenidos en este trabajo han sido recientemente publicados por Claria et al. (1991).

ABSTRACT: Based on new photometric and kinematical data the structure and stellar composition of the open cluster NGC 5662 is examined. The presence of differential reddening across the cluster field is

1: Astr6nomo visitante en el Observatorio Inter-Americano de Cerro Tololo (Chii e). 2: Astrdnomo visitante en el Observatorio de Las Campanas (Ch ile ) .

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 5 detected and the cluster stability examined. The luminosity function, distance, age, and Chemical composition of NGC 5662 are determined from photometric and spectroscopic data. The new astrophysical parameters derived support the conclusion that the Cepheid V Cen (P = 5.5 days) is very likely a cluster member. The UBV, DDO, CMT1T2 observations and the detailed results obtained in this work have been recently published by Claria et al. (1991).

1. INTRODUCTION

NGC 5662 is a loose concentration of late B and A-type stars lying in the Centaurus section of the Milky Way. There seems to be a reasonably possibility that the bright Cepheid V Cen (p = 5.494 day), situated 35 arcmin Southwest of the cluster center, is an outlying cluster member. A detailed study of NGC 5662 is therefore of some interest, particularly in view of the importance of cluster Cepheids for the calibration of the cepheid period-luminosity relation. Relative proper motions of 188 stars in the cluster area were determined by King (1980) and the probability P of cluster membership for individual stars has also been derived. The lack of photoelectric UBV data for a good number of stars with P > 50% made the present study desirable.

2. CLUSTER MEMBERSHIP, INTERSTELLAR REDDENING AND DISTANCE.

New photoelectric data of 2 37 stars in the cluster field were obtained at CTIO and Las Campanas Observatory during 1985. The corresponding UBV diagrams (Figs. 1-3) reveal a relatively wide main sequence 1 6 Bol. Asoc. Arg. de Astr. consisting of B, A and F stars that extends over a V range of about 8-14 mag.

Fi gure 1: C - M diagrams for the inner region of NGC 5662. Stars with photomet r i c membership classes 1, 2, and 3 are represented by filled circles, triangles, and open circles, respecti vely.

F i gure 2: C-H diagrams for the outer region of NGC 5662.

Bol. Asoc. Arg. de Astr 1 7 Photometric membership classes 1, 2 and 3 were assigned to the observed stars according to the criteria proposed by Claria and Lapasset (1986) . We thus find that 60% of the stars in the Central part of the cluster are very likely members (class 1) , while in the outer part this percentage corresponds to the field stars. In Fig. 4 King's (1980) probabilities of membership, based on relative proper motions, are plotted as a function of the observed V magnitude. Filled circles, triangles, and open circles, represent photometric membership classes 1, 2, and 3, respectively. It can be seen that 88% of the stars with class 3 have P < 50%. We then conclude that, in general, the kinematic and photometric membership criteria yield results in reasonable good agreement.

F i gure 3: Two-colour diagram of NGC 5662 for stars in the inner a) and outer (b) regi ons. The full line is the Standard relat ion of Schmidt-Kaler (1982) for main sequence stars. Symbol s are as in Fig. 1.

1 8 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Figure 4 : K i n g ' s (1980) probabitities of membership, based on relati v e proper moti ons, plotted as a functi on of the observed V magnitude Filled circles, tri angles, and open ci retes represent photometric membership classes 1, 2, and 3, respecti vely. Probable red giants have not been plotted.

The scatter in Fig. 5 is clearly larger than the photometric errors for the colour indices, which indicates that the reddening does vary across the cluster. For this reason, individual colour excesses were computed from the equations given by Garcia et al. (1988). The measured full width of the observed two-colour diagram for stars with B-V < 0.30 is

A E(B-V) = E(B-V)max”E(B"V)min = 0*14 mag, i.e., larger than the lower limit of 0.11 mag estimated by Burki (1975) for clusters with differential reddening. The mean reddening from 41 early-type members is E(B-V) = 0.31 ± 0.05, while from 19 early-type members with

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 9 spectral types we derive E(B-V)MK - 0.28 ± 0.05, so that we have adopted E(B-V) - 0.31 ± 0.04.

F i gure 5: Colour-cclour di agram for nll the st ars considered to be members (filled circles) or p r o b a b l e members ( tr i angles) of NGC 5662.

A spatial correlation of reddening with position is observed in Fig. 6, in which all blue members have been plotted. It appears that stars with larger reddening tend to lie towards the Southern part of the cluster. This resuit is consistent with an apparent decrease in the field star density across the cluster from north to south-east. Figure 7 shows the reddening-free C-M diagram. The scatter here clearly decreasses for the stars with individually determined reddening values (represented by crosses) . A fit of the cluster sequence to the ZAMS of Schmidt-Kaler (1982) leads to V0-Mv = 9.64 ± 0.15. The mean distance modulus of 19 members with MK spectral types turned out to be 9.35 ± 0.40. Averaging

20 Bol. Asoc. Arg. de Astr. the two estimates we obtain a distance of (750 ± 50) pc

Fi gure 6: E(B-V) colour excesses of blue cluster members with (B-V)< 0.30 plotted spatially. Inner (I) and outer (II) regions are identified.

gure 7 : The unreddened C-H diagram constructed with ali the stars believed to be members. The full curve in both diagrams is the ZAMS of Schmidt-Kaler (1982), whereas the dashed curve is the 0.75 brightened ZAMS. Stars individually corrected for different ial reddening are represented by circles, whereas crosses indicate stars corrected by reddening using the mean value E(B-V) = 0.31. The extremes of variability for V Cen are indicated.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 21 3. CLUSTER DIAMETER AND METAL CONTENT

Star counts in concentric circles around the adopted cluster center have been made (Fig.8). The following conclusions may be drawn from the star counts: (1) The brighter stars (V < 12) are clearly concentrated in the Central region within a radius of about 15 arcmin, adopted for NGC 5662. (2) The star distribution down to V = 14 and to V = 17 seems to be much more uniform with a slight Central concentration. (3) The adopted angular radius leads to a linear diameter of 6.9 pc, so that the minimum stellar density amounts to 0.50 stars/pc3 .

Fi gure 8: Star number density as a function of di stance from the center of NGC 5662: (a) V < 12.0, (b) V < 17.

22 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Three probable red giants were observed in the DDO and Washington systems at CTIO. Two of them are very likely members from both the photometric (Claris 1985, Clarii and Lapasset 1983) and kinematic data. The DDO metallicity index 6CN and the Washington line-blanketing indices a (M-Tl) and a (C-M) yield [Fe/H] = -0.03 ± 0.13 for NGC 5662.

4. AGE AND STABILITY OF THE CLUSTER

The bluest (U-B)0 and earliest MK spectral type are -0.52 and B7V, which imply ages of about 7.1xl07 yr and 8.7xl07 yr, respectively. The resulting mean age is then 7.9xl07, i.e., identical to that of the Pleiades age group. This resuit is consistent with the fact that both the main sequence shape and the location of the two red giants for NGC 5662 are nearly similar to those for a cluster belonging to the Pleiades age group. The resulting total mass for NGC 5662 is “ 256 M0 , which implies a lower limit of the space density of 1.5 M©/pc3. This value greatly exceeds the limit of 0.1 M®/pc3 (Mineur 1939) beyond which a cluster is generally considered to be stable.

5. LUMINOSITY FUNCTION OF THE BRIGHT MEMBERS

The resulting LF for the bright cluster members is plotted as a full histogram in Fig. 9. For comparison, the normalized LF of the Pleiades cluster and that obtained by Taff (1974) averaged over 62 open clusters, are also shown in the figure. Two main features should be noticed: (1) the number of stars per unit magnitude interval in NGC 5662 reaches its maximum and begins to decrease near Mv = 2.0. This apparent turnover in the distribution for Mv > 2.0 probably

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 2 3 results from observational selection effects; (2) the slope of the LF in NGC 5662 appears to be steeper than those in the other two functions. This is perhaps not what would be expected since NGC 5662 and the Pleiades cluster belong to the same age group.

Fi gure 9: Luminosity function of NGC 5662 (full histogram) compared to the normali zed LF of the Pleiades cluster and that averaged over 62 open clusters given by Taff (1974).

6. THE CEPHEID V CENTAURI

V Centauri lies at a distance slightly larger than two cluster radii from the center of NGC 5662. Its E(B-V) colour excess has been determined by different methods yielding values between 0.26 and 0.36. Since the absorption across the cluster is not uniform, any E(B-V) value for V Cen within the above interval should be considered consistent with cluster reddening. We have adopted = 6.82 (Shaltenbrand and Tammann 1971) and

2 4 Bol. Asoc. Arg. de Astr. E(B-V) = 0.30. The latter value was derived by Pel (1978) from Walraven phothometry and transformed to the UBV system. The resulting luminosity of V Cen from Fig. 7, i. e. Mv= -3.7 2 appears to be somewhat hight if compared with that of -3.3 predicted by van den Bergh (1977) for Cepheids of this period. However, if we use our mean distance modulus, the derived luminosity of V Cen is Mv = -3.58, in closer agreement with the expected value. The age of V Cen, according to the results obtained by Kippenhahn and Smith (1982) is about 6xl07 yr. The good agreement with the cluster age, however, is taken as an argument of lower weight due to the well known discrepancy between "evolution" and "pulsation" ages in cluster Cepheids (Cox 1980, Romeo et al. 1989). We conclude that, although situated nearly two radii far from the cluster center, V Cen is very likely a cluster member. Table 1 summarizes the main results here obtained. The individual UBV, DDO and CMT1T2 observations as well as the detailed results obtained in the present study have been recently published by Claria et al. (1991).

TABLE 1

Summary of main results obtained for NGC 5662

Distance...... V-Mv : apparent distance modulus...... 10.49 E(B-V) : selective absorption...... 0.31 + 0.04 (s.d Av : visual absorption (variable).... 0.93 V 0-Mv : true distance modulus...... *. 9.50 ± 0.15 d : distance frcm the sun...... (790 ± 55)pc z : distance below the galactic plane 48 pc

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 25 Table I (continued)

Dimensions ... .D : angular diameter...... ~ 30r & : linear diameter...... » 6.9 pc

Membership .N(m) : number of members...... ^ ...... > 87 N(pm) : number of probable members^...... - 20 N(PG) : number of red giantg...... - 2 N(v) : number of variablesa ...... - 3

Chemical conposition...... [Fe/H] : metallicity -0.03 ± 0.13

Structure of main sequence.. (B-V)0 bluest (B—V) o coloiir index...... -0.17 (U-B)0 bluest (U-B)0 colour index...... -0.52 MK earliest spectral type...... B7V T a g e ...... 7.9 x io' yr

Luminosity function...... slope somewhat steeper than that of the Pleiades cluster

Integrated parameters...... Mv integrated visual absolute magnitude...= -5.03 (B-V) o integrated intrinsic (B-V) colour...... =» 0.294 (U-B)0 integrated intrinsic (U-B) colour...... = -0.206 V0 integrated visual magni tude...... « 4.552 M/M total m a s s ...... ^ 256 M K stellar density (stars/pc3)...... = 0.50 ® mean space density (M^/pc3)...... = 1.5

a: tlie Cejiieid V Cen has fc>een included

Acknowledgments

We thank the Directors of CTIO and Las Campa nas Observatories for the alloted observing time. Thanks are also due to J. Laborde for the preparation of diagrams. This work was supported by the Argentinian institutions CONICET, CONICOR and FUNDACION ANTORCHAS.

26 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Acknowledgments

RE7ERENCES

Burki, G. 1975, Astron. Astrophys. 43, 37. Claria, J.J. 1985, Astron. Astrophys. Suppi. 59, 195. Claria, J.J. and Lapasset, E. 1983, J. Astrophys. Astron. 4, 117. Claria, J.J. and Lapasset, E. 1986, Astron. J. 91, 326. Claria, J.J., Lapasset, E. and Bosio, A.M. 1991, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 249, 193. Cox, A.N. 1980, Ann. Rev. Astron. Astrophys. 18, 15. Garcia, B., Claria, J.J. and Levato, H. 1988, Astrophys. Space Sci.143, 317. King, D.S. 1980, Sydney Obs. Papers No. 87. Kippenhahn, R. and Smith, L. 1969, Astron. Astrophys. 1, 142 . Mineur, H. 1939, Ann. Astrophys. 2, No. 1. Pel, J.W. 1978, Astron. Astrophys. 62, 75. Romeo, G.A., Bonifazi, A., Fusi Pecci, F. and Tosi, M. 1989, Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 240, 459. Shaltenbrand, R. and Tammann, G.A. 1971, Astron. Astrophys. Suppi. 4, 265. Schmidt-Kaler, Th. 1982, Landolt-Bornstein, Group VI, Vol. 2, p. 15. Taff, L.G. 1974, Astron. J. 79, 1280. Van den Bergh, S. 1977, IAU Colloquium 37, p. 13.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 2 7 DIMENSIONES ABSOLUTAS Y ESTADO EVOLUTIVO DE RS SAGITTARII

ABSOLUTE DIMENSIONS AND EVOLUTIVE STATE OF RS SAGITTARII

M.A. Cerruti1; M.A. De Laurenti2

1 Instituto de Astronomia y Fisica dei Espacio (CONICET) 2 Observator io Astron6mico de Mercedes (CIC)

RESUMEN: Se derivan dimensiones absolutas a partir de mediciones recientes de las lineas espectrales de la componente mas debil de RS Sgr, compiementandolas con elementos fotometricos de Kopal (1956). RS Sgr parece ser un sistema binario tipo Algol, semidetached. Asu- miendo que la variacion de periodo (De Laurenti y Cerruti, 1988) es real, se piensa que RS Sgr podria ser un objeto en el cual se esta intercambiando masa, probablemente en su fase lenta de evolucion.

ABSTRACT: Absolute dimensions were derived from recent measures of the lines of the fainter component. RS Sgr appears to be a semidetached Algol-like system. Taken for granted that the period variation is real RS Sgr is thought to be a post mass exchange object probably in the slow phase of evolution.

I. INTRODUCCION

El proposito dei presente trabajo, continua- ci6n de uno anterior (De Laurenti y Cerruti, 1988) sobre

2 8 Bol. Asoc. Arg. de Astr. estudio de periodo, es la determinacion de dimensiones absolutas de las componentes dei sistema basado en mediciones recientes de las lineas de la componente debil de RS Sgr (Ferrer y Sahade, 1986) y una estimacion dei estado evolutivo de este objeto.

II. DIMENSIONES ABSOLUTAS

La determinacion de las dimensiones absolutas es facil cuando tratamos con binarias eclipsantes con lineas dobles. De los elementos orbitales espectrograficos de Ferrer y Sahade (1986) y los fotomdtricos de Kopal (1956), derivamos el semieje mayor de las orbitas, masas y radios en unidades solares. El error asociado con K2 es estimado en la Figura 4 de Fe rrer y Sahade (op. cit.). Adoptamos 6.957xl05 km para el radio solar. Las temperaturas efectivas son inferidas de los espectros (Schmidt-Kaler, 1982). Asimismo la tempe ratura efectiva de la componente menos masiva fue obtenida de la razon de las intensidades de las componentes corregidas por reflexion (Koch et al. 1970). Se obtuvo un valor de 10350 °K que implica un tipo espectral B9.5 para la componente menos masiva, alrededor de dos sub- clases mas temprana que el tipo espectral listado en la Tabla I . En dicha Tabla, se muestran las dimensiones absolutas de RS Sgr junto con la orbita espectroscopica y fotometrica y parametros relacionados que caracterizan el estado evolutivo. Estos parametros estan determinados por la luminosidad observada de las componentes menos la luminosidad teorica correspondiente a la ZAMS para X=0.71, Z=0.02 (Iben, 1967), para masas usuales y tem peraturas efectivas tipicas. Tambien se presentan los radios usuales de las componentes menos el radio teorico

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 2 9 correspondiente a la ZAMS para igual composicidn qulmica que la indicada (Plavec, 1968) para masas corrientes. Entre parentesis se muestran las diferencias entre la ZAMS y la TAMS (fin de la combustion dei Hidrogeno cen tra!) en el punto bajo consideracidn.

T a b l a I

Perimetros que carecterizan los sistemas RS Sgr y u Her

C a n t i dad RS Sgr R e f u Her Ref

Hi [M0] 7.18±1 .50 7.6*0.2 1 M2 CM#] 2.4 11 0.3 5 2.8*0. 1 1 R i [ R 0 ] 5.11±0.39 5.1*0.2 1 R2 4.10±0.31 4.2*0.3 1 T e f f1 t-*] 15400±1500 20500*1500 2 Teff2 [0K] 8970±900 1 3550* 1 1 00 2 a [R03 16.06±1 .02 14.66 3 ai tR«] 4.03± 0.06 3.74 3 Hbo l 1 -3.18*0.57 -4.2 4 Mbol2 - 0.30*0.57 -2.6 1

Ki[km/s] 83.8*1.25 5 95.6*1.4 3 K2 [km/s] 250*20 5 263*3 3 e 0.04*0.016 5 0.056*0.01 5 3 H 2 / M i 0.035*0.032 0.36*0.01 1 S P T i B 5 V 5 B 2.5 V 6 SpT2 A 2 V 5 B 5 6

3 0 Bol Asoc Arg de Ast r Tabla I (continuaci6n)

P[dayB] 2.41568 2.0510 1 1 [deg . ] 82.5±0.6 7 78.20±0.36 2 P1 0.318±0.004 7 0.329*0.019 2 r 2 0.255*0.003 7 0.286 2 rcr 0.279 0.286

Coef.E2 ♦(2.86±0.74)*10-10 + ( 1 .32*0.72 )*1 0- 1 0 4 dM1 /dt[M0/y] +4.33*10"® +3.2*10’8 4

Mbo l 1 [ecl * Tef f] -2.04( 1.63) -1.17(1.86) Mbo l 2 tec1 • Tef f 3 -2.69( 1.72) -2.33(1.63) Mbo l 2 tecl • T ef f 3 -2.69( 1.72 ) -2.33( 1 .63 ) Mbo l 2 f e<1 • ma s s J - 0.74 ( 0.50 ) -2.47(0.44) R^Ceq.mass] +2.23(2.77) + 2. 12(2.94) R2 teq•mass] +2.65(0.86) +2.61(1.02)

Referencias: 1) Giuricin y Mardi rossian, 1981; 2 ) Kovachev y Seggewiss, 1974; 3) Provoost, 1980; Kreiner y Zi6lkowsky, 1978; 5) Ferrer y Sahade, 1986; 6) Olson, 1968; 7) Kopal y Shapley, 1956.

III. DISCUSION Y CONCLUSIONES

En la Figura 1 comparamos las dimensiones re lativas de las componentes de RS Sgr con su correspondiente superficie equipotencial critica (Plavec y Kratochvil, 1964) . EI porcentaje de llenado de los lo bulos de Roche son 69% y 86% para la componente mas masiva y menos masiva, respectivamente. Para los valores Delta listados en Tabla I se infiere que la componente m£s masiva, tornando en cuenta errores en la magnitud bolom^trica y temperatura efectiva, puede ser vista como

Bol. Asoc. Arg. de Astr 3 1 una estrella de secuencia principal proxima a la TAMS. Ademas, teniendo en cuenta el error en las masas esta componente obedece a la relacion M-L y su radio es comparable con el de una estrella normal de secuencia principal. Por otro lado, la companera menos masiva esta mas lejos de la banda de la secuencia principal, en la region de las subgigantes. Tornando en cuenta errores en la magnitud bolometrica y masas, parece tambien obedecer la relacion M-L y su radio, comparado con una estrella de secuencia principal de igual masa, es alrededor de dos radios solares en exceso. Por tanto, estamos tratando con un sistema donde la componente mas masiva se encuentra bien adentro de su lobulo de Roche y se asemeja a una estrella normal de secuencia principal, mientras su companera menos ma siva y mas fria, proxima a llenar su lobulo, y teniendo propiedades de exceso de luminosidad y tamano, parece mas evolucionada que su companera. (No discutiremos en este trabajo el fenomeno de subgigantes "undersized", probablemente una moderna solucion fotometrica conducira a una configuracion de contacto para esta componente). Concluimos, por tanto, que RS Sgr puede ser clasificada como un sistema tipo Algol masivo o semidetached con una secundaria caliente, aunque la componente menos masiva obedece la relacion M-L y es de menor tamano que su companera produciendo un transito en el eclipse primario y nd una ocultacion. La pequena variacion en el periodo deducida en Un trabajo anterior (De Laurenti y Cerruti, al988), dlnP/dt = 3.58*10"8a"i, corresponde a una escala de tiempo de cambio de periodo de 2.79xl07 anos. La cantidad de masa transferida por ano desde la componente me nos masiva en el caso conservativo esta listada en Tabla I y derivada de acuerdo a la formula de Kreiner y Zidlkowski (1978).

3 2 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Asumiendo para la razon inicial de masas qQ = 1 (PQ=1. 03) , la posicion de RS Sgr en el plano M0-Po (Giuricin y Mardirossian, 1981) yace, en el caso con servativo, entre las lineas ZAMS y AB, implicando un caso A de transferenda de masa (PaczyAski, 1971) . Un cambio de q0=l a q0=2(P0=l•46) corre la posicion hacia la linea AB, cayendo cerca dei caso B o caso AB de transferenda de masa. Teniendo en cuenta perdida de masa y momento angular dei sistema, pudimos computar parametros iniciales para RS Sgr siguiendo el tratamiento de Plavec et al. (1973) con envolturas convectivas. Este modelo introduce dos parametros f y g=l/q para tener en cuenta la pdrdida fraccional de masa y momento angular dei sistema. Este modelo parece mas apropiado que otros para describir sistemas de masa total intermedia o alta (Giurisin y Mardirossian, 1981). Valores para masas totales iniciales y periodos inicia les se muestran en la Tabla 2 para varias fracciones de perdida de masa y para q0=l y qo=2:

Figura 1: Dimensiones relativas de las componentes de RS Sgr.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 3 3 Tabla II

Masa total inicial y periodo inicial para RS Sgr 1 1 1 o • O • i-» . Ul f 0.3 o 0.9

i i i i i 1 1 1

M0 (q0=i) 9.84 10.43 11.18 12.16 13.50 Mo ((3o=2) 10.02 11.09 12.58 14.82 18.56 Po (c3o=l) 1.03 1.05 1.06 1.07 1.08 po (c3o=2) 1.40 1.26 1.08 0.87 0.62

Para q0=l todos los puntos caen bien dentro de la banda definida por las lineas AB y ZAMS en el plano M0-Po Y cerea de su valor conservativo. Para q0=2 y valores crecientes de f, los valores son desplazados a la derecha debido a las masas crecientes y hacia abajo debido a los periodos decrecientes. El primer punto cae sobre la linea AB, el resto de los valores cae en la regibn dei caso A y solamente el ultimo valor (i.e. 18.56, 0.62) cae en la region prohibida, o sea, debajo de la linea de la ZAMS. Por tanto, RS Sgr, de acuerdo con Giuricin y Mardirossian (1981) y Giuricin et al. (1983), podria ser un objeto con intercambio de masa probablemente en la fase lenta de evolucion y es bien representado por un modelo conservativo o bien un modelo no conservativo asumiendo una razon de masas inicial qQ=l y tambien q0=2. Finalmente, si uno supone que una masa solar es transferida durante la fase lenta de transferenda de masa, la escala de tiempo asociada con esta fase seria 2.31xl07 anos. Seria muy util comparar este tiempo con el calculado en el caso A dei modelo conservativo que finalice en una configuracion como la actualmente observada.

3 4 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Solamente para comparacion se muestran en la Tabla I los parametros que describen al si sterna de u Her. Este sistema, con lineas dobles, posee una naturaleza semidetached bien definida (Sdderhjelm, 1978), con orbitas fotometricas y espectroscopicas comparables a las de RS Sgr (el minimo primario tambien es un transi to) . Sus masas, radios y separacion son tambien compa rables. Difieren en temperaturas efectivas y cantidades relacionadas? ambas componentes de u Her estan despla- zadas hacia la region de altas temperaturas por 5000°K. u Her tanto como RS Sgr constituyen la componente Prin cipal de una doble visual (ADS 10449A). El numero de ciclos cubierto por las observaciones es tambien comparable (18000 para u Her y 15000 para RS Sgr), mientras que el cambio en el periodo es nulo o pequeno como es el caso para RS Sgr (ver Tabla I). Diferencias con respecto a RS Sgr deducidas de los valores delta listados en la Tabla I son las siguientes: La componente mas masiva esta bien dentro de la secuencia principal y su companera no obedece la relacion M-L. En RS Sgr es observada emision incipiente en Ha que sugiere que el sistema es una binaria interactuante observada quizas en el comienzo dei estado de transfe r e n d a de masa y antes de que cualquier transferenda dr&stica haya tenido lugar (Ferrer y Sahade, 1986). Por tanto, quizas en nuestra discusion sobre RS Sgr debieramos haber considerado, de acuerdo con estos resultados observacionales, un cambio nulo en el periodo. Sistemas tipo Algol con primarias B o A fueron buscados en el catalogo de Budding (1984). Sistemas a los que se les conoce cambios grandes de periodo son: /3 Lyr, TU Mon y DM Per (Wood and Forbes, 1963) y V453 Sco (Kreiner and Ziolkowski, 1978). Por otra parte sistemas cuyos cambios de periodo son chicos o nulos son TW Cas and SV Tau (Kreiner, 1971), V Pup, n' Sco, XTau y Z Vul

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 35 (Kreiner and Zidlkowski, 1978) , SX Aur y AF Gem (Wood and Forbes, 1963) y MR Cyg y u Her (Sdderhjelm, 1978) . La variacion de periodo de RU Mon y V356 Sgr no est& bien establecida. EI resto de los sistemas masivos con secundarias calientes extraidos dei catalogo de Budding son: AH Cep, HS Her, AU Mon, Z Ori y BM Ori. Seria muy util para futuras investigaciones agrupar esta categoria de sistemas y comparar sus cambios de periodo, caracteristicas espectrales, aspecto dei minimo primario, estado evolutivo, etc.

Agradecimientos

Los autores desean expresar su gratitud al Director y personal dei Observatorio Carlos U. Cesco.

REFERENCIAS

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Bol. Asoc. Arg. de Astr. 3 7 EL METODO DE GRILLA APLICADO AL ANALISIS FOTOMETRICO DE LOS SISTEMAS DE CONTACTO AW VIRGINIS Y BP VELORUM

THE GRID TECHNIQUE APPLIED TO THE PHOTOMETRIC ANALYSIS OF CONTACT SYSTEMS AW VIRGINIS AND BP VELORUM

M. Gomez, E. Lapasset y R. Farinas

Observatorio Astron6mico de C 6 r d o b a

RESUMEN: Se presenta un analisis detallado mediante el procedimiento de optimizacion de las soluciones de las curvas de luz de los sistemas tipo W UMa, AW Virginis y BP Velorum. Un amplio rango de posibles soluciones son examinadas y evaluadas en base a la relacion S (calidad de la solucion) vs. q (relacion de masas) . AW Vir re sulta claramente definido como un sistema de tipo A y un valor de q = 0.68 ± 0.07. El rango de soluciones fotometricas de BP Vel resulta mas amplio, pero se definen sin ambiguedad las caracteristicas de un sistema de contacto de tipo W con q = 1.70 ± 0.40. Los demas parametros fotometricos de ambos sistemas quedan determinados dentro de rangos aceptables de error.

ABSTRACT: An optimization procedure is applied to the light curve analysis of the W Ursae Majoris-type systems AW Virginis and BP Velorum. The evaluation of a broad range of possible configurations is performed by means of the quality of Solutions (S) as a function of the mass-ratio (q) . AW Vir is clearly defined as an A-type contact system with q = 0.68 ± 0.07. The likely conf iguration of BP Vel is more uncertain but the characteristics of a W-type contact binary are

3 8 Bol. Asoc. Arg. de Astr. unambiguosly delineated; a value of q= 1.70 ± 0.40 is obtained. The remaining parameters of both systems are determined within acceptable error ranges.

INTRODUCCION

Los resultados obtenidos por Lapasset, Gomez y Farinas (1990) sobre la validez de las soluciones fotometricas de sistemas de contacto indican que, en un alto porcentaje de los casos estudiados, estas son aceptables. Para ello, es necesario desarrollar para cada estrella un analisis detallado mediante las denominadas tecnicas de grilla (Maceroni, Milano y Russo 1983, 1985) que involucre al espacio global de los parametros ajustables. En el caso de estrellas con eclip ses parciales, la profundidad de los minimos debe ser significativa a fin de que las soluciones optimas sean distingui.bles. El relevamiento estadistico realizado en el mencionado trabajo, muestra que dentro de los rangos razonables de error estimados para el parametro critico q (razon de masas), este es absolutamente comparable al valor que se deriva en forma mas directa de los datos de velocidades radiales de ambas componentes. Con el aval de estos resultados previos, se presenta en este trabajo un estudio detallado de las curvas de luz BV de dos sistemas de contacto con eclip ses parciales y condiciones aceptables para un analisis de grilla.

DATOS PRELIMINARES

Los sistemas binarios de corto periodo BP Velorum y AW Virginis fueron observados fotoel^ctricamente en los Observatorios de Las Campanas (Chile) y CASLEO (Argentina). Las curvas de luz

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 39 determinadas (Figuras 1 y 2) muestran las configura- ciones tipicas de los sistemas de contacto. Los datos Pre^iminares mas relevantes estAn listados en la Tabla 1.

Figura 1: Curvas de luz de 8P Velorum

Figura 2: Curvas de luz de AU Virginis

40 Bol. Asoc. Arg. de Astr. T abla 1

Datos de BP Vel y AW Vir

BP VELORUM AW VIRGINIS

Descubrimiento de Kort (1941) Hoffmei ster (1935) T ( D . J . ) 2447232.58031 2447269.82175 P ( d f a s ) 0.265092 0.35399736 No. de observac. BV 537 608 Profundi dad de Mfn. 0.7 0.7 VmAx . 12.62 10.93 (B-V)mAx. 0.91 0.68 (U-B)m6 x. 0.48 0.16 T i po espec tral K 1 F 9

ANALISIS DE LAS CURVAS DE LUZ

Se analizaron en forma simultanea las curvas de luz BV conformadas por 67 y 61 puntos normales para BP Vel y AW Vir, respectivamente. Se fijaron los parametros Ti (temperatura de la componente caliente), gi = g2 (oscurecimiento gravitacional), Ai = A 2 (albedo) y x\ = X2 (oscurecimiento al limbo) , en los valores que se derivan dei tipo espectral tabulado. Se iniciaron soluciones con valores fijos de q = mi/m2 entre 0.30 y 3.0, y cuatro parametros fueron ajustados por correcciones diferenciales: i (inclinacion orbital), T2 (temperatura de la componente fria), ^ 1=^2 (potencial total modificado) y Li (luminosidad de la componente principal). Las iteraciones se suspendieron cuando los ajustes a introducir eran dei orden de los errores probables de cada parametro. Se definio como par&metro de calidad de cada

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 4 1 solucidn a S = Swr2 (sumatoria pesada de los residuos al cuadrado). Los gr&ficos de S vs. g muestran claramente las zonas de las soluciones dptimas (Figuras 3 y 4). En el caso de BP Vel esta zona es relativamente amplia de finiendo un rango razonable de error alrededor dei valor de q = 1.70 ± 0.40. El grafico correspondiente a AW Vir presenta una mayor definicion de la razon de masas q = 0.675 ± 0.075. Los dem&s par&metros ajustables poseen en general, una precisidn mucho mayor. Las soluciones adoptadas conjuntamente con los errores derivados en el presente analisis se hallan listados en la Tabla 2.

TABLA 2

Soluciones fotom6tricas de BP Vel y AW Vir

BP VELORUM AU VIRGINIS

q 1.70 ± 0.40 0.675 ± 0.075 80.8 i 0.8 82.6 ± 0.8 T 1 ( * ) 5000 0 K 6000 0 K T 1 ( * ) 5000 °K 6000 0 K *2 4720 i 8 °K 5994 ± 11 °K n1 = «2 4.78 ± 0.54 3.16 ± 0.13 Sobrecontacto 10.2 ± 1.4 X 8.5 ± 0.7 X 91 = 92<* > 0.32 0.32 A1 = A2(*) 0.50 0.50 X! = x2<*) (V) 0.71 0.62 (B) 0.88 L1/(L1+L2) (V) 0.462 ± 0.047 0.591 ± 0.023 (B) 0.483 ± 0.046 0.592 * 0.022 r1 (pol.) 0.320 ± 0.017 0.394 ± 0.009 r 1 ( l a t . ) 0.335 ± 0.020 0.417 ± 0.010 r1 (post.) 0.370 ± 0.019 0.449 ± 0.009

42 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Tabla 2 (cont1nuac16n)

BP Velorum AU V i rg i n18

r 2 (pol.) 0.403 ± 0.020 0.329 i 0.010 r 2 ( l at . ) 0.427 ± 0.021 0.345 ± 0.010 r 2 (post.) 0.458 ± 0.019 0.380 ± 0.011

(*) Perimetros no ajustables

Figura 3: Grilla de soluciones fotomitricas de BP Velorum

Figura 4: Grilla de soluciones fotomitr1cas de AW Virginis

Bol. Asoc. Arg. de Astr 4 3 CONCLUSIONES

Las grillas de soluciones fotometricas de las estrellas BP Vel y AW Vir determinari con claridad su condicion de sistemas de contacto, ambas con un porcentaje similar de sobrecontacto (’10%). BP Vel se define sin ambiguedades como un sistema de tipo W (la compo nente mayor es la mas fria) y con valores dei periodo, el tipo espectral, masas y luminosidades de las compo nentes, tipicos dei grupo al cual pertenece. AW Vir se presenta como un sistema de contacto atipico, con caracteristicas en su periodo y tipo espectral correspondientes a los sistemas de tipo A, pero con una inapre- ciable diferencia de temperatura entre las componentes y una relacion de masas y grado de sobrecontacto que pueden considerarse anormales dentro de este grupo.

REFERENCIAS de Kort, J. 1941. Bulletin of the Astron. Instit. of the Netherlands 9, 245. Hoffmeister, C. 1935. Astron. Nachrichten 255, 401. Lapasset, E.; Gomez, M . ; Farinas, R. 1990. Boletin 36, Asoc. Arg. de Astron. Maceroni, C.; Milano, L.? Russo, G. 1983. Astron. & Astrophys. Suppi. 51, 435. Maceroni, C.; Milano, L.; Russo, G. 1985. Monthly Notices of the Royal Astron. Society 217, 843.

4 4 Bol. Asoc. Arg. de Astr. HACIA LA BUSQUEDA DE UNA TAXONOMIA DE OBJETOS CELESTES. I. CUMULOS ABIERTOS

TOWARDS A SEARCH FOR A TAXONOMY OF CELESTIAL OBJECTS. I. OPEN CLUSTERS

H.L. Tignanelli1'2, C. Mostaccio1 * 3, S. Gordillo1 *3 , A. Plastino3*4, R.A. Vazquez3»2, A. Feinstein3'2

Observatori o Astron6mico de La Piata

RESUMEN: En este trabajo presentamos en forma acabada el m^todo utilizado para desarrollar una taxonomia de objetos celestes. Se muestran los pasos a seguir y su forma de aplicacion. Por ultimo, se brindan los resultados preliminares obtenidos en el estudio de asociaciones de mas de 300 cumulos abiertos de nuestra galaxia.

ABSTRACT: In the present paper we completely introduce the method to develop a celestial objects taxonomy. The steps to follow are shown and its way of application explained. They are also given the preliminary results obtained when studying associations with more than 300 open clusters from our galaxy.

: Comis i 6 n de Investigaciones Cientfficas de la Provincia de Buenos Aires (C1C). 2: Observator io Astron6mico de La Piata (OALP) 3: Departamento de Ffsfca, Facultad de Ciencias Exactas (UNLP) 4 : CONICET

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 4 5 I. INTRODUCCION

Un concepto clasificatorio se utiliza para referirnos en general a un grupo determinado de objetos o sucesos que tienen algo en comun. En general, de una clasificacidn esperamos que est£ perfectamente delimi- tado el dominio de objetos que vamos a clasificar, que a cada concepto clasificatorio corresponda al menos un objeto de ese dominio, que ningun objeto caiga bajo dos conceptos clasificatorios distintos, y que todo objeto de ese dominio entre bajo alguno de los conceptos de la clasificacion (Williams y Dale, 1965). Nosotros entendemos que una clasificacion astronomica lleva como proposito primordial la intencion de ampliar el conocimiento acerca de los cuerpos celestes y la comprension m&s profunda de sus propiedades, semejanzas, diferencias e interrelaciones. De esto se- guimos que buscamos un conjunto de conceptos clasificatorios con una gran dosis de descripcion, pero llevando ademas una porcion importante de informacion adicional que nos permita inferir nuevas caracteristicas de los objetos analizados. La asociacion de conceptos de la sistematica con variables numericas ha dado como resultado una in- mensa cantidad y variedad de tecnicas numericas clasificatorias. Esas tdcnicas matematicas han confor- mado a la Taxonomia Numerica (TN): esta disciplina ha sido definida como la evaluacion numerica de la afinidad o simiiitud entre unidades taxonomicas y el agrupamiento de esas unidades en taxones, bas&ndose en el estado de sus caracteres (Sneath y Sokal, 1973). En Astronomia, la apiicacion de metodos propios de TN comenzo a implementarse en los ultimos quince anos, por diferentes autores, sobre diversos objetos celestes: Galaxias y Cumulos de Galaxias (Materne 1978,

4 6 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Paturel et al. 1979, Perea et al. 1986), Estrellas Va- riables (Mennessier 1985), Asteroides (Davies et al. 1982, Gordillo et al. 1989), Cumulos Abiertos (Eigenson y Yatsyk 1988, Tignanelli et al. 1989), entre otros presentes en la 1iteratura. La busqueda de conceptos clasificatorios que permitan una estructura de clasificacion que no se mo- difique por la suma de nueva informacion (estabilidad de la clasificacion), ni que se altere por la incorporacidn de nuevas entidades, nos ha llevado a implementar otras herramientas de analisis. Para ello, desarrollamos tecnicas propias de la Teoria de la Informacion (TI) al estudio de las clasificaciones (Tignanelli et al. 1983), Feinstein y Tignanelli 1987). En el presente trabajo mostramos la busqueda de un proceso clasificatorio fundado en la TN. En las siguientes secciones desarrollaremos sus bases, princi- pios, procedimientos y regias; luego, presentamos una aplicacion a un conjunto de cumulos abiertos dei cata logo de Lynga (1985).

II. METODO UTILIZADO

1. Tratamiento de los datos

Los datos observacionales con que contamos son representativos de los eventos o estados de los diferentes parametros (o "caracteres") de los Objetos Celes- tes (OC) a estudiar, y constituyen los elementos prin cipales que intervendran en la especif icacion de los conceptos clasificatorios. El "caracter" es cualquier propiedad que varia en los OC en estudio, y a los posibles valores que ese caracter pueda presentar se los considera sus "estados" (Sneath y Sokal, 1973). Los datos presentados como cuadro o tabla de- Bol. Asoc. Arg. de Astr. 4 7 nominada Matriz BAsica de Datos (MBD) , conformari una matriz de "n" columnas (que representan a los caracteres) y "t" filas (que representan a los OC). Cada casi- 11ero de la MBD (Xij), senala el valor dei carActer "i” en la OC "j".

MATRIZ BASICA DE DATOS

CARACTERES 1 2 • • •• n

OC 1 Xll X12 • • •• Xln

OC 2 X21 X22 • • • • X2n • • • • • • • • • • • • • • • • • OC t Xtl Xt2 • • •• Xtn

Para realizar los calculos, antes normalizamos convertimos a los parametros de la MBD en cantidades adimensionales; para ello procedemos a su "estandariza- cion", expresando los valores de la MBD en unidades de desviacion estandar. La formula utilizada es la siguiente:

Xij = [Xij - ] / (Si) (l) (Estandarizado) en donde Xij es el valor dei caracter "i" para el OC "j” ; es la media dei caracter "i", y (Si) es la desviacion estandar dei caracter "j".

2. Busqueda dei parecido taxonomico

Cuantitativamente, el parecido entre los OC se realiza aplicando un "coeficiente de similitud" (CS) que, mediante ciertas operaciones matem&ticas permite

4 8 Bol. Asoc. Arg. de Astr. encontrar las simiiitudes (o su complemento: las diferencias) respecto a cada par posible de OC de una MBD (Crisci y Armengol, 1983). En la 1iteratura se han utilizado diversos tipos de CS. La eleccidn dei CS adecuado est& supeditada fundamentalmente a la clase de datos que contiene la MBD. En Astronomia es comiin usar CS de "distanda" (CSd), (Mennessier, 1985? Eigenson y Yatsyk, 1988; Tignanelli et al. 1989). Estos CS utilizan la representacion de un espacio con tantas dimensiones como caracteres intervengan en el proceso de clasificacion. En el caso de tener solo tres caracteres, por ejemplo "inclinacion", "excentricidad" y "semieje mayor" (Gordillo et al., 1989), tendremos un espacio de tres dimensiones, (con tres ejes coordenados, uno para cada uno de los caracteres intervinientes). En ese espacio se ubicardn los OC de acuerdo a su grado de similitud? la distancia entre los OC dentro de ese escenario es una posible cuantificacion de las diferencias. A mayor distancia, menor similitud. Con mas de tres caracteres estariamos ante un espacio multidimensional. Sin embargo, no por ello dejaria de tener validez la computacion de las distancias, pues la geometria de un espacio tridimensional es aplicable a espacios euclideanos de mas de tres dimensiones, al menos en los aspectos que nos in- teresan en nuestro trabajo. El CSd de distancia que empleamos es el "Taxonomic Distance" (Td), (Sokal, 1961), expresado por la formula: N Td(jk) = [SUMATORIA (Xij - Xik)2 ] V 2 (2) i = 1 donde Xij es el valor dei car&cter "i" en el OC "j"? Xik es el valor dei car&dter "i" en el OC "k" y "n” es el Bol. Asoc. Arg. de Astr. 4 9 numero de caracteres. Los valores obtenidos de la aplicacion dei TD varian de cero a infinito, siendo el valor cero el de maxima simiiitud. Calculando los correspondientes Td para todos y cada uno de los OC de la muestra, los agrupamos en una nueva matriz denominada "Matriz de Si mii itud" (MS), de rango t por t. En la MS, los OC ocupan tanto las filas como las columnas, siguiendo el mismo orden en ambas; de esta forma podemos comparar cada OC consigo mismo (cada uno de los valores de la diagonal Principal) y con los restantes. Los valores de la dia gonal principal son los correspondientes a la maxima simiiitud (cero). La parte superior derecha de la MS es la imagen espejo de la parte inferior izquierda, pues la similitud entre OC 1 y OC 2, es la misma que entre el OC 2 y el OC 1.

MATRIZ DE SIMILITUD

OC 1 OC 2 OC 3 OC t

OC 1 Td 11 OC 2 Td 21 Td 22 OC 3 Td 31 Td 32 Td 33

• • • • OC t Td tl Td t2 Td t3 Td tt

3. An&lisis de agrupamientos

De la MS obtuvimos relaciones de similitud entre pares de OC; para poder reconocer las relaciones que vinculan a la totalidad de los OC de la muestra, aplicamos la tecnica denominada "analisis de agrupamientos" (Davies et al. 1982, Mennessier 1985, Gordillo et al. 1989). El esquema seguido es .el siguiente: (1)

'50 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Originar grupos donde los OC son exclusivos dei grupo dei cual forman parte, y no pueden simultAneamente per- tenecer a otro grupo que se halle en el mi suto nivei de simiiitud; (2) Originar conjuntos que presenten rangos en los cuales los OC o grupos de OC subsidiarios forman parte de un grupo mayor o inclusivo; (3) Partiendo de "t" OC separados, agrupar en conjuntos sucesivos (siempre en numero menor que t) para llegar finalmente a un sdlo conjunto que contiene a los t OC de la muestra; (4) Que cada grupo se forme uno por vez hasta que se agote el conjunto total de OC. La estructura taxonomica de la MS la armamos mediante una representacion grafica denominada "fenograma" (Figura 1) , que consiste en un diagrama arborescente que permite visualizar la relacion, en grado de simiiitud entre dos OC o grupos de OC.

Figura 1: Fenograma esquemAtico de la muestra de cumulos abiertos. El nu • mero "N" indica la cantidad de cumulos presentes en cada grupo (denominados A, B, ...).

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 51 III. CUMULOS ABIERTOS

Apiicamos este m£todo de an&lisis sobre cumu los abiertos. Antecedentes sobre este tipo de aplicacion fueron aportados por Eigenson & Yatsyk (1987, 1988). En un trabajo anterior (Tignanelli et al. 1989) hemos mostrado la distribucidn de una muestra de m&s de 300 de estos OC, en un espacio de 8 dimensiones formado por los caracteres: longitud y latitud galdcticas, distancia al Sol, diametros lineales, magnitud integrada, color integrado, color (B-V) de turn-off y edad. Alii evidenci- amos agrupaciones de cumulos abiertos, integradas en 3 grandes grupos principales, cada uno de los cuales, a su vez, se partia en subgrupos mas pequenos, hasta llegar a microestructuras de alta similitud. Un analisis detallado de las estructuras encontradas, y la evidencia de que la fuerte dependenda entre ciertos caracteres distorsionaba la estructura taxonomica hallada, nos llevo a realizar un nuevo ana lisis conformando un nuevo espacio en donde ubicar a estos OC. Los estudios de agrupamientos de cumulos abiertos (Lynga y Wrandermark, 1984, entre otros), utilizando un pequeno grupo de estos objetos, se basan so bre los parametros de velocidad radial y metalicidad, entre otros como la posicion espacial o la edad. Sin embargo, los caracteres velocidad radial y metalicidad son dificiles de hallar para un numero grande de cumulos abiertos, por lo que en estudios como los que nos refe- rimos aqui, tomar esos caracteres nos limitarian a una muestra de unos pocos cumulos abiertos. Hemos escogido, entonces, un grupo de caracteres que nos permite decidir con cierta certeza acerca de la veracidad de los agru pamientos encontrados. Los caracteres utilizados son la posicion de los cumulos (latitud y longitud), su diame tro lineal y su edad.

5 2 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Tomamos los OC dei Cat&logo de Cumulos Abier- tos de Lynga (1985); de los 1200 cumulos listados, menos de 400 poseen un conjunto relativamente numeroso de sus propiedades determinadas. Nuestro trabajo se hizo sobre 312 de esos objetos. La posicidn se considero en coordenadas rectangulares (x,y,z), la edad a traves de su logaritmo y el di&metro lineal directamente como es dado en el Catalogo. Para homogeneizar los valores dei logaritmo de la edad, los mismos se ajustaron mediante los correspondientes valores dei (B-V) de turn-off de cada cumulo [(B-V)to], con coeficientes de valores A = 4.089 y B = 8.180, (log Edad = A * (B-V)to + B). Una primera aplicacion fue realizada tornando solo las coordenadas rectangulares x,y,z de los cumulos. Se observan entonces, grandes agrupamientos y pequenos subgrupos: a excepcion de ciertos OC que se ligan en forma aislada a otros grupos o conjuntos, la mayoria se reune en microestructuras de gran simii itud. En este caso, por las caracteristicas dei CS utilizado (coeficiente de distancia), y por la definicion dei espacio seleccionado, el fenograma nos muestra directamente la asociacion espacial de los cumulos. El CS (Td) queda entonces directamente expresado en parsecs, y asi se puede transformar la escala dei fenograma obtenido de valores de similitud a valores de distancia real (parsecs). No obstante, la sola evidencia de una coincidencia espacial no nos permite aseverar que los cumulos esten realmente ligados como entidad fisica. Haciendo simulaciones en las que permutamos al azar las coorde nadas rectangulares en la MBD, los resultados tambien presentan agrupamientos de similares caracteristicas, no pudiendo inferir de ellos ninguna propiedad espacial de los cumulos agrupados en cada taxon original. Luego ejecutamos con la MBD que lleva ademas

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 53 de las coordenadas rectangulares, los valores correspondientes a la edad y el di&metro lineal de los cumu los, encontrando resultados sustancialmente diferentes (Figura 1). Hallamos cuatro estructuras (grupos D, F, G y H) asociadas entre si, a las que se les une una quinta (grupo I) y luego dos conjuntos de pocos cumulos a un nivei de similitud bien diferenciado (grupos C y J ) . Por encima de este gran grupo, aparece nuevamente una estructura compacta (grupo B) , y ya por sobre esta (a un altisimo nivei de disimilitud), el resto de los cumulos, ya como objetos aislados, o como pequenos grupos de s61o algunos cumulos (grupos A, El y E2). La siguiente tabla muestra la distribucion de los cumulos en sus grupos principales? en cada uno de ellos, los 00 se dividen en porciones o conjuntos mas pequenos. A su vez, la mayoria se liga en pequenos agrupamientos (muy compactos, de alte, similitud) que denominamos ,,microestructuras,,.

TA3LA DE GRUPOS Y MICROESTRUCTURAS

Grupo N° de C N° de Microes.

A 6 B 33 4 C 8 D 66 1 0 E 1 3 E 2 3 F 56 4 G 5 9 9 H 38 7 I 26 4 J 1 4

La mayoria de los cumulos queda confinada a las estructuras D,F,G,H,B e I, las cuales son las que presentan microestructuras bien definidas de alto parecido taxonomico. Restan algunos 00 que por sus caracteristicas, no alcanzan a mezclarse con ningun grupo de

5 4 Bol. Asoc. Arg. de Astr. alta simiiitud, y s61o se ligan con conjuntos a un alto valor de disimilitud.

IV. OBSERVACIONES

EI an&lisis minucioso de los resultados obtenidos permite estudiar y determinar la vinculacion real de esos OC entre si como parte de estructuras con significado fisico. En ese sentido, orientamos el an&lisis a la busqueda de "Cumulos de Cumulos Abiertos” (CCA) dei tipo estudiado por Lynga y Wramdermark (1984) , y a la posibilidad de encontrar estructuras mas complejas como los "Supercumulos de Cumulos Abiertos" (SCA) (Eigenson y Yatsyk, 1988; Tignanelli et al., 1989). Respecto dei metodo empleado, resaltamos su importanda para la determinacion de estructuras taxonomicas conformadas por gran cantidad de OC, cuando tenemos tambien gran variedad de parametros o caracteres que los definen.

REFERENCIAS

Crisci, J . ; Armengol, M.F.L. 1983, Introduccion a la Taxonomia Numerica, Mon. de la O.E.A. N° 26, Washington (USA). Davies, J.K.; Eaton, N.; Green, S.F.; McCheyne, R.S.; Meadows, A.J. 1982, Vistas in Astronomy. Eigenson, A.M.; Yatsyk, O.S. 1987, Astron. Zh. 64. Eigenson, A.M.; Yatsyk, O.S. 1988, Astron. Zh. 65. Feinstein, A.; Tignanelli, H.L. 1987, Coloquio N° 92 la la IAU, Boulder, USA. Gordillo, S.; Mostaccio, C.; Orellana, R . ; Plastino, A.? Tignanelli, H.L.; Vucetich, H. 1989, R.M.A.A., Resumenes de la VI Reunion Latinoamericana de Astronomia de la IAU, Gramado, Brasil.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 55 Lynga, G. 1983, Catalogue of Open Cluster Data, 3rd. ed CDS, Strasbourg. Lynga, G.; Wramdemark, S. 1984, Astron. Astrophys. 132. Materne, J. 1978, Astron. Astrophys. 63. Mennessier, M.O. 1985, Astron. Astrophys. 144. Paturei, P. 1979, Astron. Astrophys. 71. Perea, J . ; Moles, M . ; Olmo, A. 1986, M.N.R.A.S. 222. Sokal, R.R. 1961, Syst. Zool. 10. Sneath, P.H.A.? Sokal, R.R. 1973, Numerical Taxonomy, Freeman, San Francisco, USA, Cap. XV. Williams, W.T.; Dale, M.B. 1965, Adv. Bot. Res. 2. Tignanelli, H.L.; Gordillo, S.; Mostaccio, C.; Plastino A.; Vazquez, R.A.; Feinstein, A. 1989, R.M.A.A. Resumen de la VI Reunion Latinoamericana de Astronomia de la IAU, Gramado, Brasil. Tignanelli, H.L.; Darderes, E.; Feinstein, A.; Sorarrain, 0. 1983, R.M.A.A.

5 6 Bol. Asoc. Arg. de Astr. SEGUIMIENTO ESPECTROSCOPICO DE ESTRELLAS SIMBIOTICAS AUSTRALES

SPECTROSCOPIC SURVEY OF SOUTHERN SYMBIOTIC STARS

R.H. Barba1#2 , E.E. Brandi1/3, O.E. Ferrer1#2 , L.G. Garcia1

1 Facultad de Ciencias Ast ron6mi cas y Geof(sicas, UNLP

2 Consejo Nacional de Investigaciones Cientfficas y T^cnicas

3 Comis i 6 n de Investigaciones Cientfficas de la Provincia

de Buenos A i res

RESUMEN: Se ha iniciado un programa de observacion de estrellas simbioticas de alta excitacion y posibles simbioticas, con la Z-Machine adosada al Telescopio de 2.15m dei Complejo Astronomico EI Leoncito (CASLEO). Se presenta una descripcion de algunos sistemas observados y en los casos en que existen datos espectroscopicos previos, se efectua una comparacion respecto al comportamiento de las lineas de emision.

ABSTRACT: A programme of observations of high excitation symbiotic and suspected symbiotic stars was started with the Z-Machine attached to the 2.15m telescope of CASLEO (San Juan). A description of some observed spectra is presented and a comparation respect to the behaviour of the emission lines is made in cases where previous spectroscopic data are available.

INTRODUCCION

EI estudio de sistemas simbioticos tiene un gran interds astrofisico por tratarse de objetos

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 57 estrategicos para profundizar nuestro conocimiento de fenomenos fisicos comunes a otros sisternas binarios interactuantes. En estos sistemas podemos examinar fenomenos tales como: i) perdida de masa de la gigante roja y formacion de una nebulosa planetaria. ii) acrecion sobre estrellas compactas y la evolucion de erupciones de tipo nova, iii) fotoionizacion y transferenda radiativa dentro de la nebulosa. Las condiciones fisicas encontradas en estos sistemas son usualmente muy extremas y por lo tanto ellos presentan una actividad comunmente no observada en otras binarias. Si bien algunos sistemas simbioticos han sido estudiados en un amplio rango de longitudes de onda, existen aun numerosos objetos poco estudiados y otros sospechosos de ser simbioticos. EI objetivo dei presente trabajo, que se inicio recientemente, consiste en realizar observaciones espectroscopicas de estos sistemas poco estudiados y hacer un seguimiento de otros sistemas mas conocidos a fin de: a) identificar lineas de emision y obtener parametros tales como velocidad radial, intensidad, ancho mitad y ancho equivalente. b) detectar posible variabilidad de estos parametros a fin de analizar cambios en las condiciones de exitacion. c) Determinar el tipo espectral de la componente roja.

OBSERVACIONES

Se observaron treinta y cuatro objetos con el

58 Bol. Asoc. Arg. de Astr. telescopio de 2.15m dei CASLEO, usando la Z-Machine adosada al espectrdgrafo Cassegrain. Se utilizd la red N° 360 (1200 1/mm). ler Turno: Julio 1990 rango: XX 4100 - 4800 k (2do. orden) XX 5700 - 7100 A (ler. orden) 2do. Turno: Agosto 1990 rango:XX 4400 - 5100 k (2do. orden) XX 5800 - 7200 k (ler. orden) En ambos turnos se observaron estrellas de patron de flujo para calibrar espectrofotomdtricamente las im&genes. En el segundo turno se observaron estre llas patrones de velocidad radial que se utilizaran para medir, por tecnicas de correlacion, la velocidad radial de la componente roja de los sistemas simbioticos observados. La resolucion de las imagenes en el rojo es de c o 1 A/pixel y en el azul de 0.5 A/pixel.

RT Ser

Es una conocida nova lenta que sufrio una explosidn en 1909 con una variacion de mas de 7 magnitudes. La fotometria muestra que recien ahora llego a su brillo original y espectroscopicamente mostro un comportamiento similar a otras novas lentas, que consiste en la aparicion de lineas de emision de mayor grado de ionizacion en la fase declinante de la explosidn. Nuestra imagen en el azul muestra un continuo debil con lineas de emision de HI, Hei, Hell, Feli, [Feli], [Felll] y [CaVII]. La relacion de Hell (4686)/H/3 “1, similar a la medida por Fried (1978) en espectrogramas de 1964 y en una imagen de 1977 dei Cat&logo de Allen (1984) . Por otro lado, en un espectro de 1986, mostrado por Duerbeck, (1989) la relacidn se halla re- ducida a la mitad.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 59 C u e n t a s io cn n sprco d 8 k/ (i. ) E mismo EI 2). (Fig. km/s 80 de separacion una con picos nabs ao e pc zl sms nes u e rojo. el que intenso mas es azul pico el casos ambos En set peet H sgn ohak y trmn (1985). Starkman y Mochnacki segun Ha presenta aspecto ie d [eI] 07 usr ua srcua e dos de estructura una muestra 6087 X [FeVII] de linea ain 6 aa o Aln 18) Hms identificado Hemos (1985). Allen por dada M6 cacion msoe crepnine a I Hi [I] [01], [NII], Hei, HI, a correspondientes emisiones otno e io ei qe oced cn a clasifi- la con concuerda que medio M tipo de continuo A A FVI, Nl] ylsbna o dniiaa Xy 6830 identificadas no bandas las y [NilV]: [FeVII], 0 6 08 et utm itna n osraa ne. La antes. observada no y intensa ultima esta 7088, n a ein oa Fg 1 pdms e un ver podemos 1) (Fig. roja region la En CA) Ao. r. e Astr. de Arg. Asoc. . l o B

FN Sgr

Este sistema simbiotico presento dos explo siones en 1924 y 1936 con una variacion de 4 magnitudes. Bateson (1971) encontro variaciones de 2 mag. con un periodo dei orden de 400-1000 dias superpuestas a otras al azar. EI tipo espectral asignado a la componente tardia es M4 y las lineas de emision reportadas corresponden a Ha, Hei, Hell, NII, [0111] y [Nelll] pero no han sido observadas [NeV], [FeVII] ni la banda A 6830. En la imagen que disponemos en el rojo (Fig. 3), podemos destacar la presencia de [FeVII], X 6830 y posiblemente A 7088. La linea de [FeVII] muestra una estructura similar a la de RT Ser (Fig. 2). A partir de las bandas de TiO se deduce un tipo espectral M4-M6 para la componente roja dei sistema.

CA) Hen 1761

Es otro sistema que ha sido muy poco estudiado. Kenyon (1986) clasifica a la componente roja como M3 y destaca la presencia de emisiones de Hei y Hell.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 6 1 Thackeray (1954) hace una breve descripcion dei espectro en base a un espectrograma y adexnas de Hei y Hell, ob serva lineas de [OIII], CIII, NIII, Feli: y CII. La imagen azul obtenida en agosto (Fig. 4) f muestra un continuo rico en bandas moleculares pertenecientes a TiO y sobre el se destacan numerosas lineas de emision correspondientes a H/3, Hei, Hell, CIII, NIII, [OIII], Si II, Feli y [Feli]. Las imagenes en el rojo (Fig. 5) muestran tambien un continuo con profundas bandas fundamentalmente dei TiO con emisiones de Ha, Hei, [NII] , [01]: y Feli. En ia imagen en el rojo de agosto se percibe una intensificacion de las emisiones de Hei respecto a la imagen de julio. Comparando con la imagen dei Catalogo de Allen (1984) se destaca lo siguiente: a) H/3 se encuentra debilitada relacionandola con las lineas de [0111] y Hell (4686) ; b) la relacion de [OIII] (5007) / [OIII] (4959) = 3, mientras que en Allen (1984) la linea de [OIII] (4959) no se percibe y c) H/3 tambien se encuentra disminuida en intensidad.

CPO

62 Bol. Asoc. Arg. de Astr. KX TrA

Este sistema presenta un comportamiento tipo nova lenta similar a RR Tei en lo referente a la apari- ci6n de lineas de emisidn con mayor grado de ionizacidn, pero a diferencia de dsta, no se observo la explosidn. Estudios espectroscopicos de Webster (1973), Carlson y Henize (1974) muestran gran variabilidad en la intensidad de las lineas de emisidn. Entre 1965 y 1972, se ha incrementado el nivei de ionizacion, marcado por el aumento de la relacion de Hell/HeI y la disminucidn de [OIII]/H/? y la aparicion de OIV, [FeVII] y [NeV]. En ese mismo lapso las alas de Ha han disminuido en un 30%. Se asocia el ancho de Ha con movimientos dei gas dei orden de 5000 km/s. En nuestras imagenes se han identificado nu merosas lineas de emision con elementos que abarcan un amplio rango de estados de ionizacion como: HI, Hei, Hell, CIII, CIV:, NII, NIII, [01], [0111], [NelV], Mgll, Sili, [KIV]:, [CaVII], TilI, [MnIV]:, CrII, Feli, [Feli], [Felll], [FelV], [FeVI], [FeVII], [NilV] y las bandas de alta excitacion no identificadas en X 6830 y X 7088. En el azul el continuo es plano, sin observarse bandas de absorcion (Fig. 6) . Comparando con una imagen dei Catalogo de Allen (1984) obtenida en 1978 y con otra obtenida en 1986 por Duerbeck (1989), se puede comprobar que la relacion de [0III]/HeII (4686) ha disminuido con respecto a la de Allen y es similar a la de Duerbeck. Las imagenes rojas (Fig. 7) muestran un continuo con bandas de TiO correspondientes a un tipo espectral M medio para la componente roja dei sistema que concuerda con la clasificacion M6 dada por Kenyon (1986) . Se destacan alas muy anchas en Ha y en la banda x 6830. Com parando con las imdgenes de Allen y Duerberck, el Hei en nuestras im&genes es notablemente m&s intenso respecto a

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 6 3 Cuentas _ Cuentas 4 6 n 0 d l bna 80 epco e [eI] entre [FeVII] dei respecto X 6830 banda la de 30% un julio y agosto. y julio A 68 30. Por otro lado, hay tambidn una intensificacidn en intensificacidn A una tambidn hay 68 lado, otro Por 30. Ao. r. e Astr. de Arg. Asoc. . l o B

usrne l zl (i. ) itna lna nebulares lineas intensas 8), (Fig. azul,el en muestran rciaet n vra Cb dsaa qe l nh de ancho el que destacar Cabe varia. no pr£cticamente e 01] eo o e eet Hl (66 Ls imagenes (4686) Las . Hell detecta se no pero [0111] de ess msoe d [I] S osra dms H, Hei, HI, ademas, observa Se [NII]. de emisiones tensas ind 15 Fg 10). (Fig. 1.5 de cion le (94 meta n seto o lna d [01] , de lineas con espectro un muestra (1984) Allen oa (i. ) s dsaa pr a rsni d my in muy de presencia la por destacan se 9), (Fig. rojas datos se basan en un analisis espectroscopico detallado. espectroscopico analisis un en basan se datos a lna di NI e ao qe l e a nua rela- una en Ha de el que mayor es [NII] dei lineas las ov (le y ls, 94 Rce t l 18 y Kenyon y 1983 al. et Roche 1974; Glass, y (Allen polvo nesdd e a lna di NI e tno u Ha que tanto en [NII] dei lineas las de intensidad mso, eyn nia a xseca e I Hi Hell. y Hei HI, de existencia la indica Kenyon emision, mgns e ui y gso idcn n vrain n la en variacion una indican agosto, y julio de im&genes He2-147 crepandas en cuanto a la presencia o no de envoltura de envoltura de no o presencia la a cuanto en crepandas se itm peet vraiia tp Mr. a dis Hay Mira. tipo variabilidad presenta sistema este C u e n t a s 1986). EI tipo espectral es M 8 . Respecto a las lineas de lineas las a . 8 Respecto M es espectral tipo EI 1986). O] [I] [II y AII. n cmaain e las de comparacion Una [ArIII]. y [SIII] [SII], [OI], 01] [I] [rI] [el] pr nnuo e estos de ninguno pero [Nelll], y [ArIII] [SII], [0111], o. sc Ag d Astr. de Arg. Asoc. Bol. usrs mgns eineet obtenidas recientemente imagenes Nuestras eu Wieok 18) a opnne oa de roja componente la (1987) Whitelock Segun 65

Cuentas 66 CA) Ao. r. e s r Ast de Arg. Asoc. . l o B CA)

SMC N73

Hay discrepancias respecto a la clasificacidn espectral de la componente roja: Sanduleak y Pesch (1981) y Walker (1983) la senalan como tipo M medio con bandas moderadas de TiO. Allen (1984) indica un continuo de tipo C; Morgan y Allen (1988) en base al continuo como de tipo K temprano. Se indico la presencia de emisiones de HI, Hei y la banda de alta excitacion no identificada en A 6830.

B o l . Aso c Arg. de Astr. 6 7 Nuestras observaciones nos ha permitido determinar la presencia de perfiles distorsionados tanto en H/9 como en Ha (Fig. 11) . Est&n presentes las lineas de Hell AA 4686 y 4542, esta ultima no reportada. La relacion Hell (4686)/H/3 ~ 1.2. EI continuo azul es muy debil y en el rojo se muestra como un tipo K tardlo aunque las estructuras de bandas moleculares entre 6100 y 6500 A hace la clasificacidn no definitiva (Fig. 12).

CA)

SMC N60

Distintos autores han clasificado la compo nente roja dei sistema de tipo espectral C. Se ha determinado la presencia de lineas de emision de HI, Hei, Hell y 6830. Nuestras imagenes nos permitieron nuevamente determinar la presencia de perfiles distorsionados en Ha y H/? no reportadas anteriormente. La extension de o las alas de Ha es dei orden de 100 A. En el azul la re lacion de He II (4686)/H/3 1.0. Se observan bandas mo leculares de C2 y CN, confirmando que la componente roja corresponde a un tipo espectral C (Fig. 13).

68 Bol. Asoc. Arg. de Astr. SMC Ln358

Sanduleak y Pesch (1981) comentaron que Ha podria ser variable con un periodo de anos. Walker (1983) destaca la presencia de un continuo rojo suave sin bandas apreciables y podria tratarse de una compo nente roja de tipo espectral K. Kenyon (1986) la clasifica de tipo C e indica emisiones de Hei, Hell y A 6830. Nuestras imagenes muestran un perfil asime- trico en Ha y la extension de las alas de Ha es notablemente menor que en SMC N60. EI continuo rojo es mas intenso que en este ultimo sistema y similar al de SMC N73. No se observan bandas moleculares intensas y algunas de ellas presumiblemente pueden ser identificadas como C2 y CN (Fig. 14). La relacion Hell (4686)/ H/9 = 1 . 0 .

COMENTARIO: Nuestras relaciones de HeII/H/9 resultan siempre mayores que las dadas por Walker (1983) para los tres sistemas estudiados en la Nube Menor de Magallanes.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 69 C u e n t a s oh, .. Aln DA; ikn DK 18, o. Not. Mon. 1983, D.K. Aitken, D.A.; Allen, P.F.7 Roche, Soc. Astr. Roy. Mon. 1988, D.A. Allen, D.H.? Morgan, ohak, .. Saka, . 95 Pb At. o. Pac. Soc. Astr. Pub. 1985, G. Starkman, S.W.; Mochnacki, eyn SJ 18, h yboi tr, Cambridge Stars, Symbiotic The 1986, S.J. Kenyon, re, .. 90 At. srpy. 1 182. 81, Astrophys. Astr. 1980, J.W. Fried, urek HW 18, n. ul Vr SasN 3283. N° Stars Var. Bull. Inf. 1989, H.W. Duerbeck, le, .. Gas IS 17, o. o. o. sr Soc. Astr. Roy. Not. Mon. 1974, I.S. Glass, D.A.; Allen, alo, .. Hnz, .. 94 A.. Ltes 188, (Letters) Ap.J. 1974, K.G. Henize, E.D.; Carlson, le, .. 94 Po. sr Sc As. , 369. 5, Aust. Soc. Astr. Proc. 1984, D.A. Allen, 70 aeo, .. 91 Cr. o. sr Sc NZ N 164. N° N.Z. Soc. Astr. Roy. Cire. 1971, F.M. Bateson, REFERENCIAS io lvra raimrneto resultados. nuestros reafirmar a llevarian tipo orgds o etnin anu crecoe d este de correcciones aunque extincion, por corregidas u ls mgns o a sd ai clbaa e fuo ni flujo en atin sido calibradas han no imagenes las que rsmms u neto vlrs o rae a ea de pesar a reales son valores nuestros que Presumimos o. sr Sc 24 1009. 204, Soc. Astr. Roy. 3, 1005. 234, University Press. University 7 151. 97, L47. 6, 337. 167, C A > o. sc Ag d Astr. de Arg. Asoc. Bol.

Sanduleak, N . ; Pesch, P. 1981, Pub. Astr. Soc. Pac. 93 431. Thackeray, A.D. 1954, Obs. 74, 258. Walker, A.R. 1983, Mon. Not. Roy. Astr. Soc. 203, 25. Webster, B.L. 1973, Mon. Not. Roy. Astr. Soc. 164, 381 Whitelock, P.A. 1987, Pub. Astr. Soc. Pac. 99, 573.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 71 OBSERVACIONES EN OH DE FUENTES SELECCIONADAS DEL I.R.A.S. DESDE EL HEMISFERIO SUR

OH OBSERVATIONS OF SELECTED I.R.A.S. SOURCES FROM SOUTHERN HEMISPHERE

A.M. Silva1/2, I. Azcarate2, W.G.L. Poppel2, L. Likkel3

1 Instituto de Astronomia y Ffsica dei Espacio ^ Instituto Argenti no de Radioastronomfa 3 Department of Astronomy, University of California, L.A.

RESUMEN: En este trabajo reportamos los resultados de observaciones de 53 objetos tomados dei catalogo de puntos fuente dei satelite IRAS, con declinaciones menores a -30°. Esos objetos fueron estudiados en la transicion de 1612 MHz, asi como en las lineas princi pales dei radical OH en 1665 y 1667 MHz. Las observa ciones fueron hechas en el Instituto Argentino de Radioastronomia con una antena de 3 0m. El criterio de seleccion aplicado corresponde a estrellas evolucionadas con envolturas circumestelares frias. Encontramos 12 objetos con radiacion maser en emision y/o absorcion. Seis de ellos son nuevas detecciones no reportadas previamente. Diez objetos presentan perfiles con dobles picos en la linea satelite, tipicos de estrellas OH/IR con envolturas en expansion. Un analisis global de las propiedades de color de los 53 objetos seleccionados no muestra ninguna diferencia significativa entre fuentes detectadas en OH y aquellas sin deteccion. Un andlisis posterior de los datos permite concluir que el mecanismo de excitacion dei maser es producido por el polvo

72 Bol. Asoc. Arg. de Astr. circumestelar que provee el bombeo infrarrojo de las mol£culas, lo que es usual en este tipo de fuentes.

ABSTRACT: In this paper, we report the results of observations of 53 objects taken from the IRAS point source catalog, with S < -30°. These objects were studied in the 1612 MHz transition, as well as in the 1665 and 1667 MHz main lines of the OH radical. The observations were made at the Instituto Argentino de Radioastronomia with a 30m antenna. The selection criteria applied to the objects place them among the stars of evolved type with cool circumstellar envelopes. We found 12 objects with maser radiation in emission and/or absorption. Six of them seem to be new detections previously unreported. Ten objects show double peak profiles in the satellite line, as is typical for OH/IR stars with expansion envelopes. An analysis of the global IRAS colour properties of the 53 selected objects does not show any significant difference between the sources detected at OH and those not detected. Further analysis of the data allow us to conclude that the excitation of the maser mechanism is produced by infrared pumping due to circumstellar dust, as is usual in these types of sources.

I . INTRODUCTION

The Infrared Astronomical Satellite IRAS was very efficient in the detection of point sources having colour temperatures between 200 and 1000K. This is a good match to the range of the colour temperatures, which are characteristic for the dust shells of AGB stars. Olnon et al. (1984) were the first to show that the OH/IR stars are located in a specific area of the colour-colour diagram. These objects are cool (Tenv =

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 7 3 2000K) , oxygen rich ([0]/[C] >1) , as well as high IR luminosity (L = 104 Lo) , (Goldreich & Scoville, 1976). OH/IR stars have proven to be very useful in such research areas as stellar evolution and galactic dynamics. The presence of the strong OH maser radiation, specially at the 1612 MHz transition, can be used in combination with infrared measurements as an indicator of the evolutionary status of the star (Zijlstra et al. 1989) . The OH line provides a medium to know the expansion velocities of the envelopes and hints about the conditions of excitation of their neutral gas and the mass-loss process of the star. In the next sections we present preliminary results about both, the criteria for selecting the sources and the OH-observations of them.

II. THE SELECTION CRITERIA

The criteria used for selecting the IRAS sources are as follows (Likkel, 1989): 1) T25/60 < 250K, where T25/60 is the colour temperature as determined from the tabulated 25 and 60 um IRAS flux densities. This corresponds to a ratio of fluxes F25/F60 < 2.5. 2) Total IR luminosity L > 90 Lo (assuming a distance of 1 kpc). The approximate total IR flux was calculated using the four IRAS bands. 3) A ratio of T25/25 to T60/100 below 1.3. This is an empirical method of selection in order to avoid warm spots in interstellar clouds. 4) At most only one IRAS band could have an upper limit (in order to compare two temperatures) . The flux F100 was not used when contamination or confusion from interstellar dust emission was likely. The 12, 25 and 60 um fluxes were generally required not to be upper

7 4 Bol. Asoc. Arg. de Astr. limits. 5) F100 might not exceed F60, or alternatively, F100 might not have an upper limit greater than twice F60. This is to avoid objects dominated by dust emission from interstellar clouds. 6) Cataloged objects that were optically identified as being non evolved stars were excluded. Thusf sources at positions which were associated only with HII regions, nebulae, early type emission line stars, or extragalactic objects were not considered.

III. OBSERVATIONS

The observations were made with the 30m-antenna, at the Instituto Argentino de Radioastronomia (IAR), during the period August 1989 to April 1990. We observed the satellite line of OH at 1612.231 MHz as well as both the principal lines, at 1667.359 and 1665.401 MHz. The circular beam had an HPBW of 29* and the aperture efficiency was na= 0.45. This gives a factor of 8.7 Jy/K for converting antenna temperature into flux density. A single linear polarization was available. The receiver system temperature was 85K on cold sky. The sources of calibration were: G 267.9-1.1 (RCW38) for 1667, NGC 6334B for 1667 and 1665 and 331.5-0.1 for 1612 MHz. For the latter source we adopted a peak flux density of 139 Jy. At the backend we used a bank of 112 filters of 10 kHz wide (1.76 km/s in 1667) covering a velocity range of 200 km/s. In addition, a bank of 74 cristal filters of 2.2 kHz wide (0.4 km/s) was used for some of the selected objects. The minimum integration time used was 40 minutes and the maximum one was 5 hours. We employed the frequency switching mode with the comparison frequencies

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 75 at ± 1.5 MHz. The ranges of radial velocities adequate for the observation of the selected sources were chosen from the models of the galactic differential rotation (cf. Burton, 1968).

IV. RESULTS

In figures la-lh, we show eigth representative profiles as found in the sample of detected sources. The double peak of 17579-3121 (IRAS name) at 1612 MHz is a ntv detection. It is typical for OH/IR stars with expansion envelopes. The object 10197-5750 was first detected by AXlen et al. (1980) and named "Roberts 22”. It is interesting because of a possible transition towards a bipolar nebulae. The absorptions which occur in the three lines of OH in 16279-4757 are original detections. Their association with a nearby molecular cloud is studied. (Volk & Cohen, 1989).

Fi gure 1 a - h : Some representative profiles of objects detected in

our sample of IRAS sources. The IRAS name and the frequency of

observation are indicated.

76 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Figures 1 a-h (b-c-d)

Bol. Asoc. Arg. de Astr 77 Figures 1a-h: (e-f)

7 8 Bol, Asoc. Arg. de Astr Figures 1a-h: (g-h)

Bol. Asoc. Arg. de Astr 79 IRAS 17411-3 3.54 is one of the most intense OH-masers as far known. It was detected at 1612 MHz by te Lintei Hekkert (1990) . The detection in the 1667 MHz line is original. In the colour-colour diagram (Fig. 2) the objects considered in this paper were classified into three groups (see figure caption) according to their OH-profile: 1) Standard double peak profiles; 2) non Standard peak profiles; 3) non-detections.

Figure 2 : The colour-colour diagram. The following symbols are

used: (*): IRAS point sources with detected 1612 HHz maser

emission with Standard double peak spectra. (+): IRAS point

sources with detected maser radiat ion with non-standard double

peak profiles. Here the profiles can have either a single

emi ss i on peak, or a broad emi ss i on, or absorpt i on feature . (.):

IRAS point sources without detectable 1612 or 1667 HHz em.ssion.

The subdivi sion into regions was taken from van den Veen (1989).

A subdivision into zones adapted from van den Veen (1989) is also included. The following zones are distinguished:

8 0 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Illa: Small mass progenitor types. Tenv = 300K. Illb: Pulsating AGB stars with high mass-loss rates: OH/IR stars. Tenv e250K. IV: Evolutive transition from Illb to V. Tenv = 200K. V: Planetary nebulae: the pulsation is stopped. Tenv e 160K. As can be seen five positive detections are located out of these regions, towards the right of the diagram. We conclude that IRAS point sources located in this area are also candidates for having OH-maser radiation. The non-detections are distributed all over the diagram. Nevertheless, in the Illb región, the ratio of detections to non-detections reaches its máximum valué. Here the largest number of OH/IR stars was found. The expansión velocities of the envelopes can be easly inferred from the double peak profiles, due to their correspondence to the red and blue shifted sides of the envelopes. The profile widths were calculated at 2 rms limits. Histograms for both these parameters are presented in figures 3 and 4.

gure 3: Distributiori of the expansion velocities of the envelopes for the detected sources having Standard double peak spectra.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 81 V (km/s)

F i gure 4 : Distributiori of the line widths.

To check the radiative pumping model of the 1612 OH maser by far infrared photons in the 35um pump-line (Evans & Beckwith 1977) we calculated the correlation between the 1612 OH flux and the 35um flux. The latter was inferred by interpolation between the 25 and 60um IRAS f.luxes. We computed the mean pump efficiency:

= S qh / S35Um = 0.12 with a correlation coefficient r = 0.9. This value is somewhat below the preceding estimations (Elitzur 1982), but nevertheless it supports the model of infrared pumping by 35um photons.

REFERENCES

Allen, D.A.; Hyland, A.R.; Caswell, J.L. 1980. MNRAS 192, 505.

8 2 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Burton, W.B. 1988. "Galactic and Extragalactic Radio Astronomy”, (G. Verschuur? K.I. Kellermann, editors), Springer-Verlag. Elitzur, M. 1982. Rev. of Modern Physics 54, N° 4, 1225 Evans, N.J.? Beckwith, S. 1977. Astrophys. J. 217,726. Goldreich, P.; Scoville, N. 1976. Astrophys.J. 205, 144 Likkel, L. 1989. Astrophys. J. 344, 350. Olnon, F.M. et al. 1984. Astrophys. J. Letters 278, L41 te Lintei Hekkert, P. 1990. Ph.D. Thesis, Leiden University. van der Veen, W.C.? Habing, H.J .; Geballe, T.R. 1989. Astron. & Astrophys. 226, 108. Volk, K.M.; Cohen, R.J. 1989. Astron.J. 98, 931. Zijlstra, A.A. et al. 1989. Astron. & Astrophys. 217, 157.

B o l . Aso c Arg. de Astr. 8 3

ESTRUCTURA GALACTICA Y DINAMICA ESTELAR

INFORME INVITADO

LA DISTANCIA AL CENTRO GALACTICO

THE DISTANCE TO THE GALACTIC CENTER

V.M. Blanco

National Optical Astronomy Observatori es *

Cerro Tololo Inter-American Observatory, La Serena, Casilla 603,

Chi l e

RESUMEN: Se describen los metodos usados para medir la distancia (Ro) al centro de nuestra galaxia y se presentan los resultados recientes que sugieren que el valor de R0 es cerca de 7Kpc. Se proponen posibles per- feccionamientos en la evaluacion de R0 .

ABSTRACT: Methods used to determine the distance (Ro) to the galactic center are described and recent results are presented. These suggest that RQ ^ 7 Kpc. Possible iitiprovements in the determination of R0 are suggested.

I. INTRODUCTION

Knowledge of the value of the distance R0 to the center of our galaxy is essential for determining the mass of its nuclear region as well as the total

perated by the Associat ion of Uni versit i es for Research in Astronomy, Inc. (AU(

under cooperative agreement with the National Science Foundation.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 8 7 galactic mass. In addition, on a knowledge of R0 depend the calibrations of the luminosities of distant objects and of extragalactic distances. Past attempts to determine R0 have resulted in values ranging from less than 7 Kpc to more than 10 Kpc. The uncertainty in the value of R0 is reflected in IAU adopted values: 10 Kpc in 1964, 8.5 Kpc in 1985. Here will be reviewed the basic methods for determining R0 and why they have resulted in such a wide range of values. In particular, the following methods are discussed: i) Determination of the distance to the centroid of the Milky Way globular clusters (first used by Shapley, 1981). ii) Relaticnship between R0 and galactic rotation in the solar neighborhood (proposed by Oort, 1927). iii) Determination of the distance to the centroid of RR Lyrae variables in the galactic bulge as proposed by Baade (1951), and recently extended to Mira-type variables by investigators at the South African Astronomical Observatory (see Feast et al. 1982) . iv) Determination of R0 from the proper motions and radia], velocities of masers found near the galactic cenrer (Reid et al. 1988).

II. CENTROID OF GLOBULAR CLUSTERS

Two determination of the value of R0 from the space distribution of the Galaxy's globular clusters

88 Bol. Asoc. Arg. de Astr. deserve particular attention because of the care given to determining, as accurately as possible, the distance to individual clusters. These studies were by Harris, 1976 (revised by Harris and Racine, 1979 and by Harris 1980) and by Frenk and White, 1982. It is well known that the Galaxy*s globular clusters are distributed more or less symmetrically in a spheroid centered at the galactic center. By determining distance components in Cartesian coordinates with origin at the sun, X axis towards the galactic center, Y axis towards £ = 90°, b = 0°, and Z axis towards the galactic north pole, Harris determined, for the X,Z plane the distribution of components plotted in Figure 1.

Figure 1: Projectiori on the XZ-plane of the distribution of globular clusters.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 89 Near Z = 0 Kpc there is a conspicuous lack of distant points past X = 5 Kpc undoubtedly caused by interstellar extinction within the Milky Way*s zone of avoidance. This is reflected in the decline, past X = 5 Kpc, shown by the histogram of X components at the bottom of the figure. In determining the distance to the centroid of the globular clusters1 system one should avoid inclusion of clusters within the zone of avoidance. Harris accomplished this by determining average X values for clusters found away from the galactic plane, especially those with Z >2.0 Kpc. To estimate most of the cluster distances, Harris assumed that for the horizontal branch in the color-magnitude diagrams, Mv = 0.6. In essence, Harris found:

R0 = X (Z > 2 Kpc) = 8.0 ± 1.4 Kpc.

Harris also determined a lower limit for R0 by averaging all X values regardless of Z, reasoning that the undiscovered clusters in the zone of avoidance, if included, would resuit in a larger X. If as explained later one uses median X values in figure one, a lower limit for R0 is 5.3 Kpc. With essentially the same input data, Frenk and White (1982) found the distance to the centroid of the globular clusters to be lower than claimed by Harris. These investigators reasoned that there were two flaws in Harris* analysis. One consisted in equating the average X value indicated above with R0 since any average distance derived from distance moduli subject to errors will be statistically too large. This is ciear if one considers that a distance modulus, say (m-M)0 = 14.5 corresponding to distance 7.94 Kpc, if subject to errors with a Standard deviation of ± 0.5, yields distances in

90 Bol. Asoc. Arg. de Astr. the range 6.3 to 10.0 Kpc, thus when one averages distances subject to such errors the resuit tends to be too large. This source of possible error was indeed recognized by Harris (1980). Clearly, the median X distance yields a better approximation for R0 than the average distance. The other flaw in Harris' derivation was that, in general, undiscovered globular clusters are below a certain galactic latitude rather than within a given distance from the galactic plane. By taking into account these effects, as well as the geometric effects of a possible degree of flattening in the spheroidal distribution of the clusters (an effect discussed later), Frenk and White obtained R0 = 6.8 ± 0.8 Kpc. These results reflect a possible error in the assumed luminosity of the horizontal branch of the clusters, a problem discussed later.

III. GALACTIC ROTATION AND R0

Oort 1928, by assuming the galactic rotation to be symmetric about an axis perpendicular to the galactic plane and passing through its center, found that near the sun the variation of rotational velocity with galactocentric distance along the galactic plane is approximately described by two constants A, B which may be evaluated from the radial velocities and proper motions of stars at known distances provided these are not subject to stream motion. Oorts1 constants are related to R0 and to the average galactic rotational velocity eQ in the solar vicinity by:

©o /Rq — A - B ( 1 )

Also, for stars not subject to stream motion the

Bol. Asoc. Arg. de Astr. gi variation of average galactic rotation 9 with galactic longitude is related to R0 by: ( 2 )

Numerous derivations of Oort's constants have been made. A recent summary by Kerr and Lynden Bell (1986) presents these averages:

A = + 14.5 ± 2 k m s 1 Kpc""1 A - B = + 26.4 ± 2 km s-1 Kpc”1 (3)

To obtain 0O one may use radial velocities of objects not subject to galactic rotation. Observed velocities must, of course, be corrected for the solar motion with respect to the local Standard of rest. This is generally take i to be 15.4 km s*"1 towards l = 51°, b = 23° (Delhaye, 1965). The metal-poor globular clusters appear to have a spherically symmetrical distribution about the galactic center. This indicates they do not participate appreciably in galactic rotation. From these clusters Zinn (1985) finds 0O = 216 ± 37 km s”1 . Yakil, Tamman, and Sandage find 0O = 300 km s-1 with respect to the centroid of the local group of galaxies. While these results indicate considerable uncertainty in the value of 0O, calculations based on a variety of plausible kinematic models of the Galaxy suggest, as shown by Kerr and Lynden Bell (1986), that 0O falis in the range 220 to 230 km s-1. This range of values compares well with what one expects from observations of the rotation of other galaxies. Use of the average 90 = 222 km s_1 found by Kerr and Lynden-Bell and of the Oort constants quoted above results in R0 = 8.4 ± 1 Kpc. An alternate derivation may be based on Eq. 2, if for 0 one uses

92 Bol. Asoc. Arg. de Astr. tangential velocities of stars at known distances. In this way Caldwell and Coulson (1987) find from Cepheid variables that R0 = 7.8 ± 0.7 Kpc; Crampton et al. (1976) find R0 = 7.9*1* 0 Kpc from OB stars; Rohlfs et al. (1986) find R0 = 7.6 ± 0.4 Kpc from HII regions; Yurevich finds R0 = 8.2 ^-9 Kpc from the OH component of molecular clouds? while Brand (1986) , from CO observations of molecular clouds, finds R0 = 7.9 ± 0.6 Kpc. The average of these derivations all based on Eq. 2, is R0 = 7.9 ± 0.6 Kpc. This resuit appears to be at present the most reliable one for derivations based on galactic rotation. This value is larger than that obtained from the centroid of the globular clusters, and as seen later, larger than R0 derived by other methods. One may therefore ask about possible systematic effects in the derivation. It is possible that distance moduli errors may resuit in given tangential velocities being, on the average, assigned to distances larger than that of the tangential point. This leads naturally to overestimated R0 values. One may therefore conclude that R0 = 7.9 Kpc is actually a limiting distance.

IV. CENTROID OF BULGE VARIABLES

A) RR LYRAE STARS

Baade in 1951 showed that the galactic bulge RR Lyrae stars, which are reasonably easy to identify and are of moderately high luminosity, show a sharp frequency maximum at about mpg = 17.5. This was assumed to be caused by the line of sight passing close to the galactic center. Derivation of R0 from the apparent magnitude of such a frequency maximum is generally regarded as the most accurate method available at

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 93 present. Of the various studies based on this idea, the one by Oort and Plaut, (197 5) stands out because it emphasizes the importance of determining the distance at which the space density of the RR Lyrae variables reaches a maximum, and the importance of taking into account geometric effects caused by a possible flattening in the space distribution of the variables. In addition, this study emphasized the importance of allowing for incompleteness of discovery and of random errors in the distances of individual stars. In the Oort-Plaut study, surveys for RR Lyrae stars in six so-called "bulge Windows" near i = 0° in the galactic latitude range +29° to -12° were considered. Assuming Mpg = 0.70 which according to the transformations they used is equivalent to an intensity average (theoretically the correct average to use with pulsating stai/?) of ^ 0.63, Oort and Plaut found R0 = 8.7 ± 0.6 Kpc. More recent investigations show that some of assumptions by Oort and Plaut require revision. Blanco and Blanco (1985) found that, in Baade1s Window ^ = 1.0, b = -3.9, one of the principal areas considered by Oort and Plaut the interstellar absorption is larger than previously assumed. Wesselink (1987) found that incompleteness of discovery was not correctly applied in two of the areas listed by Oort and Plaut. Also, it is now believed that the luminosity assumed by Oort and Plaut requires correction. An uncertainty in the luminosity of the RR Lyrae stars is at present the main source of error in the determination of R0 by this method. Accurate CCD photometry and effective survey techniques with large reflectors have lessened considerably the problems caused by interstellar absorption and discovery incompleteness. The luminosity of RR Lyrae stars has been

94 Bol. Asoc. Arg. de Astr. principally determined from statical analyses of proper motions and radial velocities. A major improvement was brought about by proper motion determinations at the Shanghai Observatory. These covered a period of 75 years (Wan, Mao and Ji, 1981) . Also, numerous new radial velocity determinations have been made by Hemenway (1975) and by Hawley and Barnes (1985). Derivation of absolute magnitudes with these data is summarized by Barnes & Hawley (1980). The resuit: = 0.68 ± 0.14 (intensity averaged). That the luminosity may depend on the metallicity of RR Lyrae stars was found by Sandage and collaborators (1981, 1982) in a study of the Oosterhoff effect in two globular clusters. The RR Lyrae stars in a given cluster may have periods that average either about 0.55 or about 0.65 days. These two Oosterhoff groups show different period-amplitude and period-rise time correlations. Differences in the metallicities of these groups have been long suspected (Arp 1955, Kinman 1959). By comparing the RR Lyrae stars in the clusters M3 and M15, whose well known metallicities are appreciably different, Sandage concluded that the variables, and presumably horizontal branch stars, have absolute mag nitudes that depend on the metallicity according to:

< Mv > = a [Fe/H] 4- b.

This resuit, however, requires that the metallicity and the helium abundance are anticorrelated, a resuit contrary to expectations. Attempts at determining the values of a and b have, unfortunately, yielded controversial results. In the analysis of radial velocities and proper motions summarized by Barnes and Hawley (1986), if the stars are divided into high and low metallicity groups, no

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 95 significant difference in < Mv > is found. A similar resuit was found by Wesselink (1987) since high and low metallicity groups of RR Lyrae variables in the galactic bulge show frequency maxima at the same apparent magnitude. On the other hand, Sandage (1990a,b) and Sandage and Cacciari (1990) have extended the original Sandage et al. (1981, 1982) studies to other clusters and confirming the earlier resuis, find that:

< Mv > = 0.39 [Fe/H] + 1.17 . (4)

In their analysis, use was made of the fact that while the period-amplitude and period-rise time relationships appear to be correlated with the metallicity, the color-amplitude and color-rise time relationships are not. These effects suggest that at a given temperature the periods for the Oosterhoff groups are different. From the pulsation equation, P < p >h = constant, one concludes, if mass differences are ignored, that the variables of the Oosterhoff group with longer periods are intrinsically brighter than those in the other group. Assigning metallicities to the two groups one finds Eq. 4 if one assumes that for M3, MV (RR) = 0.80. Buonanno, Corsi, and Fusi-Pecci (1989) have discussed this matter in detail and Buonanno et al. (1990) find a similar resuit by directly determining absolute magnitudes in clusters with accurately known color-magnitude diagrams and distances determined by main sequence fitting. This is, however, a tricky procedure because of uncertainties. Several investigators have used the Baade-Wesselink method to determine absolute magnitudes for individual RR Lyrae stars of different metallicities. In one such study no significant luminosity-metallicity relationship is found by Burki

96 Bol. Asoc. Arg. de Astr. and Meylan (1986); and in another study Jones, Carney and Latham (1988) find only a slight correlation. However, Liu and Janes (1990), in a study based on 13 RR Lyrae with a wide range of metallicities and several other investigators (summarized by Sandage and Cacciari, 1990) find:

< Mv > = 0.19 [Fe/M] + 1.03, (5)

if [Fe/H] is in Cohen1s (1983) scale. Interestingly, in the Liu-Janes* study, four of the stars analyzed earlier by Burki and Meylan were inciuded. By themselves these stars now show a luminosity-metallicity relationship. This suggests that results obtained by the Baade-Wesselink method may depend on details of how the method is applied. The coefficient of [Fe/H] in Eq. 5 agrees with one found by Lub (1987) in a semi-theoretical analysis of multicolor photometry from which a reddening-free blanketing parameter and a blanketing-free reddening parameter were derived. At present the controversy about a luminosity-metallicity relationship for RR Lyrae stars remains unresolved. In theory, as shown by Lee, Demarque, and Zinn (1990) the helium abundance metallicity anticorrelation can be obviated if one assumes that RR Lyrae stars in the Oosterhoff groups with longer periods have evolved away from their original position in the horizontal branch and that the color-amplitude and color-rise correlations (assumed by Sandage to be unaffected by metallicity) actually depend on [Fe/H] . The Lee, Demarque and Zinn assumptions lead to:

Mv = 0.17 [Fe/H] + .82,

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 97 which is similar to the resuit of the Baade-Weselink Solutions. However, as emphasized by Sandage (1990b) theoretical objections exist about the Baade-Wesselink analytical method. Also, as Sandage points out, if the longer period variables have evolved appreciably, many more non-variable blue horizontal branch stars would be present in globular clusters than are actually observed. Nevertheless, Fusi-Pecci et al. (1990) find that calibration of globular clusters distances by the luminosity of a bump in the red giants luminosity function results in a horizontal branch luminosity si milar to that in Eq. 5. Although the luminosity-metallicity controversy remains unresolved, fortunately as shown in what follows, it does not seriously affect estimates of R0 in the study of bulge RR Lyrae stars. In determining R0 from the centroid of RR Lyrae stars, two geometric effects must be considered: i) As the line of sight passes closest to the galactic center the space density and not necessarily the apparent magnitude frequency, reaches a maximum. One must therefore convert the distribution of apparent magnitudes into space densities. This requires allowing for interstellar absorption as well as knowing the absolute mean magnitude and its dispersion. ii) The space distribution of the variables does not necessarily have spherical symmetry, rather it may be flattened. As shown by Oort and Plaut (1975) one may allow for this effect by assuming oblate-spheroidal symmetry where the ratio of the major to minor axis is a/c. The variables are also assumed to have a constant space density within concentric spheroidal shells? the density depending only on the major axis of the shells. From these assumptions one can show that the distance rmax at which the space density p(r) is a maximum along a line of sight at

98 Bol. Asoc. Arg. de Astr. galactic latitude b, longitude 0o (where most bulge surveys have been inade) is related to R0 by the guadratic equation:

)2[1+(^ )2 tan2 b ] c o a b _ 2 ( } „ [ ( p. (r m y . 1 ) _ i ] s e c b, * 0 c Ro P (*o>

where the Index n is related to the way the space density varíes with distances R along the galactic plañe assuming that

p (R) a an ,

(here, for n < 0, a singularity at R=0 is avoided if b

t 0 °) . From the rum of space densities along the line of sight, Oort and Plaut found n- -3. The value of a/c can be assumed to equal that shown by the bulge as a whole. For surveys at low latitudes a reasonable approximation is sufficient. At present, low galactic latitude surveys of RR Lyrae stars are available for a few bulge Windows, namely: i)

i) Baade's Windows ( 1= 1.0°, b = -3°.9, Blanco, 1984; and Walker and Mack, 1986). ii) A window of * = 1.0, b = -8° (OOrt and Plaut 1975; Wesselink, 1987) iii) A window of z = 0°, b = -10 (Oort and Plaut, 1975; Wesselink 1987) iv) A window of i = 4°, b = +14° (Oort and Plaut, 1975; see also dei Rio and Fenkart, 1987) . For determining R0 we assume here that < Mv > = 0.68, as proposed by Barnes and Hawley (1986), and also the

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 99 metallicity dependent values in Eqs. 4 and 5, provided one takes into account the metallicity gradient in the bulge. Terndrup (1988) and Frogel et al. (1990) show that along z = 0

[Fe/H] » - 0.44 - 0.71 S, where S is the radial distance to the center. With these assumptions one may determine R0 values from the available data for the bulge Windows. Table I summarizes the results. With weights assigned according to the number of RR Lyrae stars in each window, it follows that R0 =7.3 0.2 Kpc. This resuit is based on observations of a total of over 1500 RR Lyrae stars.

TABLE I

R 0 values from vari ous assumed < Mv > values

W i n d o w Mv U e i g h t

0.68 0. 19 [Fe/H] +1 . 03 0.39 [ Fe/H] + 1 .1 7

B a a d e 1 s 6.95 6.86 6.40 2/3

Z = 0° , b = - 8 0 7.03 7.20 6.92 1/2 o 0 n n o cr o 7.80 7.98 7.87 1 £ = 4 °, b=14 0 7.10 7.52 7.61 1/2

Ro 7.18 7.40 7.27

It should be pointed out that the distance obtained by Frenk and White (1982) to the centroid of the globular clusters outside the zone of avoidance,

100 Bol. Asoc. Arg. de Astr. namely 6.8 ± 0.6 Kpc, is not independent from that based on the RR Lyrae stars. In both cases, the luminosity of the horizontal branch has been assumed. For = 0.68 the Frenk and White Rq value changes to 6.6 Kpc. If a metallicity dependence is assumed and one lets [Fe/H] s -1.5 which, as shown by Zinn (1985), is an appropiate value for the halo globular clusters, then Rq equals either 6.4 or 6.8 Kpc depending on whether Eq. 4 or Eq. 5 is used. Clearly, and averaging of Rq results from bulge RR Lyrae stars and from globular cluster leads to

R o <7.3 Kpc.

B) THE MIRA VARIABLES

Glass and LLoyd-Evans (1981) found a tight correlation between the apparent bolometric magnitudes and the logarithms of the periods of Mira type variables in the large Magellanic Cloud. Assuming an LMC distance modulus based on Cepheid variables, the correlation predicts absolute magnitudes:

Mbol = 0.54 - 2.09 log P, according to Glass and Feast (1982). For 70 Miras in two bulge Windows, observed in the infrared, these writers find Rq = 8.8 Kpc. Although this method has not been as thoroughly investigated as the one based on horizontal branch luminosities, and so far it has been applied only to a relatively small number of stars, it nevertheless, may eventually be a valuable addition to the methodology used in calculating Rq . It would be interesting to see what R value would resuit if a calibration of Mira o luminosities was based on LMC RR Lyrae stars. Unfortunately, at present the magnitudes of field LMC RR Lyrae stars are not accurately known.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 0 1 V. MASERS IN THE GALACTIC NUCLEAR REGION

The molecular cloud Sgr B2 (N) is part of a complex of molecular clouds that surrounds Sag A (Scoville 1972). Reid et al. (1988) were able to measure radial velocities and proper motions for 36 H2 O masers in Sgr B2 (N). Plausible arguments by these investigators led them to conclude that Sgr B2 (N) is less than 0.05 Kpc from the galactic center. A simple kinematic model of the masers * proper motions and radial velocities suggests that R0 = 7.1 ± 1.5 Kpc. This method is very promising because it is direct in the sense that no assumptions about luminosities are required. In the future this method may well resuit in a highly accurate determination of R0 . So far the results, fortu.itously close to that obtained from the centroids of globular clusters and RR Lyrae stars, or-.ly suggast that Rc is closer to 7 Kpc than to 8 Kpc, and that the various methods discussed here are, considering their uncertainties, in reasonable agreement that the vaiue of 8.5 Kpc adopted by the IAU in 1985 overestirr.ates the distance to the galactic center by possibly as much as 1.5 Kpc..

VI. SUMMARY

It has been shown that a lower limit for R0 can be obtained from the median vaiue, namely R0 > 5.3 Kpc, of the X components of the space distribution of all known globular clusters. Here, the distance X component is towards the galactic center. It has been argued that R0 derivations based on the use of tangential-point radial velocities and Oort's constant A results in overestimates of R0* From various recent such determinations it follows that R0 <

1 0 2 Bol. Asoc. Arg. de Astr. 8.2 Kpc. Other methods for determining R0 support this conclusion. The distance to the centroid of globular clusters outside the zone of avoidance yields R0 = 6.6 Kpc, assuming Mv=0.68 for the horizontal branch. The distance to the centroid of RR Lyrae stars in the galactic bulge yields R0 7.3 ± 0.3 Kpc; the uncertainty results from that of various possible assumptions for the luminosity of the variables. These two methods, at present the most reliable ones available, suggest that R0 =7.0 ± 0.4 Kpc. Improvements in the evaluation of R0 are possible, as shown by Fernley et al. (1987), if infrared K magnitudes are used in determining the centroid of the bulge RR Lyrae stars; this should decrease appreciably present uncertainties in interstellar absorption estimates and in a possible metallicity dependence of the variables' luminosity. The direct measurement of R0 from proper motions and radial velocities of masers near the galactic center may play an important role not only in the evaluation of R0 but in the calibration of the RR Lyrae mean luminosity. A large number of such observations will be required, however. Finally, accurate photometry of field RR Lyrae stars in the Large Magellanic Cloud should make possible intercomparisons of various methods for distance determinations. The writer acknowledges with thanks the gracious hospitality of Doctors Juan Jose Claris and Hugo Levato, during his visit to San Juan, Argentina.

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106 Bol. Asoc. Arg. de Astr EXPANSION DEL HI INTERESTELAR VINCULADO A ARA OBI

EXPANSION OF THE INTERSTELLAR HI RELATED TO ARA OBI

J.R. Rizzo y E. Bajaja

Instituto Argenti no de Radioestronomfa, CONICET

RESUMEN: Un estudio detallado de dos relevamientos de HI ( X =21 cm) fue llevado a cabo en la zona de Ara OBI, permitiendo vislumbrar una posible segunda componente en una estructura en expansion ya conocida, y separar el HI asociado a RCW 106 y RCW 107. Se establece, para el shell en expansion, su distribucion de materia y algunos parametros energeticos, siendo posible comparar con resultados anteriores y evaluar las interacciones entre las asociaciones y el medio interestelar.

ABSTRACT: A detailed study of two surveys of HI ( X =21 cm) was carried out in the Ara OBI region, detecting a possible second component in an expanding feature already known, and to separate HI related to RCW 106 and RCW 107. The mass distribution and several other parameters were determined, making it possible to com pare them with previous results, and to evaluate the interactions between the associations and the interstellar medium.

I. INTRODUCCION

La region dei plano galactico entre 333° y 338° de longitud galactica presenta una diversidad de objetos, varios de ellos bastante bien estudiados.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 0 7 Existen, en primer lugar, algunos cumulos estelares como NGC 6167 y NGC 6193, el nucleo de la asociacion estelar Ara OBI; a menos de dos grados de esta en el cielo, y casi a la misma distancia, se encuentra tambien la estrella Of peculiar HD148937, una de las seis mas brillantes dei cielo, sobre la que Bruhweiler et al. (1981) identificaron nebulosas asociadas, como NGC 6164/5 y una fina cascara de polvo, ademas de una region HII (RCW107). Por otro lado, existen otras dos regiones HII, fuertes emisoras dei continuo y tambien en lineas de recombinacion (Cersosimo 1990, Wilson et al. 1970): RCW106 y RCW108. Esta ultima estaria vinculada a dos estrellas 0, HD150135 y HD150136 (ver Cersosimo 1982 y Arnal et al. 1988), integrantes de NGC 6193. Es de esperar, por lo tanto, una compleja interaccion entre los objetos antes mencionados, ya que la accion de las estrellas O y B en asociaciones es muy notoria sobre el medio interestelar. A este respecto, Arnal et al. (1987) proponen un proceso evolutivo entre NGC 6167, NGC 6193, HD148937, una nube molecular y una cascara de HI en expansion detectadas en este trabajo. Por otro lado, existen evidencias de otra asociacion mas lejana pero bastante proxima en su pro- yeccion en el cielo: Ara OBlb. Los primeros trabajos espectrofotometricos fueron realizados por Whiteoak (1962) y Humphreys (1978), mientras que Cowie et al. (1981) identifican dos cascaras en expansion a partir de datos dei IUE. En este trabajo se analizan los datos dei HI presente en la region a partir dei relevamiento en 21 cm de Strong et al. (1982), identificando las posibles componentes en HI y brindando estimaciones de masas, tamanos y energias involucradas en las mismas. Como subproducto, se obtienen ademas algunos parametros sobre el HI relacionado con RCW106 y RCW107.

1 0 8 Bol. Asoc. Arg. de Astr. 2. DATOS ANALIZADOS Y TRATAMIENTO DEL FONDO

EI material observacional estudiado corresponde al relevamiento de 21 cm de Strong et al. (1982) , aungue para la identificacion a gran escala de la estructura tambien fue utilizado el de Kerr et al. (1986)? las principales caracteristicas de cada uno de ellos estan indicadas en la Tabla I.

T A B L A I

S 0 E V E Y ‘Strong * Kerr ; 4 < «

» Espac. en •'i" (°) ‘ 0.5 ! 0.5 ‘

l Espae. en “b" (°) ‘ 1 1 0.25 !

! Res. en v e l. (koa s 1 ) l 0.824 ! 1.0 !

! HPBW (iflin. areo) ' 1 6 ‘ 48 ‘

i AT (rms) ! 0.2 ! 0.05 l

‘ Nro. canales i 512 \ 300 i

E l material vinculado directamente a la region bajo estudio se encuentra generalmente mezclado con componentes espureas en forma muy confusa; varias son las causas de este hecho: i) el HI es opticamente delgado en la mayoria de los casos, por lo que en cada velocidad se detectaria todo el material a lo largo de la visual; ii) la zona esta muy proxima al plano galactico, agregando muchas componentes; iii) inhomogeneidades en el medio y/o anisotropias en la estructura buscada, distorsionan los contornos de densidad de columna y iv) eventos locales a pequena escala se manifiestan en una gran escala angular.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 0 9 Por ello, se procedio entonces a obtener un fondo dependiente de la velocidad, interpolando hacia la zona de interds desde el exterior (es decir, tornando como datos puntos no demasiado perturbados). Dicho fondo resulta ser una funcion cuadr&tica en ambas coordenadas gal&cticas, advirtiendose un incremento en la tempera tura de brillo hacia b=0° y una variacion suave en longitud galactica. Ensayos numericos indican un error en el metodo menor que 5K en las temperaturas, error que disminuye notablemente al integrar en el cielo y al au- mentar la relacion de temperaturas "estructura/fondo".

3. RESULTADOS

3.1) RCW 106 y RCW 107

Asumiendo que el HI es opticamente delgado, se analizo la distribucion de la densidad de columna (N(HI)) en diversos rangos de velocidades. Se advierte en varios mapas de la Figura 1 una notable disminucion de N(HI) hacia los puntos de coordenadas galacticas (335°.5,0°) y (337°,0°), relacionados con las regiones HII RCW 106 y RCW 107, respectivamente. La vinculacion de RCW 106 con un objeto optico no es clara, pero puede ser la asociacion R105, que cuenta con al menos seis estrellas B, y presenta velocidades similares. En cam bio, RCW 107 estaria relacionada con NGC 6164/5 y con la estrelia Of peculiar HD 148937, sobre la que Bruhweiler et al. (1981) estudian el gas y el polvo asociado, hallando ademas de la nebulosa en emision en Ha, [NII] y [SII], un delgado filamento de polvo en forma de "S". Los parametros obtenidos de ambas regiones HII estan indicados en la Tabla II.

1 1 0 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Figura 1: Secuencia de mapes de d i s t r i buc i <5n de N(HI) (en unidades de 1019 em'*), c on e l fondo sustrafdo; los intervalos de velocidad estin indicados arriba a la de r ec h a . Se mueatra en forma sorabreada (a estructura en expansidn mencionada en

este trabajo.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 111 TL*A13J_*A X X ----f------i PARAMETRO ! RCW 106 RCW 107 i — Cooid. (ele,t>e) ! 333.5,0.5 3 3 7 .0 ,0 .0

Vel. Media (km s " 1 ) \ -19 - 16 .5 ------+ Vel. Expansion (km r 1 ) ! 6 0. 5 ------+ ------+ Distanda (pe) ! 1400 1400 — + Radio (pe) ! 37 24 f Maca (H>) ! 1900 200 170 0 ^ 20 0

Dens, media (cm- 3 ) l 0.4 1 .3

T (Mill. anos) l 6.0 2.8

3.2) Dos componentes en Ara 0B1?

EI rasgo de mayor extension angular que se aprecia en las series de mapas de la figura 1 es la disminucion de N(HI) en un area centrada aproximadamente en (335°.5,-1°), junto a una serie de maximos dispuestos alrededor de aquella. Este hecho fue observado por primera vez por Arnal et al. (1987), quienes identificaron un shell vinculado a Ara OBI y NGC 6167. Esta figura muestra una secuencia de mapas de N(HI) integrado sobre 4.9 km s_1, en los que se ha sustraido el fondo de acuerdo a lo mencionado anteriormente. Es facil advertir que el minimo de HI se acentua en dos velocidades: al rededor de -32 km s“i y de -15 km s”1. Con respecto a la cascara, la notamos mejor definida hacia un costado - desde (334#,0°) hasta (336°,-20)- en las velocidades

112 Bol. Asoc. Arg. de Astr. menores y hacia otro -desde (336°,-2 °) hasta (335°,0°)- en las velocidades mayores ? se lo nota tambien casi completamente cerrado en las velocidades intermedias (-25 a -20 km s”1).

gura 2: Diagrama " Posicion vs. Velocidad" para b = - 1 ° . Se advierten dos m i n imos

bastante diferenciados y una se i re de maximos alrededor. Dos componentes e n

expans i 6 n ?

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 1 3 TA13I..A X X X » ------* - »■ i i i i ! PARAMETRO ! Comp. "a” ! Cornp. "b" ! i i i | * - - - 4------* ! Centroide (grados) 335.G, 1.1! 335.1, 1.1!

1 Relae. semiejes 0.G4 ! 1.0 0 !

l Iuelinaoi6n (£rados) 60 ! 0 ! _ J. ‘ Vel. Media (km s-T ) 12. ! 32. ! ______- t. ! Vel. Expansion (km s"'1 ) 17 ! 20 \

! Distaneia (pe) 1400 ! 3500 ! > - 4 ! Radio (pe) 24 » 49 !

! Espesor (pe) < 1 0 l < 25 !

! 1 isa de III (M>) 6600 ! 0 1(T l ------y ------4 ! Dens, taedia {cm ~rs) 2.7 » 2.2 !

! Enerfi. Asoe. (ertf) 1.9 10” ! 2.4 1

! T (MI 1 1 . anos) 1.4 ! 2.4 ! ------f ------+

Este complejo comportamiento con la velocidad puede ser mejor advertido en la figura 2, donde se grafica Ia velocidad radial (LSR) en funcion de la longitud galactica (1), para b=-l° . Se advierten dos mini mos diferenciados: uno en 1=335° y Vl s r =”32 km s”1 y otro en 1=335°. 5 y Vl s r =-12 km s”1. En la misma figura se exhiben, ademas, varios maximos ubicados exactamente alrededor de los "agujeros" recien nombrados. Una alternativa posible es que se trate de dos supercascaras en expansion, proyectadas en forma bastante proxima en el cielo. Un argumento a favor de esta hipdtesis lo brinda la figura 3, donde se grafica la

1 1 4 Bol. Asoc. Arg. de Astr. integral de N(HI) sobre el area representada, para cada velocidad; para una misma distancia, se trataria de un grafico "masa vs. velocidad", salvo un factor multipli- cativo que depende de la distancia. La presencia de dos componentes en este grafico es llamativa, con maximos en -30° y -12 km s”1. Para estructuras en expansion, es de esperar en este tipo de graficos un maximo cercano a la velocidad baricentral, por lo que esto avalaria aquella hipotesis.

Figura 3: Diagrama "Masa vs. Velocidad". Las masas e s t 6 n en unidades arbitrarias.

Los maximos coinciden en velocidad con los mininos de la Figura 2.

La componente de -12 km s-1 (a la que llamaremos "a") estaria identificada con la ya hallada por Arnal et al. (1987), ya que coinciden, en principio, la velocidad baricentral y la disposicion en el cielo. Se- rian, por lo tanto, la burbuja y la posterior cascara

Bol. Asoc. Arg. de Astr. H 5 barridos por las estrellas mas masivas de NGC 6167, dando lugar mas adelante a la formacion de NGC 6193. Pero la otra posible componente (a la que llamaremos "b") parece tener una velocidad de expansion mayor; la distancia cinematica, segun el modelo de Burton (1988), seria de 3200±500 pc. Esta posible componente estarla vinculada con el segundo subgrupo de estrellas O y B halladas por Whiteoak (1962) y denominada Ara OBlb por Humphreys (1978). Es oportuno mencionar que Cowie et al. (1981) hallan fuertes corrimientos al azul en lineas de CII en absorcion para estrellas de estos dos agregados. Ademas, Gillespie et al. (1977) encuentran en CO velocidades entre -2 3.8 y -55.7 km s-1 en esta region. La Tabla III indica los parametros deducidos de este ana lis is para ambas componentes.

4. CONCLUSIONES

* Se establecieron algunos parametros de las regiones HII RCW 106 y RCW 107. La masa de HI faltante resulta ser de 1900 y 1700 M0, y las velocidades de expansion de al menos 6 y 8.5 km s”l, respectivamente. Los parametros para RCW 107 estan en buen acuerdo con los obtenidos por Bruhweiler et al. (1981) a partir de estimaciones sobre HD 148937 y de la emision dei gas en Ha.. * Se advierte una fuerte perturbacion en el HI entre velocidades (LSR) de -50 y +5 km s"1. Existen indicios sobre la presencia de dos componentes, con velocidades baricentral y de expansion: a) -12 y 17 km s”1 y b) -32 y 20 km s”1 . * Estas componentes podrian estar asociadas a los dos agregados de estrellas O y B estudiados por Whiteoak (1962) y Humphreys (1978). * Ademas, los parametros de la componente (a) coinciden bastante bien con los publicados por Arnal et al.

1 1 6 Bol., Asoc. Arg. de Astr. (1987), quienes la vinculan con NGC 6167, NGC 6193 y una nube molecular presente.

REFERENCIAS

Arnal, E.M. ; Cersosimo, J.C.; May, J . ? Bronfman, L. 1987. Astron. Astrophys. 174, 78. Arrnal, E.M.; Morrell, N.; Garcia, B.; Levato, H. 1988. Pub. Ast. Soc. Pac. 100, 1076. Bruhweiler, F.C.; Gull, T.R.; Henize, K.G.; Cannon, R.D. 1981, Ap. J. 349, 67. Burton, W.B. 1988, en "Galactic and Extragalactic Radioastroncmy", eds. G.L. Verschuur y K.I. Kellerman, seg. edicion, p. 295. Cersosimo, J.C. 1982 . Astrophys. Lett. 22, 157. Cersosimo, J.C. 1990. A p . J . 349, 67. Cowie, L.L.; Hu, E.M. ; Taylor, W. ; York, D.G. 1981 Ap. J. Lett. 250, L25. Gillespie, A.R.? Huggins, P.J.; Sollner, T.C.L.G.; Phillips, T.G.; Gardner, F.F.; Knowles, S.H. 1977. Astron. Astrophys. 60, 221. Humphreys, R. 1978. Ap. J. Suppi. 38, 309. Kerr, F.J.; Bowers, P.F.; Jackson, P.D.; Kerr, M. 1986. Astron. Astrophys. Suppi. 63, 373. Strong, A.W.; Riley, P.A.; Osborne, J.L.; Murray, J.D. 1982. MNRAS 201, 495. Whiteoak, J.B. 1962. MNRAS 125, 105.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 1 7 HI EN EXPANSION EN LA ZONA DE CAR OB2

EXPANDING HI IN THE CAR OB2

J.R. Rizzo3/2 , E.M. Arnal1/3 , E. Bajaja1/3

1 Instituto Argenti no de Radi oastronomf a

2 Becario dei CONICET

3 lnvestigador dei CONICET

RESUMEN: Analizando el HI interestelar en la zona de Car OB2, se logro identificar una estructura de grandes di mensiones, probablemente vinculada a la asociacion. Esta estructura, inmersa en un ambiente sumamente complejo, (se estaria observando a lo largo dei brazo de Sagitario-Carina), estaria formada por una cascara que se expande a 24 km s"1, y por una burbuja ubicada hacia la zona Central. Las coincidencias en posicion, velocidad y edad refuerzan la relacion de Car 0B2 con esta estructura, formada por efecto de la evolucion de sus estrellas mas masivas sobre el medio interestelar.

ABSTRACT: From the analysis of the interstellar HI in the region of Car 0B2, it was possible to identify a large structure, presumibly related to the association. This structure, immersed in a very complex ambient (it is seen throughout the Sagitario-Carina arm), consists of a shell expanding at 24 km s”l, and of a bubble located in the Central part. The coincidences in position, velocity and age strengthen the relationship between Car OB2 and this structure, created by the effect of the evolution of its most massive stars on the interstellar medium.

1 1 8 Bol. Asoc. Arg. de Astr. I. INTRODUCCION

Las asociaciones OB constituyen el agregado de estrellas mas luminosas y masivas de toda la Galaxia. Generalmente, las componen varias decenas de estrellas 0 y B, las mas jovenes y energeticas y, por lo tanto, las de efecto m£s observable sobre el medio interestelar. El enorme flujo UV de este tipo de estrellas ioniza cons- tantemente el medio circundante, creando regiones HII; por otro lado, tienen la tasa de perdida de masa mas elevada (varias veces 10“6 M0/ano), creando vientos que soplan el gas de los alrededores; por ultimo, son las estrellas O y B las que evolucionan mas rapidamente, explotando como supernovas, lo que tambien perturba fuertemente al medio interestelar. Estos tres mecanismos generan, a medida que la asociacion evoluciona, una region interior altamente ionizada, de baja densidad y alta temperatura, rodeada por una envoltura fria en expansion. En el terreno teorico, esto ha sido investi- gado numericamente por varios autores (ver Chevallier 1974 para remanentes de supernova, y Weaver et al. 1977 y Castor et al. 1975 para burbujas de HI y regiones HII) . Asimismo, en 21 cm se han detectado varias de estas estructuras (ver, por ejemplo, Colomb y Dubner 1981, Cersosimo 1982, Cappa de Nicolau y Poppel 1984, Cappa de Nicolau y Niemela 1984, Cappa de Nicolau et al. 1986, Van der Bij y Arnal 1986 y Cappa de Nicolau et al. 1988) . Estos resultados han sido generalizados teoricamente para asociaciones OB, donde se considera que estos fenomenos actuan permanentemente en las mismas. Al respecto, diversos autores (Tomisaka et al. 1981, Beltrametti et al. 1982 y Tenorio-Tagle et al. 1982, entre otros) preveen una estructura en expansion que, a

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 1 9 una edad dei orden de 106 anos, alcanza una velocidad de 2 0 km s”1 y un diametro de ~ 100 pc. Sin embargo, la comprobacion observacional de estas teorlas s61o se ha efectuado en un punado de casos, como Cygnus OB2 (Cash et al. 1980 en rayos X, Dickel et al. 1969 en Ha y Heiles 1979 en HI), Scorpio-Centauro (Cappa de Nicolau y Poppel 1986; De Geus 1988) y Ara OBI (Arnal et al. 1987; Rizzo y Bajaja 1990). Con respecto a Car OB2, Garcia (1988) completo un minucioso estudio espectrofotometrico de las estrellas y los cumulos abiertos que la componen, identificando 91 estrellas 0 y B seguras y estimando una dis tanda de 3.1 Kpc. Por otro lado, Georgelin y Georgelin (1970) detectaron Ha en nueve regiones HII de la region, pudiendo algunas estar asociadas a la region. En cuanto al gas molecular, Grabelsky (1986) realizo un relo^amiento completo dei brazo de Sagitario-Carina en CO, identificando nubes moleculares gigantes en la re gion, asociadas en varios casos con cumulos abiertos de la zona. Humphreys y Kerr (1974) compararon tanto la cinematica estelar como gaseosa en 21 cm, y denunciaron Mirregularidades cinematicas11 en la direccion dei brazo de Carina (1 = 290°). En este trabajo es nuestro proposito identificar las estructuras en HI previstas para Car OB2, obtener sus parametros geometricos y fisicos, estudiar su campo de velocidades e investigar la interaccion entre la asociacion y ei medio interestelar.

2. OBSERVACIONES ANALIZADAS

Los dos relevamientos de HI en 21 cm que fueron utilizados para la identificacion de la estructura fueron el de Kerr et al. (1986, de aqui en adelante KBJK) y el de Strong et al. (1982, SROM) . Los datos

120 Bol. Asoc. Arg. de Astr. tecnicos de estos relevamientos estan indicados en la Tabla I.

T A B J L A X

i t | I \ RELEVAMIENTO \ 5R0M ! KBJK ! ! ! ! i

i Resol. en (gr.) i 0.5 ! 0.5 !

! Resol. en "b” {gr.) i 3 I 0.25 ! f— — ------4------f------4 ! Res. en vel. (km s"1 ) \ 0.82 ! 1.04 !

» 11PBW (min. areo) ! 16 ! 48 !

! £T (ms) l 1K l 0.3K ! 4------+------»------+ l Nro. canales ! 512 l 300 !

Las caracteristicas de la emision de HI y de la region estudiada dificultan la identificacion de este tipo de objetos, por i) encontrarse en el plano galactico; ii) observarse a lo largo de un brazo espiral, y iii) ser el HI opticamente delgado, lo cual significa que el gas se presenta mezclado con componentes espureas, tanto locales (a una escala angular grande) como galacticas (produciendo notables perturbaciones isofotales). En consecuencia, separar la estructura espe- rada requiere, a grandes rasgos: i) "individualizar" las caracteristicas asignables a la asociacion, tales como una notable disminucion en la densidad de columna (N(HI)) y una secuencia de maximos en un determinado rango de velocidades, y ii) sustraer el fondo mediante procedimientos matematicos. Para la primera etapa, se utilizaron ambos relevamientos, mientras que el proceso posterior fue llevado a cabo con los datos de SR0M solamente, obteniendose un fondo variable en las tres

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 2 1 "coordenadas" (1, b y velocidad). EI mdtodo consiste en interpolar hacia la zona de interes desde el exterior, con un polinomio de segundo grado en 1 y b, para cada velocidad. El error dei metodo fue estimado numericamente, y es menor que 5K, aunque disminuye sensiblemente al ser la senal mas in tensa en relacion al fondo. Los mismos experimentos de- muestran un alto porcentaje de reproduccion de la estructura, con errores en las masas siempre menores que 15%.

3. RESULTADOS

Los primeros pasos en esta investigacion con- sistieron en construir mapas de distribucion de N(HI) en distintos rangos de velocidades, asumiendo que el HI es optioamente delgado. Para esta etapa fue de utilidad contar con dos relevamientos de caracteristicas diferentes: mientras que la baja resolucion angular de KBJK y el muestreo sobredimensionado permitieron establecer la continuidad de estas estructuras en escalas de varios grados, el relevamiento de SROM fue muy litil para distinguir la emision desde regiones de escala angular mucho menor. La figura 1 muestra un mapa de distribucion de N(HI) en el rango de velocidades -36

122 Bol. Asoc. Arg. de Astr. aplicacidn dei metodo mencionado antes.

figura 1: D i s t r i b u c i 6 n de N ( H I ) en el rango de veloc i dades (LSR) -36

la r e g i 6 n , en unidades de 10^0 cm‘^r cor respondi ente al relevamiento de Strong et

al. (1982). Se advierte una disminucion hac i a (290°, 0°), asf como una serie de

maximos a l rededor.

La figura 2 muestra una secuencia de 8 mapas en distintos rangos de velocidades, luego de sustraido el fondo. Es posible advertir la tipica estructura de disco-anillo caracteristica de cascaras en expansion. En el primer mapa se observa un maximo, y luego se van ex- tendiendo angularmente hasta el cuarto mapa, para luego comenzar a disminuir hacia los ultimos. Por otro lado, el minimo de HI (valores negativos en los mapas), tambien llega a su extension angular maxima y a sus valores mas negativos de N(HI) en el cuarto mapa. Quiz&s el argumento mas concluyente sobre esta estructura en expansion lo presente el estudio dei campo

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 123 de velocidades, a traves dei diagrama posicion-velocidad" de la figura 3; esta figura corresponde a un barrido en longitud galactica para b=0°. En la misma, se advierte un notable minimo hacia 1=290°, V=-25 km s"i y una serie de maximos alrededor. Este esquema es caracteristico de una estructura en expansion, ya que en los extremos (1= 288°.5 y 1= 291°.5) hay una sola componente y hacia el centro aparecen dos componentes cada vez mas separadas.

Figura 2: Secuencia de 8 mapas de N ( H I ) , en unidades de 1 0 1 ^ cm'^, una vez sust

el fondo. El intervalo de velocidades est£ indi cado arriba a la derecha. Las

sombreadas serfan de la estructura hallada, donde puede advertirse la estruc

caracterfstica de una expansi 6n.

1 2 4 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Figura 2 (conti nuac i on)

En la Tabla II se sintetizan los parametros deducidos de esta estructura, luego de un ajuste numerico sobre elipses concentricas; la distancia adoptada coincide tanto con la cinematica (Burton 1988), como con la de Car OB2 (Garcia 1988).

125 Bol. Asoc. Arg. de Astr. T A B L A X X

PARAMETROS OBTENIDOS

Centro (l,b) 290. 1 ,0 .2

Distaneia (pc) 3100

Tamano (EixlL) 65 x 100 pe

R-+ — (Ri xR? J1 00 pe

Espesor (pe) < 40

Vel. Media (km s~T) -25

Vel. Expansidn (kio s- ’ ) 24

Masa de HI (M>) 1. 1 1(T

Densidad (onr3 ) AJ 1

Energ. Asoc. (erg) 6.6 K P °

T ~ R**/V«« (anos) 3 .3 10* f------+

4. DISCUSION FINAL

Un cuidadoso tratamiento de los datos observacionales permitio identificar una cascara de HI de grandes dimensiones (100 pc x 65 pc) , con caracteristicas expansivas, a una velocidad baricentral de -25 km s”1. La vinculacion de esta estructura con la asociacion estelar Car 0B2 y los cumulos abiertos de la region (NGC 3590 y 3572, Hogg 10, 11 y 12, Cr 240 y Tr 18) es factible, en principio, por la coincidencia en posicion y velocidad con las estrellas de la region; al respecto, Garcia (1988) halla la misma velocidad para Car 0B2, tornando las estrellas de velocidades no variables. Por otro lado, la distancia cinematica es de 3000

1 2 6 Bol. Asoc. Arg. de Astr. pc, en clara coincidencia con la de Car 0B2. Existen observaciones en otras frecuencias que parecen estar relacionadas con algunos rasgos dei HI estudiado aqui. Grabelsky et a.1. (1988) identifica en CO tres complejos moleculares (sus nubes 11, 12 y 20), dispuestas hacia los bordes dei agujero de HI en -50

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 2 7 Figura 3: Diagrama "P o s i c i 6 n- V elo c i d a d" para b = 0 ° , una vez

sus t ra f do el fondo. Otra e v i dene i a de cascara en expans i 6n (ver texto) .

Por lo tanto, parecen existir tanto evidencia observacional como soporte teorico para estimar que Car OB2, en su evolucion, ha ionizado y expulsado continua-

1 2 8 Bol. Asoc. Arg. de Astr. mente el gas hacia la periferia, por los mecanismos considerados en la Introduccion de este trabajo: ionizacion, vientos y explosiones de supernova de sus estrellas tempranas.

REFERENCIAS

Arnal, E.M.; Cersosimo, J.C.; May, J. ; Bronfman, L. 1987. Astron. Astrophys. 174, 78. Beltrametti, M.; Tenorio-Tagle, G.; Yorke, H.W. 1982. Astron. Astrophys. 112, 1. Burton, W.B. 1988, en MGalactic and Extragalactic Radioastronomy", eds. GG.L. Verschuur, K.I. Kellerman, seg. edicion, p. 295. Cappa de Nicolau, C . E. ; Niemela, V.S. 1984. Astron. J. 89, 1388. Cappa de Nicolau, C . E. ; Niemela, V . S . ? Arnal, E.M. 1986. Astron. J. 92 , 1414. Cappa de Nicolau, C . E. ; Niemela, V.S. ; Dubner, G.M.; Arnal, E.M. 1988. Astron. J. 96, 1671. Cappa de Nicolau, C . E. ; Poppel, W.G.L. 1984. Bol. Asoc. Arg. de Astr. 28, 126. Cappa de Nicolau, C . E. ; Poppel, W.G.L. 1986. Astron. Astrophys. 164, 274.

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Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 2 9 Dickel, H . R.; Wendker, H, ; Bieritz, J.H. 1969- Astron. Astrophys. 1, 27 0. Garcia, B. 1988. Tesis Doctoral, Universidad de La Piata. Georgelin, Y.P.; Georgelin, Y.M. 1970. Astr. Astrophys. 6, 349. Georgelin, Y.M.; Georgelin, Y.P. 1976. Astr. Astrophys. 49, 57. Grabelsky, D.A. 1986. NASA Technical Memorandum 87798. Grabelsky, D.A.; Cohen, R.S.; Bronfman, L.? Thaddeus, P 1988. Ap. J. 331, 181. Heiles, C. 1979. Ap. J. 229, 533. Hili, E.R. 1968. Aust. J. Phys. 21, 735. Humphreys, R.M.; Kerr, F.J. 1974. Ap. J. 194, 301. Kerr, F.J.; Bowers, P.F.; Jackson, P.D.; Kerr, M. 1986. Astron. Astrophys. Suppi. 63, 373. Rizzo, J.R.; Bajaja, E. 1990. Bol. Asoc. Arg. de Astr. 36, Strong, A.W.; Riley, P.A.; Osborne, J.L.; Murray, J.D. 1982. MNRAS 201, 495. Tenorio-Tagle, G.; Beltrametti, M.; Bodenheimer, P.; Yorke, H.W. 1982. Astron. Astrophys. 112, 104 Tomisaka, K.; Habe, A.; Ikeuchi, S. 1981. Astrophys. Spa. Sci. 78, 273. Van der Bij, M . ; Arnal, E.M. 1986. Astrophys. Lett. 25, 119. Weaver, R. ; McCray, R.; Castor, J.; Shapiro, P.; Moore, R. 1977. Ap. J. 218, 377 . Wilson, T.L. ; Mezger, P. G.; Gardiner, F.F.; Milne, D.K. 1970. Astron. Astrophys. 6 , 364.

1 3 0 Bol. Asoc. Arg. de Astr. MATERIAL INTERESTELAR

OBSERVACIONES EN EL CONTINUO DE RADIO DE LA NEBULOSA DE GUM

RADIO CONTINUUM OBSERVATIONS OF THE GUM NEBULA

J.C. Testori, F.R. Colomb

Instituto Argenti no de Radioastronomfa

RESUMEN: La nebulosa de "Gum", con un diametro de mas de 36° y delineada por filamentos Ha, es una de las estructuras mas extensas dei cielo. Dentro de la misma region se encuentran interesantes zonas de estudio como Vela, Puppis y RCW 38. Por tal motivo se decidio obtener un mapa de alta sensibilidad de la extensa region en la frecuencia de radio de 1435 MHz. Para el mismo, se desarrollo un metodo de reduccion y tratamiento de los datos que permitio CALIBRAR ABSOLUTAMENTE las observaciones y de esta forma obtener la distribucion dei in dice espectral (Tb = f~P), comparando nuestras observaciones con las observaciones en 408 MHz realizadas por Haslam et al. (1982).

ABSTRACT: The GUM nebula, with a diameter of 36° and surronded by Ha filaments, is one of the more extended features on the sky. Within that region several interesting objects as Vela, Puppis and RCW 38, are founded. For this reason we decided to map this extended region with high sensitivity at the frequency of 1435 MHz. A reduction method was developed that allowed to CALIBRATE ABSOLUTELY the observations and to obtain the Spectral Index (Tb = f~P), comparing our observations with those obtained by Haslam et al. (1982).

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 3 3 METODO DE OBSERVACION

Las observaciones fueron realizadas con el receptor polarimetrico instalado en la Antena II dei Instituto Argentino de Radioastronomia. El radiometro esta formado por dos receptores independientes en banda L. La banda de paso es acotada mediante un filtro in- terdigital de 60 MHz de ancho de banda (1390-1450 MHz) . Mediante un mezclador doble balanceado se realiza la conversion a FI de la senal recibida con una frecuencia Central de 1435 MHz. Las dos senales de FI de 115 MHz en el procesador analogico dei polarimetro. Este suministra 4 ca nales de informacion analogica, que consisten en dos canales de potencia integrada y dos canales de correlacion proporcionales a los parametros de Stokes. Las se nales son digitalizadas y preprocesadas por una micro- computadora Commodore 64 que adquiere simultaneamente la pcsicion de antena y controla los ciclos de conmutacion de calibracion y de fase dei polarimetro. Los datos son enviados luego a una microcom- putadora IBM PC' que se encarga de tabular los mismos a valores de ascension recta y declinacion con valores predeterrninados utilizando para la interpolacion una funcion sync definida para un haz de antena de 35 minu tos de areo. El intervalo tabular es igual a 0.25 grados en ambas coordenadas. Las observaciones se realizaron por el metodo de NOD-SCAN, que consiste en mover la antena en decli nacion con una velocidad de 10 grados por minuto, man- teniendo la antena fija en ascension recta y en el me ridiano, y utilizando la rotacion de la tierra para ba- rrer en esa coordenada. Los barridos se realizaron continuamente hacia el norte (up scan) y hacia el sur (down scan) entre las

134 Bol. Asoc. Arg. de Astr. declinaciones: -90.0<6<-10.25. Cada dia de observacion comienza un minuto mds tarde en tiempo sidereo. Las ventajas de este metodo de observacidn son: a) en la figura 1 se puede ver que cada "up scan" in tercepta en dias sucesivos a 15 Mdown scans" y viceversa. Estos puntos de interseccion serviran para corregir la linea de base de todos los barridos.

b) debido a que las observaciones se realizaron en el meridiano, la contribucion de tierra (spillover) es la misma para todos los barridos y mas facil de corregir. Las observaciones cubren el rango de ascension recta 7h llm a IOh 06m. Cada ascension recta fue

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 135 observada cada 0*.25. Se realizaron mas de 600 barridos y un total de 768.000 fueron procesados. Las radiofuentes Hydra A con 42.5 Jy y Pictor A con 60.8 Jy fueron utilizadas como calibradoras pri marias.

REDUCCION

Cada barrido fue tratado individualmente, para eliminar interferencias y descartar aquellos con problemas de inestabilidad.

Ib) »c>

Figura 2: a) Barrido medio de radiaci6n de tierra, b) Barrido origfnal,

c) Barrido luego de la resta de la contribucidn de tierra

136 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Luego de promediarlos, se le restb un barrido medio de la radiacion de tierra (figura 2a) . Este ba rrido se obtuvo de promediar mas de 600 barridos de una zona "fria" dei cielo (3h OOm < a <6h00m) , y luego de "alisarlo" con una funcion Hanning. En la figura 2b se muestra un barrido originalf y el mismo despues de res- tarle esta contribucion en la figura 2c.

METODO ITERATIVO PARA LA OPTIMIZACION DE LA LINEA DE BASE

Debido al modo de observacion, todos los ba rridos tienen al principio o al final un punto en comun, que es el Polo Sur Celeste. Ademas cada uno es cortado por otros 15. La optimizacion de la linea de base es un proceso iterativo y es realizado barrido por barrido, primero para todos los "up scan" y luego para los Hdown scan". Primero se encuentran los puntos de interseccion de cada "up scan" con todos los "down scans". A las diferencias de amplitud se les ajusta por minimos cuadrados una recta para ir minimizando estos errores, y se corrige cada barrido con los valores obtenidos por el ajuste. La figura 3a muestra una representacion es- quematica. Si las diferencias de temperatura a Ti(a,6 ) entre el barrido a corregir cuya temperatura es Ti(a, 6 ) y la de los barridos que lo cortan cuya temperatura es Ti (a, 6 ), ajustando por minimos cuadrados una recta a estas diferencias, tendremos nuevas diferencias a T(a, 6 ). Las nuevas temperaturas corregidas seran: Tc(cr,6 ) = Ti (a, 6 ) - A~Tl(a, 6 ) . Este proceso se va realizando en forma itera tiva hasta que las diferencias sean minimas. En la

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 137 figura 4 se ve un histograma que representa el numero de intersecciones dei mapa en funcion de las diferencias Ti(a, 6). Como se ve, luego de 3 iteraciones, el numero de puntos con Tb < 50 mK son m s de 3850 puntos.

Figura 3: Representacidn esquemdtica de un barri do con sus intersecciones y lai

diferentes diferencias de temperaturas explicadas en el texto.

POTENCIA 1 SCANS (+)

Figura 4: Histograma para una de las potencias totales y para los

"up s c a n s 11, donde se muestra que luego de 3 iteraciones (serie C)

el numero de puntos con T <0.05 K es maayor que 3800.

138 Bol. Asoc. Arg. de Astr. CORRECCION POR EFECTOS DE BARRIDO

Debido a pequenas variaciones de ganancia, inestabilidades, efectos atmosfericos, etc., que se producen cuando el radiotelescopio va barriendo la zona, el mapa final se vera afectado por estos problemas. Para su correccion se utilizo el metodo de Sofue y Reich (1981). El mismo consiste en convolucionar el haz original a un tamano dos o mas grande. AI barrido convolucionado, se le resta el barrido original y a estas diferencias se le ajusta un polinomio. Para nuestros datos se utilizo un haz de 70* y un polinomio de 2do. grado. Luego dei proceso de iteracion tenemos dos mapas, uno para los "down" y otro para los "up scans". Estos mapas son, primero retabulados, luego promediados y finalmente precesados.

MAPA EN COORDENADAS ECUATORIALES

Para reducir la relacion senal ruido, el mapa final es convolucionado a un Haz de Antena de 40'. La figura 4 muestra el mapa final en coordenadas 1950.0. El ruido final dei mismo es de 30 mK y el area mapeada fue de 1225 grados cuadrados.

INDICES ESPECTRALES

Adaptacion de Niveles Cero

Para computar un indice espectral, el nivei absoluto cero de cada mapa debe ser conocido precisamente.

139 Bol. Asoc. Arg. de Astr. ASCENSTION RECTA (1950.0)

F{gura 5: Mapa flnal en coordenadas ecuatoriales 1950.0 y en Temperatura de Brll

(Tb). Loa niveles estdn dibujados cada 50 mK, para Tb <9.0 K. Para <9.0 Tb<11•

cada 200 mK y para Tb >11.0 K cada 0.50 K.

140 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Para conocer este valor, los mapas han sido ajustados con la ayuda de un grafico Temperatura-Tempe- ratura, cuya extrapolacion a cero dara este valor. Las temperaturas observadas a una frequencia dada esta compuesta por:

T (f1) = Tgal + Toff = Tgal + Tbg + Tex - TO(fl) (1)

donde:

Tgal = Temperatura de brillo galactico Tbg = Temperatura de background = 2.7 K Tex = contribucion de fuentes extragalacticas no re- sueltas TO(fl) = correccion dei nivei cero Toff = offset de temperatura

El indice espectral p esta relacionado con la temperatura de brillo y la frecuencia por: Tb = Si este indice es constante en un area es valido escribir:

T (f1) + A12{T (f2) - Toff( f 2 ) } + Toff(fl) (2) con: A12 = (f1/f2)~P

Si a uno de los mapas se le conoce el offset de temperatura, el valor para el otro mapa puede ser obtenido. Segun P. Reich y W. Reich (1988) los valores para el mapa de 408 MHz calibrados absolutamente son:

Tex + Tbg =5.8 K T0(fl) = 2.1 K Por lo tanto el offset para 408 MHz sera: Toff = 3.7 K.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 4 1 Para encontrar el nivei cero a la frecuencia de 14 35 MHz, el area comprendida entre las coordenadas gal&cticas: 244L260 y 11B31 alejada de fuertes contri- buciones galacticas, fue convolucionada en ambos mapas a un haz de 6 para la construccion dei grafico T-T. La figura 6 muestra este grafico. El indice espectral de la pendiente ajustada resulto para la emision de 2.7.

1435 MHz [K]

Figura 6: GrAfico Temperatura-Temperatura para la r e g i 6 n 2244.0

< B < ♦ 3 1.0.

Tornando los valores dados anteriormente para 408 MHz y asumiendo una: Tgal + Tex = 2.8 K para nuestros datos, extrapolando dei grafico T-T con /3=2.7 el offset de temperatura para nuestro mapa puede ser com-

142 Bol. Asoc. Arg. de Astr. putado con la ecuacion (2) , y obtener con la ecuacion (1) la temperatura cero. i Luego de realizar estos pasos el valor hallado para 1435 MHz resulto ser: T0(f2) = 4.41 K, con un error de 0.06 K. El indice espectral /9 entre las dos frecuencias fl (4 08 MHz) y f2 (14 3 5 MHz) puede ser computada por:

P = log (T(fl)/T(f2)}/log(f2/fl) con: T (f) = Tgal-Toff(f).

Mapa de Indices Espectrales

El indice fue computado a una resolucion an- gu!ar de 1. Previamente, el mapa de 1435 MHz fue llevado a coordenadas galacticas y retabulado al mismo intervalo tabular que el mapa de 408 MHz. Las figuras 7a y b muestran los mapas en ambas frecuencias, convolucionados y corregidos por la tempe ratura dei offset Toff. La figura 7c muestra la distribucion dei indice espectral. Como se ve, el indice es pectral de toda la zona tiene un valor promedio de p=2.6 a 2.7 (a=0.6 a 0.7), caracteristico de radiacion no- termica. El indice mas elevado lo encontramos en Puppis (L = 260.4, B = -3.4), donde alcanza un valor de /9=2.7. En la region de Vela (L = 263.9, B = -3.0) encontramos en la parte sur dei mismo, un indice mas chato (/9=2.20), tal vez por la presencia de una region HII. Tambien puede distinguirse claramente la region HII RCW 38 (L = 268.0, B = +1.5) con un indice /9=2.0 (a = 0.0), como cabe esperar en este tipo de regiones.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 4 3 Figura 7 (a): Hapas en 1435 MHz, 408 MHz y dfstribuc16n de indices espectrales coi

una resolucI6n de 1*, (a) napa de 1435 MHz de la regi6n Central de la nebulosa el

temperatura absoluta. Los niveles estln graficados cade 50 m K ( para Tb < 4.6 K .

Pera 4.6 < Tb < 6.6 cada 200 mK. Para Tb > que 6.6 cede 500 mK.

144 Bol. Asoc. Arg. de Astr. 408 MHz

Figura 7(b): mapa en 408 HHz (Haslam et al. 1982).

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 145 Figura 7 (c): mapa distribucion de los Indices espectrales entre 408 y 1435 MH

146 Bol. Asoc. Arg. de Astr. HALO EXTENDIDO DE HI EN NGC 4449

EXTENDED HI HALO IN NGC 4449

E. Bajaja1, W. Huchtmeier2, U. Klein2

1 Instituto Argenti no de Radioastronomfa

2 Max-Planck-Institut fur Radioastronomie

RESUMEN: La galaxia dei tipo Irregular Magallanico NGC 4449 fue observada en la linea de 21 cm dei HI con el radiotelescopio de Effelsberg. La emision dei gas fue detectada hasta una distancia de 14 radios galacticos a lo largo dei eje mayor. Se ha comprobado nuevamente que las velocidades en el halo aumentan hacia el sur, o sea en direccion opuesta a la observada sobre la galaxia misma. La velocidad sistematica es de 214 km/s de la cual se deduce una distancia de 3.7 Mpc (Ho = 75 km/s/Mpc) . La masa de HI seria de 109 Mo y la masa total, dentro de 30', 2.1 101Q Mo.

ABSTRACT: The Irregular galaxy of Magellanic type NGC 4449 has been observed with the Effelsberg radiotelescope in the HI 21 cm line. The emission was detected up to a distance of 14 galactic radii. It has been confirmed that the velocities in the halo increase, towards the South, i.e. in a direction opposite to the one observed over the galaxy itself. The systemic velocity is 214 km/s from which a distance of 3.7 Mpc (Ho = 75 km/s/Mpc) is derived. The HI mass is then 109 Mo and the total mass, within 30', 2.1 11010 Mo.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 147 HALO EXTENDIDO DE HI EN NGC 4449

NGC 4449 es una galaxia dei tipo IBm, ubicada a una declinacion de 44*22', con un di&metro de 5'. 3 y una inclinacion de 43°. La velocidad sistem&tica, a partir de observaciones opticas, seria de 200 km/s, o sea que, con una velocidad de recesion de 262 km/s, su distancia, usando una constante de Hubble Ho = 75 km/s/Mpc, seria de 3.5 Mpc. Esta galaxia fue observada con el radiotelescopio de 100 m dei Max-Planck Institut fur Radioastronomie (MPIfR), ubicado en Effelsberg (cerca de Bonn en Alemania) , en la linea de 21 cm dei HI. A esta longitud de onda, el ancho dei haz a media potencia es de 9*. 3. Las observaciones se hicieron sobre una grilla inclinada 45° con respecto al Norte y con un espaciado de 4*. 5. La resolucion en velocidad original, de 2.55 km/s, se llevo a 10.2 km/s a traves de sucesivas convo- luciones. Las observaciones se extendieron hasta donde no se detecto senal por encima de 0.026 K que corresponde a tres veces el nivei de ruido obtenido con una integracion de 20 minutos. La maxima senal fue obtenida en el centro de la galaxia. Dado que el haz de la antena es casi dos veces el diametro de la galaxia, estas observaciones no proveen informacion alguna acerca de las propiedades dei HI sobre la extension optica de la galaxia misma. El HI, sin embargo, fue detectado hasta una distancia de 35' a lo largo dei eje mayor, o sea a unos 14 radios galacticos, tal como puede verse en la figura 1. La extension hacia el sur, entre 30' y 50' se debe a la presencia, a velocidades similares, de la galaxia DD0125 cuya senal pico fue utilizada para calibracion.

1 4 8 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Figura 1: Mapas superpuestos de la distribución de HI (líneas de trazos y llenas) y

del campo de velocidades (líneas de puntos) en el halo de NGC 4449. Los niveles de

los contornos para la distribución están indicados en K km/s mientras que los del

campo de velocidades lo están en km/s. En el centro se ha

indicado aproximadamente la extensión óptica de la galaxia. Las coordenadas están

dadas en minutos de arco con respecto al centro de la galaxia.

Las velocidades inedias, que pueden verse tambien en la figura 1, muestran que el gradiente maximo apunta en direccion al sud-oeste, o sea en direccion

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 149 opuesta al hallado para las velocidades sobre la galaxia misma a partir de observaciones opticas (Crillon y Monnet, 1969; Sabbadin et al. 1984) y de radio con alta resolucion (van Woerden et al. 1975). La velocidad inedia derivada dei perfil global es de 204 km/s mientras gue la velocidad sistem&tica obtenida dei campo de veloci dades es de 214 km/s. La velocidad de recesion correspondiente, de 276 km/s, indicaria una distancia de 3.7 Mpc, usando Ho = 75 km/s/Mpc. La masa total de HI, usando esta distancia, suponiendo profundidad optica fina y sustrayendo la contribucion de DD0125, es de 109Mo. Por otra parte, dei campo de velocidades se deduce que la velocidad mdxima de rotacion de este halo de HI, es de 85 km/s a aproximadamente 151 dei centro de la galaxia y que la masa total, dentro de 30*, es de 2.1 1010 Mo, de modo que la masa dei HI representaria, a la distancia asumida solo un 4.8%. Este trabajo fue posible gracias a un esti- pendio ael Max-Planck-Institut que permitio a uno de nosotros (EB) permanecer en el MPIfR durante su desarrollo.

REFERENCIAS

Crillon, R . ; Monnet, G. 1969. Astron. Astrophys. 1, 449. Sabbadin, F.; Ortolani, S.; Bianchini, A. 1984. Astron. Astrophys. 131, 1. van Woerden, H.; Bosma, A.; Msbold, V. 1975, en La Dynamique des Galaxies Spirales (ed. L. Weliachew), p. 483.

1 5 0 Bol. Asoc. Arg. de Astr. GALAXIAS Y COSMOLOGIA

DISTRIBUCION ESPACIAL Y FORMACION DE CUMULOS ESTELARES EN LA REGION DE LA BARRA DE LA NUBE MAYOR DE MAGALLANES*

SPATIAL DISTRIBUTION AND STAR CLUSTER FORMATION IN THE LMC BAR REGION*

E. Bica^, J.J. Claria2, h . Dottori1-

1 Instituto de Ffsica, UFRGS, Porto Alegre, Brasil

2 Observatori o Astronomi co, Universi dad Nacional de Cordoba,

Argenti na

RESUMEN: Nuevos datos UBV integrados de cumulos estelares proyectados sobre la region de la Barra de la Nube Mayor de Magallanes han sido obtenidos en el Observato- rio Inter-Americano de Cerro Tololo (Chile) y en el Complejo Astronomico El Leoncito (Argentina). La muestra incluye 98 cumulos, de los cuales 66 no registran observaciones anteriores. La mayoria de los objetos observados estan fisicamente asociados a la Barra. Una apreciable fraccion de los mismos yace en el rango 0.4 < B-V < 0.6, con lo cual desaparece el largamente discutido "gap" en el histograma (B-V) de los cumulos de la Nube Mayor. Un analisis de la distribucion espacial y edades de los cumulos observados demuestra que un fuerte evento de formacion estelar ha ocurrido en la porcion este de la Barra hace unos 100 millones de anos, el cual se ha probablemente propagado al presente hacia la por cion oeste. Las mediciones UBV integradas y los

ised on observat ions carried out at the Cerro Tololo Inter-American Observator1

-hile) and at the Complejo Astron6mico El Leoncito (Argentina).

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 153 resultados detallados obtenidos en este estudio ser&n publicados en otra parte.

ABSTRACT: New integrated UBV data of star clusters projected on the LMC Bar region have been obtained at the Cerro Tololo Inter-American Observatory (Chile) and at the Complejo Astronomico EI Leoncito (Argentina). The sample includes 98 clusters, 66 of them being previously unstudied objects. Most of the observed clusters appear to be physically associated to the LMC Bar. An appreciable fraction of them lie within the 0.4 < (B-V) < 0.6 range so that the extensively discussed gap in the B-V histogram of the LMC clusters dissapears. An analysis of the spatial distribution and ages of the observed clusters supports the conclusion that a strong star forming event has occured in the eastern part of the Bar about 100 Myr ago, which has probably propagated to the Western portion at the present time. The integrated UBV measurements and the detailed results obtained in fthis study will be published elsewhere.

I . INTRODUCCION

Hace aproximadamente 10 anos Van den Bergh (1981, VDB81) compilo y analizo la fotometria UBV integrada de los cumulos de la Nube Mavor de Magallanes (NMM) existente hasta ese momento ('147 cumulos). La muestra, dominada preferentemente por cumulos brillantes, presenta una particular distribucion en el histograma (B-V), representada esta por una notable disminucion de cumulos con colores (B-V) intermedios. Esta disminucion ha sido interpretada como debida a la dis- gregacion o ruptura de los cumulos menos masivos a medida que estos adquieren edades intermedias y/o al gra- dual debilitamiento de estos sistemas por efectos de

1 5 4 Bol. Asoc. Arg. de Astr. evolucion estelar. La interpretacion, sin 'embargo, podria ser m£s compleja si la tasa de formacion de estrellas no hubiera sido constante en el tiempo. Si bien en los ultimos anos varios autores han obtenido nuevos datos fotom^tricos UBV integrados de cumulos en la NMM, en general estos no han permitido confirmar la realidad dei mencionado "gap" en el histograma (B-V). Precisamente, para clarificar la naturaleza dei histograma mencionado y su posible relacion con la distribucion espacial de los cumulos de la NMM, inicia- mos hace algunos meses un programa de observacion sistematico de agregados estelares de la Nube Mayor.

II. OBSERVACIONES FOTOMETRICAS EN CERRO TOLOLO Y EL CASLEO

En este trabajo presentamos resultados preliminares obtenidos sobre una muestra de .66 cumulos (no observados anteriormente) proyectados sobre la Barra de la NMM. Con estos nuevos datos, la fotometria de los cumulos de la Barra de la NMM resulta esencialmente completa hasta V ~ 13.0. En nuestro analisis hemos incluido nuevas observaciones de 5 cumulos antes obser vados por VDB81 y datos UBV de 27 cumulos de la Barra existentes en la bibliografia. En la Figura 1 se muestra la posicion que ocupan los cumulos de los catalogos SL (Shapley y Lindsay 1963) y HS (Hodge y Sexton 1966) ubicados dentro de una region de la NMM que contiene la Barra. La densidad de cumulos es claramente mayor en la region de la Barra que en sus adyacencias. De existir algun efecto de seleccion este reforzaria aun mas esta conclusion, ya que los posibles cumulos faltantes deberian ser mas nu merosos en la Barra donde el trasfondo estelar es mas brillante. Parece razonable, en consecuencia, admitir

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 155 que la mayoria de los cumulos de la muestra examinada no solo delinean aparentemente la Barra por estar proyectados sobre la misma, sino que estan fisicamente asociados a ella.

Figura 1: Ubicación de los cúmulos del catálogo SL (Shapley y Lindsay 1963) y HS5

(Hodge y Sexton 1966) dentro y en las inmediaciones de la Barra de la Nube Mayaf

de Magallanes. Los cúmulos SL y HS se representan por puntos y cruces,

respect i vamente.

La mayor parte de las observaciones UBV integradas fueron realizadas con el telescopio de 61 cm dei Observatorio Inter-Americano de Cerro Tololo (Chile); un porcentaje menor se llevo a cabo con el telescopio de 2.15 m dei Complejo Astronomico El Leoncito (Argentina).

156 Bol. Asoc. Arg. de Astr. En ambos casos se redujeron los datos usando coeficientes de extincion determinados noche a noche con pares de estrellas de la NMM. Tanto las mediciones UBV individuales como los resultados detallados obtenidos en el presente estudio, seran proximamente publicados en The Astronomical Journal.

III. HISTOGRAMAS DE MAGNITUD Y COLOR

La Figura 2 ilustra el numero de cumulos observados en diferentes intervalos de magnitud V. La muestra observada en Cerro Tololo yace preferentemente en el intervalo 12

i gura 2: Cumulos de la Nube Mayor de Magal lanes observados en Cerro Tololo y e

Casleo en diferentes rangos de magnitud V.

El histograma correspondiente al color (B-V) se muestra en la Fig. 3. Se advierte en el que los nuevos datos tienden a llenar el "gap" existente entre los

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 157 cumulos rojos y azules. Cualquiera sea la explicacion para el origen de este "gap" y su desaparicion con la inclusion de cumulos mas debiles, resulta evidente que el mayor numero de cumulos observados en el intervalo 0.4< (B-V) < 0.6 apunta a un mejor acuerdo con el color (B-V) = 0.49, tipico de la poblacion estelar de la Barra (de Vaucouleurs y de Vaucouleurs 1959).

Figura 3: Cumulos de la Nube Mayor de Maga l lanes observados en Cerro Tololo y

Casleo en di ferentes rangos de (B-V). Las nuevas observac i ones tienden a lien

"gap" existente entre los cumulos azules y los rojos.

IV. DISTRIBUCION ESPACIAL Y EDADES DE LOS CUMULOS OBSERVADOS

Todos los cumulos observados en este trabajo han sido clasificados en el sistema de SWB (Searle, Wilkinson y Bagnuolo 1980). Nosotros hemos introducido una modificacion al separar el grupo IV de SWB en dos

1 5 8 Bol. Asoc. Arg. de Astr. grupos: IVA (mas azul) y IVB (mas rojo). Resulta llama- tivo que ninguno de los cumulos observados en Cerro Tololo y Casleo pertenezcan al grupo VI. Hodge (1973) analizo la distribucion espacial de los cumulos muy jovenes de la NMM, en tanto que VDB81 examino los cumulos de todas las edades. Esta ultima muestra resulta muy pequena en la region de la Barra, no asi en cambio la presente que incluye casi un centenar de cumulos con un amplio rango de edades. La distribu cion espacial de los tipos SWB en la Barra puede apreciarse en la Fig. 4. En ella se han incluido tambien los correspondientes rangos de edad de acuerdo a la calibracion de Elson y Fall (1985).

Figura A: Distribución espacial de los tipos SUB en la Barra de la Nube Mayor de

Magallanes. Los rangos de edad corresponden a la calibración de Elson y Fall

(1985).

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 159 Figura 4: (continuae ion) Distribucion espacial de los tipos SWB en l a Barra de l

Nube Mayor de Maga l l anes. Los rangos de edad cor responden a la calibracion de

Elson y Fall (1985).

V. HISTORIA DE LA FORMACION DE CUMULOS ESTELARES EN LA BARRA

Si se examina la distribucion de las nebulosas de emision dei catalogo de Henize (1956), puede advertirse que la mayor parte de las regiones de la Barra en las cuales se estan formando estrellas, no se encuentran asociadas a cumulos compactos como los observados en este trabajo. Ni siquiera las mas prominentes regiones HII, tales como NGC 1858 (Henize 105A) o NGC 1910 (Henize 119), aparentan estar fisicamente vinculadas a grupos compactos de estrellas. Algunos de estos objetos, incluidos en VDB81, se muestran en la Fig. 4a junto con

160 Bol. Asoc. Arg. de Astr. unos pocos cumulos compactos asociados a regiones HII y cumulos dei tipo SWB I. De esta figura se desprende que la porcion oeste de la Barra ha estado formando estrellas mas activamente durante los ultimos 20 millones de anos que la porcion este. Conviene recordar que, si bien el complejo 30 Doradus (NGC 2070) yace en la por cion noreste de la Barra, completamente fuera de la region estudiada, algunas regiones asociadas a este brillante complejo se superponen a la Barra, sugiriendo aun menor actividad en el proceso de formacion estelar en la mitad oriental de la misma. Notemos que, en comparacion con otras regiones de la NMM, la Barra no constituye un sitio de intensa formacion de estrellas. La Fig. 4b muestra que los cumulos dei tipo SWB II, con edades entre 30 y 70 millones de anos, exhiben tambien una mayor concentracion hacia la parte oeste de la Barra. Por el contrario, los cumulos dei tipo SWB III (7xl07 < t(anos) < 2xl08 presentan una notable concentracion en la region oriental de la Barra (Fig. 4c) . El analisis anterior nos permite aseverar que un fuerte evento de formacion estelar 'ocurrio en el sector oriental de la Barra hace unos 100 millones de anos atras, el cual parece haberse propagado al presente hacia la porcion oeste. Los grupos mas viejos (tipos IVA a VII) pre sentan una distribucion espacial uniforme a lo largo de la Barra (Figuras 4d-f), lo que sugiere una configuracion dinamicamente relajada. Resulta interesante notar que a medida que regresamos cada vez mas hacia el pasado, los cambios espectrales ocurren mas lentamente, en tanto que los rangos de edad de los tipos SWB se amplian. Resulta asimismo interesante notar que ningun cumulo tipo VI ha sido detectado en la Barra en el pre sente estudio. Una posible explicacion podria ser que la Barra se hubiera formado hace “ 2000 millones de

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 6 1 anos y que los cumulos muy viejos dei tipo SWB VII for- men parte de otro subsistema de la NMM que podria ser un disco o quizas un halo. La Fig. 5 muestra como varia la magnitud V de los cumulos observados en funcion dei tipo SWB. Las li neas continuas, calculadas por Chiosi et al. (1988), indican el debilitamiento que teoricamente deberia ex- perimentar un cumulo con un cierto numero N (constante) de estrellas, debido a los efectos de la evolucion estelar. Si estos modelos son correctos, un cumulo disminuye su brillo integrado en ~4 magnitudes en el trans curso de ~15xl09 anos. Solo dos cumulos en los ultimos 1000 millones de anos (NGC 1850 y NGC 1856) parecen ser tan masivos como los viejos cumulos brillantes en la region de la Barra. Los cumulos dei tipo VII corresponden a un rango de edad de llxlO9 anos, de manera que nuestras observaciones (Figura 5) implican una tasa de formacion de cumulos masivos de 0.64 objetos por cada 109 anos. Esta tasa difiere poco de la que resulta de la aparicion de NGC 1850 y NGC 1856 en los ultimos 5xl09 anos (zona A en Figura 5). Si se considera la region B en la Fig. 5, limitada por las dos lineas teoricas correspondientes a N = 10^ y lo4-6 estrellas, respectivamente, resultan tasas de formacion de 5.0, 0.75 y 0.18 cumulos/109 anos para los intervalos 0

162 Bol. Asoc. Arg. de Astr. gular eficiencia en las regiones centrales de la NMM, debido a que los cumulos viejos de la region Central de la Nube presentan gradient.es de brillo superficial muy pronunciados en sus partes mas externas, no asl en cambio los cumulos viejos de las regiones externas de la Nube, las cuales revelan la presencia de halos extendi- dos (Bica y Dottori 1990).

gura 5: Variae ion de la magnitud V i ntograda dc los cumulos observados en funci 6 n

de los t i p o s S W B . Las lineas continuas, c a lruI a d a s p o r C h i o s i et al . (1988 )

indican el debilitamiento que t e 6 rica mente deberi a exper imentar un cumulo con u n

numero constante de estrellas, debido a los efectos de la evolucion

e s t e l a r- .

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 163 Con respecto a la region C (menos masiva) de la Fig. 5, nuestros datos solo permitien inferir con clusiones relacionadas con la historia de formacidn de cumulos en los ultimos 2xl09 anos, ya que los cumulos mas viejos caen por debajo de la magnitud limite dei presente trabajo. Los resultados condensados en la Tabla 1 indican que: (1) La tasa de formacion de cumulos parece haber sido considerablemente mayor hace ” 100 millones de anos que en la actualidad. (2 ) O bien la tasa de formacion de estrellas en el lapso 30 < txlO6 anos < 200 ha sido unas 10 veces mayor que en el lapso 200 < txlO^ anos < 800, o bien los efectos de evaporacion han sido muy intensos para cumulos con 10^ < N < 10^-6 en el ultimo intervalo de tiempo.

TABLA I

Historia de la formacion de cumulos estelares en la region de la Barra de la Nube Mayor de Magallanes

TIPO Rango de edad N TASA (xlO^ anos) (cumulos/10^ anos)

HII + SWB I 0 - 0.03 2 67

SWB II 0.03 - 0.07 17 425

SWB III 0.07 - 0.2 21 162

SWB IVA 0.2 - 0.4 9 45

SWB IVB 0.4 - 0.8 8 20

SWB V 0.8 - 2.0 4 3

Los autores agradecen a los Sres. Directores dei Observatorio de Cerro Tololo y dei Complejo Astro-

154 Bol. Asoc. Arg. de Astr. n6mico EI Leoncito por los turnos de observacidn concedidos. Agradecen tambidn a los Sres. J. Laborde y B. Candellero quienes confeccionaron los diagramas y foto- graflas. Este trabajo ha sido parcialmente financiado por el Consejo de Investigaciones Cientificas y Tecno- ldgicas de la Provincia de Cordoba (CONICOR).

REFERENCIAS

Bica, E.; Dottori, H. 1990. Astron. J. (en prensa). Chiosi, C.? Bertelli, G . ; Bressan, A. 1988. Astron. Astrophys. 196, 84. De Vaucouleurs, G.; de Vaucouleurs, A. 1959. Pubi. Astron. Soc. Pacific 71, 83. Elson, R . ; Fall, S. 1985. Astrophys. J. 299, 211. Hodge, P. 1973. Astron. J. 78, 807. Hodge, P.W.; Sexton, J. 1966. Astron. J. 71, 363. Searle, L.? Wilkinson, A.; Bagnuolo, W. 1980. Astrophys. J. 239, 803. Shapley, H . ? Lindsay, E. 1963. Irish Astron. J. 6 , 74. Van den Bergh, S. 1981. Astron. Astrophys. Suppi. 46, 49.

B o l . Aso c Arg. de Astr 1 6 5 SOBRE EL PROBLEMA DE GENERAR PUNTOS AL AZAR EN EL ESPACIO

ABOUT THE PROBLEM OF GENERATING THREE-DIMENSIONAL PSEUDO-RANDOM POINTS

D .D. Carpintero

Facultad de Ciencias Astron6micas y Geoffsicas, UNLP

CONICET

RESUMEN: Se aplica un teorema debido a G. Marsaglia para demostrar que un popular generador de numeros pseudo- aleatorios no es adecuado en ciertas circunstancias para la generacion de puntos al azar en el espacio de n di mensiones, n >2. El defecto resulta ser particularmente nocivo cuando se generan cosenos directores al azar. Se proponen soluciones alternativas, entre ellas un gene rador que responde satisfactoriamente a todos los tests estadisticos.

ABSTRACT: We apply a theorem due to G. Marsaglia to demonstrate that a popular pseudo-random number generator is not adequate in some circumstances to generate n-dimensional random points, n>2. This problem is particularly noxious when direction cosines are generated. We propose several Solutions, among them a good generator that satisfies all statistical criteria.

I. PLANTEO DEL PROBLEMA

El procedimiento aritmetico mas adecuado para generar numeros pseudo-aleatorios (NPA) en un computadora, es la utilizacion de un algoritmo congruencial

1 6 6 Bol. Asoc. Arg. de Astr. lineal (Abramowltz y Stegun 1972, Knuth 1981). En este m£todo, un nuevo NPA entero Xi+i se obtiene dei anterior Xi mediante: Xi+i = (Xi * k + t) mod m, (1) donde k, t y m son numeros enteros, k > 2, t > 0. Para obtener una distribucidn uniforme de nu meros reales uj en el intervalo [0,1), simplemente se calcula uj = Xj/m. Aunque las propiedades estadisticas de tales NPA pueden ser altamente satisfactorias, Marsaglia (1968) ha puesto en evidencia un notable defecto de estos algoritmos: si n-uplas (ui,ui+i,...,ui+n ) de NPA son tomadas como puntos en el cubo unitario de n dimensio nes, entonces todos los puntos yaceran sobre un numero relativamente pequeno de hiperplanos paralelos. Mas aun, dado un conjunto de enteros Cj_, C2 , • • • , Cn tales que satisfagan

Ci + C2k + ... + Cnkn-1 = 0 mod m, (2) los hiperplanos sobre los que yacen todos los puntos generados son: Cixi + C2X2 + ... + Cnxn = 0,±1, ±2, ... , (3) la cantidad de hiperplanos sobre los cuales yacen todos los puntos es N n u i x = |Cll + I c21 + ... + |cn|, (4)

(con una diferencia en menos de hasta dos planos, si alguno de ellos es tangente al cubo unitario en un ver tice) y siempre es posible encontrar un conjunto (Ci, C 2 , ..., Cn) tal que

Nmdx < (n! m) V n . (5) Es de destacar que existen infinitas

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 6 7 combinaciones de enteros que satisfacen (2 ) para cua- lesquiera k y m; sin embargo, las n-uplas deben satisfacer simultaneamente todas las combinaciones posibles, en particular aquella cuyo Nmax es d menor posible ("minima combinacion"). Otra destacable cuestion es que la minima combinacion es independiente dei incremento t. Esta minima combinacion puede obtenerse me diante una busqueda sistematica, obteniendose asi las ecuaciones de los hiperplanos correspondientes. Pero tambien, dados k y m, puede calcularse mediante el test espectral (Knuth, 1981) la maxima distancia vn que existe entre hiperplanos de dimension n. Por efecto de la inclinacion relativa de los hiperplanos con respecto a las caras dei hipercubo unitario, esta distancia ma xima no corresponde, en general, a la familia de hiperplanos de la minima combinacion, pero la diferencia es siempre de escasa importanda a los efectos practicos.

II. UN GENERADOR MUY POPULAR: k=65539, m=231 -1

Es bien sabido que en maquinas capaces de ma ne jar enteros con 32 bits, una eleccion favorable de m es 233, por la velocidad de generacion que puede obte nerse. Sin embargo, puede demostrarse (Knuth, 1981) que esta eleccion provoca que los bits menos significativos de los numeros asi obtenidos, sean menos aleatorios que los mas significativos. Una eleccion mas adecuada es m = 231 -i (Knuth, 1981; Heermann, 1986), que conserva ven ta j as en cuanto a la velocidad, y mantiene aleatoriedad en todos los bits resultantes. Sin embargo, esta elec cion de m limita fuertemente los buenos valores dei in cremento t: si se quieren evitar fuertes correlaciones entre numeros consecutivos, debe elegirse t = 0, aunque esto limita el maximo periodo alcanzable por el

1 6 8 Bol. Asoc. Arg. de Astr. generador. Con estos valores de m y t, el factor k mas popular es 65539? este valor de k es usado, incluso, en la subrutina RANDU de generacion de NPA en computadoras IBM/360 (IBM, Scientific Subroutine Package). Analice- moslo detenidamente. Cuando n=l, de (2) y (4) obtenemos inmediatamente que no existe ninguna limitacion de "hiperplanos", es decir, las coordenadas unidimensionales son obtenidas de una manera perfectamente uniforme, razon por la cual el generador satisface plenamente todas las pruebas estadisticas (que en general se aplican al caso unidimen- sional). Cuando n=2, la situacion aun no es critica: la minima combinacion es

Ci = -32766? C2 = 32767, (6) lo que hace un Nmax = 65533. Es decir, los puntos yacen sobre un minimo de 65533 rectas, lo que en la mayoria de las aplicaciones no resulta de especial importanda. Cuando n=3, el problema se muestra en toda su magnitud: la minima combinacion es

ci = 7 ? C2 = -6 ? C3 = 1 , (7) con lo que Nmax = 14. En otras palabras, todos los puntos se apoyan en, a lo sumo, 14 planos dentro dei cubo unitario. De la expresion (3), los planos resultan ser:

7x - 6y + z = M , (8)

con -5 < M < 7 (M = -6 y M = 8 son tangentes al cubo unitario) • De esta manera, los planos se reducen a 13 (Fig. 1, donde se han dibujado solo los planos M par,

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 6 9 por claridad). Notemos que si se proyectan los puntos sobre cualquiera de los planos coordenados, no es posible distinguir la existencia de los planos; la distribucion parece uniforme. Lo mismo sucede en una vista tridimensional general (Fig. 2) . Sin em\>argo, si la perspectiva es la adecuada como para observar los planos de canto, la presencia de los mismos se hace evidente (Fig. 3).

Figura 1: planos M=6,4,2,0,-2 y - 4 . Figura 2 : 1000 puntos en el cubo uni tar1

Figura 3: 1000 puntos en el cubo unitario, vistos los planos de canto.

EI problema resulta ser sirailar para cualquier

170 Bol. Asoc. Arg. de Astr. paralelepipedo en el que las longitudes de las aristas y las coordenadas de los vertices tengan un divisor entero comun a todos. Ademas, para n-uplas con n>3, la minima combinacion sigue sumando a lo sumo 14, ya que podemos elegir Ci=0, i=4, 5, ... . Confirmando los malos valores obtenidos para estas minimas combinaciones, el test espectral arroja

V 2 = 2 . 1 6x 1 0 - 5 , V 3=0.108 y v 4= ^ 5= v 6=0.115.

DIRECCIONES AL AZAR

Una consecuencia directa de la existencia de los planos es la no uniformidad en la generacion de cosenos directores mediante el popular metodo

X < 2 ui - 1 Y < 2 ui+i - 1 Z <-- 2 ui+2 - 1 si > 1 -- > descartar y recomenzar cos a <---X/R cos p < ---Y/R cos y <---Z/R.

En este caso, la aplicacion dei teorema de Marsaglia resulta en la aparicion de los "planos"

7x - 6y -1- z = MR. (9)

Cuando M f 0, al tener cada punto su propio R, yace entonces en su propio plano. Pero cuando M = 0, todos los puntos se apoyan en un unico plano (Fig. 4).

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 7 1 Figura 4: 5000 puntos sobre l a superficie esf6r i ca R = 1.

4. SOLUCIONES

Entre las multiples soluciones a este proble ma, consignaremos tres de ellas.

a) Batido de NPA. Los puntos yacen en los planos descriptos siempre que sus coordenadas (x,y,z) sean tres NPA consecutivos. Por lo tanto, si se generan NPA adicionales entre cada coordenada (una cantidad distinta cada vez), el problema desaparece.

b) Coordenadas esfericas. Si se generan coordenadas esfericas en lugar de cartesianas, los planos desaparecen, ya que en este caso no se cumplen las hipotesis dei teorema de Marsaglia.

c) Cambio de multiplicador k. Otro multiplicador ampliamente usado es k = 16807. Para este valor, se encuentra que la minima combinacion es

Ci = 90; C2 = -44; C3 = 631, (10 ) de tal manera que Nmax = 765. Asi, k=16807 no es

1 7 2 Bol. Asoc. Arg. de Astr. tampoco un multiplicador que se destaque en este sentido (aunque supera muy bien otros tests estadisticos).

EI autor ha encontrado que k=2188942 es el mas satisfactorio multiplicador menor que 3xl07. El test espectral da para este valor de k los impresionantes valores

V 2 = 2.04X10"5 ? v 3 = 8.01X10"4? v 4 = 4.90X10"3? v 5 = 1.39x10-2? v 6 = 2.84x10-2

Asimismo, el generador Xi+i = (2188942X1)(mod 231 -i) supera satisfactoriamente todos los otros tipos de tests estadisticos: test de equidistribucion, test de brechas ("gap test11) , tests de maximo-de-n ("maximum-of-n tests"), test de permutacion de ternas y cuadruplas, "poker test", test de series ascendentes ("run-up test"), test de series, test de correlacion de series, test dei coleccionista de cupones ("coupon*s collector test"), y el poderoso test de colisiones ("collision test"). Vale la pena mencionar que existen 5 valores de k que superan en el test espectral a k=2188942, pero todos fallan en alguno de los test res tantes . Una ultima gran ventaja de k=2188942 es que es elemento primitivo modulo 231 -1 , con lo que se alcanza con este generador el periodo optimo para el caso t=0, es decir, m-l=231 -2 .

REFERENCIAS

Abramowitz, M . ? Stegun, I.A. 1972. Handbook of Mathematical Functions. New York: Dover. Heerman, D.W. 1986. Computer Simulation Methods in

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 7 3 Theoretical Physics. Berlin: Springer-Verlag. IBM Application Programs. 1968. System/360 Scientific Subroutine Package, version III. New York, IBM Corp. Knuth, D.E. 1981. The art of computer programming. Reading, Massachussetts: Addison-Wesley Publishing Company. Marsaglia, G. 1968. Proc. Nat. Acad. Sci. 61, 25.

1 7 4 Bol Asoc. Arg. de Astr. FOTOMETRIA FOTOGRAFICA DIGITAL DE NGC 5253

DIGITAL PHOTOGRAPHIC PHOTOMETRY OF NGC 5253

J.L. Sérsic1 ; C.J. Donzelli2

Observatorio Astronómico de Córdoba

RESUMEN: Determinamos las magnitudes totales de NGC 5253 basadas en la fotometría superficial digital de placas obtenidas en las bandas B, V y Rb . El perfil equivalente de esta galaxia en Rb muestra una marcada componente exponencial originada en el disco. Su comparación con el perfil en V conduce a un gradiente negativo del color ✓ Rb -V análogo a aquel hallado por Caldwell y Phillips para el B-V, debido probablemente a las mismas causas adelantadas por estos autores. La contribución del disco exponencial a la luminosidad total en V y R es también estimada, hallándose que ésta duplica en Rb a aquella en V. La razón de luminosidades entre el drisco y la compo nente esferoidal es característica de una galaxia de tipo E/SO.

ABSTRACT: We give the B, V, Rb total magnitudes of NGC 5253 obtained from digital surface photometry. The equivalent profile of this galaxy in the Rs-band shows a strong exponential component originated in the disk. When compared with the V-profile shows a negative

1 CONICET, Buenos Aires; Astrónomo visitante en C T l 0 , La Serena, Chile

operado por la NSF.

2 Becario del CONICOR, Córdoba.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 175 negative gradient in the color Rg-V analogous to that found by Caldwell and Phillips in B-V, due probably to the same causes. The contribution of the exponential disk to the whole luminosity in V and R is also estimated: it doubles in Rg that in V. The ratio of luminosities between disk and bulge is typical of an E/SO galaxy.

INTRODUCCION

NGC 5253 (Fig. 1) ha sido recientemente objeto de detallado estudio por Caldwell y Phillips (1989) en relacion con su activo proceso de formacion de estrellas. Basandose en CCD-frames en UBV y Ha, esos autores encuentran que la luz dei halo de la galaxia proviene de las estrellas que se formaron contemporaneamente con ella y de una segunda componente de estrellas jovenes, formadas hace 108 - 109 anos.

Figura 1: Porciones de las matrices digitales obtenidas para las placas, Ha ( F i |

1a) y 1 0 3 a D (Fig. 1b). El Norte está arriba y el Este a la derecha. Las isofaí

se dibujaron en pasos de .5 magnitudes. La barra inferior en cada imagen

corresponde a 60 arcsec .

176 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Asociada a este fenomeno se encuentra una densa poblacion de cumulos estelares en el mismo rango de edades, aunque unos pocos podrian ser globulares. Ya con anterioridad Moorwood y Glass (1982) estudiaron la emisidn infrarroja originada en el complejo nuclear de NGC 5253 y hallaron un notable exceso en el IR medio que atribuyen al calentamiento de los granos de polvo por parte de la radiacion UV originada en una region Central altamente obscurecida donde la formacion estelar aun es muy activa.

MATERIAL OBSERVACIONAL

Hemos realizado la fotometria superficial de esta galaxia en base a dos pares de placas B (emulsicn 0 + filtro Schott GG13) y V (emulsion D 4* filtro Schott GG14) respectivamente, tomadas con el telescopio de 1.54 m de Bosque Alegre y procesadas digitalmente de forma tal que con cada par se construyo una matriz de intensidad en cada color. Los respectivos puntos ceros fueron determinados con las observaciones fotoelectricas catalogadas por de Vaucouleurs et al. (1983). Las magnitudes y color resultaron ser:

Bt = 10.7 Vt = 10.3 (B-V)t = 0.4

respectivamente. El objeto se detecto hasta B=27m/(")2 y V=26m/(")2, respectivamente, pero los valores consig- nados son totales. El perfil equivalente en V determinado por Caldwell y Phillips (1989) es exponencial para r e q>70", en acuerdo con S6rsic et al. (1972) (Fig. 2). Una placa O98+RG610) (que llamaremos RB*) obtenida en el foco primario dei telescopio de 4 m de CTIO conduce, en cambio, a un perfil muy interesante: para

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1 7 7 req<45*' este es escencialmente paralelo al perfil V determinado por Caldwell y Phillips (1989), pero mas afuera de ese radio equivalente el brillo superficial cambia de pendiente y cae exponencialmente (Fig. 2).

NGC 5253 NGC 5253

fig. 2 a r 1n. 7 h

Figura 2: Magni tudes no cal ibradas (Fig. 2 a ) versus radio equivalente (en arcset)

obtenidas para la placa 098+RG610 (a), 098+filtro interferencial Ha (b) y el

ob t en i do por Caldwell y Phillips (1989) (c). Cada unidad en ordenadas corresp

a una magni tud/arcsec*-. En la figura 2b se muestran los perfiles (a) y

178 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Otra placa 098+filtro interferencial Ha obtenida con el mismo instrumento, no muestra ese fenomeno. En efecto, el perfil equivalente lo hemos podido trazar hasta req=75" (Fig. 2) y su gradiente es compatible con aquel de los perfiles V y Rjj para req<45H , sin que haya evidencia de un cambio de pendiente, al menos hasta los 75" . El radio equivalente asociado al complejo de emision Central de NGC 5253 puede estimarse en unos 45" segun se deduce dei cambio de elipticidad y orientacion de las isofotas en la region interior dei objeto (Fig. 3) . Por lo tanto los perfiles V y Rb , que son de banda ancha, nos dan la distribucion de brillo dei complejo nuclear hasta req=45", pero de ahi en mas el perfil se halla dominado por el disco exponencial. Este no es el mismo caso dei perfil Ha el cual, por ser de banda an- gosta, minimiza la componente estelar y detecta la emision nuclear hasta mucho mas afuera.

Figura 3: Elipticidad y Angulo de posicion versus radio (en arcsec ) de las isofotas. El a juste se realizo por medio dei analisis de Fourier. Los aster i scos

corresponden al ajuste sobre una placa 103aD,

mientras que los cuadrados a una 1 0 3 a 0 ,

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 179 RESULTADOS OBTENIDOS

De las observaciones en el infrarrojo de Moorwood y Glass (1982) se puede estimar Rb "V para el complejo nuclear (req<45M). De su figura 2 se deduce rB -V=-.75 y de la Tabla I en el mismo trabajo se infie- ren las absorciones Av=*27 y Ar =.20, de donde el color observado deberia ser Rb -V=-.82/ Io que nos permite calibrar nuestro perfil Rb (Fig. 2b) requiriendo que este indice de color corresponda, en media, a la region con req<45". De la integracion de ese perfil asi calibrado se deducen los valores: Rfi,T = 10.1 Rb - V = -.2 para la magnitud total de NGC 5253 en Rb y el color Rb - V. El perfil equivalente dei disco exponencial se representa con Vex = 20.84 + .0308 req Rex = 2 1 . 0 + .024 req

(la primera expresion es la de Caldwell y Phillips, 1989) lo que conduce a un gradiente de color

d(Rfi-V)/dr = -.0068 negativo. Si recordamos que dichos autores tambien hallan un resultado similar para el color B-V (cf. su fi gura 8) , concluimos que la emisividad espectral dei disco exponencial aumenta no solo con el radio, sino tambidn con la longitud de onda, como consecuencia de la poblacibn estelar joven creciente hacia las regiones exteriores de la galaxia. Es posible deducir la magnitud total dei disco

180 Bol. Asoc. Arg. de Astr. en ambos colores, puesto que:

mT = mQ - 51ogr0 - .48

donde mQ es el brillo superficial en el origen y rQ la escala de la calda exponencial. De los perfiles precedentes tenemos:

V : m0 = 20.84 rD = 28".2 Vex =13.1

R B : m Q = 21.0 r Q = 36".2 Rex = 12.7

las magnitudes en V y Rg que, combinadas con las totales halladas precedentemente, nos dicen que el disco expo nencial contribuye con el 7% de la luminosidad total en V y que dicha contribucion llega al 9% en Rg- La contribucion dei complejo nuclear a la lu minosidad total equivale solo a 0.14Lr(B) en B (Sersic et al. 1972). Considerando su indice de color (B-V)~.15 segun Moorwood y Glass (1982) y el valor (B-V)t hallado mas arriba, podemos estimar que la contribucion dei complejo nuclear a la luminosidad total en V es solo dei orden de .07Lr(V). Esto nos permite estimar la razon de la luminosidad dei disco exponencial a la luminosidad total en el rango visual, libre de contaminacion por el complejo nuclear, en:

Lr(d isco) /L»p = . 07

y ella es tipica de una galaxia E/SO (Yoshizawa y Wakamatsu, 1975; de Vaucouleurs, 1977). *

* La combi nac i 6n placa/filtro usada tiene una longitud de onda efectiva de . 6 4 m , comparable a la banda R dei si sterna U,G,R de Becker y Stock .

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 181 REFERENCIAS

Caldwell, N . ; Phillips, M. 1989. Astrophys. J. 338, 789. de Vaucouleurs, G. 1977. The Evolution of Galaxies and Stellar Populations, Yale University Observatory. Longo, G.; de Vaucouleurs, A. 1983. Monographs in Astronomy N° 3, University of Texas, Austin. Moorwood, A; Glass, I. 1982. Astron. Astrophys. 115, 84. Sersic, J.L.; Carranza, G.; Pastoriza, M. 1972. Astrophys. Sp. Sci. 19, 469. Yoshizawa, M . ; Wakamatsu, K. 1975. Astron. Astrophys. 44, 363.

182 Bol. Asoc. Arg de Astr. PROPIEDADES ESTADISTICAS DE LAS GALAXIAS DE BAJO BRILLO SUPERFICIAL

STATISTICAL PROPERTIES OF LOW SURFACE BRIGHTNESS GALAXIES

M.C. Martin? E. Bajaja

Instituto Argenti no de Radi oastronomfa

RESUMEN: Las galaxias catalogadas como de bajo brillo superficial (lsb) han sido seleccionadas de placas fotograficas a traves de criterios subjetivos. En este trabajo hemos tratado de hallar valores limites para parametros independientes de la distancia que permitan clasificar cuantitativamente dichos objetos. Utilizando muestras de galaxias "normales" y "lsb” dei catalogo de galaxias DDO, se ha encontrado que estas ultimas estan caracterizadas por un ancho de perfil de HI, corregido por inclinacion, menor que 224 km/s y un brillo super ficial real menor que 2.5 107 Lo/kpc2 .

ABSTRACT: The low surface brightness galaxies (lsb) have been catalogued selecting them from photographic plates applying subjective criteria. In this work we have tried to determine limit values for parameters, which are independent of the distance, in order to be able to classify quantitatively those objects. Using samples of "normal" and "lsb** (from the DDO catalog) galaxies, we have found that the latter are characterized by a HI velocity profile width, corrected for inclination of less than 224 km/s and a deprojected surface brightness L/A2 of less than 2.5 107 Lo/kpc2 .

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 183 I . INTRODUCION

Cuando van den Bergh (1959, 1986) selecciono, de las placas de Monte Palomar, las galaxias que serian conocidas como objetos DDO (por David Dunlap Observatory), aplico los siguientes criterios: a) bajo brillo superficial; b) pequena o ninguna concentracion Central y c) diametro mayor que 1*. Cada uno de estos criterios es ciertamente restrictivo pero tanto en a) como en b) se aplican criterios subjetivos definidos por terminos como "bajo” o "pequena”. Es de esperar en consecuencia una indefinicion en los limites de esta poblacion de objetos. Estos objetos DDO, por el criterio a) de seleccion eran, necesariamente, galaxias de "bajo brillo superficial" o "lsb" (por low surface brightness). Se las e socio ademas, durante mucho tiempo, a galaxias enanas (dwarf galaxies) , o sea galaxias con Mpg > -15.1 mag (usaremos en todos los casos Ho = 75 km/s/Mpc) , diametro pequeno y bajo brillo superficial, hasta que Fisher y Tully (1975), mediante observaciones de las velocidades de recesion en la linea de 21 cm dei HI, demostraron que muchas de las DDO tenian alta luminosidad (hasta Mpg = -19.8 mag). Bajo la denominacion de galaxias de bajo bri llo superficial se hicieron nuevos catalogos pero aplicando criterios algo diferentes lo cual ha traido aun mas confusion a la definicion. A los efectos de contribuir a disminuir esta indefinicion hemos seleccionado dos muestras de objetos, una de objetos "brillantes" o "normales" y otra de "lsb" a los efectos de determinar si estadisticamente es posible establecer, para algunos parametros, limites que permitan decidir cuantitativamente si un objeto es dei tipo DDO o no.

184 Bol. Asoc. Arg. de Astr. II. MUESTRAS Y PARAMETROS

Para la seleccion de galaxias brillantes se usaron tres grandes relevamientos de HI: el de Shostak (1978), el de Fisher y Tully (1981) y el de Reif et al. (1982). Solo se consideraron las galaxias con magnitudes medidas en el sistema Bt , segun de Vaucouleurs et al. (1975), o magnitudes fotoelectricas de Harvard corregidas al sistema Bt . La muestra estuvo limitada a galaxias espirales e irregulares (T > 0) . No fueron consideradas galaxias peculiares o de identificacion dudosa o gala xias incluidas en la lista de las DDO. La muestra para estas galaxias, despues de esta primera seleccion, con- tenia 389 objetos. Para la muestra de galaxias DDO fueron tomadas las observadas por Fisher y Tully (1975) en la linea de 21 cm dei HI. Los datos opticos referentes al tamario fueron tomados dei BGCII de modo que estan homogenei- zados con los de las galaxias brillantes. Las magnitudes Bt fueron tomadas de las mediciones de de Vaucouleurs et al. (1981). Una primera limitacion en el numero de ob jetos de esta muestra es debida a que estas mediciones no fueron realizadas sobre todas las DDO. Una regia de seleccion adicional para todas las galaxias fue que el angulo de inclinacion fuera mayor o igual que 40° para evitar grandes errores en las correcciones por inclinacion de los anchos en velocidad de los perfiles. El resultado final de todas estas se- lecciones condujo a disponer de una muestra de 261 ga laxias brillantes y de 51 galaxias DDO. Los parametros usados para este estudio fueron elegidos de modo que no dependan de la distancia y son los siguientes: a) el ancho en velocidad dei perfil de HI corregido por la inclinacion ( A Vo) ; b) el brillo superficial, o sea el cociente de la luminosidad por el

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 185 cuadrado dei diametro lineal (L/A2); c) la densidad superficial de HI, o sea el cociente de la masa de HI por el cuadrado dei diametro lineal (Mh i /A2), y d) la relacion entre la masa de HI y la luminosidad (Mh i /L). El ancho en velocidad responde a una propiedad intrinseca de la galaxia y en b) , c) y d) el cociente es entre cantidades que dependen todas de la distancia al cua drado. Se hace notar que para la determinacion de las densidades de brillo y de HI se utiliza el area real y no la proyectada. L/A2, por otra parte, ha sido corregido por los efectos de inclinacion y absorcion en la galaxia.

III. RESULTADOS ESTADISTICOS

Para realizar este estudio se han hecho correlaciones entre cada par de los parametros mencionados. El diagrama en el cual la separacion entre ambas muestras es mas clara es el que correlaciona log(L/A2) con log(Avo) y que se muestra en la Figura 1 en la cual se han diferenciado las galaxias normales de las DDO utilizando puntos y cruces. Ambos estan separados por una linea que puede representase aproximadamente por log (L/A2) =10,5 - / 2.1og( A Vo) . Solamente seis puntos se encuentran en la region de bajo brillo superficial definida por esa linea. Dos de esos puntos corresponden a galaxias enanas de tipo 9 (IC 4710 y NGC 4861) . Las restantes son de tipo mas temprano (8 a 6). En las restantes correlaciones, aunque en cada caso se nota claramente el desplazamiento de una muestra con respecto a la otra, en ninguna la separacion es tan definida como en la Fig. 1. En aquellos casos en que uno de los parametros es la densidad superficial de HI la indefinicion en la separacion es particularmente grande. Elio se debe principalmente al hecho de que para

186 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Ia determinacion de la densidad se uso la dimension op tica de la galaxia cuando en realidad debio haberse usado la dimension de la componente de HI. Para conocer esta, sin embargo, es necesario usar radiotelescopios con muy alta resolucion angular y estas observaciones han sido realizadas solo en algunos pocos casos parti culares. Por otro lado, si el halo de HI es muy extendido, el haz de antena introduce un error adicional en la estimacion de la masa total de HI.

Figura 1: Correlación entre el brillo superficial real y el ancho del perfil de HI

(corregido por inclinación) de galaxias "normales" (.) y DDO (+). Las líneas

rectas representan los límites descriptos en el texto.

La Fig. 1 permite entonces establecer cuando una galaxia es dei tipo DDO. La especif icacion de los limites se puede hacer en forma aproximada, pero mas

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 187 simple, a traves de

AVo < 224 km/s L/A2 <2.5 107 Lo/kpc2

Estas desigualdades indican que el bajo brillo superficial no es suficiente para distinguir estos ob jetos; muchas galaxias normales tienen brillos superfi ciales menores que el límite especificado. A los efectos de apreciar los rangos de diámetros y de luminosidades para las DDO y las normales hemos representado, en la Fig. 2, ambos parámetros. Los dos dependen de la dis tancia pero el efecto de su indeterminación se atenúa grandemente debido al alto grado de correlación de L con A2 .

Figura 2: Correlacidn entre el diametro lineal y la luminosidad de las galaxias

r e p r e s e n t a d a s en la Figura 1.

En esta figura podemos ver: a) que las rectas

188 Bol. Asoc. Arg. de Astr. de regresion para ambas muestras son diferentes de modo que las mismas casi pueden separarse? b) que los rangos de L y de A en los cuales ambas muestras se superponen son amplios. En forma relativa, las mas pequenas o enanas y menos luminosas se ubican entre las DDO y, ciertamente, las gigantes y mas luminosas entre las norma les. Pero las DDO alcanzan diametros de 30 kpc y luminosidades de 6.8 109 Lo (Mpg = -19.1 mag) , bien dentro dei rango de las galaxias normales brillantes.

REFERENCIAS van den Bergh, S. 1959. Pubi. David Dunlap Obs. II, N° 5. van den Bergh, S. 1966. Astron. J. 71, 922. Fisher, J.R.; Tully, R.B. 1975. Astron. Astrophys. 44, 151. Fisher, J.R.; Tully, R.B. 1981. Astron. Astrophys. Sup. Ser. 47, 139. Reif, K.; Mebold, U . ? Goss, W.M.; van Woerden, H.; Siegman, B. 1982. Astron. Astrophys. Sup. Ser. 50, 451. Shostak, G.S. 1978. Astron. Astrophys. 68, 321. de Vaucouleurs, G.; de Vaucouleurs, A.; Corwin, H.G. 1975. The Second Reference Catalog of Bright Galaxies. The University of Texas Press, Austin. de Vaucouleurs, G.; de Vaucouleurs, A.; Buta, R. 1981. Astron. J. 86, 1429.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 189

SISTEMA SOLAR

PERIODO DE ROTACION Y CURVA DE LUZ DEL ASTEROIDE 423 DIOTIMA

ROTATION PERIOD AND LIGHT CURVE OF ASTEROID 423 DIOTIMA

-?R. Gil Hutton

Observator io Astron6mfco de Mercedes

RESUMEN: EI asteroide 423 Diotima fue observado fotoelectricamente con el filtro V durante Octubre de 1987, en el Observatorio Municipal de Mercedes. Se obtuvo un periodo sinodico de 4.626 ± 0.002 horas y una amplitud maxima de 0.196 ± 0.014. Estos valores confir- man la solucion propuesta por Zappala et al. (1985) a la ambiguedad presentada en determinaciones previas dei periodo de rotacion y hacen de este asteroide un objeto peculiar.

ABSTRACT: The asteroid 423 Diotima was observed photoelectrically in V filter during October 1987 at Observatorio Municipal de Mercedes. The synodic rotational period and amplitude obtained are: P= 4.626 ± 0.002 Hours ai)d A m = 0.196 ± 0.014. The values confirm the solution proposed by Zappala et al. (1985) to the ambiguity presented in previous determinations of the rotational period and convert this asteroid in a pecu liar object.

INTRODUCCION

Parte dei programa de asteroides dei Observa torio Astronomico Municipal de Mercedes esta dedicado al estudio de objetos de tamano intermedio (100-300 km)

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 193 para mejorar sus datos fisicos y estadisticos. Este grupo es muy interesante para estudiar la evolucion fisica dei cinturon principal debido a que en este rango de diametros los asteroides son lo suficientemente pequenos para haber sufrido fragmentacion por colisiones catastroficas pero, dadas las grandes masas involucradas, su propia gravedad podrla causar una reconstruccion ajustandose a figuras de equilibrio tales como esferoi- des, elipsoides de Jacobi o binarios (Davis et al. 1979; Farinella et al. 1982; Weidenschilling 1981). En este tipo de objetos la curva de luz esta controlada por la forma elongada dei asteroide, con periodos de rotacion menores de 6 horas y amplitudes mayores de 0.3 magnitudes. Por otro lado, asteroides con pequena amplitud, en el mismo rango de diametros, podrian ajustarse a figuras casi esfericas con curvas de luz dominadas por variaciones superficiales, spots de diferente albedo (Lupishko et al. 1983) y estructuras morfologicas (ya que no se puede presuponer que la forma corresponde a un fragmento irregular para este rango de diametros), con periodos de rotacion que nunca exceden las 10 horas, siendo el valor medio de 7-8 horas (Schober 1983b). 423 Diotima es un asteroide clasificado por Bov/ell et al. (1979) como de tipo C, con un diametro de 209 km y con colores (B-V) = 0.66, (U-B) = 0.31. Fue observado por Schober (1983a) en dos oportunidades. En la primera, Agosto de 1981, el autor adopta un periodo de 8 horas. La segunda, Noviembre de 1982, muestra un comportamiento diferente con un minimo dicional aproximadamente al medio dei periodo anteriormente deducido, interpretando esto como una posible evidencia de un satelite. Unos dias mas tarde de esta ultima observacion, Di Martino y Cacciatori (1984) observan el mismo aste roide y concluyen que su periodo deberia ser 4.62 horas. Zappala et al. (1985) analiza las tres curvas de luz y,

194 Bol. Asoc. Arg. de Astr. adoptando un periodo de 4.622 ± 0.002 horas obtenido al combinar las observaciones de 1982, reconoce en la curva de luz de 1981 al segundo maximo enmascarado por la dispersion en los valores y la pequena amplitud de solo 0.06 magnitudes. A pesar de esto, el ajuste en el m&ximo secundario de las curvas de luz de 1982 no es muy bueno pero bas&ndose en evidencias anteriores (Zappala et al. 1983), explica este comportamiento. Este trabajo con firma este ultimo resultado y coloca a 423 Diotima dentro de la clasificacion propuesta por Farinella et al. (1982).

OBSERVACIONES Y RESULTADOS

423 Diotima estaba favorablemente ubicado para efectuar un estudio fotoelectrico durante su oposicion de 1987. Las observaciones se realizaron durante 4 noches (13,20,22 y 23 de Octubre) con el telescopio de 60 cm. dei Observatorio Astronomico Municipal de la Ciudad de Mercedes, utilizando un fotometro fotoelectrico con una fotomultiplicadora EMI 9781A no refrigerada y tra- bajando con el filtro V. La extincion diferencial fue tenida en cuenta. El tiempo de integracion y el numero de integraciones se calculo segun el metodo propuesto por Fitzgerald y Sheldon (1982) para que el error en las mediciones sea menor de 0.01 magnitudes. Luego de corregir todos los puntos por la variacion en el angulo de fase, por la distancia a la Tierra y al Sol y por retardo de la luz, se aplico el metodo propuesto por Stellingwerf (1978) para la determinacion dei periodo de rotacion. Este metodo, el cual es una generalizacion dei propuesto por Lafler y Kinman (1965), permite variar el grado de ajuste y provee una completa informacion estadistica. Como resultado, se obtiene que el mejor periodo que se ajusta a los valores

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 195 observados es de 4.626 ± 0.002 horas, en completo acuerdo con Zappala et al. (1985). La amplitud observada es de 0.196 ± 0.014. En la Fig. 1 se presenta una curva de luz compuesta en donde las diferencias en magnitud entre la estrella de comparacion (SAO 129461) y el asteroide se plotean contra la hora T.U. dei 22 de Octubre de 1987, y en donde se pueden ver dos maximos y dos minimos bien definidos.

0 HORAS IU 13/10/87 4.5

Figura 1: Curva de luz compuesta dei asteroi de 423 Diotima.

En la Tabla I se presenta toda la informacion disponible sobre aspecto y magnitudes para este asteroide. Debido a que los angulos de fase para todas las observaciones son similares (promedio 4.9°), es posible graficar las amplitudes observadas contra longitud ecliptica, tal como se muestra en la Fig. 2, donde los simbolos abiertos representan observaciones repetidas al sumar o restar 180°.

196 Bol. Asoc. Arg. de Astr. TABLA I

N * FECHA LON (1950) LAT DELTA r PH V<1,a) AMP OBS

1 10/08/81 331.1* - 16.3* 2.038 3.005 7.0* 0.07 SC

2 11/11/82 52.5 -5.2 2.143 3.128 2.2 0.15 SC

3 22/11/82 50.0 -4.6 2.156 3.131 3.4 7.551 0.17 DC

4 13/10/87 22.9 -12.3 2.100 3.081 4.2 GH

5 20/10/87 21.4 -12.1 2.104 3.083 4.0 GH

6 22/10/87 21.0 -12.0 2.107 3.084 4.3 0.20 GH

7 23/10/87 20.8 -11.9 2.109 3.084 4.5 GH

Aspecto y magni tudes para 423 Diotima. S C = Schober, D C = Di Hartino and Cacciatori, G H = este trabajo.

Si bien las latitudes difieren para las opo- siciones consideradas, su efecto sobre este tipo de grafico no es importante. La curva mostrada en la figura se ajusta a los puntos de la mejor manera, y representa la variacion de la amplitud observada segiin la longitudf ecliptica dei asteroide. Como se puede ver, la amplitud m&xima observable es de ~0.21, muy cercana a la infor- mada en este trabajo. Los valores encontrados hacen de este asteroide un objeto muy peculiar, ya gue esta combinacion de parametros solo aparece en cuerpos con dia metros mayores de 280 km o menores de 50 km (Farinella et al. 1982) y seria una importante excepcion a la teoria propuesta por Harris (1979) que sostiene la evolucion colisional de este tipo de objetos hacia momentos angulares mayores.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 197 Figura 2 : Gráfico Longitud Eclíptica Vs. Amplitud Observada para el Asteroide 423

D i o t i m a .

CONCLUSION

Se ha determinado para 423 Diotima un periodo sinodico de 4.626 ± 0.002 horas y una amplitud maxima de 0.196 ± 0.014, descartando definitivamente periodos mas largos. Los valores encontrados colocan a este asteroide en una region vacia dei diagrama Periodo-Amplitud-Dia- metro solo ocupada por objetos con valores mayores para los diametros, periodos y amplitudes que las observadas. En un trabajo posterior se presentara un estudio sobre la forma y las coordenadas dei polo de rotacion.

198 Bol. Asoc. Arg. de Astr. AGRADECIMIENTOS

EL autor quiere agradecer la colaboracion de Javier Licandro en la busqueda de algunas referencias bibliograficas.

REFERENCIAS

Bowell, E.; Gehrels, T.; Zellner, B. 1979, in Asteroids (T. Gehrels, Ed), University of Arizona Press, Tucson, pp. 1108-1129. Davis, D.R.; Chapman, C.R.; Greenberg, R . ? Weidenschilling, S.J.; Harris, A.W. 1979, in Asteroids (T. Geherels, Ed.), University of Arizona Press, Tucson, pp. 528-537. Di Martino, M.; Cacciatori, S. 1984. Astron. Astrophys. 130, 206. Farinella, P.; Paolicchi, P.? Zappala, V. 1982. Icarus 52, 409. Fitzgerald, M.P.; Sheldon, I. 1982. JRAS 76, 337. Harris, A.W. 1979. Icarus 40, 145. Lafler, J . ; Kinman, T.D. 1965. Astrophys. J. Suppi. 11, 216. Lupishko, D.F.; Akimov, L.A.; Belskaya, I.N. 1983, in Asteroids, Comets, Meteors. (C.-I. Lagerkvist, H. Rickman, Eds.), Uppsala Universitet, Uppsala, pp. 63-70. Schober, H.J. 1983. Astron. Astrophys. 127, 301. Schober, H.J. 1983, in Asteroids, Comets, Meteors. (C.-I. Lagerkvist, H. Rickman, Eds.), Uppsala Universitet, Uppsala, pp. 63-70. Stellingwerf, R.F. 1978. Astrophys. J. 224, 953. Weidenschilling, S.J. 1981. Icarus 46, 124.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 199 Zappala, V. ; Di Martino, M . ; Scaltriti, F.? Burchi, R.; Milano, L.; Young, J.W.; Wahlgren, C.; Pavlovski, K. 1983. Astron. Astrophys. 123, 326. Zappala, V . ; Di Martino, M . ? Hanslmeier, A . ; Schober, H.J. 1985. Astron. Astrophys. 147, 35.

200 Bol Asoc. Arg. de Astr. COMPARACION DE CATALOGOS MEDIANTE OBSERVACIONES DE ASTEROIDES

COMPARISON OF CATALOGUES THROUGH ASTEROID OBSERVATIONS

J.G. Sanguini2 ; R.L. Branham, Jr.3

1 Observator io Astron6mico "F 6 l i x Aguilar"

2 Yale Southern Observatory 3 Centro de 1nvest i gac i ones Cientfficas y Tecno l 6g i cas (CRICYT)

RESUMEN: Para estudiar el comportamiento dei catalogo FK5 en las zonas cercanas a -30°, se eligieron 16 aste roides, de los cuales se obtuvieron 525 observaciones, realizadas en cuatro observatorios entre los anos 1965-1989. Para la comparacion con las observaciones, se integran numericamente las orbitas de los planetas principales y de los asteroides con un programa para n-cuerpos. La matriz de las ecuaciones de condicion es de 525 X 98. Puesto que el sistema lineal resultante es dei tamano de 98 X 98, el cual ocuparia bastante memoria si usaramos un arreglo de dos dimensiones, se encontro una manera de representar esta clase de matriz, simetrica y definida por positiva en franjas, que necesita solamente el 6% de la memoria requerida por un arreglo de dos dimensiones.

ABSTRACT: We have obtained 525 observations, made by four observatories between 1965 and 1989, of 16 minor planets to study the behaviour of the FK5 catalog near -30°. The minor planet coordinates to compare with the observations are generated by an n-body program that also integrates the major planets. The matrix of the equations of condition is 525 X 98. Because the

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 201 resulting 98 X 98 linear system would occupy a great deal of memory, we have encountered a way to represent this kind of matrix, symmetric, positive definite with fringes, that needs only 6% of the space reguired by a 2-dimensional array.

INTRODUCCION

Es sabido que el catalogo fundamental FK4 tiene problemas al sur de declinaciones de -30° (Noel 1975) . Esto se debe principalmente a la escasez de observaciones absolutas en el Hemisferio Austral. No obs tante esta situacion, el catalogo fundamental FK5 mejora sustancialmente, segun datos preliminares, la precision de posiciones de estrellas y sus respectivos movimientos propios al sur de -30°, comprobacion que es el motivo de este trabajo de investigacion. Originalmente pensamos realizar este trabajo, utilizando solamente las 6500 observaciones de asteroides que se habian realizado hasta ese momento en la Es- tacion Dr. Carlos U. Cesco, ex Estacion de Altura El Leoncito (Sanguin, Branham 1988), pero al estudiar la distribucion de las mismas, elegimos los 16 asteroides que tenian una distribucion mas uniforme, haciendo abs- traccion de la cantidad. Hallamos que en algunos de estos planetas menores, la distribucion de las observa ciones con que contabamos no satisfacian nuestras ex- pectativas, razon por la cual decidimos utilizar algunas otras realizadas en los Observatorios de Tololo (AURA), La Silia (ESO) y dei Robie (DAUCH), cuya ubicacion es bastante similar al nuestro. Hemos obtenido 525 obser vaciones de los 16 asteroides elegidos, realizados en esos cuatro observatorios en el periodo comprendido entre 1965 y 1989 como se aprecia en la Tabla I. En dicha tabla se indican sucesivamente la identificacion dei

202 Bol. Asoc. Arg. de Astr. asteroide, la cantidad de observaciones de ese asteroide que se estdn utilizando y el intervalo de tiempo en las que se realizaron las observaciones.

TABLA I

Asteroide Cant. Intervalo

Observ.

389 Indus tria 18 1975.5 - 1983.5

433 Eros 79 1965.6 - 1979.7

1224 F ant as f a 18 1971.2 - 1985.2

1566 Icarus 54 1968.5 - 1987.7

1590 Tsiolkovskaja 23 1976.3 - 1987.9

1620 Geographos 20 1969.7 - 1983.1

1628 S t r obel 22 1976.8 - 1980.6

1679 N evanlf nna 36 1974.2 - 1978.0

1770 Schlesinger 22 1967.4 - 1979.6

1 781 Van Biesbroeck 30 1976.6 - 1983.3

1 791 Patsayev 30 1967.7 - 1971.5

1804 Chebotarev 57 1971.4 - 1989.2

1829 Dauson 26 1967.4 - 1981.5

1867 Deiphobus 36 1971.2 - 1 984.3

1943 Anteros 29 1973.2 - 1985.2

2152 Hannibal 25 1975.1 - 1982.4

Asimismo contamos con los elementos orbitales de estos asteroides para la epoca 5.0 de Noviembre de 1990 = JD2448200.50. Para comparar las observaciones con las orbitas hay que calcular las coordenadas rectangulares de los asteroides y tambien las derivadas parciales requeridas para las correcciones diferenciales de las orbitas. Hemos desarrollado un programa en lenguaje FORTRAN para la integracion numerica de n-cuerpos, en este caso los dieciseis asteroides mas los planetas

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 203 mayores dei sistema solar. EI programa usa un esquema predictor-corrector con formulas de orden trece de Lagrange para integrar las coordenadas rectangulares y de orden ocho para las velocidades. Se pueden incluir, como opcion, terminos relativistas, basados en una me trica isotropica dee Schwarzschild. En el caso de calcular las coordenadas de la Luna como planeta independiente, y no las coordenadas dei baricentro Tierra-Luna, se incluyen perturbaciones debidas al achatamiento de la Tierra y al acoplaraiento de las mareas lunares. Las derivadas parciales se integran numericamente tambien y son parciales para corregir las coordenadas rectangula res y velocidades de cada objeto en el momento de la osculacion. El programa se basa en el desarrollo teorico de Oesterwinter y Cohen (1972). En esta investigacion usamos el baricentro Tierra-Luna y tomamos las coordenadas de la Tierra necesarias para el calculo de los (0-C) de las efemerides DE2000. Incluir la Luna como planeta independiente seria demasiado costoso en el tiempo de ejecucion puesto que el intervalo de paso seria de 0.25 de dia con veinticinco cuerpos. Usando el baricentro Tierra-Luna, pero no agregando Mercurio al Sol, el problema es de veinticinco cuerpos, los planetas desde Mercurio a Pluton y los dieciseis asteroides elegidos, y necesita un intervalo de paso de 1.0 de dia. Incluimos terminos relativistas para todos los objetos, aunque son importantes solamente para Mercurio y el asteroide 1566 ICARUS. La computadora en la cual se estan realizando estas integraciones es la VAX-3.1/780 dei CRICYT, con 4 MB de memoria y acelerador de punto flotante. La integracion numerica de todos los cuerpos mas sus respectivas derivadas parciales requiere 10.5 segundos para cada paso, o sea 2 6.6 horas para el intervalo 1965-1990, lo que es bastante alto. Si hubieramos optado por integrar la Luna tambien, el tiempo

204 Bol. Asoc. Arg. de Astr. tptal de CPU habrla sido de mas de 100 horas. Despuas de calcular los (O-C) tenemos que formar las ecuaciones de condicion. Hay seis incdgnitas para cada asteroide, las correcciones a las coordenadas rpctangulares y velocidades a la £poca de osculacidn, y correcciones para el equinoccio y ecuador dei sistema FK5, sistema al cual reduciremos todas las observaciones, por un total de 98 incognitas. Despuas de analizar diversos mdtodos para reducir las ecuaciones de condicion, optamos por la triangulacion de la matriz de los coeficientes mediante la transformacion rapida de Givens (FGT). Esta transformacidn es casi tan eficaz como la transformacibn de Householder, pero usa menos memoria (Branham, 1990). Se puede triangular el sistema de 525 X 98 m&s el vector dei lado derecho, resolver el sistema lineal, calcular la matriz de covarianza y cal cular la matriz de correlacion en un espacio total de (n+l)(n+2)/2 + 3n+2. Si uno usara un arreglo de dos di mensiones para el sistema lineal, los requerimientos de espacio serian n + 3n, casi el doble. No obstante este ahorro de espacio, se puede conseguir mas ahorro aiin. La matriz de los coeficientes en el sistema lineal es de la clase llamada, en terminologia de matrices rales, simetrica, definida positiva en bloques con franjas. Hay un gran bache de elementos nulos entre los elementos fuera de los bloques y las franjas. La figura 1 muestra esto claramente. Esta clase de matriz posee la propiedad importante de que no hay relleno de los elementos nulos con la factorizacion de Cholesky que se usa para resolver el sistema (Tewarson, 1973). Por ello si metemos unicamente los elementos no nulos en un vector, no aumentaremos el es pacio ocupado por este vector en el proceso de solucibn de ecuaciones.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 205 Figura 1: Estructura de una matriz si metrica, defini da positiva, bandas en bloques, con franjas.

EI calculo de la matriz inversa, que se convierte en la covarianza, desgraciadamente involucra el relleno de los elementos no nulos, pero se puede calcular la matriz de covarianza columna por columna. Esto implica resolver n-sistemas lineales, un sistema para cada columna. Aunque hay mas operaciones aritmeticas, evitamos un vector de tamano (n+l)/2 para la inversa. Si consideramos que hay n f asteroides y t co lumnas para las franjas, n = 6n' + t Un vector almacenado en la parte superior de la matriz simetrica ocuparia (6n*+t)/2 lugares de memo ria. Tenemos que restar de esta cifra el espacio no ocupado por los baches, 6

n 1 - 1

E 36 i = 3 6 n1 ( n 1 - 1 ) / 2 i = 1

206 Bol. Asoc. Arg. de Astr. EI ahorro respecto a una matriz triangular es la razon de estas dos expresiones, 6 [42n * + t(12n'+t+l)]/[(6n'+t)(6n'+t+l)] Con los datos de esta investigacidn tenemos n'=16 y t=2 (correccidn al equinoccio y al ecuador) . Almacenando unicamente los elementos no nulos, entonces necesitamos solamente el 11% dei espacio ocupado por una matriz triangular. Si hubidramos usado un arreglo en dos dimensiones, el ahorro habria sido aiin m&s, solamente el 6% dei espacio requerido por un arreglo en dos dimen siones . Para ubicar un elemento dentro dei vector de elementos no nulos necesitamos una funcion de mapeo para pasar de los dos indices i,j de un elemento matricial a un solo indice k de un elemento vectorial. Para este ejemplo la funcion de mapeo es medianamente complicada. En FORTRAN el mapeo seria:

IF (M0D(J,6).NE.O) THEN I=M0D(J,6) ELSE 1=6 END IF K=6%((J-l)/6)*I+36*(((J-7)/6*((J-7)/6+l))/2

Nos queda todavia el trabajo de escribir el programa para resolver un sistema lineal usando este modo comprimido para representar la matriz. Puesto que el FORTRAN es un lenguaje con muchas limitaciones para el procesado de matrices ralas, estamos pensando en implementar el programa en lenguaje C, un lenguaje mucho mas flexible, el cual por ejemplo, permite arreglos di- namicos, mas utiles que los arreglos estaticos dei FORTRAN.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 207 REFERENCIAS

Branham, R.L. Jr. 1990. Enviado a Q.J. Royal Astron. Soc. Noel, F. 1975. Rev. Mex. Astron. y Astrof. 10, Num. Especial, 333. Oesterwinter, C.; Cohen, C.J. 1972. Cei. Mech. 5, 317. Sanguin, J.G.; Branham, R.L. Jr. 1988. Bol. A.A.A. 34, 147. Tewarson, R.P. 1973. "Sparse Matrices". Academic, Orlando, Florida, Sec. 3.9

208 Bol. Asoc. Arg. de Astr. SOBRE LA CONCEPTUALIZACION DEL SISTEMA TIERRA-SOL-LUNA EN NlfiOS DE SEIS A ONCE AfiOS

ABOUT THE CONCEPTUALIZATION OF THE EARTH-SUN-MOON SYSTEM IN SIX TO ELEVEN YEARS OLD CHILDREN

H. Tignanelli1»2f m . Espindola3, F. Suarez3, S. Durilen3

1 Comis i 6 n de Investigaciones Cientfficas de la Provincia de Buenos

A i res (CIC)

2 Observator io Astronomico de La Piata

3 Observator io Astron6mico de Cordoba

RESUMEN: En este informe de trabajo mostramos la metodologia empleada para recoger y estudiar el material que nos permite visualizar el grado de conceptualizacion dei sistema Tierra-Sol-Luna, en una muestra de ninos de seis a once anos. El metodo de investigacion empleado esta de acuerdo con los utilizados en estudios similares realizados en Australia por B. Jones, siendo este informe el primer trabajo sobre este tema en ninos de habla hispa- na. La muestra fue obtenida con ninos pertenecientes a escuelas provinciales y nacionales de las ciudades de Villa Carlos Paz y Cordoba (Pcia. de Cordoba) y de La Piata (Pcia. de Buenos Aires).

ABSTRACT: In this report we show the methodology employed to gather and study the material that allow us to know the degree of conception of the sun-earth-moon system, in a group of children from 6 to 11 years of age. This method of investigat ion is in agreement with those used in similar studies made in Australia by B. Jones, being this paper the first work about the theme, in children of spanish languaje. The sample was obtained

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 209 with children from provincial and national schools in the cities of Villa Carlos Paz and Cordoba (Province of Cordoba) and La Piata (Province of Buenos Aires).

I. INTRODUCCION

En este informe de trabajo describimos la manera como estamos llevando a cabo el estudio acerca dei entendimiento dei Sistema Tierra-Sol-Luna, y de algunos de los fenomenos asociados al mismo (el dia y la noche, los eclipses, etc.). Estos ternas ocupan un nucleo im portante en la curricula de la ensenanza de las ciencias en la formacion primaria y secundaria de nuestro pais. Nosotros hemos enfocado nuestra atencion (en una primera etapa) hacia los mas pequenos, desarrollando un esquema sistematico de analisis sobre ninos entre seis y once anos de edad. Los ninos se encuentran exigidos a conceptualizar su medio ambiente con razonamientos simples pero autoconsistentes. El conocimiento que podamos obtener sobre esos razonamientos, sin duda aportara elementos relevantes para el desenvolvimiento de nuevas t^cnicas de ensenanza. El entendimiento dei Sistema Tierra-Sol-Luna involucra un conjunto de areas concep- tuales relacionadas, de gran trascendencia para la for macion integral dei nino. Esas areas incluyen ideas tales como la concepcion espacial de la Tierra, el cam bio en las estaciones, etc. Nuestra investigacion se ha basado en los trabajos previos de B. Jones & P. Lynch (1987), desarrollados con ninos de Tasmania (Australia). A su vez, se enlaza con otros importantes aportes, como los de Naussbaum & Novak (1976), Naussbaum (1979), Cohen & Kagan (1979), Klein (1982), Naussbaum & Sharoni-Dagan (1983) , Sneider & Pulos (1983) y dei mismo B. Jones (1984) .

210 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Nuestra atencion estuvo puesta en el Sistema Solar en si mismo, que es la comprension que tienen los ninos dei Sistema Tierra-Sol-Luna en terminos de forma, tamano y movimiento de estos componentes.

II. METODOLOGIA

Como primera etapa, se ha realizado un estudio preliminar sobre una muestra de 70 ninos entre 6 y 11 anos de edad (35 ninos y 35 ninas). La mayoria de ellos pertenecen a escuelas nacionales y provinciales, de las ciudades de Cordoba y Carlos Paz (ambas en la Provincia de Cordoba), y de La Piata (Provincia de Buenos Aires). La distribucion de los ninos segun sus edades se da en el siguiente cuadro:

l------1----- 1---- 1---- 1---- 1------1------1 | EDAD | 6 | 7 | 8 | 9 | 10 | 11 | | MUJERES | 6 | 6 | 6 | 6 | 6 | 5 | | VARONES | 6 | 6 | 6 | 6 | 5 | 6 |

Para averiguar que es lo que los ninos saben sobre aspectos especificos dei Sistema Tierra-Sol-Luna y fenomenos relacionados con la experienda de la vida cotidiana, empleamos un metodo que involucra entrevistas clinicas individuales dei tipo Piaget modificada, tal como fue previamente descripta por B. Jones (1984). En estas entrevistas se uso un esquema de preguntas acerca de conceptos seleccionados dei tema, y un conjunto de objetos materiales de formas regulares que estimularan al nino a fabricar modelos concretos acerca de los topicos en estudio. El esquema de pregun tas y formas geometricas asociadas se usaron para alen- tar las charlas e introducir tan pocos terminos e ideas

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 211 generadoras como fuera posible. Cada forma geomdtrica fue proporcionada en tres unidades, en tres tamanos diferentes: 3, 6 y 10 centimetros (a traves de su dimension mds larga). Los cuerpos usados fueron esferas y semiesferas, discos y semidiscos bidimensionales, cilfndricos y semicilindricos (los semicilindricos di- vididos por su eje); en total se utilizaron 63 cuerpos. Todas esas formas presentan la misma textura y el mismo color (blanco). Las entrevistas fueron realizadas en el mismo colegio, en horario escolar en un ambiente favorecido para la misma. Los ninos no fueron advertidos de los contenidos de las preguntas. En el comienzo de la entrevista, en una breve charla acerca dei cielo y de sus impresiones generales, y antes de mostrarle los mate riales geometricos, se los invito a contar lo que su- piesen sobre la Tierra, el Sol y la Luna. A partir de entonces la entrevista se puede considerar dividida en tres partes:

1) Indagacion sobre su percepcion dei tamano relativo, forma y persistencia de la forma de cada uno de los cuerpos celestes. (Aqui se lo invita a seleccionar las formas que representan su modelo, entre las figuras ge ometricas presentes). 2) Indagacion sobre su conocimiento acerca de la posicion y movimientos relativos de cada par de cuerpos, y luego de los tres en conjunto, tanto durante un dia como durante un ano. (En esta parte se lo invita a manipular los objetos con ayuda dei entrevistador). 3) Indagacion sobre su conocimiento de los eclipses, de la posicion relativa que deben ocupar los cuerpos y acerca de la percepcidn terrestre dei fenomeno en si. (Tambien utiliza los cuerpos que crea necesario). Todas las respuestas de los ninos fueron

212 Bol. Asoc. Arg. de Astr. registradas en planillas especiales, como asi tambien se llevaron a cabo diagramas indicadores dei modelo de posicion, distandas relativas y movimientos que mostrara el nino, manipulando las formas geometricas. Tambien se tomo nota de todo comentario aclaratorio que hiciese el nino. La mayoria de las entrevistas fueron tomadas por los autores durante los meses de Julio y Agosto de 1990. La duracion promedio de las mismas fue de 35 mi nutos, sin contabilizar las charlas previas y posterio res a la entrevista misma. El protocolo de preguntas orientadoras fue proporcionado por B. Jones, resultando nuestra aplicacion la primera en idioma espanol. Las preguntas pueden dividirse en tres clases, a saber: 4 a) Preguntas sobre formas, tamanos y distandas. b) Preguntas sobre movimientos. c) Preguntas sobre un fenomeno en particular. Algunas de las preguntas orientadoras usadas en las entrevistas son las siguientes:

Preguntas de primera clase:

i QUE OBJETOS ELEGIRIAS PARA REPRESENTAR A LA TIERRA, LA LUNA Y EL SOL? iPOR QUE ELEGISTE EL . . . PARA LA TIERRA? iLA TIERRA SIEMPRE TIENE LA FORMA QUE ELEGISTE? iPUEDE CAMBIAR? iALGUNA VEZ VISTE A LA LUNA DE ALGUNA OTRA FORMA? iCOMO PUEDE CAMBIAR LA LUNA Y TOMAR FORMAS DIFERENTES?

Preguntas de segunda clase:

iQUE SUCEDE CON EL SOL POR LA NOCHE? iQUE SUCEDE CON LA LUNA DURANTE EL DIA? MOSTRAME COMO ESTAN COLOCADOS EL SOL, LA LUNA Y LA

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 213 TIERRA EN EL ESPACIO. iCUALES SON LOS MOVIMIENTOS DE CADA UNO DE ELLOS? SI YO AGARRO EL SOL Y TU A LA TIERRA, MOSTRAME QUE PA- SARA A LO LARGO DE UN DIA. AHORA YO AGARRO A LA TIERRA Y TU AL SOL, MOSTRAME QUE PASARA A LO LARGO DE UN DIA. SI YO AGARRO EL SOL Y TU A LA TIERRA, MOSTRAME QUE PA SARA A LO LARGO DE UN AnO AHORA YO AGARRO A LA TIERRA Y TU AL SOL, MOSTRAME QUE PASARA A LO LARGO DE UN AnO.

Preguntas de tercera clase:

£SABES QUE ES UN ECLIPSE? ^COMO ESTAN COLOCADOS EL SOL, LA LUNA Y LA TIERRA DU RANTE UN ECLIPSE? iQUE VEMOS DESDE LA TIERRA? £DE QUE OTRA FORMA PUEDEN COLOCARSE EL SOL, LA LUNA Y LA TIERRA PARA HACER UN ECLIPSE?

III. RESULTADOS PRELIMINARES

La seleccion de tal o cual forma, o la cons— truccion de cierto modelo, la hemos denominado "suceso" y la misma expresion es utilizada para cualquier otra eleccibn dei nino respecto a las preguntas de la entrevista. Los conteos de los resultados obtenidos (numero de aparicidn de determinado suceso), se presentan agrupados en tablas o cuadros de dos maneras diferentes. Los cuadros numerados dei 1 al 5, muestran conteos de sucesos simples y combinados? es decir, registran el numero de sucesos simult&neos y simples que selecciona y/o construye el nino, segun el siguiente esquema:

214 Bol. Asoc. Arg. de Astr. CUADRO DE CONTEOS DE SUCESOS

S u c e s o A S u c e s o B

Suceso NCimero de sucesos Número de sucesos Número de sucesos

C s1 mult Aneos C y A simultáneos B y A simples C

Suceso Numero de sucesos Numero de sucesos NCimero de sucesos

D simultdneos D y A simultdneos D y B simples D

Numero de sucesos NCimero de sucesos

s i mp es A s i mple s B J

Por otra parte, mostramos el resultado dei conteo de sucesos simples, diferenciados por edades y por sexo de los ninos (Cuadros A, B, C, D, E, F, y G) ; con estos ultimos tratamos de hallar alguna correspondencia con el grado evolutivo de los ninos entrevistados. Solo 7 de los ninos consiguen construir un sistema heliocentrico con dimensiones y formas apropia- das para los astros involucrados; 63 ninos (el 90% dei total de la muestra) , equivocan las formas y/o los tamanos, y simultaneamente construyen un sistema no he liocentrico (de tipo magico y/o geocentrico) , para explicar sus movimientos (Cuadro 1). Entre los sistemas no heliocentricos hemos diferenciado dos categorias: sistemas geocentricos y sistemas "magicos". Un sistema magico es aquel que ex plica los movimientos relativos de los cuerpos mediante aproximaciones a los sistemas geocentricos y heliocen tricos. Muchas veces esas aproximaciones son producto de la fantasia dei nino, y otras llevan una logica contun dente, producto de la observacion que ellos mismos hacen

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 215 de los astros y de su vinculacion con otros fenomenos cotidianos que le son conocidos (y que han comprendido).

CUADRO 1

1 A B 1

|c 2 5 7 I

|d - 63 63 | 1 2 68 70 |

Referencia de los sucesos:

A: Seleccion de tres objetos geometricos para la Tierra, el Sol y La Luna, con formas y tamanos correctos. B: Seleccion de tres objetos geometricos para la Tierra, el Sol y la Luna, con formas y tamanos incorrectos. C: Construccion de un sistema heliocentrico. D: Construccion de otro sistema (no heliocentrico).

Un sistema geocentrico (o heliocentrico) puede ser a la vez un sistema magico cuando en la explicacion de los movimientos de los cuerpos intervienen elementos de la mitica (y/o mistica) dei nino. Muchos de los sistemas magicos pueden compararse con las primeras con- cepciones acerca dei funcionamiento dei Sistema Solar, tal como han quedado registradas en diferentes culturas de la humanidad. Los cuadros 2, 3 y 4 senalan la preferencia hacia la construccion de un sistema magico (49 ninos), por sobre un sistema geocentrico (14 ninos), o helio— cdntrico (7 ninos). En estos cuadros el suceso de construccidn de un sistema magico (o su equivalente, un sistema no heliocentrico o geocentrico), este combinado

216 Bol. Asoc. Arg. de Astr. con la seleccion de una forma esferica para la Tierra: 42 ninos eligen una esfera para la Tierra (aunque muchos equivocan el tamano relativo) , algo m&s de un 25% selecciona una Tierra plana (discos o semidiscos), y entre ellos, su gran mayoria construye un modelo magico de movimientos. Un minimo de 5 ninos construyeron un modelo no magico eligiendo una Tierra no esferica (cuatro de los cuales eligieron una Tierra plana, Cuadro 5).

CUADRO 2

1 A B i

|c 6 1 7 I 1 D 36 27 63 | 1 42 28 70 |

Referenda de los sucesos:

A: Seleccion de un objeto para la Tierra con forma esferica. B: Seleccion de un objeto para la Tierra con otra forma, no esferica. C: Construccion de un sistema heliocentrico. D: Construccion de otro sistema (no heliocentrico).

Por otra parte, dei Cuadro -C- se deduce como la seleccion de un modelo magico es mas frecuente en ninos de 6 a 9 anos, respecto de los de 10 y 11, sin que parezca que haya una correspondencia con el sexo de los ninos entrevistados. Comparativamente, las ninas parecen preferir la construccion de un sistema geocentrico (Cuadro -G-), entre todos los ninos que eligieron ese modelo; en este caso, sin embargo, la diferenciacibn por

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 217 edad no parece significativa.

CUADRO 3

1 A B 1

| c 10 4 14 | Id 32 24 56 | 1 42 28 70 |

Referencia de los sucesos:

A: Seleccidn de un objeto para la Tierra con forma esfdrica. B: Seleccidn de un objeto para la Tierra con otra forma, no esferica. C: Construccidn de un sistema geocentrico. D: Construccidn de otro sistema (no geocentrico).

CUADRO 4

1 A B 1

|c 26 23 49 | Id 16 5 21 | 1 42 28 70 |

Referencia de los sucesos:

A: Seleccidn de un objeto para la Tierra con forma esfdrica. B: Seleccidn de un objeto para la Tierra con otra forma, no esfdrica. C: Construccidn de un sistema magico.

218 Bol. Asoc. Arg. de Astr. D: Construccion de otro sistema (no magico).

CUADRO 5

1 A B 1

| c 14 9 23 | |d 4 1 5 I 1 18 10 28 |

Referencia de los sucesos:

A: Seleccion de un objeto para la Tierra con forma pia na. B: Seleccion de un objeto para la Tierra con otra forma (no esferica ni plana). C: Construccion de un sistema magico. D: Construccion de otro sistema (no magico).

CUADRO -A-

r 1 | Edades 6 7 8 9 1 0 1 1 l l- j i

| M u je re s - 4 4 2 - - 10 | l J 1 I

| V a ro n e s 2 - 4 2 - - 8 I i i r 1 i 2 - 8 4 - - 18 |

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 219 CUADRO -B-

| Edades 6 7 8 9 10 11

| Muj eres 2 6 6 6 6 26

| Varones 3 6 6 2 2 1 20

i 5 12 12 8 8 1 46 n i i i i N BBSSBSSSBB S S S SS B 8 3 SS S S N II II II N S 8 S B s aS S X u N N

jSuceso regi strado: Selecci dn de un o b j e t o

|ptano semicircular para la Luna (semidis- |

|co) de diferentes ternarios. |

CUADRO -C-

| Edades 6 7 8 9 10 1 1

| Muj eres 6 5 5 5 4 1 26

| Varones 4 4 6 5 2 2 23

I 10 9 1 1 1 0 6 3 49

8BaB3X8S8XSBSSS3SSS = SSSSS = SS3SSSBS3S3SS33S3

|Suce8o reg i st rado: Const rucc i 6n de un sis*

|tema mAgico para el movirni ento de l a T i e - |

| r ra, el Sol y la L una.

En los Cuadros -A- y -B- se muestran diferenciados por edad, a los ninos que han elegido cuerpos planos (discos) para la Tierra (-A-) y la Luna (-B-). Es

220 Bol. Asoc. Arg. de Astr. visible la preferencia en considerar la Luna como un objeto plano, en comparacion con la Tierra. En particular, el -B- muestra a los ninos que eligieron un semidisco para la Luna, que representa casi la totalidad de aquellos que tomaron a ese objeto celeste como un objeto plano.

CUADRO -D-

| Edades 6 7 8 9 1 0 1 1 i

| M u j e r e s 1 - 6 6 6 5 24 |

| Varones 3 3 3 2 4 3 18 |

i 4 3 9 8 1 0 8 42 |

ISuceso registrado: Se lec c i 6n de u n objeto |

| e s f 6 r i c o (completo) para la Tierra (de di-|

|ferentes tamanos. |

Respecto de las formas esfericas, la diferenciacion por edades esta mostrada en los Cuadros -D-, -E- y -F-. El cuerpo celeste que mas ninos han elegido con forma esferica es el Sol (53 ninos, Cuadro -F-), le sigue la Tierra (42 ninos, Cuadro -D-) , y finalmente la Luna (20 ninos, Cuadro -E-). En el Cuadro -D- es donde es apreciable una diferenciacion por sexo en la seleccion de una de las formas; las mujeres parecen preferir la forma esfe rica para la Tierra por sobre los varones.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 221 CUADRO -E-

| Edades 6 7 8 9 10 1 1

| Mujeres 2 - - 3 4 2 1 1

| Varones 2 1 1 2 1 2 9

i 4 1 1 5 5 4 20

(Suceso registrado: Selecc i 6n de un objeto |

|esf6rico (completo) para la Luna (de dife-|

| rentes tamanos. |

CUADRO - F -

| Edades 6 7 8 9 1 0 1 1

| Muj eres 3 2 6 6 4 5 26

| Va rones 1 3 6 5 4 6 25

i 4 5 1 2 1 1 8 1 1 53 II II M II II ii ii U ii N II ii x x s s s s x x a x s s s s ssss s s s s 3 S S S N N M H N

|Suceso registrado: Se 1ecc i 6n de un objeto |

|esf6rfco (completo) para el Sol, (de d i f e - |

|rentes t amaflos ) |

222 Bol. Asoc. Arg. de Astr. CUADRO -G-

| Edades 6 7 8 9 10 1 1

| M u j e r e s 2 2 2 2 1 1 10

| Varones 1 1 - 1 - 1 4

1 3 3 2 3 1 2 1 4

|Suceso registrado: Construcc i on de un sis-|

|tema geoc^ntrico para el movimi ento de la |

|Tierrat el Sol y la Luna |

IV. Consideraciones Finales

Aun continuan evaluandose los resultados de las entrevistas realizadas; en este Informe de Trabajo, presentamos los primeros resultados preliminares. Con el material obtenido hemos recogido un caudal enorme de informacion acerca dei entendimiento dei Sistema Tierra-Sol-Luna. Cuestiones sobre distancias relativas, formas, movimientos, tamanos, etc., estan siendo evaluados. Creemos que los resultados que obtengamos no solo permitiran tener un panorama acerca dei grado de conceptualizacion sobre estos fenomenos que tienen los chicos, sino que tambien permitira acceder a nuevos elementos que permitiran elaborar nuevas tecnicas de ensenanza de estos topicos, o bien adaptar o modificar las ya existentes. Cabe destacar que la traduccion e

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 223 implementaeion de este tipo de protocolo que hemos utilizado es la primera que se realiza en idioma espanol. Queremos agradecer al Prof. B. Jones por habernos per- raitido la utilizacidn de los protocolos de entrevista que elaborara para su investigacion con ninos austra- lianos y al Prof. N. Camino por sus sugerencias y cri ticas.

REFERENCIAS

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224 Bol. Asoc. Arg. de Astr. ANALISIS DE LOS AFELIOS DE 179 COMETAS DE LARGO PERIODO CONSIDERANDO EL EFECTO DE LA MAREA VERTICAL DE LA GALAXIA

ANALYSIS OF THE APHELIA OF 179 LONG PERIOD COMETS CONSIDERING THE EFFECT OF THE VERTICAL GALACTIC TIDAL FORCE

A. Brunini1'2; D.M. Canosa1

1 Facultad de Ciencias Astrondmicas y Geof f sicas, U.N.L.P.

2 CON ICET

Resumen: Se analizan las direcciones de las cuales provienen 179 cometas de largo periodo considerando el efecto perturbador de los planetas y de la Galaxia como un todo. El presente trabajo representa una mejora res pecto de trabajos anteriores sobre este terna, pues se incluyen cometas observados hasta 1989. Se encuentran asimetrias en la distribucion que no pueden ser explicadas por un efecto de seleccion observacional. Se muestra que la fuerza de marea vertical galactica re- produce la distribucion de afelios originales.

Abstract: We analize the incoming direction of 179 long period comets. We have taken into account the gravitational influence of the planets as well as the Galaxy as a whole. We have made an improvement of some previous works on the matter, including comets observed up to 1989. An assimetry of aphelia is detected that cannot be explained as due to observational selection. We conclude that the vertical galactic tidal force give account of the observed distribution.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 225 1.- INTRODUCCION

EI proposito de este trabajo es analizar la distribucion espacial de los afelios de los cometas de largo periodo. En particular, nuestro interes est& centrado en aquellos cometas que presumiblemente hacen su primer ingreso a la zona interior dei sistema solar. De esta manera, el efecto gravitatorio de los planetas, puede ser descontado mediante una integracion numerica hacia atras, hasta que la distancia a los planetas sea suficientemente grande y, por lo tanto, su efecto despreciable. Un analisis de esta naturaleza puede contribuir a mejorar nuestro actual conocimiento dei origen de los cometas de largo periodo, asi como de las causas que los impulsan hacia la zona de observabilidad. Estudios de estas caracteristicas han sido realizados con anterioridad. Cabe resaltar entre ellos al de Biermann et al. (1983), donde se analiza una muestra de 139 cometas entre nuevos e intermedios con orbitas bien determinadas. Las direcciones hacia los afelios fueron obtenidas a partir de los elementos orbitales originales dados por Marsden et al. (1978) permitiendo a los autores distinguir claramente 17 cometas nuevos (mas de 1/5 dei total de cometas nuevos analizados) agrupados en una pequena zona de 1/17 de la totalidad de la esfera celeste, cuyas coordenadas en el sistema galactico son 1=214 y b=+18 grados. En el trabajo citado, se concluye que estos cometas fueron probablemente arrancados de la Nube de Oort, por el pasaje de una estrella cuya masa podria rondar las 3/4 partes de la masa Solar, con una velocidad de 30 km/seg. Tambien se menciona la posible existencia d£ otro cumulo formado por 5 cometas de menor significacion estadistica. Posteriormente Lust (1984) analizo una muestra

226 Bol. Asoc. Arg. de Astr. algo m&s extendida de 223 cometas (incluyendo algunos cometas "viejos"). En dicho trabajo, se analizaron los afelios en tres sistemas de referenda diferentes: Ga- l&ctico, Ecuatorial y en el sistema dei Apex solar. Ademas de la acumulacidn de afelios mencionada en el trabajo de Biermann et al. (1983) , Lust halla tambi^n una fuerte asimetrla Norte-Sur que trata de explicar a partir de una seleccion observacional debida a la ubicacion geografica de los observadores. Establece ademas, la existencia de una notable ausencia de afelios en una faja de + / -10 grados alrededor dei ecuador galactico. Finalmente, insinua que tambien hay menos afelios hacia los polos galacticos. Un poco mas tarde, Delsemme (1987) advierte la importanda de estas tres zonas de ausencias de afelios, ya que serian una suerte de confirmacion observacional dei efecto que la fuerza de marea galactica ejerce sobre la Nube de Oort. Algunos autores habian estudiado este efecto desde un punto de vista teorico, entre ellos Morris y Mulier (1986), Heisler y Tremaine (1986) y Torbett (1986). Este ultimo muestra que el efecto es proporcio- nal al seno(2b) (con b=latitud galactica), prediciendo un minimo hacia el ecuador galactico y los dos polos, que finalmente es lo que encuentra Delsemme en su tra bajo. De esta manera, en los ultimos anos, la fuerza de marea vertical de la Galaxia, paso a ser la principal responsable de enviar cometas desde la nube exterior de Oort hacia la zona interior dei sistema solar. La fuerza es de naturaleza no Central, y su efecto principal es producir un cambio en el momento angular de los cometas. Yabushita (1988) analizo el cambio de los elementos orbitales producido por la fuerza de marea

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 227 vertical galactica de 48 cometas nuevos a lo largo de una revoluoion completa alrededor dei Sol. Encuentra que el ca-rJjio en la distancia perihelica q es tal que los cometas con afelios de m&s de 25000 UA dei Sol, no pe- netraron la zona planetaria dei sistema solar con anterioridad. O sea que el 100% de estos cometas son sin duda alguna cometas "nuevos”. Es interesante notar que se produce un impor tante cambio de los elementos orbitales angulares res pecto de los elementos originales en el sentido de Marsden. Es claro que tales cambios afectaran substancialmente la distribucion de afelios en la esfera celeste. Ademas, queda aun abierta la discusion acerca dei papel que desempena el apex solar, ya que algunos autores sostienen que existe una fuerte acumulacion de afelios hacia el antiapex (Tyror, 1957; Oja, 1975; Hasegawa, 1976; Yabushita, 1984), mientras que otros autores tales como Biermann et al. (1983) y Lust (1984) no reconocen un efecto dinamico asociado al movimiento solar y atribuyen esta asimetria a un efecto de seleccion observacional. A la luz de estos resultados, nuestro objetivo es reanalizar la direccion de los afelios de los cometas de largo periodo incluyendo el efecto de la fuerza de marea vertical galactica con una muestra mas extendida que la utilizada por Delsemme (1987).

2. EL MATERIAL OBSERVACIONAL

Los cometas fueron seleccionados con el mismo criterio que el utilizado por Delsemme (1987); es decir, fueron incluidos aquellos cometas con orbitas bien determinadas cuyo periodo fuera mayor de 10000 anos. En total, hemos utilizado una muestra de 179 cometas, 152

228 Bol. Asoc. Arg. de Astr. de los cuales provienen dei catalogo de cometas de Marsden (version 1985) y que ya figura en el trabajo de Delsemme antes citado. Los 27 restantes fueron extraidos de los "Minor Planets Circulars" correspondientes al periodo 1985-1989. El siguiente paso consistio en la obtencion de los afelios. Debemos recordar que no se trata de extra- polar una orbita kepleriana en base a los elementos or bitales originales dados para los cometas, pues estos estan calculados en base a considerar solo perturbaciones planetarias, y nuestro proposito es incluir tambien la fuerza debida al campo galactico. Para ello, tomamos los elementos osculadores cercanos al perihelio, e integramos hacia atras incluyendo en nuestro modelo los 9 planetas dei sistema solar hasta que los cometas alcanzan la distancia de 150 UA dei sol, donde la perturbacion planetaria es ya despreciable. A partir de alii, eliminamos en nuestro modelo de fuerzas el efecto de los planetas e introducimos el termino no Central debido a la fuerza de marea galactica, cuyo modelo fue extraido de Brunini (1989). El proceso de integracion numerica se detuvo de acuerdo a las dos posibilidades siguientes:

1) la distancia dei cometa al Sol supera las 200,000 UA. Cabe resaltar que 170,000 es el limite de estabilidad impuesto por la galaxia (Brunini, 1990) y mas alia dei cual las orbitas son abiertas. En total, 51 cometas cumplieron con esta condicion, y seran denominados en el resto dei trabajo "hiperbolicos".

2) La distancia dei cometa al Sol alcanza un maximo a partir dei cual comienza a decrecer. Este punto fue considerado como el afelio dei cometa. Los cometas de

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 229 este tipo seran llamados "elipticos" en el resto dei trabajo. Cabe mencionar que las fuerzas gravitacionales no fueron tenidas en cuenta en este trabajo. De esta manera obtuvimos las direcciones a los afelios de los 179 cometas que componen la muestra.

3. ANALISIS DEL EFECTO DE SELECCION OBSERVACIONAL

Como ya es conocido, cuando se analizan las direcciones de los perihelios de los cometas de largo periodo en un sistema de coordenadas ecuatorial heliocentrico, aparece un fuerte exceso en el hemisferio norte que podria estar ocasionado por una asimetria en la distribucion de los observadores a lo largo dei glo bo. Es importante entonces tener en cuenta este posible efecto, si se desea obtener conclusiones valederas res pecto de la dinamica de la Nube de Oort. Sin embargo, un analisis de este efecto es extremadamente complicado (Everhart, 1968a, 1968b) ya que intervienen factores tales como la magnitud de los cometas, variaciones estacionales de las condiciones de observacion y aun una dependencia con el tiempo, ya que como senala Lust (1984) , a partir de 1960 la asimetria se ha ido emparejando notablemente, debido quizas a la mayor disponibilidad de instrumentos en el hemisferio sur. El problema fundamenta! es pues poner de ma- nifiesto este posible efecto y elaborar un mecanismo para corregir la muestra. La otra cuestion que se debe considerar con especial atencion es no confundir un efecto dinamico real con un efecto de seleccion observacional. Para ello, calculamos las coordenadas geocen- tricas dei cometa en el instante de la primer

230 Bol. Asoc. Arg. de Astr. observacion utilizada para la determinacion de su 6rbi- ta, ya que esta es proxima a su descubrimiento. En la figura Ia puede verse una representacion de estas direcciones en un diagrama en areas iguales de la esfera celeste. Puede apreciarse una marcada asimetria Norte-Sur que es claramente perceptible en el histograma de la figura lia, donde se dividio la esfera celeste en doce zonas de declinacion con areas iguales. Aqui hemos asumido que la asimetria Norte-Sur observada obedece fundamentalmente a un desigual numero de observatorios en ambos hemisferios y existe, en consecuencia, una probabilidad mayor de descubrir cometas en el hemisferio Norte.

Figura I: a: Distribue ion de 179 cometas en el si sterna ecuatorial geoc6ntrico en el instante de su descubrimiento. b: Idem de los

afelios en el si sterna g a l 6 c t i c o . c: Idem en el si sterna apex.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 231 Figura 1: conti nuac i 6n

232 Bol Asoc. Arg. de Astr Figura II: Histogramas en declinacion cor respondi entes a 12 zonas de igual area de

las distribue iones de la figura I (en el mismo orden ) .

Bol. Asoc. Arg. de Astr 233 Tambien puede observarse una marcada asimetria Este-Oeste. Sin embargo, antes de intentar alguna com- pensacion de la muestra por este efecto, debe considerarse que no conocemos que proporcion se debe realmente a un efecto de seleccion observacional.

4. ANALISIS DE LOS AFELIOS ORIGINALES

Una simple inspeccion visual de la figura Ib y dei histograma de la figura Ilb, marca la existencia de tres zonas de ausencia de afelios, mencionadas en el trabajo de Delsemme. Ademas, podemos observar las dos acumulaciones marcadas entre lineas punteadas cuyas caracteristicas son las siguientes:

1 b Nro. de cometas area/47r acumulacion I -150 + 3 32 1 / 2 1 acumulacion II -56 -24 26 1/19

La acumulacion I es la ya mencionada en el trabajo de Biermann et al. (1983) y como podemos ver, el efecto dei campo galactico tiende a concentrarla en una zona algo mas pequena de la esfera celeste. Puede estimarse cual es la probabilidad de que la acumulacion II sea producida en una distribucion al azar. Aplicando la formula de la probabilidad binomial se encuentra P(II) = 2.E-06 y la desviacion es dei orden de 1.85 veces la dispersion de la distribucion binomial. Creemos que este valor no es totalmente concluyente para afirwar que deba tratarse de una acumulacion efectiva

234 Bol. Asoc. Arg. de Astr. (producida por efectos din&micos tales como pasajes estelares o nubes moleculares gigantes) pero sin embargo es significativa. Las caracteristicas dinamicas de los cumulos son similares; predominan cometas con afelios compren- didos en unas 7000 UA y la posicion de dichas zonas se inserta dentro de una region mas amplia que los comprende y posee la mayor densidad de cometas sobre toda la esfera celeste. Dicha region se halla en parte interrumpida por el vacio ecuatorial, excepto por un reducido numero de cometas que invade dicha zona y que, por lo tanto, refuerza la suposicion de la influencia de un pasaje estelar hace pocos millones de anos. Hemos observado la posicion de estos cometas en el instante de su descubrimiento y encontramos que se hallan bastante isotropicamente distribuidos por toda la esfera celeste, por lo cual se descarta que dichas acumulaciones puedan estar producidas por un efecto de seleccion observacional. Asimismo, ambas acumulaciones se hallan en el hemisferio dei antiapex, marcando la asimetria senalada por algunos autores. Sin embargo, esta asimetria ha sido atribuida a efectos de seleccion observacional por algunos auto res, por lo que resulta muy dificultoso poder separar las acumulaciones por pasajes estelares u otros mecanismos (sobre los que existen evidencias suficientes pero no completas) de efectos de seleccion observacional; y poder determinar entonces si el movimiento solar hacia el apex puede jugar algun papel al respecto. Para ello, hemos asumido el mecanismo siguiente como forma de tratar este problema. Extrajimos al azar de la muestra de 179 cometas un numero tal de forma que la nueva muestra no presente acumulaciones

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 235 perceptibles. Asi arribamos a un conjunto de 158 cometas cuya distribucion de afelios en coordenadas galacticas se muestra en la figura Illb.

Figura III: a: Distribucion de 158 cometas en el sistema ecuator i a 1 geocent r ico er

el instante de su descubr i mi ento. b: Idem de los afelios en el sistema galactico

c: Idem en el sistema apex.

236 Bol. Asoc. Arg. de Astr Figura III: continuae ion.

Bol. Asoc. Arg. de Astr 237 Figura IV: H i stogramas cor respondi entes a 12 zonas de igual area de las

distributiones de la figura III (en el mismo orden).

238 Bol. Asoc. Arg. de Astr Como puede notarse, sigue existiendo un mayor numero de afelios en el hemisferio Sur. £Se debe esto a un efecto de seleccion observacional?. Analizando la nueva muestra en el sistema ecuatorial en el instante dei descubrimiento, encontramos una distribucibn casi uniforme excepto en el hemisferio sur y ascensiones rectas comprendidas entre 0 y 1 2 . No sabemos a que atribuir esta falencia, pero asumiendo que se trata de un efecto de seleccion, hemos asignado pesos a los cometas de manera que nuestra muestra resuite equilibrada en el descubrimiento. Sin embargo, esto no compensa la asimetria observada de los afelios originales en coordenadas galacticas. Se mantiene un exceso de un 20% mas de afelios en el hemisfe rio Sur que en el hemisferio Norte. Es probable que esta asimetria este relacionada con el movimiento dei Sol hacia el Apex, puesto que este se mueve actualmente hacia arriba dei plano galactico con una velocidad respecto dei LSR de aproximadamente 19 km/seg., encontrandose a 4pc por encima de dicho plano (Gums, Kerr y Westerhout 1960). Esta asimetria, sin embargo, se halla "disi- mulada" en el sistema dei apex siendo el exceso en el hemisferio dei antiapex de solo un 8%.

5. CONCLUSIONES

Hemos analizado la direccion de los afelios de 179 cometas cuyo periodo es mayor que 10.000 anos. La fuerza de marea que impone el disco galactico constituye la causa principal que impulsa los co metas hacia la zona de observabilidad y hace necesaria su inclusion en un estudio de esta naturaleza. Existen dos zonas de aglomeracion de afelios muy proximas entre si dentro de una region mas extensa

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 239 de mayor densidad que podrian estar causadas por pasajes estelares o de nubes moleculares gigantes. Se detecta una asimetria Norte-Sur gal&ctico que no puede atribuirse a un efecto de seleccibn observacional y que puede estar relacionada al movimiento Solar, o algun otro efecto dinamico. La muestra de 179 cometas a pesar de ser la mas extensa utilizada hasta el presente bajo las es- trictas condiciones impuestas, resulta ser aun pobre para extraer informacion mas relevante y fidedigna.

Agradecimientos

Expresamos nuestra gratitud a Juan C. Muzzio, B.G. Marsden y P.R. Weissman, por sus aportes a la realizacion de este trabajo.

REFERENCIAS

Biermann, L.? Huebner, W.F.; Lust, R. 1983. Proc. Nati. Acad. Sci. USA 80, 5151. Brunini, A. 1989. Rev. Mexicana de Astr. (en prensa). Everhart, E. 1967. The Astronomical Journal 72, N # 6 , 718. Everhart, E. 1967. The Astronomical Journal 72, N° 8 , 1002 . Delsemme, A.H. 1987. Astron. & Astrophys. 187, 913. Hasegawa, I. 1976. Pubi. Astron. Soc. of Japan 28, 259. Heisler, J . ; Tremaine, S. 1986. Icarus 65, 1. Lust, Rh. 1984. Astron. & Astrophys. 141 N° 1, 94. Marsden, D.E. 1985. Catalog of cometary orbits. 5th ed., IAU. Morris, D.E.; Mulier, R.A. 1986. Icarus 65, 1. Oja, H. 1975. Astron. & Astrophys. 43, 317.

240 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Tyror, J. I. 1957. Monthly Not. Roy. Astron. Soc. 117, 170. Weismann, P.R. 1990. Comets in the Post-Halley Era (R.L. Newburn, J. Rahe; M.M. Neugebauer Eds). Kluwer, Amsterdam. Yabushita I. 1989. The Astron. J. 97. N° 1, 262.

Bol. Asoc. Arg de Astr 241

ASTROMETRIA

OBSERVACIONES DE RADIO ESTRELLAS Y ESTRELLAS DEL CATALOGO S.A.O. CON EL CIRCULO MERIDIANO REPSOLD DEL OBSERVATORIO ASTRONOMICO "FELIX AGUILAR" DE SAN JUAN

RADIO-STARS AND SAO-STARS OBSERVATIONS WITH THE REPSOLD MERIDIAN CIRCLE OF THE "FELIX AGUILAR" ASTRONOMICAL OBSERVATORY

R.A. Carestia, W.L. Castro, M. Gallego, C.C. Mallamaci, L.F. Marmolejo, J.L. Navarro, J.A. Perez , J.A. Sedeno

Observator io Astronomi co "F 4 l i x Aguilar"

RESUMEN: Se informa, en general, sobre el estado actual de los programas de observacion de radio-estrellas y estrellas dei catalogo SAO, realizadas con el circulo meridiano Repsold dei Observatorio Astronomico "Felix Aguilar".

ABSTRACT: General information is suppiied about the present conditions of radio-stars and SAO-stars observation programs, which are being carried out at the "Felix Aguilar" Astronomical Observatory, with the Repsold Meridian Circle.

OBSERVACION DE RADIO-ESTRELLAS

OBJETIVO

El objetivo de este trabajo es vincular el Sistema de Referenda Espacio-Tiempo "Optico", definido actualmente por las estrellas galacticas dadas en el Fifth Fundamental Catalogue (FK5) con el Nuevo Sistema Bol. Asoc. Arg. de Astr. 245 Radial, basado en las posiciones de radio-fuentes extragalacticas obtenidas con interferometros de larga base. Para ello se hace necesario conocer, con la m&xima precision, la posicion de los objetos celestes interme dios, que son las radio-estrellas, las que, adem&s de emitir en el espectro visible, lo hacen tambien en el radial.

ESTADO ACTUAL DEL PROYECTO

1. Se confecciono un listado preliminar de radio-estrellas (512 en total), con posiciones y movimientos propios de baja precision.

2. Se observaron 6200 pasajes: 1500 de radio-estrellas y 4700 de estrellas dei FK5.

3. Se realizaron los calculos para la obtencion de las coordenadas ecuatoriales de las radio-estrellas en el sistema FK5.

OBSERVACION DE ESTRELLAS S.A.O.

OBJETIVO

Dar un mejor apoyo a las placas fotograficas tomadas con el telescopio Astrografico Doble, de la Es- tacion de Altura "Dr. Carlos Ulrrico Cesco", para el programa "Movimientos Propios de Estrellas dei Hemisfe- rio Sur - (Yale-OAFA).

ESTADO ACTUAL DEL PROYECTO

1. Se seleccionaron 80 estrellas dei Catalogo S.A.O. en la zona de -30° a -45° de declinacion y 13^45m y las

246 Bol. Asoc. Arg. de Astr. 15*1 00m de ascension recta.

2. Se realizo una prueba piloto destinada al apoyo de solo seis placas de 6 °x 6 ° para ajustar los programas de observacion y determinar precisiones.

3. La prueba piloto demando 46 noches de observacion durante 3 meses. En ese lapso se observaron 1400 pasajes: 450 de las estrellas S.A.O. y 950 de las estrellas S.R.S. con un minimo de 4 observaciones para cada una de las 80 estrellas S.A.O.

4. Se trabaja en las reducciones calculisticas de rutina.

Bol Asoc. Arg. de Astr. 247 DESCRIPCION ANALITICA DEL CUARTO CATALOGO DEL CIRCULO MERIDIANO DE SAN JUAN (CMSJ4)

ANALITICAL DESCRIPTION OF THE FOURTH SAN JUAN MERIDIAN CIRCLE CATALOGUE (CMSJ4)

C.C. Mallamaci

Observator io Astron6mico " F 6 l i x A guilar"

RESUMEN: EI cuarto catalogo dei circulo meridiano de San Juan (CMSJ4) esta compuesto por 3 64 estrellas FK4, en la zona de declinacion -30° a -90° , que formaron el marco de referencia para el programa SRS, observado con el circulo meridiano Repsold instalado en el Observatorio Astronomico "Felix Aguilar". Es, ademas, uno de los tres catalogos con los que nuestro equipo de investigacion participo en la construccion dei nuevo sistema internacional de referencia FK5. En este trabajo se describe, en forma analitica, la componente sistematica de los (0-C) dei CMSJ4, mediante el procedimiento desarrollado por Bien et al. (1978), en el que se usan productos de polinomios de Legendre, de Hermite y series de Fourier. El metodo, utilizado en la construccion dei FK5, permite describir las diferencias sistematicas (Aa,cos6) y A <5 en forma general como A= f(a,6 ,m), mostrando asi su dependencia simultanea con los parametros ascension recta, declinacion y magnitud.

ABSTRACT: The fourth San Juan Meridian Circle Catalogue (CMSJ4) contains 3 64 FK4 stars, in the declination zone -30° to -90°, which formed the reference frame for the SRS program, observed with the Repsold meridian circle of the "Felix Aguilar" Astronomical Observatory. It is,

248 Bol. Asoc. Arg. de Astr. also, one of the three catalogues with which our research team has participated in the construction of the new international reference system FK5. In this paper, the systematic components of the CMSJ4's (0-C) are described through the method developed by Bien et al. (1978), in which products of Legendre and Hermite polinomics with Fourier series are used. The method, used in the construction of the FK5, let the systematic differences (Aa,cos<5) and A <5 be described as a general funtion a = f(a,<$,m), in which its simultaneous dependence with the parameters right ascension, declination and magnitud is shown.

INTRODUCCION

EI actual sistema de referencia estelar esta definido por las posiciones y movimientos propios de las estrellas dei FIFTH FUNDAMENTAL CATALOGUE (FK5), compi- lado por Fricke, Schwan y Lederle (1988) , y es el resultado de una revision y ampliacion dei anterior FK4 (Fricke, Kopf, 1963). El sistema dei FK5 fue construido aplicando correcciones sistematicas al FK4, correcciones que fueron obtenidas analizando unos 85 catalogos estelares, mediante el metodo analitico descripto por Bien et al. (1978). Nuestro instituto participo en la elaboracion dei nuevo sistema de referencia mediante el aporte de tres catalogos observacionales de estrellas FK4 - denominados Primero (CMSJ1), Cuarto (CMSJ4) y Quinto (CMSJ5) Catalogo dei Circulo Meridiano de San Juan, respectivamente. Este trabajo presenta. la descripcion analitica dei CMSJ4, en un intento por mostrar, con un ejemplo practico, el uso dei metodo de Bien et al.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 249 BREVE EXPLICACION DEL METODO

Una explicacion completa y detallada dei metodo puede consultarse en el trabajo original de Bien et al., por lo que en este trabajo solo se mencionar£n sus principales caracteristicas. Si llamamos Ai/ en general, a la diferencia (Aai, cos<$i) o h6± de la iesima estrella (en el sentido catalogo menos FK4) esta puede suponerse formada por la suma de tres terminos:

A . _ A i . .Ai . „ . i _ sist + md + ei

donde A sist = error sistematico (es decir dei sistema)

A i A ind = error individual de la iesima estrella

e = error accidental

Tornando en cuenta el termino A , es posible mejorar el sistema dei catalogo y la idea es, entonces, encontrar una expresion matematica adecuada, que lo represente sobre toda la esfera celeste. Tradicionalmente se ha considerado que A sist proviene de la acumulacion de errores dependientes de la ascension recta (a), la declinacion (6) y la magnitud (m) (y posiblemente tambien dei tipo espectral (SP)). Asi, se trata de encontrar una formula matematica que permita describir el error sistematico a traves de una funcion que muestre su dependencia simultanea con los parametros a,6 y m. Es decir, encontrar una expresion de la forma

i ^ sist = f(a,S,m)

250 Bol. Asoc. Arg. de Astr. EI metodo analitico se basa en los trabajos de Brosche (1966) y de Schwan (1977), quienes sugerian el empleo de productos de esfericos armonicos con polinomios de Hermite para representar las diferencias sistematicas. En la version de Bien et al. (1978) los armonicos esfericos (que representaban la dependenda con a y S) son reemplazadas por productos de polinomios de Legendre con series de Fourier, y en el sistema de funciones asi formado solo se incluyen aquellas funciones que resultan estadisticamente significativas al aplicar la prueba F. La expresion general es la siguiente:

i g ^sist = j=l kjYj(af,6f,mi) + con i= 1 ^2 ,3,...,n donde bj = coeficientes numericos Yj = productos de polinomios de Hermite, Legendre y terminos de Fourier Se puede escribir entonces

Yj (ai,6i,mi) = Rpnkl • Hp [Y (mi) ] • Ln [x (ai) ] • Fkl (ai) expresion en la que (ai, <$i,m;i_) representan las coordenadas ecuatoriales y la magnitud aparente de la estrella, y los factores dei segundo termino tienen el si guiente significado:

Rpnkl = factor normalizador

Hptyfroi)] = polinomio de Hermite (de grado p): representa la dependencia de A | con la magnitud.

Ln[x( i)] = polinomio de Legendre (de grado n):

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 251 representa la dependenda de A i con la declinacion.

Fki(ai) = termino de Fourier (de "grado" k): representa la dependencia de Ai con la ascension recta.

Los indices p,n,k toman, independientemente los valores 0 ,1 ,2 ,... y 1 puede ser +1 6 -1 . EI factor de normalizacion se define como:

Rpnkl = [(2n + l)/p)]^ si k = 0

Rpnkl = [(2n + l)/p)]*.2 * si k / 0 y los polinomios de la siguiente manera:

Polinomios de Hermite

Hp+l(y) = y-Hp - P •Hp-i con p = 0 ,1 /2 ,... Ho = l ; Hx = y

Polinomios de Legendre

Ln+l(x) = [(2n + l).x.Ln n * Ln-l)/(n + 1 ) con n = 0 ,1 ,2 ,... L0 = 1 ; Li = x

Terminos de Fourier X o II Fkl («) = 1 si V Fkl(a) = cos(+lka) si O y l = +1 V * Fkl(a) = sin(-lka) si o y 1 = -l

252 Bol. Asoc. Arg. de Astr EI sistema de funciones, asl definido, resulta ser completo, ortogonal y normalizado en el Area definida por los parametros

0 < a < 2n (ascension recta) - 1 < x < +1 (declinacion) - oo < y < -f-oo (magnitud)

para una distribucion uniforme de los argumentos (a,x) y una distribucion normal de y. Esto significa que, para poder aplicarlo a un catalogo observacional, es necesario transformar previamente los parametros <5 y m al rango de validez apropiado, lo que se consigue con las siguientes expresiones:

Transformacion de las magnitudes y(mi) = c0 + ci-mi ; con cQ = -/am y c± = 1 /am donde y am = magnitud promedio dei catalogo y su dispersion.

Transformacion de las declinaciones x(&i) = dQ + di.sin <$i con dQ = - (sin6mx + sin6mn)/(sin

APLICACION DEL METODO AL CMSJ4

El CMSJ4 esta compuesto por 3 64 estrellas dei

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 253 FK4, en la zona de declinacion -30° a -90°, que formaron el marco de referencia para el programa S.R.S. observado con el circulo meridiano Repsold de San Juan. La £poca promedio dei mismo es 1971.9 y sus errores a a.cos

~~1. FUNCIONES QUE DESCRIBEN ( A6 .COS6)~~

~~Para este caso el catalogo resulta definido en el siguiente rango de declinaciones y magnitudes:~~

~~= “3 0,03° = +4,57~~

~~^mn = “83,63° crm = ±1,27 con las que se obtienen las correspondientes transfor- maciones: x(<$i) = +3,003 + 4,006 sin<5± y(mi) = -3,598 + 0.787.m±~~

~~Las funciones que resultaron significativas son las siguientes:~~

~~3 P n k 1 bj Rpnkl~~

~~1 0 0 0 - 1 + 1,0 0 -9,28 i 2 0 .jL 0 - 1 + 1,73 + 9,44 3 0 3 0 - 1 + 2,65 -4,74 4 0 0 1 + 1 + 1,41 -3,94 5 0 0 4 + 1 + 1,41 + 1,77 6 1 0 0 - 1 + 1,0 0 + 4,28 7 2 0 0 - 1 +0,707 -1,93~~

254 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Esto significa que la funcion representativa de la diferencia sistem&tica en ascensidn recta consta de 7 terminos (pues j =7), por lo que la expresion general sera entonces: 7 ( A a.costf) i = j=! bjYj (ai,

~~Yl = R000(-1)-Ho .Lo*Fo(—1 ) = cte • (p =0 , n =0 , m =0)~~

~~Y2 = R010(-l)-H0 bl.Fo(-l)~~

~~= f (6) (n f 0) Y3 = R030(-l)-Ho l 3-F0 (-1)~~

~~Y4 = RoOll-Ho-Lo F u -> = f (a) (m f 0)~~

~~Y5 = RlOO(-l)-Hl Lo.Fo(-i) = f(m) (P t 0) Y(j = R200 (-1) • h2 Lo.Fo(-i)~~

~~De las expresiones que definen los polinomios se tiene:~~

H0 = 1 Lo = 1 F0 (-l) = 1 Hi = y Li = x F u = cos a h 2 = y 2 - 1 L 3 = 2 f5x3 - l,5x F14 = cos (4a) donde x e y representan las correspondientes declinaciones y magnitudes adecuadamente transformadas. Si ha- cemos, entonces, el reemplazo correspondiente obtenemos las siguientes expresiones:

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 255 1 Y2= +1,73.(3,003+4,006.sinii) Y3= +2,65[2,5 (3,003+4,006.sini)3-l.5(3,003+4,006.sinii)] Y4= 1,41 . ccsa Y5= l,41.cos(4a) Yg= -3,598+0,787.mi y7= +0,71[(-3,598+0,787.mi)2-l]

~~Llevando ahora estos terminos a la expresion general obtenemos finalmente:~~

~~A ai.cos <5 i = -3262,45 . sin<$i - 4540,07 . sin2<$i - 2018,82 . sin3<$i -5,56.cosa + 2,50.cos(4a) +11,30.mi - 0,85.m2 -785,84~~

como expresion analitica dei error sistematico dei sistema de ascension recta. (Aclaracion: [ A a.cos6] = OfOOl). Por ejemplo, si queremos saber cual es el error sistematico en ascension recta en punto (12*1,-62,5 ° , +3,0m ) , reemplazamos estos valores en la formula anterior y obtenemos entonces

~~A a . cos<$ = -0^021~~

Dado que se trata de una funcion de cuatro variables ( Aa, a, 6, m) no es posible representarla graficamente. Si lo es, en cambio, si se la trata por partes, como ha sido tradicion hasta ahora. Esto es, graficar Aa^.costf, A aa .cos6 y A am .cos<5, lo que se muestra en las figuras AI, A2 y A3 y cuyas formulas pueden deducirse de la Tabla de parametros caracteris- ticos.

~~256 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Figura A 1 AOC «.COS S[ 0.001 SEG.]~~

~~A« -cos b = 35,17 X - 31,40 X 3- 9,28 6~~

~~con X - + 3,003 + U, 00 6. sin6~~

~~6 = - 62,5° i> X r - 0,550~~

~~r Aix r .cos S r 0,S023~~

~~^oc COS S[ 0.001 SEG.] & - ■ 55.0~~

~~Figura A 2~~

~~A oi oc cos 6 - -5,56. cos ^ -f 2,56. cos( 4 °c) oc - 12^^>Ac< . cos<$ =: + 0*008~~

~~Figura A 3~~

~~A oc .cosb - + 4,28 Y -1 36 Y2 + 1,36 i = -3 ;S98 -F 0,787m 0 1 2 3 k 5 6 7 . 8 71 - +3,0> ^ ' A ec fit .cos 6 r - 10.S00 6 MAG.~~

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 257 a) da$. co sS = -9,28 + 35,17.x - 31,40x3 con x = +3,003 + 4,006.sen<5 Ejemplo: 6 = -62,5° x = -0,550 Att-62,5® *cos^ = ”0^023 b) A aa .cos6 = -5.56.cosa + 2,50.cos(4a) Ejemplo: a = 12*1 =>Aa12 h = 0?008 c) Aam .cos6 = +4,28.y - 1,36.(y2-l) con y = -3,598 + 0.787.m Ejemplo: m = +3.0 y = +1,23 A 6(23 # o • c°s<5 = -0?006 d) Aa.cos<5 = & a$.cos& + Aaa .cos

~~Valor que coincide, por supuesto, con el obtenido directamente con la formula general.~~

~~2. FUNCIONES QUE DESCRIBEN A 6~~

~~Apl.icando el mismo procedimiento al error A 6, se obtienen los siguientes parametros:~~

~~<^mx _ ”30,03 = +4,57 <$mn = “87,95 Qm = +1,26 y a partir de ellos, las correspondientes expresiones transformadas de las declinaciones y magnitudes:~~

~~x(<5 i) = +3,007 + 4,010.sen6i y(mi) = -3,630 + 0,790.mi~~

~~Los parametros que definen las funciones sig nificativas resultaron los siguientes:~~

~~258 Bol. Asoc. Arg. de Astr. j P n k 1 bj Rpnkl~~

~~1 0 3 0 - 1 +2,05 +2,65 2 0 4 0 - 1 -4,45 + 3,00 3 0 9 0 - 1 -1,09 +4,36 4 0 10 0 - 1 + 2,94 +4,58 5 0 0 3 - 1 -2,13 + 1,41 6 1 0 0 - 1 + 2,79 + 1,0 0~~

~~De acuerdo con esto, la expresion matematica para 6$ tendra entonces seis terminos (j = 6 ) ; es decir: 6 A5i = j=i bjYj(ai,5i,mi)~~

~~Yi = R030(-l)*H0 .L3.Fo (-i ) y2 = R040(-l).Ho .L4 .Fo (_i )~~

~~f (6) (n f 0) y3 = R090(-l)-Ho-L9*Fo(-l) y4 = R0(10)0(-l)-Ho-Lio-Fo(-l) y5 = R003(-1)-H0-L0-F03(-1) “ > = f(a) (m f 0)~~

~~Ya = R100(-l)-Hl-Lo-F0(-l) - > = f(m) (P t 0)~~

~~Los correspondientes polinomios son:~~

~~H0 = 1~~

~~Hl = y~~

~~L3 = (5/2)x 3 - (3/2)x~~

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 259 L4 = (35/8)x4 - ( 1 5 / 4 ) X 2 + 3/8~~

~~Lg = (12155/128)x9 - (6435/32)x7 + (9009/64)x5 - (1155/32)X2~~

~~L10 = (46189/256) X^-° - (109395/256) x8 + (45045/ 1 2 8 ) X8 - (15015/128)x4 + (3465/256)X2 - (63/256)~~

~~F0(-1) = 1~~

~~F3 (-1 ) = sin(3a)~~

~~Haciendo ahora los correspondientes reemplazos en la formula de a <5i obtenemos la siguiente expresion final para el error sistematico en declinacion:~~

~~= -19,83 X + 232,42 X2 + 185,05 X3 - 1638,83 X4 -668,81 X5 + 4741,26 X6 + 955,44 X7 - 5757,24 X8 -451,18 X9 + 2430,83 X10 - 3,00.sin(3a) + 2,20 m -18,45~~

~~con X = +3,007 + 4,010.sina~~

~~Aclaracion: [ A~~

~~Ejemplo:~~

Si se reemplazara X por su valor se obtendria una expresion mas general, pero esto mas que una sim- piif icacion significaria una complicacion, pues aparecen terminos con potencias muy altas que dificultan la operacion. Las correspondientes graficas de A6$, A 6a y

~~260 Bol. Asoc. Arg. de Astr. A pueden verse en las figuras Bl, B2 y B3. Las f6r- mulas correspondientes pueden obtenerse facilmente de la tabla parametrica.~~

~~Figura B1 a M o . o r 3 A6* = * 8,32 - 19,83 X + 232,42 X~~

+ 185,05 X 3 - 1638,83 X *

~~- 668,81 X 5 + 4741 (26 X6~~

~~+ 955,44 X7 - 5757,24 X 8~~

~~- 451,18 X 9 + 2430, 83 X 10~~

~~con X r + 3,007 + 4,010 sin h~~

~~S ± 80° ^ X = -Q 9 4 2 r AS 6 =-0;'l7~~

~~A s ^ c o . o r ] S = -75.0~~

~~Fig ura B 2~~

~~A 6 ^ = “ 3,00. sin ( 3 oc ) A 8 m [0#01n] o ( = 6 h } + 0",03~~

~~Figura B3~~

~~A 6 + 2,20. n ~ 10,13 m - + 1,5 r) A h m. - — 0.07~~

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 261 CONCLUSIONES~~

Es evidente que las formulas que se obtienen son, en general, bastante complicadas y dificiles de manejar, especialmente porque pueden alcanzarse desarrollos polinomicos de grado muy alto. Por ejemplo, para la componente <5 dei CMSJ4 se incluye un polinomio de grado 10. Pero esto no constituye un verdadero problema, pues el objetivo dei metodo no es operar con ellas "a mano", sino por medio de una computadora. Por esta razon, en el caso de 6 no he intentado una simplifica- cion mayor de la formula, pues no se justifica. Mi intencion ha sido tan solo mostrar de que manera han sido tratados y representados los distintos catalogos que han participado en la elaboracion dei FK5. Lo importante de este metodo es que permite hacer una descripcion completa de un catalogo, como una funcion simultanea de sus parametros ascension recta, declinacion y magnitud, lo que a su vez, facilita su programacion en una computadora.

~~AGRADECIMIENTO~~

~~Agradezco especialmente al Dr. Heiner Schwan, quien me guio en la realizacion de este trabajo, durante mi permanencia en el Astronomisches Rechen-Institut de Heidelberg, Republica Federal de Alemania.~~

~~REFERENCIAS~~

Bien, R.; Fricke, W . ; Lederle, T.; Schwan, H. 1978. ,?Methods for the comparison of systems of star positions to be applied in the construction of the FK5*1. Veroffentlichungen des Astronomischen Rechen-Institut Hd., Nr. 29.

262 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Brosche, P. 1966. "Representation of systematic differences in positions and proper motions of stars by spherical harmonics". Veróffentlichungen des Astronomischen Rechen-Institut Hd., Nr. 17. Carestia, R . ; Gallego, M. 1981. "Cuarto catálogo del circulo meridiano de San Juan". Boletin de la Asoc. Arg. de Astron. N° 26. Fricke, W . ; Kopff, A. 1963. "Fourth fundamental catalogue (FK4)". Veróffentlichungen des Astronomischen Rehen-Institut Hd., Nr. 10. Fricke, W . ; Schwan, H . ; Lederle, T. 1988. "Fifth fundamental catalogue (FK5) - Part I: The basic fundamental stars". Veróffentlichungen des Astronomischen Rehen-Institut Hd., Nr. 32. Schwan, H. 1977. "Development and testing of a method to derive an instrumental system of positions and proper motions of stars". Veróffentlichungen des Astronomischen Rehen-Institut Hd., Nr. 27. Schwan, H. 1983. "A method for the determination of a system of positions and proper motions of stars with an application to the Washington 6 inch TC observations". Veróffentlichungen des Astronomischen Rehen-Institut Hd., Nr. 30.

~~Bol. Asoc Arg de Astr. 263 LATITUD MEDIA DEL OBSERVATORIO "FELIX AGUILAR": ESTUDIO DE SU VARIACION~~

~~MEAN LATITUDE OF FELIX AGUILAR OBSERVATORY: STUDY OF ITS VARIATION~~

~~W.T. MANRIQUE Y J.F. BALDIVIESO~~

~~OBSERVATORIO ASTRONOMICO "FELIX AGUILAR" SAN JUAN, ARGENTINA~~

RESUMEN: De la curva representativa de la variacion de las Latitudes instantaneas, derivada de 15 anos consecutivos de observaciones sistematicas con el Astrolabio Danjon dei Observatorio "Felix Aguilar" de la Universi- dad Nacional de San Juan, se deducen los valores de la Latitud para cada decima de ano. Con estos valores, se calcula una serie de valores medios, tambien para cada decima de ano, empleando la formula de Orlov. Se obtienen asi los datos necesarios para la curva representa tiva de la variacion de la Latitud media. Se analizan los resultados.

ABSTRACT: The values of the latitude for each tenth of year are deduced from the curve which represents the variation of the instantaneous Latitudes, as a resuit of systematic observations carried out during 15 consecutive years with the Danjon Astrolabe belonging to "Felix Aguilar Observatory" of San Juan State University (Universidad Nacional de San Juan). With these values, a series of mean values, also for each tenth of a year, are calculated using the Orlov formula. Thus, the necessary data for the curve which represents the variation of the mean Latitude are obtained. These results are analyzed.

~~264 Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1. INTRODUCCION~~

Si la curva que representa las variaciones de la Latitud es liberada de las tres variaciones periddicas polares a saber: a) Periodo de Chandler, b) Variacion Anual, c) Variacion Semi-anual, se obtienen los valores de Latitud, que pueden graficarse y que muestran como varia la Latitud media con el tiempo.

~~2. CALCULO DE LA LATITUD MEDIA~~

~~El metodo que se ha empleado para este fin es el propuesto por A. Orlov de Pulkovo que aconseja calcular la Latitud Media por la formula siguiente:~~

! + ... + 5 + 2(4)6+(j)7+4)8+(t)9)+ 4>i o + + «hsl m 20 '1 donde: ♦0 = Latitud en el instante inicial dei periodo a considerar, 4>i = Latitud 0,1 ano despues dei instante inicial, $ = Latitud 0,2 ano despues dei instante inicial, y asi sucesivamente. Es necesario tener, por lo tanto, 16 valores diferentes de la Latitud para cada decimo de ano. Sin embargo, la Latitud no se observa cada decima de ano, sino cuando las condiciones meteorologicas lo permiten. Por tal razon, de la curva de la variacion de la Latitud, graficamente compensada, se deducen los va lores alisados para cada decima de ano (Tabla 1).

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 265 3. VARIACION DE LA LATITUD MEDIA~~

De lo anterior se deduce que si se dispone de Latitudes observadas en un periodo mayor de 1,6 anos, puede obtenerse una serie de Latitudes Medias, aplicando la formula de Orlov, mediante el corrimiento sucesivo de decima en decima de ano, de los valores de Latitud instantanea. Estos valores, derivados de la curva de variacion de la latitud dei pilar dei Astrolabio Danjon dei Ob- servatorio Astronomico "Felix Aguilar", figuran en la Tabla 2 y se grafican en la Fig.l. Se han empleado para este trabajo los resultados de la Latitud correspondientes a 15 anos consecutivos de observacion sistematica de los 12 grupos dei Programa fundamental y que totalizan 135.000 pasajes estelares aproximadamente,correspondientes a 4.500 series, seleccionados de peso mayor que 1.0.

~~4. ANALISIS~~

Del analisis de los datos de Tabla 1 y dei grafico correspondiente (Figura 1), se puede deducir que la Latitud Media obtenida varia lentamente con el tiempo. Se puede decir que estas variaciones ocurren no solo como consecuencia dei movimiento dei Polo, que no se ha excluido al eliminar los terminos periodicos, sino tambien por otras causas. Estas variaciones pueden ser divididas en dos componentes. Una de ellas depende dei movimiento dei polo, o sea una variacion Polar, la que puede ser calculada mediante la formula (2), para distintas estaciones:

~~- 4>m = x cos.* + y sin* 2~~

266 Bol. Asoc. Arg. de Astr. donde x e y son las componentes dei movimiento secular dei Polo. Es muy posible que estos valores varien linealmente y, por lo tanto, las variaciones polares de la Latitud de diferentes Estaciones seran lineales. Adem£s, los puntos situados a 180° de Longitud uno dei otro, tendr&n direcciones opuestas. Lo que quedaria despues de la exclusion de las variaciones polares, ser& la variacion lenta, no dependiente dei Polo, sino debido a causas locales, hasta ahora desconocidas, denominadas: variaciones no polares.

~~5. CONCLUSION~~

La variacion secular de la Latitud Media no es grande. En la Figura 1 se muestra la curva de la varia cion de la Latitud Media dei Observatorio "Felix Aguilar" (Pilar dei Astrolabio Danjon), calculada a partir de los datos de la Tabla 1. EI primer valor corresponmde al instante 1969.35 (1968.6 + 0.75) y el ultimo al instante (1983.9 - 0.75). En la Fig. 1 se ve que, ademas de las oscila- ciones remanentes, la Latitud Media dei Observatorio de San Juan, disminuye en el intervalo considerado, en aproximadamente 0"02. Este fenomeno puede considerarse como la varia cion secular de la Latitud Media dependiente dei movi miento dei Polo.

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 267 268 Bol. Asoc. Arg. de Astr TABLA 1~~

~~VALORES DE LA LATITUD INSTANTANEA PARA CADA DECIMA DE AnO (Despues de Alisado grafico) Periodo 1968.6 - 1983.9~~

~~A W O r FRAC.______LATI TUD______AflO Y FRAC.______LAT 1 TUD~~

~~1968.6 -31" 30' 38».675 1971.1 -31* 30' 38».888~~

~~. 7 .693 . 2 .800~~

~~.8 . 797 .3 .643~~

~~. 9 . 790 . 4 .550~~

~~.5 .493~~

~~1969.0 . 730 .6 .469~~

~~. 1 .677 . 7 .496~~

~~. 2 .626 .8 .678~~

~~.3 .583 .9 . 783~~

~~.4 .568~~

~~. 5 .600 1972.0 .875~~

~~.6 .658 . 1 .936~~

~~. 7 . 732 . 2 .911~~

~~.8 .820 .3 .817~~

~~.9 . 862 .4 .710~~

~~1970.0 .854 .5 .615~~

~~. 1 .800 .6 .552~~

~~. 2 .710 . 5 .540~~

~~.3 .615 .6 .552~~

~~.4 .570 . 7 .540~~

~~.5 .585 .8 .567~~

~~. 6 .603 .9 .621~~

~~.7 . 703~~

~~.8 .834 1973.0 . 720~~

~~.9 .925 . 1 .803~~

~~.2 .840~~

~~1971.0 .943 .3 .790~~

~~B o l . A s o c Arg. de Astr 269 Tibia I~~

~~AIO T H A C . ______LAT1TUP______Alfl I f & A L ______LAI1TUP~~

~~1973.4 •31’ 30' 38.766 1976. 1 -31* 30* 38.756~~

~~. 5 . 733 .2 .653~~

~~. 6 .627 . 3 .523~~

~~. 7 .560 . 4 .541~~

~~. 8 .55 7 . 5 . 600~~

~~. 9 .613 . 6 . 562~~

~~. 7 .595~~

~~1974.0 . 625 . 8 .835~~

~~. 1 .716 . 9 .882~~

~~. 2 . 763~~

~~. 5 . 720 1977.0 .891~~

~~. 4 . 751 . 1 .900~~

~~. 5 .816 . 2 . 773~~

~~. 6 . 730 . 3 .674~~

~~. 7 . 698 . 4 .544~~

~~. 8 . 700 .5 .512~~

~~. 9 . 713 .6 .500~~

~~. 7 .519~~

~~1975.0 .690 .8 .684~~

~~. 1 .657 .9 .840~~

~~. 2 .614~~

~~. 3 .579 1978.0 .885~~

~~. 4 .593 . 1 .961~~

~~.5 .710 .2 .867~~

~~.6 . 760 .3 . 780~~

~~.7 . 778 .4 .641~~

~~.8 .802 .5 .545~~

~~.9 .842 .6 .422~~

~~.7 .439~~

~~1976.0 .828 .8 .594~~

~~270 Bol. Asoc. Arg. de Astr Tabla I (continuaci6n)~~

~~ARO Y FRAC. LATITUD ARO Y FRAC. LATITUD~~

~~1978.9 -31* 30' 38.730 1981.8 -31* 30' 38.753~~

~~.9 . 7A5~~

~~1979.0 .830~~

~~. 1 .900 1982.0 . 6 A 0~~

~~. 2 .930 . 1 .590~~

~~.3 .890 . 2 . 5 6 A~~

~~.A .803 .3 . 5A8~~

~~. 5 .703 . A .580~~

~~. 6 .625 . 5 •~~

~~. 7 .520 . 6 .806~~

~~. 8 . 5 A A . 7 . 8 A 8~~

~~.9 .580 .8 .927~~

~~.9 .911~~

~~1980.0 . 705~~

~~. 1 . 7A2 1983.0 .821~~

~~. 2 . 780 . 2 .580~~

~~. 3 .815 . 3 . A 9 1~~

~~. A .813 . 5 .508~~

~~.5 .762 . 6 . 588~~

~~. 6 . 69A . 7 . 730~~

~~. 7 .637 .8 .857~~

~~.8 .635 .9 .936~~

~~. 9 .636~~

~~1981.0 .610~~

~~. 1 .650~~

~~. 2 . 721~~

~~.3 .696~~

~~.A . 730~~

~~.5 . 79A~~

~~.6 . 7A0~~

~~. 7 . 766~~

~~B o l . A s o c . Arg. de Astr. 271 Tabla II~~

~~VALORES DE LA LATITUD MEDIA PARA CADA DECIMA DE AfiO~~

~~Per f odo: 15 anos~~

~~AnO Y DEC. L A T . MEDIA AnO Y DEC. LAT. MEDIA~~

1969.35 -31*30'38».692 1972.85 -31 °30•38».698 .45 .695 . 95 .693 .55 . 699 1973.05 . 688 .65 . 700 . 1 5 .686 . 75 . 704 .25 . 685 .85 . 706 .35 .687 .95 .71 1 .45 .687 1970.05 . 716 .55 .684 . 1 5 . 721 .65 . 683 .25 . 726 . 75 .686 .35 . 729 .85 .688 .45 . 73 1 .95 . 691 .55 . 731 1974.05 .694 .65 . 730 . 15 .696 . 75 . 729 .25 . 698 .85 . 727 .35 .699 .95 . 721 .45 .697 1971.05 .717 .55 . 696 . 15 .711 .65 . 696 .25 . 707 . 75 .695 .35 . 704 .85 . 700 .45 . 703 .95 . 701 .55 . 702 1975.05 .699 .65 . 702 . 1 5 . 698 . 75 . 701 .25 . 697 .85 . 702 .35 .697 .95 . 706 .45 . 701 1972.05 . 706 .55 . 702 . 15 . 707 .65 . 704 .25 . 706 . 75 . 705 .35 . 706 .85 . 702 .45 . 707 .95 .698 .55 . 707 1976.05 . 702 .65 . 705 . 15 . 701 . 75 . 703 .25 . 702

~~272 Bol. Asoc. Arg. de Astr TABLA 2 (continuae i6n)~~

~~A fiO Y DEC.______LAT. MEDIA AfiO Y DEC.______LAT. MED 1 A~~

1976.35 . 703 1979.95 . 706 . 45 . 699 1980.05 . 703 .55 .698 . 1 5 . 702 .65 . 700 .25 .698 . 75 . 697 .35 .695 .85 .697 .45 .696 .95 . 701 .55 .696 1977.05 .699 .65 .697 . 15 . 704 . 75 . 701 .25 . 704 . 85 .699 .35 . 703 .95 . 700 .45 . 705 1981.05 . 703 .55 . 706 . 1 5 . 703 .65 . 703 .25 . 700 . 75 . 703 .35 .699 .85 .699 .45 .693 . 95 .698 .55 .692 1978.05 . 698 1981.65 .691 . 15 .698 . 75 .691 .25 . 700 .85 .696 .35 .699 .95 . 697 .45 . 698 1982.05 .698 .55 .699 . 1 5 . 698 .65 . 703 .25 . 700 . 75 . 705 .35 . 700 .85 .713 .45 . 704 .95 .714 .55 . 706 1979.05 .714 .65 .710 . 15 .712 . 75 .710 .25 .714 .85 . 708 .35 .714 .95 . 708 .45 .717 1 983.05 . 705 .55 .717 . 1 5 . 704 .65 .715 . 75 .710 .85 . 708

~~Bol. Asoc. Arg . de Astr. 273 VARIACION DE LA LATITUD INSTANTANEA, PILAR ASTROLABIO DANJON DEL OAFA~~

~~VARIATION OF THE INSTANTANEOUS LATITUDES, PILLAR DANJON ASTROLABE-OAFA~~

~~W. Manrique, F. Baldivieso, A. Serafino, E, Actis, E- Alonso y R. Podesta~~

~~Observatori o Astronomico "F 6 l i x Agui lar” , San Juan, Argenti na~~

RESUMEN: Se obtienen los valores promedios de pesos iguales de las Latitudes instantaneas, derivadas de las observaciones sistematicas de 4.500 series seleccionadas dei Programa Fundamental, de peso mayor que uno, y que totalizan 135.000 pasajes estelares aproximadamente. Estas observaciones corresponden a 15 anos consecutivos, realizadas con el Astrolabio Danjon dei Observatorio Astronomico "Felix Aguilar" de la Universidad Nacional de San Juan. Se grafican los resultados.

ABSTRACT: Mean values are obtained from equal weights of instantaneous latitudes, derived from sistematic observations of 4.500 series selected from the Funda mental Programm, of higher weight than one, and which totalize approximately 135.000 stellar passages. The observations correspond to a period of 15 consecutive years, realized with the Danjon Astrolabe, Astronomical Observatory "Felix Aguilar", San Juan. These results are diagramed.

~~274 Bol. Asoc. Arg. de Astr. 1. INTRODUCCION~~

EI estudio dei movimiento de los Polos Terres tres tiene un gran valor tebrico y prbctico. Se consi derari como problemas fundamentales de las observaciones de las Latitudes, el estudio de las variaciones perib- dicas y lentas de las mismas, el estudio dei movimiento dei eje de Rotacion en el espacio y la investigacion de la estructura interna de nuestro planeta. La oscilacion de la Tierra respecto dei eje de rotacion, modifica en el espacio la direccion de la vertical y por ende el cenit y meridiano celeste. Es decir que el movimiento de los Polos provoca la variacion de las coordenadas Geograficas de cualquier punto de la superficie terrestre, e influye ademas en la Hora Rotacional, vinculada a las determinaciones de los An gulos Horarios y Longitudes geograficas de la superficie terrestre.

~~2. VARIACIONES POLARES Y NO POLARES~~

La curva de la variacibn de la Latitud es el resultado de la accion de una serie de causas fisicas, relacionadas con la estructura interna de la Tierra, su forma y traslado de masas sobre su superficie y dentro de ella. Cada causa produce una curva particular. Interactuando simult&neamente todas juntas, se suman y producen una curva bucleada bastante irregular, la que despubs de ser analizada no ha salido jamas de un cir culo de 30 metros. Las variaciones de la Latitud pueden dividirse en dos gruposra) Variaciones Polares, b) Variaciones no Polares. Entre las variaciones polares podemos citar:

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 275 1° Periodo de Nutacion libre o periodo de Chandler . 2° Variacion Anual u oscilacion forzada dei Polo. 3° Variacion Semi-anual.~~

~~3. CALCULO~~

~~Se recuerda que los valores de la Latitud instant&nea, se obtienen de la relacion por minimos cuadrados de ecuaciones de la forma:~~

~~x sin Z + y cos Z - z + dh = 0,~~

donde x es la correccion a la correccion dei Reloj adoptada, y, es la correccion a la Latitud adoptada, z, la correccion a la distancia cenital de observacion y dh un valor que se calcula en funcion de los tiempos observados. Despues de un ano de observaciones, cada grupo dei programa fundamental se ha observado mas de 15 veces, obteniendose asi el residuo promedio de cada estrella con precision mayor que 0".04. Este residuo, que se atribuye a errores dei Catalogo empleado, se utiliza para formar un sistema de correcciones de alisado in terno . Despues de la aplicacion de estas correc ciones, se dispone de resultados homogeneos, aun si los grupos observados son incompletos. Se forman luego las diferencias sistematicas entre grupos consecutivos, observados en la misma noche por el mismo observador y posteriormente se calculan las correcciones de Grupos para referirlos a un Grupo medio. En posesion de las correcciones de Grupo, se puede ahora estudiar las variaciones de la Latitud. Para este Trabajo se han procesado 4500 Se ries dei Programa Fundamental que totalizan 135.000

~~276 Bol. Asoc. Arg. de Astr. pasajes estelares aproximadamente, observadas en 15 anos consecutivos de labor.~~

~~4. PROMEDIOS DE PESOS IGUALES DE LAS LATITUDES INSTANTANEAS~~

Se calculan los promedios tomando periodos de duracion variable, de manera que la suma de los pesos permanezea igual para cada periodo. Ademas cada periodo se superpone con el anterior en un numero de series, tal que la suma de pesos sea veinte, ya que se torna como promedio de pesos iguales el peso 40. Estos valores se presentan a Tabla 1.

~~TABLA 1~~

~~AnO Y DEC. LAT . MEDI A AnO Y DEC. LAT . MEDIA~~

~~1968.601 -31 ° 30 ' 38».675 1969.325 -31° 30 • 38».586~~

~~.640 .688 .395 .555~~

~~.673 . 694 .481 .616~~

~~. 723 . 697 .590 .672~~

~~. 787 . 785 .651 .692~~

~~.836 .805 . 700 . 723~~

~~.882 .751 . 749 . 754~~

~~.915 . 791 .805 .839~~

~~.944 . 781 .848 .873~~

~~.970 . 744 .899 .845~~

~~.942 .838~~

~~1969.035 . 701 . 984 .865~~

~~. 095 .667~~

~~. 142 .666 1970.047 .837~~

~~. 186 .635 .131 . 776~~

~~.256 .596 .253 .658~~

~~Bol. Asoc . Arg. de Astr. 277 TABLA 1(continuac16n)~~

~~A 50 Y DEC. LAT. MEDIA A 50 Y DEC. LAT . MEDIA~~

~~1970.356 -31* 30' 38M .5 72 1971.374 -31* 30 • 38».558~~

~~.4 1/» .582 .401 .548~~

~~.465 .584 .430 .538~~

~~.495 .594 .464 .496~~

~~.526 .577 .488 .483~~

~~.566 .584 .517 .492~~

~~.597 . 625 .530 .477~~

~~. 642 .61 1 .554 .483~~

~~.671 . 646 .576 .472~~

~~. 700 . 734 .607 .477~~

~~. 747 . 780 .623 .495~~

~~. 780 .833 . 640 .461~~

~~.822 .857 .659 .466~~

~~.842 .883 .674 .485~~

~~.865 .898 .691 .470~~

~~. 961 .924 . 705 .503~~

~~. 987 .933 . 727 .568~~

~~. 753 .611~~

~~1971.016 .943 .777 .660~~

~~. 046 .932 . 805 .710~~

~~.075 .909 .838 . 725~~

~~.107 .874 .863 . 754~~

~~. 144 .845 . 890 . 775~~

~~. 180 .824 .919 . 803~~

~~.210. . 781 . 942 .825~~

~~.231 . 762 . 969 . 835~~

~~.241 . 723 . 998 .873 .263 .662~~

~~. 282 .646 1972.045 .931~~

~~.302 .626 . 096 .938~~

~~.329 .625 . 129 .936~~

~~.346 .598 . 1 79 .929~~

~~278 Bol. Asoc. Arg . de Astr. TABLA 1 (continuae i6n)~~

~~AftO Y DEC.______LAT. MED 1 A______AfiO Y DEC.______LAT. MEDIA~~

~~1972.220 -31° 30' 38".872 1973.424 -31* 30' 38".763~~

~~.258 .856 .466 . 775~~

~~.285 . 836 .525 .698~~

~~.317 . 787 . 582 .640~~

~~.380 . 750 .612 .625~~

~~.439 . 664 .634 .596~~

~~.497 .615 .655 .587~~

~~.547 .591 .683 .574~~

~~.575 . 583 .712 .556~~

~~.602 .543 . 783 .553~~

~~.629 .541 . 796 .556~~

~~.674 .572 .824 .598~~

~~.71 1 .544 .858 .615~~

~~. 738 .521 . 889 .596~~

~~. 768 .546 .910 .605~~

~~.800 .582 . 936 .633~~

~~.854 .596 . 965 .618~~

~~.902 .624 . 997 .620~~

~~. 946 .665~~

~~.981 .691 1974.029 .629~~

~~. 057 .675~~

~~1973.013 .716 . 094 . 728~~

~~. 046 . 758 . 153 . 740~~

~~. 086 . 788 . 186 . 758~~

~~. 127 .833 . 209 .747~~

~~. 160 .827 . 232 . 772~~

~~.200 .830 .257 . 779~~

~~.237 .847 .271 . 739~~

~~. 266 .796 . 294 . 722~~

~~.304 . 770 .314 . 720~~

~~.346 . 781 .344 .710~~

~~.380 . 757 .375 . 748~~

~~Bol. Asoc.Asoc Arg. de Astr. 279 TABLA 1 (contInuaci6n)~~

~~ARO Y DEC. LAT. MEDIA AnO Y DEC. LAT. MEDI A~~

~~1974.409 -31* 30' 38” .771 1975.603 -31' 30' 38 " . 73 2~~

~~.441 . 796 . 645 . 782~~

~~.518 .824 .682 . 781~~

~~.552 . 777 .718 . 777~~

~~.584 . 751 . 754 . 779~~

~~.615 .717 . 779 . 785~~

~~. 642 . 699 .812 .824~~

~~.671 . 707 . 846 .850~~

~~. 701 . 707 .88 1 .828~~

~~. 724 . 685 . 905 .838~~

~~. 753 .671 . 965 . 847~~

~~. 794 .696~~

~~.832 . 734 1976.021 .812~~

~~.862 . 709 . 070 . 764~~

~~.904 . 707 .121 . 732~~

~~. 943 . 705 . 168 . 698~~

~~1975.004 . 71 1 .216 .622~~

~~.05 1 .670 .253 .581~~

~~. 134 . 640 .286 .552~~

~~. 164 .629 .318 .506~~

~~.217 .603 .345 .493~~

~~.257 .585 .395 .54 1~~

~~.290 .585 .440 .588~~

~~.33 1 .574 . 4 78 .586~~

~~.370 .582 .523 .600~~

~~.428 .654 .558 .586~~

~~.477 .717 .610 .555~~

~~.533 . 750 . 634 .571~~

~~.564 . 724 .657 .610~~

~~. 666 .631~~

~~280 Bol. Asoc. Arg. de Astr TABLA 1 (continuaci6n)~~

~~AAO Y DEC. LAT. MEDIA AnO Y DEC. LAT . MEDIA~~

~~1976.697 -31* 30' 38».600 1977.879 -31* 30 • 38.827~~

~~. 728 .588 .917 .841~~

~~. 781 .823 .992 .884~~

~~.834 .840~~

~~.874 .852 1978.042 .917~~

~~.924 . 893 . 095 .958~~

~~.948 . 899 . 140 .938~~

~~.974 .891 . 1 88 .868~~

~~1977.007 .892 .217 .825~~

~~.053 . 895 .243 .831~~

~~.101 .900 .260 .820~~

~~. 142 .846 .278 . 785~~

~~. 1 78 . 789 . 297 . 780~~

~~. 205 . 752 .346 .713~~

~~. 236 . 721 .415 .606~~

~~.271 . 722 .461 .572~~

~~. 297 . 690 .536 .523~~

~~.332 .590 . 600 .419~~

~~.364 .551 .658 .418~~

~~.385 .558 . 697 .442~~

~~.409 .538 . 736 .524~~

~~.450 .525 .806 . 607~~

~~.508 .506 . 833 .616~~

~~.575 .501 .858 .678~~

~~.629 .508 .877 . 728~~

~~.654 .497 .915 . 735~~

~~.677 .503 .957 . 778~~

~~.714 .513~~

~~. 757 .618 1979.058 .868~~

~~.810 . 71 1 . 144 .921~~

~~.836 . 774 . 197 .932~~

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 281 TABLA 1 ( continuacf6n)~~

~~A fiO Y DEC. LAT. MEDIA A fiO Y DEC. LAT. MEDIA~~

~~1979.264 -31* 30' 38".899 1980.852 -31* 30' 38.643~~

~~.306 .870 .913 . 633~~

~~.340 .867~~

~~.382 .827 1981.013 .611~~

~~.419 . 782 .116 .661~~

~~.444 . 729 . 195 . 720~~

~~.469 . 705 .254 . 702~~

~~.503 .717 .33 1 .698~~

~~.567 .661 .408 . 7 L 6~~

~~.616 .608 .471 . 776~~

~~.662 .563 .542 .812~~

~~.697 .522 .582 . 750~~

~~. 744 .538 . 649 . 739~~

~~.802 .544 . 690 . 766~~

~~.85 1 .531 . 793 . 755~~

~~.902 .588 .879 . 743~~

~~.975 . 695~~

~~1982.008 .637~~

~~1980.142 . 756 . 160 .575~~

~~.243 . 788 .258 .556~~

~~.305 .818 . 331 .544~~

~~.395 .813 .386 .571~~

~~.475 . 786 .501 .690~~

~~.539 . 720 .666 .802~~

~~.579 . 705 . 756 .876~~

~~.627 .690 . 834 .936~~

~~.652 .663 . 880 .921~~

~~.677 .640 . 996 . 821~~

~~. 704 .640~~

~~. 74 1 .658 1983.160 . 634~~

~~.802 .635 . 250 .552~~

~~282 Bol. Asoc. Arg . de Astr TABLA 1 (conti nuac i 6n)~~

~~A flO Y DEC.______LAT. MEDIA______AfiO Y DEC.______LAT. MEDIA~~

~~1983.391 -31“ 30' 38".517~~

~~.561 .536~~

~~. 667 .679~~

~~. 768 .81 1~~

~~.853 .908~~

~~.909 .915~~

~~Bol A s o c Arg. de Astr 283 5. GRAFICO DE LA VARIACION DE LA LATITUD~~

~~F i g u r a 1: Periodo: Julio 1968 - Diciembre 1983~~

~~284 Bol. Asoc. Arg. de Astr INSTRUMENTAL Y TECNICAS DE REDUCCION~~

NUEVAS CALIBRACIONES EMPIRICAS DE ABUNDANCIA METALICA PARA FOTOMETRIA DE WASHINGTON DE GIGANTES G Y K *

NEW EMPIRICAL METAL ABUNDANCE CALIBRATIONS FOR WASHINGTON PHOTOMETRY OF G AND K GIANTS *

~~D. Geislerl, J.J. ClariA^; D. Minniti3~~

~~1: Observator io Inter-Americano de Cerro Tololo, Chile~~

~~2 : Observator io Astrondmico, Universidad Nacional de Cordoba,~~

~~Argenti na~~

~~3: Steward Observatory, Universi ty of Ari zona, USA.~~

RESUMEN: Un analisis de datos fotometricos en el sistema de Washington de gigantes rojas en varios cumulos glo bulares galacticos demuestra que las calibraciones de abundanda dei sistema de Washington estan afectadas por errores sistematicos debidos a la disminucion de la sensibilidad a la abundanda dei indice (C-M) con la temperatura. En este trabajo investigamos y revisamos las calibraciones de abundancia existentes. Haciendo uso de nuevos datos CMT1T2 de gigantes rojas en cumulos abiertos y globulares: (1) redefinimos las lineas fiduciales correspondientes a [M/H]= 0.0 en los diagramas color-color? (2) demostramos que la magnitud dei efecto antes mencionado depende de la metalicidad, y (3) obtenemos nuevas calibraciones empiricas de abundancia metalica. Tanto las observaciones CMT1T2 individuales

* Basado en observaciones llevadas a cabo en el Observator io Interamericano de

~~Cerro Tololo (Chile).~~

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 2 8 7 como los resultados detallados obtenidos en este estudio seran publicados en otra parte.~~

ABSTRACT: An analysis of Washington photometric data of red giants in several galactic globular clusters demonstrates that the Washington abundance calibrations are affected by systematic errors due to the decrease of abundance sensitivity of (C-M) with the temperature. In this work we investigate and revise the existing abundance calibrations. Using new CMT1T2 data of red giants in open clusters:(1) we redefine the fiducial lines for [M/H] = 0.0 in the colour-colour diagrams; (2) we demonstrate that the above mentj.oned effect depends on the metallicity, and (3) we obtain new empirical metal abundance calibrations. The individual CMT1T2 observations as well as the detailed results obtained in this study will be published elsewhere.

~~I . INTRODUCCION~~

EI sistema de Washington ha sido esencialmente definido para determinar abundancias y temperaturas confiables de estrellas gigantes G y K. EI sistema incluye un indice de temperatura (T1-T2), virtualmente identico al R-I, y dos indices de abundanda A (M-Tl) y A (C-M) . EI primero ntide el efecto blanketing metalico (debido principalmente al hierro) en la region entre o 4500 y 5500 A, en tanto que el segundo mide ei blanketing metalico (lineas H y K dei Call y lineas dei Fe) y molecular (bandas de CN y banda G) entre 3500 y 4500 A. El sistema fue originalmente calibrado por Canterna (1976) y Canterna y Harris (1979) para deter minar [Fe/H]. Estas calibraciones fueron revisadas por Canterna y otros (1986) y Geisler (1986) para gigantes

2 8 8 Bol. Asoc. Arg. de Astr. rojas de poblacion I y II, respectivamente. Dichas re visiones fueron llevadas a cabo haciendo uso de una mayor cantidad de estrellas con abundancias determinadas a partir de espectroscopia de alta dispersion (EAD). En un trabajo reciente Minniti y Claria (1989) notaron una aparente variacion de A (C-M) con la temperatura de es trellas individuales dei cumulo globular M68. Ante la posibilidad de que dicho efecto pueda estar originando errores sistematicos en las abundancias resultantes, decidimos llevar a cabo una revision cuidadosa de las calibraciones dei sistema de Washington.

~~II. REVISION DE LOS DIAGRAMAS COLOR - COLOR PARA GIGANTES G Y K DE ABUNDANCIA SOLAR~~

Dada la pobre definicion de las relaciones (M-Tl)o/(T1-T2)o y (C-M)q/ (Tl-T2)0 originales de Canterna (1976) para estrellas G y K de abundancia so lar, comenzamos por revisarlas incluyendo la relacion (C-Tl)o / (T1-T2)o . Para ello, hicimos uso de 24 gigantes rojas dei campo y 64 estrellas de 9 cumulos abiertos, todas con E(B-V) < 0.14 y abundancias en el rango -0.1 <[Fe/H] <0.1 determinadas con EAD. Usamos ademas datos CMT1T2 de alta calidad obtenidos en Cerro Tololo y publicados (o a publicar) por algunos de nosotros. Las nuevas relaciones obtenidas tienen la forma:

(M-Tl)o = A + B (T1-T2)0 , (C-M )0 = C + D (T1-T2)o , (1) (C-Tl)o = E + F (T1-T2)0 , en las cuales los coeficientes han sido determinados por minimos cuadrados para los intervalos 0.4 < (Tl-T2)0 < 0.57 y 0.57 < (T1-T2)0 < 0.70 (Tabla 1).

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 289 TABLA 1~~

~~Parametros que determinan las nuevas relaciones color-color de la fotometrla de Washington.~~

~~Coeficientes validos para el intervalo 0.40 < (T1-T2)o < 0.57~~

~~A = -0.083 C = -0.596 E = -0.680 B = 1.754 D = 3.815 F = 5.577 r = 0.96 r = 0.90 r = 0.93~~

~~Coeficientes validos para el intervalo 0.57 < (T1-T2)o < 0.70~~

~~A = 0.282 C = 0.621 E = 0.904 B = 1.131 D = 1.660 F = 2.792 r = 0.95 r = 0.85 r = 0.91~~

~~III. VARIACION DE LOS INDICES DE ABUNDANCIA CON LA TEMPERATURA~~

Para examinar este efecto comenzamos por cambiar el signo de los indices de abundancia de la fotometrla de Washington. Con esta redefinicion, indices A (C-M) o A(M-T1) negativos corresponden a abundancias [Fe/H] negativas y viceversa. Llamaremos a (C-M)1 y A (M-Tl)* a los nuevos indices obtenidos (con el signo

290 Bol. Asoc. Arg. de Astr. cambiado) a partir de las nuevas relaciones color-color. Si se observa la ubicacion de las gigantes rojas de algunos cumulos globulares en el diagrama (M- Tl)o/(T1-T2)o (ver por ejemplo, Minniti y Claria 1989), se advierte que A (M-Tl) cambia levemente con la tempe ratura. Se aprecia ademas que la pendiente de la distribucion de puntos correspondientes a las gigantes ro jas de cada cumulo en el diagrama (M-Tl)Q/(T1-T2)0 es aparentemente una funcion de la metalicidad. Si bien este efecto merece ser examinado con mayor detalle, pocas dudas caben de que es pequeno. De cualquier manera,

los indices a (M-Tl) o a (M-T1)1 tienen muy poca utilidad para estrellas o cumulos con [Fe/H] < -1.0. Para examinar la variacion dei indice A (C-M)' con (Tl-T2)0 seleccionamos 11 cumulos globulares con un amplio rango de [Fe/H], E(B-V) < 0.24, buena fotometria de Washington y gigantes rojas con abundancias de Zinn (1985) entre -0.51 y -2.24. Solo estrellas con (Tl-T2)0 entre 0.56 y 0.71 fueron utilizadas. La disminucion de A (C-M)' a medida que aumenta (Tl-T2)0 es evidente en la Fig. 1, siendo el efecto mayor cuanto menor es la metalicidad. La Fig. 2 muestra como varia A - pendiente de la relacion A (C-M) */(T1-T2) 0 - en funcion de la metalicidad. Un ajuste por minimos cuadrados conduce a la recta:

~~A = -1.05 [Fe/H]zinn + 0.29 con r = 0.82 (2)~~

~~Si el ajuste se lleva a cabo omitiendo NGC 104 (47 Tuc), cuyo punto se aparta bastante de la recta anterior, re sulta:~~

~~A = -1.32 [Fe/H]zinn “ 0.22 con r = 0.89 (3)~~

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 2 9 1 Figura 1: Vari ac i 6 n de los indices de abundancia ^ ( C - M ) ' en~~

~~fune ion de la temperatura, para gigantes rojas de 11 cumulos~~

~~globulares con bajo enrojeci miento y amplio rango de valores de~~

~~lF e/H] .~~

~~Dado que para [Fe/H] = 0 deberia corresponder A = 0, se decidio adopbar la recba que pasa por el oriqen y cuya pendiente estimada a ojo es -1.2 (Fig. 2).~~

~~292 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Figura 2: Variaci6n de ta pendiente de la relacidn~~

~~de los 11 cumulos globulares de la fig. 1~~

De las observaciones de numerosos cumulos glo bulares pudimos comprobar que la variacion de A (c-M)' con la temperatura ocurre aproximadamente para (Tl-T2)0 > 0.57. En consecuencia, los indices A (C-M)" corregidos por el efecto de variacion de a (C-M)' con la temperatura

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 293 y la metalicidad pueden ahora calcularse de la expresion:~~

~~A(C-M)" = A(C-M)' + 1.2 [Fe/H] [(Tl-T2)0 “ 0.57], (4)~~

~~para valores de (Tl-T2)0 > 0.57.~~

~~IV. NUEVAS CALIBRACIONES EMPIRICAS DE ABUNDANCIA METALICA~~

AI graficar los indices A (C-M)" en funcion de [Fe/H] para 60 gigantes rojas de campo, 6 cumulos abiertos y li globulares con abundandas determinadas a partir de EAD, resulta la nueva calibracion empirica de abundancia dei indice A(c-M)" de la fotometria de Wa shington (Fig. 3) . La dispersion resultante en la relacion entre A (C-M)11 y [Fe/H] puede considerarse satisfactoria a los fines practicos. La recta continua en la Fig. 4 representa la linea fiducial originariamente obtenida por Canterna (1976) para gigantes G y K de abundancia solar. Las lineas de isoabundancia para [Fe/H] = o, -1.0, -2.0 y -3.0 han sido obtenidas en este trabajo teniendo en cuenta el efecto examinado en la seccion III. Precisamente, la ubicacibn de las gigantes rojas de un cumulo en este diagrama permite estimar un valor de [Fe/H] aproximado, el cual puede ser utilizado para determinar los Indices A (C-M)" de la expresion (4) . Cabe mencionar que los valores medios de los indices A(C-M)" obtenidos por Claria et al. (1990) para m&s de una docena de cumulos globulares gal&cticos, presentan una consistenda interna mayor (errores dei promedio menores) que los valores medios de los indices A (C-M) calculados a partir de la vieja definicion de Canterna (1976), usando las relaciones color-color ori

294 Bol. Asoc. Arg. de Astr. ginales y sin tener en cuenta el efecto discutido en la seccion III. Se concluye, en consecuencia, que la aplicacion de la nueva calibracion de abundancia conduce a resultados que muestran una mejor consistencia interna que los obtenidos a partir de las anteriores calibraciones. Puede mostrarse ademas que la consistencia ex terna tambien mejora considerablemente.

~~Figura 3: Nueva calibraci6n empirica dei indice C-M)" en funcion~~

~~de [F e/H] . Para obtener esta calibracion se han corregido los~~

~~indices /^(C-H)1 observados por el efecto de variacion de los~~

~~mismos con la temperatura y la metalicidad.~~

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 2 9 5 Figura 4: Nueva relacion (C-M)0/ ( T1 -T2 ) 0 obtenida en este trabajo~~

~~para gigantes G y K de abundancia solar. Notese la apreciable~~

~~di ferenc i a respecto de la Ifnea (continua) origi nalmente obtenida~~

~~por Canterna (1976). Las lineas de i soabundanc i a para [ F e/ H] =~~

~~^ ® * '2.0 y -3.0 han sido trazadas teniendo en cuenta el efecto~~

~~examinado en la s e c c i 6 n III.~~

Para examinar la variacion dei indice A (C-Tl)1, en funcion de la temperatura, procedimos de una manera similar a lo realizado con A (c-M) * . Es de— cir, confeccionamos un grafico similar al de la Fig. l incluyendo ahora el indice a (C-Tl)' en lugar de A (c-M)', P^^a cumulos bien observados, con enrojeciroiento pegueno y un amplio rango de temperaturas. Ajustamos despues por

296 Bol. Asoc. Arg. de Astr. minimos cuadrados una recta de la forma: a (C-Tl) 1 = a (Tl-T2)0 + p para la distribucion de puntos de cada cu mulo, admitiendo que a (C-Tl) ' no cambia para (Tl-T2)0 < 0.57. La variacion de la pendiente a = 3A (C-Tl) '/ 3 (Tl-T2)0 en funcion de los valores de [Fe/H] publicados por Zinn (1985), obtenida tambien por minimos cuadrados, condujo a una recta de la forma:

~~a = 3A (C-Tl) */ 3 (T1 -T2 )o = 1.6 [Fe/H]Zinn (5)~~

~~Figura 5: Nueva calibraci6n empirica de abundancia dei indice~~

~~•A(C - T1 ) de la fotometria de Washington. Esta calibracion ha sido~~

~~e8tablecida teni endo en cuenta la vari ac i 6 n dei indice /\ ( c - T 1 )~~

~~con la temperatura y la metalicidad.~~

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 2 9 7 Figura 6: Lineas de i soabundanc i a obteni das en el presente trabajo.~~

~~N6tese la variae i 6 n dei indice ( C - T 1 ) ' en fune ion de la~~

~~temperatura y la metalicidad.~~

~~Se calcularon entonces, para cada estrella individualmente, los indices A (C-Tl)" a partir de la expresion:~~

A(C-T1)" = A(C-Tl)» + 1.6 [Fe/H] [(Tl-T2)0 - 0.57], (6) para estrellas con (T1-T2)o>0.57. Se promediaron los A (C-Tl) " de las estrellas de cada cumulo con abundanda determinada a partir de EAD y, con el agregado de las estrellas dei campo con EAD conocidas, se obtuvo la nueva calibracion empirica de abundanda dei indice (C-Tl) de la fotometria de Washington (Fig. 5) . Esta calibracion y la variacion de a con [Fe/H] recien obtenida, permite dibujar las lineas de isoabundancia en la Fig. 6. La Fig. 7 es equivalente a la Fig. 4, solo que

~~298 Bol. Asoc. Arg. de Astr. en lugar de (C-M)0 se incluye (C-T1)0 * A los fines pr&cticos, resulta indistinto emplear cualquiera de las dos calibraciones de abundancia obtenidas (Figs. 3 y 5).~~

~~Figura 7: Nueva relaci6n (C-T1)0/(T1-T2)0 obtenida en este trabajo~~

~~para g i gantes G y K de abundancia solar. Las lineas de~~

~~isoabundancia para [Fe/H] = -1.0, -2.0 y 3.0 han sido dibujadas~~

~~teniendo en cuenta los resuitados exhibidos en la Fig. 6.~~

Los autores agradecen al Director dei Obser- vatorio Inter-Americano de Cerro Tololo, Dr. Robert Williams, por los turnos de observacion concedidos para el desarrollo dei presente estudio. Agradecen tambien al Sr. Jorge Laborde por la confeccion de los diagramas. Este trabajo ha sido parcialmente financiado por el

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 2 9 9 Consejo de Investigaciones Cientificas y Tecnologicas de la Provincia de Cordoba (CONICOR)~~

~~REFERENCIAS~~

Canterna, R. 1976, Astron. J. 81, 228. Canterna, R., Geisler, D., Harris, H.C., Olsewski, E. y Shommer, R. 1986, Astron. J. 92, 79. Canterna, R. y Harris, H. C. 1979, en "Problems of Calibration of Multi-colour Photometric Systems”, Dudley Obs. Report N° 14, p. 119 Claria, J.J., Geisler, D. y Minniti, D. 1990, Bol. Asoc. Arg. Astron. 36, 3. Geisler, D. 1986, Pubi. Astron. Soc. Pacific 98, 762. Minniti, D. y Claria, J.J. 1989, Astrophys. J. 341, 186. Zinn, R. 1985, Astrophys. J. 293, 424.

~~300 Bol. Asoc. Arg. de Astr. DOS NUEVOS TELESCOPIOS PARA ASTRONOMIA EN CHINA~~

~~TWO CHINESE NEW TELESCOPES FOR ASTRONOMY~~

~~J. CHENG 1~~

~~NANJING ASTRONOMICAL INSTRUMENT RESEARCH CENTER,~~

~~ACADEMIA S I N I C A , NANJING, CHINA~~

RESUMEN: Dos proyectos de telescopios estan siendo actualmente desarrollados en China. Estos son el telescopio de longitud de onda milimetrica de 13.7 metros y el telescopio optico multifocal de 1.05 metros. En el presente trabajo se introducen en detalle ambos telesco pios. La discusion incluye el diseno, algunas caracteristicas y las performances de estos telescopios.

ABSTRACT: Recently, two telescope projects have been in progress in China. These are 13.7 m millimeter wavelength telescope and 1.05 m multi-focus optical telescope. In this paper, both telescopes are introduced in detail. The discussion includes design features, telescope characteristics and their performances.

~~I. INTRODUCCION~~

~~Very recently two new astronomical telescopes have been designed and manufactured in China. These are 13.7 m millimeter wavelength telescope and 1.05 m~~

~~1 Visit ing scient i st of Instituto Argenti no de Radioastronomfa~~

~~(Argenti na).~~

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 301 multi-focus optical telescope. The 13.7 m telescope is located at Delingha station of Purple Mountain Observatory in northwest of China. The telescope was assembled in 1986 and will be in regular operation later this year. The 1.05 m telescope project was started in 1988, and the design work had been completed on June this year. The telescope manufacture is in progress and will be finished in 1992. Hopefully, it will be in operation in 1993. The 13.7 m telescope is the only large millimeter wavelength facility in China and the I. 05 m telescope will be the fourth in diameter among Chinese optical telescopes. In this paper, both two telescopes are introduced wich includes their design features and their operational performance.

~~II. 13.7 M MILLIMETER WAVELENGTH TELESCOPE~~

The 13.7 m millimeter wavelength telescope was designed and manufactured jointly by American and Chinese organizations. It is an improved version of the 13.7 m antenna of Five College Observatory, which was produced by Electronic Space System Co., U.S.A. However, many aspects of the antenna have been altered in order to achieve a much better operational perfomance. This improvement was accomplished by the efforts both from Electronic Space System Co. and Nanjing Astronomical Instrument Factory, a research and manufacture establishment of Academia Sinica. The main part of the antenna structure, including control electronics, was manufactured in Nanjing and its radome and panels were suppiied by U.S.A. Purple Mountain Observatory is mainly involved in receiver electronics. The 13.7 m telescope is sited at Delingha in Qinghai province, a very dry and remote desert area. The altitude of the site is 3200 m above sea level. The

302 Bol. Asoc. Arg. de Astr. annual water vapor level of atmosphere of the site is only In winter time, it can be as low as 1.4 mm and in summer, it is usually about 7.9 mm. The latitude of the telescope is 37°22'. The site is fairly flat and provides the possibility for the further development for the millimeter array facilities. The optical configuration of the telescope is basically a Cassegrain one. The focus-ratio of its primary reflector is 0.37. The eccentricity of the secondary reflector is 1.2 and its magnification is 11. The primary reflector has a diameter of 13.7m and the diameter of the secondary reflector is 1.085 m. The blockage of the aperture by secondary reflector and the supporting tetrapot is about 2.1%. However, this telescope has a radome which has its framework blockage of about another 5 % of the aperture area. Similar to other radio and millimeter telescopes, this telescope employs an altazimuth mounting structure. Both axes, altitude and azimuth, use roller bearings. DC servo motors are applied for both axes. The driving system have high gear ratio which is over 10,000. Therefore, the motors used are those with lower torque ouput. Two motors are applied at each axis which provides anti-backlash preload. At each axis, precision inductosyn system has been used for accurate axial position indicating. The telescope has high position repeatability, which is under 3” rms for each axis. Therefore, the telescope has a very good pointing performance. The pedestal of the telescope is seven meters above ground level. Above the pedestal, there is the main component of the telescope, antenna dish. It consists of backup structure, surface panels and secondary reflector. Differing from other antenna backup structure, 13.7 m telescope does not employ space truss design; it

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 303 has a particularly designed aluminium thin-walled box structure. The backup structure consists of 12 radial ribs and 3 rings ribs. Ali ribs are thin-walled box structure. The cross-sectional dimension of each rib is about 920x200 mm, and the wall thickness is only 1 to 1.5 mm. In the center of the backup structure, there are 12 very strong torque boxes which help the torsional stiffness of the structure. Besides torque boxes, five rings of diagonal oriented aluminium tubes are applied in this antenna structure design. Therefore, the backup structure of this telescope has a much better mechanical performance. In this design, the structure has a very .iigh stiffness to weight ratio. The weight of the 13.7 m backup structure is only about 7,000 kg. The backup structure has a semi-homologous property of deformation. The rms deformation from a best-fit parabola is only 0.027 mm within 30° from zenith pointing. Together with the high quality surface panels which are specially manufactured for this telescope, the antenna can be therefore performed at a high frequency range. The shortest wavelength this telescope can be used is about 2 mm. To avoid serious effect of thermal distortion between the aluminium backup structure and the Steel pedestal structure, four expansion-free joints have been used in supporting the backup structure. The backup structure is assembled and riveted at the telescope site. The structure has a high degree of axial symmetry. Two rings of surface panels are supported on the top of the backup structure. There are altogether 72 panels on the primary surface. The surface panels are produced by the vacuum model forming process. The panel have high surface accuracy. The rms panel surface accuracy of this telescope is 0.022 mm. The height of each panel can be adjusted via screws on the panel stands. The surface inspection and adjusting is

304 Bol. Asoc. Arg. de Astr. accomplished by theodolite and gauge. The adjusting procedure should be finished within 12 hours at night. Experience shows that the adjusting accuracy can be as high as 0,066 mm rms. On the top of the tetrapot there is the secondary reflector. This reflector can be moved in all x, y, z directions and it can be rotated in xz, yz directions. In this way, the telescope can be so adjusted that the highest gain will be resulted when the antenna is pointed to any direction. The 13.7m telescope is enclosed within a 20.3 m diameter spherical radome. The radome protects the antenna structure away from wind, snow and sand. This greatly simplified the telescope structural design. Therefore the telescope is lighter in comparison with all other antennas with the same aperture diameter. The radome is composed by 575 aluminum framed 'Tedlar' components. The blockage of the metal frame of the radome is about 5% of the aperture area, which reduces the antenna gain to about 10%. Besides the gain loss caused by the frame blockage, the radome membrane material also has absorption and reflection losses. The absorption of the membrane is determined by the membrane thickness and it increases monotonously with the increase of the operational frequency. For 10 mm wavelength, the absorption of the membrane is about 2%, and for 1 mm wavelength, the absorption will be as much as 10% for the radome of this telescope. For sub-millimeter wavelength observation, a material with lower absorption coefficient should be applied. The reflection loss of the membrane is a periodical function which is directly related with the thickness of the membrane. The thickness of the radome membrane is so chosen that the reflection loss will be smaller within the atmospherical Windows. The thickness of the membrane is 0.74 mm. Due to the resistances of the metal frame of

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 305 the radome, which is about 10 milliohms, the radome also causes the antenna noise temperature. This temperature increases as the frequency increases, for 12 0 GHz, the noise temperature reaches to 16° K. The 13.7 m telescope employs a 22 GHz and a 80-115 GHz receivers. The telescope is now working at the 22 GHz frequency and the 80-115 GHz frequency will be in operation next year. The 80-115 GHz receiver is a cooled low-noise one. It is a GaAs Schottky mixer heterodyne type. It consists of a feed horn, a ring filter, a low-noise mixer and an FET amplifier all mounted on a 2 0 K helium vacuum dewar. The 13.7 m telescope is the only large millimeter wavelength facility in China. Many reasons cause delay of the project. Enormous efforts have been taken to put this telescope into regular operation. Hopefully, next year, this telescope will be operated in both 22 and 80-115 GHz frequency bands.

~~III. 1.05 M MULTI-FOCUS OPTICAL TELESCOPE~~

The demand for a special astrometrical optical telescope had been proposed early in 1984. The main purpose of this telescope is to track and to discover new satellites of the planets. Afterwards, the aim of the telescope has been altered to serve more branches in astronomy. In 1989, this project was set up to be a multi-focus, multi-purpose 1.05 m optical telescope. The telescope has three focal stations and four foci. These are prime focus, Cassegrain foci with and without co rrector, Nasymth focus. The design of this telescope was started from 1989 and completed on June 1990. At present, the manufacture of the telescope is in progress. The telescope will be assembled in 1992. Hopefully, this telescope will be in regular operation

306 Bol. Asoc. Arg. de Astr. in 1993. When it is completed, the telescope will be the fourth optical telescope in diameter in China. It will site in Shanxi Observatory near Xian, a location which is neither far from Nanjing, Beijing and Shanghai, three important cities in Chinese astronomy. In many aspects, new technology has been applied in this telescope design. The telescope has a newly designed primary focal corrector, which results a largest primary focal field in the world, the field of it is as large as 2 degrees. This is the first telescope in the world which has such great focal field at its primary foccus. It is very important to the multi-object spectroscopic work. The telescope has a large coma-free, high image quality Cassegrain focus with its three element corrector lenses. The unsymmetry of ray distribution of spot diagram within 15' field is less than 0V01. This makes it be possible to determine the star or satellite position to very high accuracy. The three element corrector also corrects distortion of the field. This is also important for astrometrical position work. In this telescope, for a 54* field of view, the distortion is less than 0V0138. Although, this telescope has a traditional equatorial fork type mounting structure. However, it applies a comparably thin mirror, a squared type top ring structure. The top ring is so designed that the primary focus can be ready for observation immediately after taking off its secondary mirror. In the design of secondary mirror focusing mechanism, special counterweight has been added in attending a smooth and accurate focusing resuit. The telescope fork is a welded box structure which has high stiffness and also light in weight. The telescope applies gear drive systems at its both axes. Nex anti-backlash mechanism has been designed for this telescope. Precision absolute and incremental encode

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 307 conference at San Juan, Argentina.~~

~~REFERENCES~~

Cheng, J.; 1988. Delingha 13.7 m millimeter wavelength telescope, Antenna Technology, Vol. 4, 104-111 (in Chinese). ESSCO. 1982. Technical manual TM82-17. Cao, y. 1988. A 3 mm band low-noise front end of cooled receiver, Pub. of Purple Mountain Observatory, Vol. 7, 269-278 (in Chinese). Cheng, J. et al. 1989-1990. Design report of 1.05 m optical telescope, N° 1-17, Nanjing.

~~310 Bol Asoc Arg. de Astr. SISTEMA DE PROCESAMIENTO DE IMAGENES APLICADO A LA FOTOMETRIA SUPERFICIAL DE GALAXIAS~~

~~IMAGE PROCESSING SYSTEM APPLIED TO GALAXIES SURFACE PHOTOMETRY~~

~~M.A. Bosio1 ; C.J. Donzelli2~~

~~Observator io Astron6mi co de C6rdoba~~

~~1 CONICET~~

~~2 CONICOR~~

RESUMEN: Se ha desarrollado un paquete de Software en el sistema Digital Micro Vax II, para el procesamiento de imagenes en forma interactiva. Con el mismo se realizo un detallado an&lisis fotom^trico y morfologico de 9 galaxias de tipo temprano, 5 elipticas y 4 SO. Las ima genes tratadas fueron obtenidas por medio de un microfotometro Hilger-Watts modificado que permite la digitalizacion automatica de placas fotograficas. Se presenta para cada galaxia los perfiles radiales para el brillo superficial, elipticidad, angulo de posicion y los residuos de las elipses ajustadas descriptos por los terminos cos(n0) y sen(n0) con n=3,4.

ABSTRACT: A Software package for image Processing in interactive form has been developed in the Digital Micro Vax II system. It was used to make a detailed photometric and morphological analysis of 9 early-type galaxies, 5 elliptical and 4 SO. The processed images were obtained by a Hilger-Watts modified microdensitometer, which allows automatic digitalysation of photographic plates. Radials profiles have been derived for surface brightness, ellipticity, position

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 311 angle and the residuals from the fitted ellipses described by cos(n0) and sin(n0) terms, where n=3,4.~~

~~INTRODUCCION~~

EI paquete de Software desarrollado tiene como finalidad el analisis y tratamiento de los datos obtenidos mediante la digitalizacion de placas fotograficas a traves de un microdensitometro automatizado en el ano 1987 por el Grupo de Desarrollo Instrumental dei Depar- tamento de Astronomia Extragalactica (Recabarren, 1987). t ECUENCIA DE PROCESAMIENTO

~~1. OBTENCION DE LA IMAGEN DIGITALIZADA~~

El microdensitometro esta controlado por una computadora, lo cual permite realizar el barrido bidimensional de la placa en forma totalmente automatica. El paso de barrido puede variarse desde un valor minimo de 6 micrones y, en general, es elegido de acuerdo a la resolucion deseada en la imagen de salida. Esta imagen es un arreglo de valores enteros entre 0 y 255 (8 bits) que representa la opacidad o transparencia de la placa en cada punto.

~~2. ADQUISICION DE LA MATRIZ DE DENSIDADES~~

Con la lectura dei archivo de salida dei microdensitometro se posiciona la imagen activa dei sistema. Dicha imagen, que corresponde a la matriz de densidades, tiene como ya se indico un rango de variacion entre 0 y 255, la visualizacion de la misma se realiza ajustando esos 256 niveles a los 16 colores que pueden representarse en la terminal grafica. Dicho

~~312 Bol. Asoc. Arg. de Astr. ajuste puede ser lineal o elegirse en forma interactiva de acuerdo a la necesidad dei usuario.~~

~~3. CONVERSION DE LA MATRIZ DE DENSIDADES A INTENSIDADES~~

EI programa brinda dos posibilidades para la calibracion de la curva caracteristica. La primera con siste en realizar un ajuste polinomial de grado n (seleccionado por el usuario) utilizando el metodo de mi nimos cuadrados. La segunda opcion utiliza para el ajuste una funcion de la forma (Donzelli, 1990):

~~M(D) = al*log(D-D0) + a2*D + a3*log(Dv-D) + a4~~

~~D: densidad M: magnitud DO: densidad dei punto de maxima opacidad Dv: densidad dei velo de placa~~

~~Los coeficientes dei ajuste se calculan con la utilizacion dei algoritmo SIMPLEX.~~

~~4. FILTRADO DE LA IMAGEN~~

El programa cuenta con dos opciones de filtrado: a. Filtro pasabajo: se utiliza para eliminar las altas frecuencias y las opciones son filtrado por media o por mediana. b. Filtro pasaalto: se utiliza para realzar los bordes y/o caracteristicas de la imagen. Las opciones que se brindan son: bordes direccionales (Norte, Sur, Este, Oeste); no direccionales (vecinancia 4, vecinancia 8 y laplaciano) y realce de lineas (horizontales o

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 313 verticales).~~

~~5. RESTADO DEL FONDO DE PLACA~~

Se representa el fondo de placa calculando por medio de un algoritmo iterativo los coeficientes de un polinomio canonico de orden variable (3 a 5) (Barbon et al., 1976). Esta representacion se resta a la matriz de intensidades.

~~6. OBTENCION DEL PUNTO CERO~~

Se hace utilizando el catalogo de calibraciones fotoelectricas (Longo y de Vaucouleurs, 1982) para diferentes diafragmas. El sistema lee de un archivo los datos dei catalogo y realiza la integracion para cada diafragma.

~~7. OBTENCION DE PARAMETROS FOTOMETRICOS Y MORFOLOGICOS~~

~~Diversos algoritmos permiten el calculo de:~~

~~Luminosidad total, por suma de pixels o a traves de la integracion de la curva IS vs. m.~~

~~Perfiles de luminosidad, radiales, equivalentes o azimutales.~~

~~Isofotas con la correspondiente determinacion de elipticidad, angulo de posicion y coeficientes de Fourier (Jedrzejiewski, 1987).~~

~~314 Bol. Asoc. Arg. de Astr. REFERENCIAS~~

Barbon, R . ; Benacchio, L.; Capaccioli, M. 1976. Mem. Soc. Astr. Ital. 47, 263. Donzelli, C.J. 1990. Trabajo especial de Licenciatura, F.A.M.A.F., U.N.C. Jedrzejiewski, R.I. 1987. M.N.R.A.S. 226, 747. Longo, G.; de Vaucouleurs, A. 1982. A general catalogue of photoelectric magnitudes and colors in the U ,B,V system of 3578 galaxies brighter than the 16-th V-magnitude. Recabarren, P. et al. 1987. Bol. Asoc. Arg. de Astr. 33 197.

~~B o l . Aso c Arg. de Astr. 315 BUSQUEDA DE SITIO ASTRONOMICO EN BASES ANTARTICAS ARGENTINAS~~

~~THE SEARCH FOR AN ASTRONOMICAL SITE AT SOME ARGENTINIEN BASES IN THE ANTARTICA~~

~~J.H. Calderonl/2; p .g . Recabarren^»2,3; m .J. Lombardo^; H.A. Ochoa^~~

~~1 Observator io Astron6mico de C6rdoba~~

~~2 CON ICET~~

~~3 Instituto Antcir t i co Argenti no~~

RESUMEN: En el ano 1989 el Observatorio Astronomico de Cordoba inicio una campana para determinar la posibilidad de realizar observaciones astronomicas desde las estaciones argentinas en Antartida. A tal fin durante la noche polar se analizaron las condiciones climaticas y se realizaron observaciones para estimar la calidad de cielo en la Base Antartica Belgrano II, la de mayor in teres por su ubicacion geografica (Nunatak Vertrab: Lat -77° 52'16"; Long 34°37'08,,W) y condiciones meteorologicas. En este trabajo se presentan y discuten los resultados obtenidos.

ABSTRACT: Cordoba Astronomical Observatory has began a site testing program in argentine scientific stations at Antartica. Measurements in order to estimate sky quality were made during the 1989 polar night at the Belgrano II Station, which offerred the best conditions according to its geographical position (Nunatak Vertrab: Lat -77 ° 52 116*'; Long 34°37,08"W) and meteorological conditions. In this paper results are presented and discussed.

~~316 Bol. Asoc. Arg. de Astr. INTRODUCCION~~

La busqueda e identificacion de nuevos sitios aptos para la observacion astronomica (site testing), sigue siendo una actividad de relevancia e importancia internacional para el desarrollo de la Astronomia Observacional. Aun cuando ya existe un importante telescopio optico (Hubble Space Telescope) en orbita alrededor dei planeta y fuera de la atmosfera, con las ventajas que esto significa, la observacion desde tierra lejos de perder vigencia, como a primera vista pudiera parecer, tiende a incrementarse significativamente. Si bien existen observatorios astronomicos diseminados por todo el mundo, la mayoria se encuentra en latitudes intermedias, quedando aun vastas regiones dei globo sin explorar; el continente antartico es sin duda una de estas, que ademas, por su ubicacion geografica resulta de caracteristicas unicas para la observa cion astronomica. En efecto, la posibilidad de contar con largos periodos de oscuridad continua, mas de mil horas durante la noche polar, torna a estas regiones el sitio indicado para el estudio sin interrupciones de fuentes astronomicas que presentan variaciones, periodicas o aleato rias, en lapsos menores de algunas centenas de horas, ya que posibilitarian su seguimiento en forma ininterrum- pida durante meses, si las condiciones climaticas lo permiten. Ademas, durante el verano polar, la posibili dad de contar con el Sol sobre el horizonte en lapsos similarmente largos lo hacen un sitio adecuado para estudios solares. Por otra parte, la ubicacion geografica permitiria la observacion de eclipses que son solo vi- sibles desde esas latitudes.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 317 Como antecedentes de estudios astronomicos en Antartida podemos citar los realizados en la estacion Amundsen-Scott (South Pole Station) en ternas de fotometria fotoelectrica por S. Morris (1985), Chen K. y otros (1987), Taylor M. y otros (1988)? en ternas de as tronomia solar por Harvey J. y otros (1982) y Jagdev Singh y otros (1989). La seleccion dei sitio tentativo, apto para la observacion astronomica, se realizo analizando los datos meteorologicos obtenidos en los ultimos anos en todas las bases antarticas; la logistica se analizo visitando las mismas durante la Campana Antartica de Verano 1989. Las observaciones para la determinacion de la calidad de cielo se realizaron, en consecuencia, en la Base Belgrano II durante el invierno 1989 por ser el lugar de mejor perspectiva por su ubicacion geografica (Lat -77°52'16”? Long 34°37,08,,W) y por sus condiciones climaticas. Tambien se realizaron detalladas observaciones meteorologicas orientadas hacia los fines astronomicos. La Base Belgrano II se encuentra ubicada sobre el casquete polar a 350 m sobre el nivei dei mar? esta construida sobre un afloramiento rocoso en el hielo (nunatak) de aproximadamente 3 00 x 3 00 m y rodeada por los glaciares que descienden desde la meseta polar, esto hace que la base se encuentre rodeada por importantes campos de grietas. Las condiciones ambientales se caracterizan por ser extremadamente rigurosas, particularmente durante la noche polar en que las temperaturas medias alcanzan -30°C con minimas de hasta -55°C; los vientos son particularmente intensos alcanzando velocidades de hasta 250 km/h. Las precipitaciones, siempre en forma de nieve, son muy escasas alcanzando en media los 80 mm anuales. Desde el punto de vista geologico el nunatak consiste en un afloramiento de granito sumamente fragmentado.

~~318 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Los factores primarios a tener en cuenta para determinar la utilidad astronomica de un sitio, segun A. Ardeberg (1987), son:~~

- Cantidad de horas de cielo despejado. - Seeing (calidad de imagenes, turbulencia atmosfdrica). - Contenido de agua en la atmosfera. - Transparencia atmosf^rica. - Extincibn atmosfdrica (absorcidn selectiva). - Condiciones de viento. - Variaciones de temperatura. - Nivei de iluminacidn dei cielo. - Polucidn dei aire. - Presencia de auroras. - Geologia dei terreno.

~~Los par&metros de convenienda, segun el mismo autor, son: - Latitud, accesibilidad, suministro de energia eldc- trica y agua, distancia a los institutos centrales y comunicaciones.~~

~~OBSERVACIONES~~

Cielo despejado: La observacion de nubosidad se realizo en forma visual.Seeing: La calidad de imagenes estci en relacion in versa a su tamano (seeing) , el que es a su vez consecuencia inmediata de la turbulencia dei aire en la baja atmosfera. Las estimaciones dei seeing se hicieron siguiendo el mdtodo cuali-cuantitativo propuesto por A. D'anjeon (1926) -el unico a nuestro alcance en ese mo mento- que consiste en la observacion de la calidad (resolucion) dei patron de difraccion de una imagen

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 319 estelar y de las caracteristicas dei movimiento (sombra volante) de la imagen desenfocada dei espejo producida por un telescopio reflector de 20 cm de diametro, ambos indicadores dei grado de turbulencia atmosferica. Las estimas realizadas en una escala descripta por D*anjeon son transformadas en medidas angulares mediante una relacion empirica. EI procedimiento consiste en observar series de no menos de cinco estrellas brillantes, preferentemente equiespaciadas en distancia cenital, de las que se obtienen dos valores por estrella, uno a partir dei patron de difraccion y el otro de las sombras volantes. A partir de estos valores se obtiene el seeing y la dis tancia cenital maxima aceptable para una observacion astronomica. Para la observacion se empleo un telescopio reflector de 20 cm de diametro y 1 metro de distancia focal, dotado con oculares 10X y 15X, especialmente disenado para tareas de campo (Camara D'anjeon). La lista de estrellas observadas durante el desarrollo dei Pro- grama puede verse en la Tabla I.

~~Tabla I~~

~~Estrellas observadas para determinacion de seeing NGMBRE AI T A DEI . 1 A MAGNIIUl) I.IPU ESPECI~~

h m o B mv a ERIDANI 01 35.9 -57 27.0 +0. 60 B5 3 ORIONIS or. 12. 1 -0 8 15.0 +0. 34 88 a CARINAE 06 2 2 .B -5 2 4 0.0 -0 .8 6 FO a CANIS MAJORIS 06 4 2.9 -1 6 3 9.0 - 1 .5 8 AO a CRUCIS 12 23.8 -6 2 4 9 .0 + 1.58 B1 CRUCIS 3 12 44.8 -5 9 2 5 .0 +1.50 B1 CENTAURI 3 14 OO. 3 -6 0 0 8 .0 +0.86 B1 a CENfAURI 14 3 6.2 -6 0 3 8 .0 +0.06 GOf K5 a SCORPII 16 26.3 -26 19.0 + 1.22 MO a IRIANGULI AUS 16 43.4 -6 8 56 • O + 1.88 K2 320 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Transparencia Atmosferica:

La transparencia atmosferica se estimo vi- sualmente en forma cualitativa, verificando con telescopio la visibilidad de objetos difusos, estrellas de biles, el borde lunar y planetas, solo apreciables en detalle cuando la transparencia es muy buena.

~~Extincion Atmosferica:~~

~~No se realizaron mediciones por carecer en ese momento dei instrumental adecuado.~~

~~Nivei de iluminacion dei cielo y presencia de Auroras:~~

La luminosidad dei cielo nocturno tambien se estimo cualitativamente; se tomo especialmente en cuenta la presencia de aurora australi ya que es un fenomeno relativamente frecuente por la alta Latitud dei sitio explorado.

~~Contenido de agua en la atmosfera:~~

~~No se realizaron determinaciones, aunque debe notarse que a causa de la temperatura ambiente, no existe agua atmosferica en forma de vapor sino como cristales de hielo.~~

~~Polucion dei aire:~~

No se midio dado que no existe por ahora una polucion dei aire apreciable para los fines astronomicos en la region antartica. Las otras magnitudes meteorologicas -viento, temperatura, presion y humedad- se midieron de acuerdo a

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 321 los estandares de la Organizacion Mundial Meteorologica (ver Tabla II).~~

~~Tabla II~~

~~Observaciones Astronomicas realizadas durante el ano 1990 en la Base Antartica Belgrano II (77°52* S - 34 0 37 1 W)~~

~~Fecha hora TU te m p . hum. v to . D.P. Pres. di s.ceni t . DIam.di sco ° c X Kts Hpasc . ° sex ag . aeg.de arca~~

10/7/89 09:30 —35. 3 90 O CAL 950.0 68.8 6 24/7/89 04: 30 - 1 3 . 8 65 22 S 948.0 70.5 5 25/7/89 0 2 :0 0 - 3 1 .2 90 O CAL 950.0 69.8 4 2 6 / 7 /8 9 09: 30 -3 0 , 0 89 18 S 937.9 53.0 8 27/7/89 2 2 :3 0 - 2 1 . 6 65 IO SSE 957.0 36.2 IO 2 9 /7 /8 9 03 4 OO - 2 9 .2 71 14 S 961.0 58.5 6 2 8 /7 /8 9 09: 30 —23»O 58 3 ESE 956.2 62-4 8 2 8 /7 /8 9 20: OO — 22. 8 80 15 S 957.0 47.9 120 2 9 / 7 /8 9 0 5 :3 0 - 2 8 .4 74 IO SSE 961.5 54.7 17 3 0 / 7 /8 9 06: 30 -29.2 82 0 CAL 951.4 56.5 13 3 0 /7 /8 9 0 9 :3 0 - 2 9 . 6 SO O CAL 949.3 53.5 6 3 1 /7 /8 9 OO: 10 —32 .. 6 75 IO S 947.8 52.6 IO 3 1 / 7 /8 9 2 1 :0 0 - 3 2 . 5 77 11 S 955.9 55.8 6 0 4 /8 /8 9 20: OO -29.. 6 76 1 7 S 958. 1 56.9 13 0 5 / 8 /8 9 05: IO -30. O 83 4 SE 964. 1 59.5 5

- r 0 6 / 8 /8 9 OO: 18 - 1 3 . 4 40 ,J> S 967.8 61.5 22 0 8 /8 /8 9 06: 15 15. 8 39 6 S 968.6 62.0 5 0 9 /8 /B 9 23: 30 - 2 5 .0 56 O CAL 972.2 51.4 13 10/8/89 0 5 :5 1 - 2 5 . 6 57 O CAL 967.3 64.6 4 13/8/89 22 s OO - 28.8 78 O CAL 966.9 65.8 IO 14/8/89 04:30 -30.3 77 2 SSE 969.9 62.2 8

~~15/8/89 05: 30 -36.8 78 O SE 973.3 62.4 17 16/8/89 0 2 :2 0 -18.8 58 20 S 959.5 55.4 17~~

~~322 Bol. Asoc. Arg. de Astr Tabla II (continuacion)~~

8 K./8/89 22: 20 -1 7 .8 48 5 W 946. 1 5 7 .7 6 5 .4 3 17/8/89 02*20 -2 2 .2 58 2 8 945.7 28 18/8/89 05:45 -2 5 .2 68 10 S 9 6 0 .5 4 7 .0 IO 19/8/89 07*30 -2 1 .8 67 2 8 9 4 8 .6 6 0 .9 10 21/8/89 22:20 -2 4 .6 70 18 S 9 57 .3 7 5 .9 IO 23/8/89 03*30 -2 4 .8 70 4 SE 9 7 1 .4 6 2 .7 22 24/8/89 21*00 -1 2 .3 39 6 S 972.9 5 5 .7 6 31/8/89 04*00 - 1 6 .5 68 14 S 983.7 6 3 .2 04/9/89 04*00 -2 1 .6 85 8 w 9 5 8 .7 6 0 .4 13 04/9/89 05* 10 -2 2 .4 90 4 s 959 .3 S/D S/D 08/9/89 05*30 - 2 0 .2 76 IO s 9 7 3 .7 59. 1 8

Las observaciones astronomicas para la determinacion dei seeing y la transparencia se realizaron entre el 10 de julio y el 8 de setiembre de 1989. Las meteorologicas de abril a setiembre dei mismo ano.

~~RESUMEN DE RESULTADOS~~

Duracion dei programa 60 noches Cantidad de noches despejadas 28 M&ximo lapso de oscuridad continuo y despejado 114 horas Cantidad de observaciones 34 Observaciones con seeing < 6" 11 Observaciones con seeing > 6" y < 10'* 9 Observaciones con seeing > 10" 14 Seeing medio 10" Minimo seeing observado 3" Maximo seeing observado 28"

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 323 Distancia cenital aceptable media 59° Distancia cenital aceptable m&xima 76° Distancia cenital aceptable minima 36°~~

~~Transparencia: en general muy buena Luminosidad dei fondo de cielo y ambiental: elevadas cuando se halla la Luna sobre el horizonte.~~

~~CONCLUSIONES~~

La conclusion mas importante que se desprende de esta primera camparia es que la calidad de im£genes es pobre, por lo que el sitio no seria apropiado para la instalacion de instrumentos de gran porte. No obstante ello, dado que los parametros definitorios necesitan monitoreo en lapsos que deben contarse en anos y no en meses, las observaciones deberan continuarse a fin de poder arribar a resultados mas concluyentes. Por otra parte, seria imperioso realizar estas observaciones con metodos mas objetivos, ver Ardeberg (1987) o Merril (1987) . Dadas las rigurosas condiciones ambientales cualquier tipo de instrumental que se use deberia ser automatico o al menos factible de ser comandado a dis tancia . Dado que las observaciones se debieron reali zar obiigadamente desde un sitio ubicado junto a las edificaciones que forman la estacion y esta constituye el unico "punto caliente** de la zona, el efecto sobre la turbulencia deberia ser notable, por lo que futuras ob servaciones deberan realizarse desde un sitio alejado de la misma. Existe un afloramiento rocoso aproximadamente a 1500 m de la base que, si bien esta todavia relativamente proximo a las instalaciones, se encuentra sobre suelo firme, resultando muy apropiado para la

~~324 Bol. Asoc. Arg. de Astr. instalacion de algun instrumento.~~

~~Tabla III~~

~~Datos meteorologicos de los meses con oscuridad~~

~~MES ABR MAY JUN JUL AGO SEP MURAS OSCURIDAD TEORICA 5 9 6 74 4 720 744 684 398~~

HORAS CAL.IDAD ASTRONOMICA 135 139 131 341 3 1 2 54 MAX. LAPSO OSCURIDAD CONTINUA 15 39 78 114 126 9 TEMPERATURA MEDIA MENSUAL ■ 18.4 - 1 9 . 2 - 1 2 . 7 - 1 9 . 6 - 2 2 . 8 - 1 7 . 5 TEMPERATURA MAXIMA - 3 . 8 - 5 . 6 - 7 . 8 - 5 . 2 —6 . 6 - 8 . 4 I W « & TEMPERA'1URA MINIMA 4 0 . 2 - 3 4 . 2 - 2 7 . 9 - 3 7 . 8 03 — 33 • 8 VIENIO PRFDOMI NANI E ESE ENE S S S ENE VIENTO MEDTO MAXIMO (NUDOS) 2 1 - 0 3 5 . 4 2 8 . 5 2 7 .3 1 9 .3 3 6 . 5 V IE N T0 MAXIMO ( N U D O S) 53 126 80 92 72 107 DESPEJADO CON AURORAS (HS) o 29 42 18 66 12

~~AGRADECIMIENTOS~~

Los autores agradecen especialmente a la Di- reccion Nacional dei Antartico por haber posibilitado la realizacion dei programa y al Departamento de Fisica de Alta Atmosfera dei Instituto Antartico por su permanente apoyo. Agradecen tambien al Observatorio Astronomico "Felix Aguilar" por facilitar la Camara D'anjeon, al Sr. Juan G. Sanguin por asesorarnos en la metodologia, al Lic. Carlos Donzelli por facilitarnos el telescopio au xiliar, a la Lic. Mirta Mosconi por su apoyo con las comunicaciones radiales, y al Sr. Edgardo Pizarro por sus trabajos mecanicos.

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 325 SISTEMA DIGITALIZADOR DE SEnALES DE VIDEO~~

~~VIDEO SIGNAL DIGITALIZER SYSTEM~~

~~P. Recabarren1'2? J. Calderon1/2; G. Giovanola1; J. Sanchez1'2? L. Espinosa1 r2 f3~~

~~1 Observator io Astron6mico de C6rdoba~~

~~2 CONICET~~

~~3 Instituto de Biologfa Celular, F M C , UNCba~~

RESUMEN: Se ha desarrollado un equipo que tiene por funcion adquirir y almacenar imagenes producidas por camaras de TV Standard, para su posterior tratamiento con computadoras personales. EI equipamiento esta orientado a satisfacer a un amplio sector de usuarios que necesitan adquirir informacion grafica, en forma eficiente y economica. La unidad desarrollada permite adquirir imagenes a partir de una camara de video de 384 x 485 pixeles en 40 milisegundos. Se discuten brevemente las aplicaciones astronomicas dei sistema.

ABSTRACT: We have developed an equipment designed to acquire and store Standard TV camera images in order to be processed with personal computers. The equipment is oriented to a wide range of users to satisfy their necessities of acquiring graphic information cheap and efficiently. The unit permit the acquisition of 384 x 485 pixel video camera images in 40 miliseconds. The astronomical applications of the system are briefly discussed.

~~326 Bol. Asoc. Arg. de Astr. INTRODUCCION~~

En los sistemas de adquisicion digital de informacion se debe optar, frecuentemente, entre velocidad y resolucion, dependiendo el resultado de la eleccion dei tipo de trabajo a realizar. El instrumento implementado digitaliza la senal de video compuesta obtenida de una camara de torna convencional, a velocidades compatibles con los standards para TV comercial, disponiendose de una imagen de 384 x 485 con una frecuencia igual a la frecuencia de cuadro de video. Se puede comparar esta prestacion con una imagen similar tomada con el microdensitometro digital en alrededor de 3 horas. La relacion senal/ruido es muy superior con este ultimo, imponiendose el uso dei equipo presentado, en aquellos casos en que sea necesario adquirir un gran volumen de informacion en poco tiempo. La limitacion mencionada depende dei sistema detector a emplear, pudiendo solucionarse mediante el empleo de una camara de video de buena calidad, disenada para aplicaciones cientificas, o mediante el uso de una camara desarrollada especificamente, basada en un sensor dei tipo CCD o CID. Esta ultima posibilidad es lo usual en astronomia y el desarrollo presentado esta orientado a su aplicacion en un sistema de este tipo.

~~DESARROLLO~~

El instrumento comprende una etapa de conversion AD y DA en 8 bits, un banco de memoria de 2 56 Kb, ampliable a 512 Kb, una interfase a computador tipo PC compatible y fuente de alimentacion, incluyendo la alimentacion de la camara de torna y un sistema de despliegue grafico. El despliegue de las imagenes se hace en el

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 327 monitor del PC y en un monitor analógico B/W en 256 ni veles de grises. También es posible modular la señal para utilizar un receptor de TV. La frecuencia de muestreo empleada de 7,16 MHz permite recuperar el burst de video y ver la imagen en color. El conjunto está ensamblado como placas enchufables a un bus principal, alojado en un gabinete de aluminio, con llaves externas de operación y conectores a cámara, monitor, computador y a la linea. Puede verse el diagrama en bloques en la Fi gura 1.

~~SISTEMA ADQUISIDOR DE IMAGENES DE VIDEO~~

~~328 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Camara de toma:~~

Si bien el proyecto prevee la utilizacion de un captador basado en un sensor CCD o similar, desarrollado especificamente para este sistema, la dificultad original en conseguir un sensor obligo a la utilizacion de una camara de tipo comercial, sin embargo recordemos que la implementacion que se presenta es aplicable a imagenes adquiridas a traves de un sistema detector como el mencionado. En este caso se ha empleado una camara RCA CMC 020, provista con un sensor desarrollado por la firma y denominado MOS, de 485 x 384 pixeles de resolucion. Un sistema de filtros dicroicos permite descomponer el frente de luz, haciendo incidir cada elemento dei flujo en un pixel de una triada de pixeles. A partir de esta descomposicion se realiza un matrizado para obtener las componentes de color para la senal de crominancia, sin tener que utilizar tres sensores como en otras camaras comerciales. El digitalizado de la senal de video compuesta que entrega la camara impone las especificaciones de frecuencia de muestreo y niveles de tension a las etapas sucesivas.

~~Etapa de conversion AD/DA:~~

La senal de video es tomada por un ADC RCA 3318 E, tipo flash, con una frecuencia maxima de operacion de 15 MHz a 8 bits de resolucion. La informacion ya digitalizada es presentada a un bus que comunica con el banco de memoria y con un DAC 0800. Este ultimo se encarga de presentar la senal a una etapa amplificadora, la cual la adapta y entrega a un monitor analogico para su despliegue en 256 tonos de gris. La frecuencia de muestreo es de 7,16 MHz,

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 329 tomada de un clock patron a cristal (ver Figura 2).~~

~~Etapa de almacenamiento:~~

Se dispone de un banco de memoria de 256 Kb, organizada en 8 chip's SRAM NEC 43256 de 32K x 8, con- t.rolado por una etapa contadora de direcciones, con su clock a 7,16 MHz. Es posible utilizar un segundo banco para totalizar 512 Kb en RAM. La etapa controladora consiste en un contador dei tipo up/down, de 18bits, preseteable, para permitir un acceso directo a cada direccion de memoria, aunque en el estado actual dei desarrollo se la opera en forma

330 Bol. Asoc. Arg. de Astr. secuencial y un circuito de decodificacion para seleccion de chip's y multiplexado de senales de lectura/escritura. En su operacion normal, la RAM esta permanentemente en modo escritura. Cuando se desea tomar una imagen (congelar), se conmuta a modo lectura, de manera tal que la ultima imagen almacenada, comienza a refres- car kus datos. De alii, la informacion es tomada por la interfase y enviada al computador o se despliega en el monitor analogico a traves dei DAC. La torna de la imagen puede ser realizada manualmente, por medio de llaves en el panel frontal de la unidad o a traves dei computador, mediante un programa de control (ver el diagrama en la Figura 3).

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 331 Interfase al computador:~~

Consiste en un puerto paralelo bidireccional de 8 bits, y una serie de flip-flop's, en modo toggle, conformadores de pulsos y de niveles de control. Un multiplexor 'LS157 permite conmutar los modos de operacion manual, a traves dei panel de llaves en el frente de la unidad o programable, mediante las senales de control comandadas por el computador o viceversa (ver Figura 4).

La organizacion dei puerto permite realizar tomas de imagenes programadas y ademas cargar el banco RAM de la unidad con datos de imagenes desde el compu tador, independientemente de como fueron obtenidos, para

332 Bol. Asoc. Arg. de Astr. su despliegue posterior en 256 niveles de gris, para mejor interpretacion, o simplemente para su almacenamiento, tratando al banco como una expansion RAM de la memoria dei PC. Las posibilidades de despliegue de la imagen en el monitor dei computador, dependen de la tarjeta grafica instalada. En nuestro caso se usa una tarjeta EGA con un Software de procesado de imagenes desarrollado en el OAC.

~~CONCLUSIONES~~

El equipo permite disponer en forma agil y rapida de imagenes en un computador persona!, aunque la calidad de estas para algunas aplicaciones cientificas es limitada debido a la pobre relacion senal-ruido de los standards de video comercial. No obstante ello, es una buena alternativa cuando se debe procesar un volumen importante de informacion grafica en poco tiempo. Un Software de tratamiento adecuado mejora notablemente las falencias mencionadas. Tambien es importante la posibilidad de operar el sistema a modo manual o desde un computador. La adaptacion de la interfase a cualquier otro tipo de computador, aunque no sea PC compatible, es bastante simple.

~~REFERENCIAS~~

Ballard, D.H.; Brown, C.M. 1982. Computer Vision. Prentice. Hali Inc. Pratt, W.K. 1978. Digital Image Processing. John Wiley & Sons Inc. Byte. 1987. Vol. 12 N° 3. Manuales Tecnicos RCA, Motorola (TTL LS) y NEC.

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 333 ELEMENTOS DE SOFTWARE PARA DISEftO OPTICO~~

~~ELEMENTARY SOFTWARE FOR OPTICAL DESIGN~~

~~J. Campitelli~~

~~Centro de Investigaciones Opticas (CIOp), CIC~~

RESUMEN: Se muestran las caracteristicas principales de dos programas. Uno es interactivo y provee los medios para desarrollar un diseno de un modo simple con evaluacion completa y cambios de parametros. EI otro es utilizado para documentar un diseno optimizado.

ABSTRACT: The main features of two programs are shown. One is interactive, and provides means of evolving a design by easy but complete evaluation and parameter change. The other is intended for documentation of an optimized design.

La acepcion usual de diseno optico es: descubrir los valores de los parametros constructivos de un sistema optico formador de imagenes, tal que estas con- tengan maxima informacion. Esto es, que el sistema op tico (SOP) detecte senales debiles con gran discrimina- cion espectral y espacial (en un telescopio, angular) sobre amplios intervalos de estas variables. Adem&s, que sea barato, compacto, resistente, facil de construir y de usar, etc. Para esto es util la computadora a veces. Otras veces un buen cerebro humano es mejor, por ejemplo, el de Bernhard Schmidt. Si se quiere que la computadora haga el

334 Bol. Asoc. Arg. de Astr. trabajo, habra que cargarla con tres cosas: - Un modelo dei proceso que interesa (formacion de im&genes). - Un criterio que permita distinguir si un SOP es mejor o peor que otro. - Una estrategia para explorar los casos posibles sin pasar por todos. Asi planteado, parece un caso de aplicacion de teoria de los juegos. AI autor le interesaria muchisimo conocer a un experto en teoria de juegos que estuviese seriamente dispuesto a aplicarla al diseno optico. Los programas presentados apuntan a cumpli- mentar los dos primeros items. Uno de ellos (OPTICAD) es interactivo, e intenta mostrar en forma rapida y flexible toda la informacion sobre un SOP; como se lo ve a el y como se ve a trav^s de el, cambiando los parametros y las condiciones de uso con pocas teclas. El otro (OPTICOD), es rigido y produce una salida por impresora, normalizada para archivo, documentacion, examen y medi- tacion. La Figura 1 es un diagrama grueso de OPTICAD. Las letras en cuadros indican teclas a tocar en una opcion de menu. Ns es el numero de superficies opticas. El trazado de rayos se ejecuta a razon de 652 rayos por minuto en superficies cuadraticas y de 192 r.p.m. en asfericos generales. Los focos se buscan por el criterio de minima dispersion cuadratica de los rayos. Inicial- mente hay 9 rayos, mas el paraxial principal, que se desdoblan en 27 m£s 3 en medios dispersivos. En el dia grama de puntos (indicador de calidad de imagen), aparecen los tres colores primarios: rojo(C) - amarillo(D) - azul(F) y naranja - verde - purpura si hay superposi- cion binaria. Si 3 6 mas rayos se juntan, sale blanco para todo color. Aparecen dibujados los diametros de los

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 335 discos de Airy en la escala de la imagen y una indica- cion de cuantos micrones corresponden a la extension de la pantalla. AI costado son listadas cantidades para calcular la distorsion y la curvatura de campo en cada color. Los rayos de un haz oblicuo que caen fuera de los radios claros de los elementos quedan eliminados. Los vidrios se archivan por su nombre de catalogo y los in dices de refraccion se calculan por la formula de Schott; automaticamente si se examina un SOP y manualmente si un vidrio. En el dibujo dei SOP aparece indicada la escala respecto dei real. Se dibuja tambien el diafragma y la pupila de entrada.

336 Bol. Asoc. Arg. de Astr. B o l . Asoc Arg. de Astr. 337 En OPTIDOC se trazan 48 rayos que se desdoblan en 144 y los diagramas se calculan para alturas objeto cero, intermedia (.7max)y maxima especificada, en el foco XD correspondiente a la lambda Central. La Figura 2 es una salida.

~~338 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Bol. Asoc. Arg de Astr 339 DATOS DERIVADOS DE LOS DIAGRAMAS DE PUMTOS~~

~~DI3TANCIA XO AL OEJETO = O~~

ALTURA -> O .7 * YQ YO LAMEDA i V EFM — 09.05 EFM = 09.0970001 EFM - 89.221 EFP - 1 7033.47? EFP = 17033.479 EFP = 17033.479 YMM - 0 YMM -112.756 YMM =-161.667 YPM = 0 YPM --112.375 YPM =-160.542 DMU = 2.73 DMU - O • O. j* DMU = 8.57 IV 7. = 9?. ? 177. = 97.9 IV = 99.9 3650 RCI = 135254.36 RCI = 76421.691

EFM — 8?. 05 EFM = 89.060 EFM = 89.161 EFP = 17033.82 EFP = 17033.82 EFP = 17033.82 YMM = 0 YMM --112.753 YMM =■-161.657 YPM = 0 YPM =-112.376 YPM =-160.542 DMU = 2. 7 DMU = 1. 98 DMU = 5. 52 IVM = 99.9 iv>: = 99.9 IV/1 = 99.9 404 7 RCI — 353145.397 RCI = 117716.15

EFM - 39-076 EFM = 89.04 EFM = 89.076 EFP = 17 036.621 EFP = 17036.621 EFP = 17036.621 YMM = M YMM = ■-112.763 YMM =•-161.657 YPM = o YPM = ■-112.392 YPM =•-160.562 DMU = 3e 5 DMU = 3.24 DMU = 8.55 IV/. = 99.9 IV 7 = 99.9 iv>: = 99.9 5461 RCI = ■-176604.167 RCI = 0

340 Bol Asoc Arg. de Astr Bol. Asoc. Arg. de Astr. de Arg. Asoc. Bol. CORRECTOR PARA FOCO DE RITCHEY-CHRETIEN ESQ/CERN CONFERENCE ON LARGE TELESCOPE DESIGN GINEBRA - MARZO 1-5 DE 1971 PRQCEEDINGS OF SPIE. M WEST - EDITOR- JUNIO DE 1971- P A G 1 4 3 ES EL TELESCOPIO DEL MAX PLANCK INSTÍTUTE. SEMICAMPO .54 GRADOS NO ESPECIFICA RADIOS CLAROS EXCEPTO EL PRIMERO. (DETERMINADOS POR TRAZADO) LAMBDAS DE USO - 5461 - 6563 - 4047 - 3650 -

~~S 1 RADIO CURV. 1 RADIO CLR- i DISTANCIA I VIDRIO ! A - D~~

~~1 - 1 3 2 0 0 1 1 0 0 —44 6 9 . 1 8 - i AD~~

~~2 - 6 8 1 6 4 0 0 5 3 2 4 .8 6 i A~~

~~.3 19 9 4 18 3 3 7 . 9 8 PK50-521697~~

~~4 2 5 1 4 0 18 3 2 0 5 .5 5 1~~

~~3 - 9 9 9 16 5 2 7 . 8 1 BAF3-583465~~

~~6 - 5 0 6 5 16 5 1~~

~~ASFE RICOS~~

~~S 1 CONST. CONICA 1 ASFERICO (4) 1 ASFERICO (6) } ASFERICO (S> 1~~

~~1 - 1 7 .306787E-15~~

~~2 - 1 2 .1860958E-12 —1 .2105792E-19 NUEVO FOTOPOLARIMETRO AUTOMATICO PARA EL CASLEO: ELECTRONICA DEL INSTRUMENTO~~

~~A NEW AUTOMATIC PHOTOPOLARIMETER FOR CASLEO: ELECTRONICS OF INSTRUMENT~~

~~E. Martinez**2 ; J.L. Aballay1»2 ; A. Martin2 ; H. Ruartes^»2~~

~~1 C0N1CET~~

~~2 Complejo Astron6mico El Leone ito~~

RESUMEN: Un fotopolarimetro nuevo se esta construyendo en el CASLEO. El instrumento esta pensado para ser operado cesde un computador PC/XT. El computador configura el instrumento como fotometro o polarimetro y controla la adquisicion de datos y los movimientos de los mecanismos dei equipo. Se presenta una descripcion y la teoria de funcionamiento de la electronica dei instrumen to. En este articulo se describen el hardware y el Software.

ABSTRACT :A new photopolarimeter is under construction in CASLEO. The instrument will be operated automatically by a PC/XT computer from the control room. The computer configurates the instrument as photometer or polarimeter and Controls the data adquisition and movements of the several mechanisms of the equipment. A description and the theory of operation of the electronics of the instrument is presented. The hardware and the control Software of the instrument are described in this article.

~~342 Bol. Asoc. Arg. de Astr. INTRODUCCION~~

Se describirA la electrbnica dei fotopolarimetro automAtico dei CASLEO y su funcionamiento. Dividiremos la explicacidn en dos partes : 1- Descripcion y teorla de funcionamiento dei hardware. 2- Descripcion y teoria de funcionamiento dei Soft ware.

EI instrumento, como su nombre lo indica, puede funcionar como fotometro o polarimetro alternativamente. La diferencia entre ambos radica en parte en la optica usada y en la forma de adquirir los datos. La operacion dei instrumento es totalmente automatica; el usuario no necesita acceder a la plataforma dei telescopio para realizar la observacion. El instrumento es controlado por un computador PC/XT compatible, el cual procesa los datos y ordena las operaciones solicitadas por el usuario. La electronica instalada dentro dei PC es la encargada dei control de movimientos a bajo nivei. Para funcionar como polarimetro, basicamente se agrega a la optica dei fotometro un conjunto de dos lAminas de media onda, una rotante y otra fija, un prisma de Wollaston, que divide el haz de luz en dos (de polarizaciones ortogonales) y otros elementos que se usan para calibracion dei polarimetro y son auxiliares a la medicidn de los objetos. Lo esencial dei funciona miento como polarimetro es el giro de la l&mina de media onda (LMO) y la^ forma de adquisicion de los datos al rotar la l&mina. En la fig.l se muestra un esquema optico-mec£nico dei instrumento. La LMO rotante gira continuamente a una velocidad constante aproximada de 10 vueltas por segundo.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 343 Cada revolucibn de la lamina consta de 100 posiciones de 3,6°; para ir de una posicibn a otra la LMO realiza un paso; por lo tanto gira a una velocidad aproximada de 1 paso cada 1 mseg. Aun cuando el movi miento de la LMO es continuo, se puede considerar que permanece durante 1 mseg, aproximadamente, en cada posicibn. Se considera que la LMO esta en sincronismo si por cada revolucibn realiza 100 pasos (dei 0 al 99) . En cada posicibn de la LMO se cuentan los pulsos de salida de los dos tubos fotomultiplicadores (PMTs), bstas se acumulan en dos buffers de memoria de la PC , uno por cada PMT (de 16 bits por posicibn), llamados buffers de revolucibn A y B. De esta manera se obtiene la modulacion de intensidad de luz al girar la LMO, de la cual se calculan los pa- rbmetros de Stokes de la luz que ingresa. Al cabo de una revolucibn, si la LMO permanece en sincronismo, estos bufferr se suman a otros dos de 32 bits por posicibn, uno por cada PMT (en los cuales se integran las cuentas totales) llamados buffers de integracion A y B. Cada buffer, tanto de revolucibn como de integracion, tiene 25 posiciones, una por cada posicibn optica de la LMO. La LMO recorre 100 posiciones fisicas en una revolucibn, pero debido al efecto de la lamina sobre el haz de luz los cuatro cuadrantes son opticamente equivalentes, por lo que existen 25 posiciones opticamente diferentes. De esta manera se realizan micro integraciones por revolu cibn, las que se integran al total al finalizar cada vuelta si la LMO mantuvo el sincronismo durante ese giro. Se selecciono este mecanismo, pues si se pierde el sincronismo durante una vuelta, el instrumento automA— ticamente descarta las cuentas acumuladas en esa revo lucibn y no las suma a los buffers de integracion, con servando de esta manera la integracion y ahorrando tiempo de trabajo. Este mecanismo, al ser automatico, es totalmente transparente al usuario. El mismo no es usado

344 Bol. Asoc. Arg. de Astr. si el instrumento trabaja como fotdmetro; en este caso simplemente se cuentan los pulsos totales durante la integracion. Procesando los datos de los buffer de in- tegracibn se puede ver como progresa la observacion en tiempo real.

~~Bol• Asoc. Arg. de Astr. 345 HARDWARE DEL INSTRUMENTO~~

~~Descripcibn~~

~~En la fig. 2 se muestra un diagrama en bloques de la electronica dei instrumento que se agrega al computador (a partir dei bus de la PC).~~

346 Bol. Asoc. Arg. de Astr Esta consta de dos partes bien diferenciadas: la primera tiene dos placas superpuestas instaladas en un slot de un computador PC/XT compatible distante dei telescopio y es la que controla los distintos mecanismos dei instru mento; la otra, es un conjunto de placas instaladas en el fotopolarimetro debajo dei telescopio; esta ultima contiene los drivers de los diferentes mecanismos dei instrumento y recibe las senales de control de la primera. Ambas partes est£n aisladas dpticamente para separar la tierra dei telescopio de la sala de control y unidas por un cable de 37 conductores. Una de las placas instaladas en la PC es una CPU basada en un microprocesador 6802, a la que llamaremos CPU dei fotopolarimetro; controla los movimientos de las diferentes partes dei instrumento y la adquisicion de datos, interpretando los comandos que le da la PC. La comunicacion entre la CPU y la PC est& basada en comandos que la PC envia a la CPU y status que esta envia a la primera, la que describiremos con mayor detalle mas adelante. La otra placa contiene la interfase entre la CPU y los drivers y electronica asociada a la adquisicion e interfase con el bus de la PC. Podemos dividir estas dos placas en cuatro partes:

~~1- CPU dei fotopolarimetro 2- Interfase entre CPU y drivers 3- Interfase entre la PC y la CPU 4- Circuitos asociados con la adquisicion de datos~~

~~1- La CPU dei fotopolarimetro consta de un microprocesador 6802, una EPROM, un timer programable 6840 y lo gica de decodificacion de los diferentes perifdricos dei 6802.~~

~~2- La CPU envia las senales de control a los mecanismos dei instrumento instalado en el telescopio a traves de~~

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 347 un latch, llamado latch de accionamientos (LA) y recibe las senales de los sensores de los dispositivos a travds de un buffer, llamado status de accionamientos (SA). EI latch LA es escrito por la CPU cada vez que debe accionar un mecanismo. Para conocer el estado de los diferentes dispositivos dei fotopolarlmetro, la CPU lee el buffer SA. Las senales de entrada y salida de la interfase est&n optoaisladas para separar las masas de la sala de control y el telescopio.

3- La interfase entre la PC y la CPU est& formada por un latch, llamado registro de comando (RC) y por un buffer, llamado registro de status (RS). La PC escribe el RC cada vez que debe enviar un comando a la CPU, £sta lo lee, interpreta y lo ejecuta. El RC es, por lo tanto, de escritura solamente para la PC y de lectura solamente para 1 n CPU. Cuando la CPU debe comunicarse con la PC escribe el RS. El RS es de escritura solamente para la CPU y de lectura solamente para la PC. 4- La electronica asociada con la adquisicion de datos la constituyen dos contadores de 16 bits cada uno, uno por cada PMT, llamados contador A (CA) y contador B (CB) y cuatro latches de 8 bits cada uno, denominados latches AI, A2, B1 y B2 (LAI, LA2, LB1, LB2). Estos cuatro latches ocupan cuatro posiciones dei espacio de entrada/salida de la PC, por lo que son leidos independientemente. La CPU dei fotopolarlmetro se encarga, permanentemente, de realizar las siguientes funciones : a- A trav^s dei timer genera el "timing" de control de contadores y latches para la adquisicion de datos, la interrupcion para que la PC lea las cuentas acumuladas en esa posicibn y los pulsos de step para que avance la LMO. El mecanismo de adquisicion se

348 Bol. Asoc. Arg. de Astr. explicará más adelante. b- Interpretar los comandos enviado por la PC a través del RC y enviar el estado del instrumento y la información que la PC pide a través del RS. c- Como consecuencia de la interpretación de los comandos enviados por la PC, y para ejecutarlos la CPU genera las señales necesarias para los drivers de accionamiento, por medio del LA, para mover los diferentes dispositivos del fotopolarímetro. d- Interpretar el estado del instrumento a través de las señales de los sensores que le llegan por medio del SA. La electrónica instalada en el instrumento está formada por dos placas en las que están los drivers de los distintos dispositivos. Una placa contiene los drivers de la rueda de diafragmas, de la rueda de fil tros y de la lámina de cuarto de onda; todos estos me canismos son movidos por motores de paso. La otra placa contiene el driver de la lámina de media onda, que es movida por un motor de paso y los drivers de los accio namientos (que son rele tragantes) de glan, shutter y filtros fijos. El mecanismo que resta es el del filtro rotativo (Tilting scanning filter), que también es ac cionado por un motor de paso y usa el mismo driver que la rueda de filtros, cambiando la posición de un switch en el instrumento. El software controlará de diferente forma uno y otro mecanismo. Todos los drivers de la primera placa funcio nan de la misma manera y tienen el mismo circuito, la única diferencia es en el de la rueda de filtros que contiene la circuitería para selección de rueda de fil tros o filtro rotativo. El circuito de estos drivers se compone de una lógica y de una etapa de potencia para el manejo de los motores. La lógica recibe las señales de avance y dirección enviadas por la CPU y genera la

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 349 secuencia para el movimiento de los motores (Codigo Gray) . Los pulsos de paso de la secuencia de movimiento de los motores son generados en la misma placa, un mismo generador para los tres drivers. La etapa de potencia maneja los bobinados dei motor con las senales de salida de la logica; esta etapa queda desconectada de la ten sion de alimentacion cuando el mecanismo finaliza su movimiento para que el motor quede libre y se pueda acomodar a la posicion impuesta por la mecanica. El driver de lamina de cuarto de onda no recibe serial de direccion, ya que siempre se debera mover en un sentido. Cuando el driver de rueda de filtros es usado para accionar el filtro rotativo, se anula la generacion de pulsos de pasos propia y es la CPU quien generara los pulsos para el movimiento dei dispositivo. En este caso no se desconectara la tension de alimentacion de la etapa de potencia y el motor quedara siempre alimentado. Las ruedas de filtros y diafragmas tienen sensores de posicion en cada una de las ocho posiciones y en la po sicion cero. Se usan detectores de efecto hall como elementos de sensado, para que no existan problemas de luz difusa. En el caso dei filtro rotativo, no se usan sensores de efecto hall pues es necesario mayor precision de posicionamiento dei filtro; se sensa en este caso las dos posiciones extremas. Se usan interruptores opticos como sensores. El driver de LMO es identico a los anteriores en el sentido que contiene una logica y una etapa de potencia, pero tiene algunas diferencias. La logica no contiene la generacion de pulsos incorporada, la CPU genera los pulsos de paso (Pulsos de step), de esta manera esta es quien controla el "timing" dei avance de la lamina. No tiene la posibilidad de invertir la direccion de movimiento, ya que no es necesario hacerlo. Tampoco, se desconecta la tension de alimentacion de la etapa de

350 Bol. Asoc. Arg. de Astr. potencia, ya que la lamina debe estar en movimiento continuo. Debido a que se requiere que la LMO gire a una velocidad m£s elevada que los otros motores y para asegurar el sincronismo (Minimizar la pdrdida de pulsos), se alimenta el motor de la l&mina con 15 V en lugar de 5 V como en los otros mecanismos, se agregan dos resis tendas limitadoras de corriente. El unico sensor que se necesita es el de sincronismo, para dste se usa un in- terruptor optico. Todos los accionamientos de los reles tragantes son iguales. En el caso de los filtros fijos se agrega una logica que permite que por cada pulso de filtro fijo enviado por la CPU se accione un rele, el otro, los dos o ninguno. Otra logica permite sensar las senales de posicion de filtros fijos cuando se acciona los mismos o de lamina de cuarto de onda cuando esta es accionada. Esto permite ahorrar bits de entrada de sta tus a la CPU.

~~FUNCIONAMIENTO~~

Funcionamiento de la CPU dei fotopolarimetro. Funcionamiento de la interfase CPU/Drivers de accionamientos. Funcionamiento de la interfase CPU/PC. Funcionamiento de la electronica de adquisicion de datos.

La CPU realiza las funciones como se explicd m&s arriba. Est& basada en un microprocesador 6802; los perifUricos de este procesador son : el timer 6840, que genera el timing de la adquisicion de datos, la EPROM, donde reside el programa de control dei instrumento, la interfase con la PC, formada por el RS y el RC y la

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 351 interfase con los drivers de accionamientos formada por el LA, el SA y el latch de interrupcidn de sincronismo. La CPU usa como RAM la interna dei procesador. Todos estos dispositivos est&n mapeados en la memoria dei 6802 como se especifica m&s abajo. La decodificacidn de las direcciones la realiza la logica basada en un 74LS138 cuyo bit m£s signi ficativo de seleccidn es la linea R/-W dei procesador, los menos significativos son el A 15 y el A 14 dei 6802. El 74LS138 puede seleccionar ocho segmentos; debido a que la linea R/-W es el bit m£s significativo dei se lector, los primeros cuatro segmentos son de escritura solamente y los otros de lectura solamente. Ademas, las lineas A 15 y A 14 dei procesador dividen el espacio de memoria en cuatro segmentos, estos son:

~~a15 a14 Segmento(Hexa )~~

~~o o 0000 3FFF~~

~~0 1 4000 7FFF~~

~~1 o 8000 B F F F~~

~~1 1 C000 F F F F~~

Los segmentos de escritura y lectura solamen te, seleccionados por 74LS138, estaran superpuestos en el mapa de memoria. El segmento inferior (0000) es di- vidido en dos, por la linea Aq , para que no se super- ponga la RAM con el timer. La senal de VMA y el reloj dei procesador, E, se usan para habilitar el selector (74LS138) . La VMA lo habilitar^ cada vez que sobre el bus de address haya una direccion v&lida, o sea cuando el procesador se dirija a una posicidn de memoria; el reloj se usa para dar los pulsos de habilitacion de los perifdricos con el timing necesario.

~~352 Bol. Asoc. Arg. de Astr. EI mapa de memoria dei procesador queda divi- dido, asi, en cinco segmentos, y se escogid la siguiente decodificacidn:~~

Line?5 de eddress (A*„) PERIFERICO R/-W SEGMENTO (Hexa) 15 1« 13 12 11 10 9 8 7 - » 3 - 0 X 0000 00FF (EL) RAM 0 0 X X X X X 0 X X X 0100 3FFF (EL) TIMER 0 0 X X X X X 1 X X REGISTRO DE. STATUS X X 0 4000 7FFF (ES) 0 1 X X X X X X 7FFF (LS) RE6ISTRO DE COMANDOS X X X X X 1 4000 0 1 X X X 8000 BFFF (ES) LATCH DE ACCIONAMIENTOS 1 0 X X X X X X X i 0 STATUS DE ACCI0NAMIENT0S X X 1 8000 BFFF (LS) 1 0 X X X X X X FFFF (ES) LATCH DE SINCR0NI5MQ X X .< u C000 1 1 X X X X X FFFF (LS) ROM 1 1 X X X X X X X X 1 C000

~~EL : Escritura y lectura ES : Escritura salamente LS : Lectura solamente~~

La CPU se comunica con la PC por medio de los registros de comando y status, dstos se mapean en el espacio de entrada/salida de la PC. Los latches de los contadores tambien son dispositivos de E/S de la PC. La logica de decodificacion de direcciones de la PC esta basada, tambien, en un 74LS138. Esta ldgica decodifica ocho segmentos en el mapa de E/S de la PC, de los cuales se utilizan seis, los cuatro m&s bajos para los latches y los dos mas altos para los registros de comunicacion con la CPU. La 16gica ocupa el segmento 0300-031F (Hexa) dei espacio de E/S de la PC. La decodificacidn elegida es la que sigue:

Bol• Asoc. Arg. de Astr. 353 r T ‘T’ 1 L f ne a s de add r e s s I Address I I b a a e I DISPOSITIVO j 13 1 2 1 1 1 0 9 8 7 6 5 4 3 2 1 0 I (H e x a ) I h -4------.) 0 0 0 0 1 1 0 0 0 X X 0 0 0 I 0300 I LATCH A 1 | 0 0 0 0 1 1 0 0 0 X X 0 0 1 I 0301 I LATCH A 2 | 0 0 0 0 1 1 0 0 0 X X 0 1 0 I 0302 I LATCH B1 | 0 0 0 0 1 1 0 0 0 X X 0 1 1 I 0303 I LATCH B 2 | 0 0 0 0 1 1 0 0 0 X X 1 0 0 I 0304 I No usado | 0 0 0 0 1 1 0 0 0 X X 1 0 1 I 0305 I No usado | 0 0 0 0 1 1 0 0 0 X X 1 1 0 I 0306 I COMANDO | 0 0 0 0 1 1 0 0 0 X X 1 1 1 I 0307 I STATUS | L_ 1 _±_ J

La interfase con los drivers de accionamientos se realiza a traves dei LA y dei SA? los drivers de los mecanismos dei instrumento reciben senales de control a traves dei LA, cada bit dei LA corresponde a una senal de un driver; de igual forma cada bit dei SA sensa una senal que envia un driver. Las senales de control son activas bajo a la salida dei LA, o sea que los drivers son accionados al escribir un cero al bit correspondiente dei LA; estas senales son invertidas por los optoacopladores antes de llegar a los drivers. EI procesador escribe el o los bits correspondientes al mecanismo a accionar en la forma que este lo requiera (Pulso o nivei) , sin cambiar los bits de los demas si no es necesario. Cada mecanismo tiene sensores de posicion (de efecto hall u dpticos) que le permiten conocer a la CPU el estado dei instrumento. Cada bit dei SA corresponde a un sensor determinado. Las senales de posicion de los mecanismos son, a la entrada dei SA, activas alto, por lo tanto un uno en un bit dei SA significa que ese sen sor se encuentra activado.

~~354 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Toda esta electronica se encuentra montada en dos placas superpuestas instaladas en un slot de la PC y unidas por dos conectores.~~

~~Mecanismo de adquisicidn de datos~~

EI "timing" dei mecanismo de la adquisicion de datos esta controlado por el timer 6840, cuyas salidas manejan tres senales de la electrdnica de adquisicion de datos: 0 ^: salida timer 1 , maneja la senal de reset de los contadores. O2 : salida timer 2, genera los pulsos de step de la LMO. O 3 : salida timer 3, maneja la senal de latch de los latches de los contadores. El timer 2 trabaja en modo continuo (Continuous operating mode) con conteo doble de 8 bits (Dual 8 -bit counting mode) (Ver hojas de datos dei 6840 de Motorola), genera un tren de pulsos, de ancho y ciclo de trabajo controlados por Software. Los timers 1 y 3 trabajan como monoestables (One shot) con conteo simple de 16 bits (Normal 16-bit mode) . La senal que rige la temporizacion de la adquisicidn es la salida dei timer 2 que genera los pulsos de avance (Step) dei motor de la LMO. Las otras senales son generadas por Usta en forma sincronica: por cada pulso de step de la LMO, se genera una interrupcion; la rutina de atencion de esta inte rrupcion genera un pulso de salida dei timer 1 y un pulso de salida dei timer 3. Estos Ultimos tienen en- mascarados el bit de interrupcion en el registro de control, por lo tanto, no generan interrupciones a la CPU al finalizar el tiempo de monoestable. El diagrama de tiempos de las salidas de los timers es el siguiente:

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 355 EI timer 2 genera un tren de pulsos de frecuencia y ciclo de trabajo controlados, como se ve en el diagrama de tiempos, en cada flaneo de bajada dei pulso dei timer 2 se genera una interrupeibn al microprocesador (no enmascarable) , la rutina de atencion de esta interrupeion dispara el timer 3 y el timer 1 generando los pulsos como se ve en el diagrama. Los pulsos dei timer 2 generan los de STEP, luego de ser invertidos. El diagrama total de tiempos dei mecanismo de adquisicibn es el que sigue:

356 Bol. Asoc. Arg. de Astr. LMO avanza con los pulsos de STEP, que son los de Xa salida dei timer 2 , O2 , invertidos, en cada posicion de la LMO se realiza una micro integracion, el comienzo y el final de esta micro integracidn estd dada por las senales LC y RC, como se explicari luego, el tiempo durante el cual se realiza la micro integracidn se H a m a tiempo de conteo. El flaneo negativo de los pulsos O2 genera una interrupeidn no enmascarable al microprocesador, la que dispara los pulsos de los timers 3/ °3/ Y 1/ Oi, como se ve en el diagrama. La salida dei timer 2 genera, tambi6 n, la seflal LC. En el f laneo po- esta se almacenan las cuentas de los contado— res A y B en los latches respectivos. Seguidamente, el latch de IRQ de la PC (U12B en la hoja 2) es seteado por

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 357 el flaneo positivo dei pulso de O3 , generando una interrupcidn a la PC que le advierte que debe leer las cuentas almacenadas en los latches; la senal IRQL es la interrupeion de la PC, sube en el f laneo positivo de O3 y baja cuando la PC atiende la interrupeion, para ello cada vez que la PC lea el latch AI, en la linea de seleccidn dei mismo, -0EA1, habrA un pulso negativo el que resetearA, t ambi en, el latch de IRQ . La salida 0 ± ge nera la senal RC que resetea los contadores para que comiencen una nueva micro integracion que finalizara en el flaneo positivo dei proximo pulso de LC. Por lo tan to, el tiempo de conteo es el que transcurre entre el flaneo de bajada de RC y el flaneo de subida dei proximo LC. Al finalizar una micro integracion en cada posicion de la LMO la PC es interrumpida, lee las cuen tas acumuladas en los latches de los contadores y las acumula en dos buffers de su memoria (uno por cada PMT) de 25 posiciones de 16 bits cada una (buffers de revolucion) . Al finalizar una vuelta de la LMO y pasar nuevamente de la posicion 99 a la 0, se genera una senal de sincronismo SINC, la que setea el latch de sincronismo, la senal -SIRQ se activa (en bajo) y se genera una interrupeidn (enmascarable) al microprocesador. La rutina de atencidn de la interrupeion de sincronismo chequea que la LMO estd en sincronismo, y si no lo est£ avisa a la PC, a travds dei status correspondiente. Si la LMO est& en sincronismo, la PC suma los buffers de revolu- cidn a dos buffers de 25 posiciones de 32 bits (buffers de integracidn) para obtener la integracion total hasta ese momento. Si no lo esta, descarta las cuentas acumu ladas en los buffers de revolucion con lo que no arruina la integracion total. Por lo tanto, una perdida de sin cronismo de la LMO no hace que se pierda la integracion total, simplemente se pierde la integracidn de la

358 Bol. Asoc. Arg. de Astr. vuelta. La PC suma la integracion de la vuelta a la total en la posicidn 1 de la LMO. Esto permite que la CPU dei instrumento tenga tiempo de avisar a la PC que se perdid el sincronismo de la LMO. EI microprocesador bo- rra la interrupcidn de sincronismo al intentar escribir al latch de sincronismo, activando la senal -CIRQ (en bajo).

~~Calculo de cuentas de los timers~~

~~El diagrama exacto de las salidas de los timers deseable es el siguiente:~~

~~El diagrama exacto lo dar&n las limitaciones reales. Calcularemos las cuentas de cada timer por se- parado.~~

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 359 Timer 2:~~

Este timer trabaja en modo continuo y conteo doble de 8 bits. Esto permite generar un tren de pulsos de ancho y separacion entre pulsos variables. Tanto el ancho como la separacion de pulsos estar&n determinados por las cuentas de la parte alta y baja dei contador dei timer (ver hojas de datos dei 6840) . Para el calculo de los dos bytes dei contador dei timer usaremos el siguiente diagrama.

El tiempo de conteo debe ser de 1 ms, si obser- vamos el diagrama deseable, el periodo dei timer 2 sera 2/is mayor que el tiempo de conteo, por lo tanto debe ser de 1002 /is. Debido a que el reloj dei microprocesador es de 1 MHz, tenemos que N ser& 1002. Del diagrama anterior:

~~N N « (L + 1 ) ( M + 1 ) «> M ■ ------1 L + 1~~

~~Se selecciona un valor de L cercano a 5 de tal forma que M resuite entero, para minimizar el error.~~

~~Con L = 5 => M = 166~~

~~Se torna, por lo tanto:~~

~~L = 5 (05 H)~~

~~360 Bol. Asoc. Arg. de Astr. M = 166 (A6 H) => Valor dei contador A605 H Timer 1 y Timer 3:~~

~~Estos timers trabajan como monoestables, dispa- rados por la interrupcion generada por el timer 2, y en conteo normal de 16 bits. El diagrama que rige su funcionamiento es el que sigue:~~

Se desea un ancho de pulso de 1 /l i s , por lo tanto N debe ser 1. En el caso del timer 2, las cuentas que se cal cularon son aproximadas. Los timers 1 y 3 no se disparan inmediatamente después que se genera la interrupción del timer 2 debido a que la rutina ejecuta instrucciones para dispararlos, por lo que el N en el diagrama del timer 2 será mayor a 1002 para que el tiempo de conteo sea de 1 ms. Por esta razón, también, los timers no se disparan simultáneamente. El valor exacto de las cuentas del timer 2 se obtiene empíricamente por prueba y error.

~~Funcionamiento de drivers de rueda de filtros y de rueda de diafragmas. Funcionamiento del driver de filtro rotativo. Funcionamiento del driver de lámina de cuarto de onda.~~

~~Los drivers de las ruedas de filtros y diafrag mas y lámina de cuarto de onda fueron pensados para que~~

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 361 trabajen con brdenes simples de la CPU. Elios se encar- gan dei movimiento de los motores de paso, al recibir la orden de la CPU. Desde el punto de vista funcional, los tres drivers son idbnticos; existe diferencia en el funcionamiento dei driver de rueda de filtros cuando trabaja con filtro rotativo. Las senales de entrada a los drivers es el avance y la direccibn. En el de diafragmas AVDO (AVance de Diafragmas Optoaislado) y DIRDO (DIReccibn Diafragmas Optoaislado) . En la rueda de filtros, AVFO y DIRFO. En la l&mina de cuarto de onda, AVQWO, en este caso no existe senal para la direccibn, ya que la l&mina se mueve en un solo sentido. La CPU envia estos pulsos para ordenar al driver el movimiento de los motores de las ruedas, las senales a la salida dei latch son verdaderas bajo, pero como los optoaisladores invierten, llegan verdaderas alto a los drivers. Las seftales de direccibn son de nivei, las de avance son pulsos. Las senales de salida de los drivers son las de los sensores de posicion y posicion inicial de cada rueda. En la rueda de diafragmas POSDO (POSicion de Diafragmas Optoaislado) y PIDO (Posicion Inicial Optoaislada) , en la rueda de filtro POSFO y PIFO y en la l&mina de cuarto de onda POSQW y PIQWO. Estas senales son verdaderas bajo, y llegan verdaderas alto al status de accionamiento por la inversibn de los optoaisladores. La CPU ordena el movimiento dei motor de la rueda al dar un pulso de avance. El flaneo positivo de este pulso dispara un flip-flop dei driver, su salida Q est£ conectada al ciear de un segundo flip flop y pasan a alto; este segundo flip-flop trabaja en modo toggle, dividiendo la frecuencia de los pulsos de un generador a la entrada por dos. Al pasar la entrada de ciear a alto permite que los pulsos de entrada pasen, con frecuencia mitad, a una logica que genera la secuencia de

362 Bol. Asoc. Arg. de Astr. alimentacidn de las bobinas dei motor (Codigo gray). EI sentido de esta secuencia, y por lo tanto dei giro dei motor, depende dei nivei de la senal de direccidn. Si- multaneamente con la generacidn de la secuencia de movimiento, al pasar a alto el Q dei primer flip-flop se alimenta la etapa de potencia dei driver. La etapa de potencia est& formada por dos transistores para cada bobinado, estos transistores trabajan entre saturacion y corte conectando y desconectando los bobinados. Al recibir el pulso de avance comienza a moverse el motor hasta que el sensor de posicidn se activa, esta senal resetea el primer flip-flop bloqueando los pulsos que generan la secuencia de movimiento dei motor. Simulta- neamente, la etapa de potencia es desconectada de la tension de alimentacidn para que la rueda quede libre y se pueda acomodar en la posicion impuesta por la mec&- nicc.. En el caso dei driver de rueda de filtros un switch selecciona entre rueda de filtros y filtro rotativo. Cuando se selecciona la rueda de filtros el driver trabaja como se explico anteriormente. Al seleccionar el filtro rotativo, se elimina la generacion propia de pulsos de step, y la entrada de pulsos de step de la logica de generacion de secuencia de movimiento queda conectada a la entrada de avance dei driver y es la CPU quien da los pulsos para el movimiento dei motor. Esto permite que el filtro rotativo se pueda mover de a una posicion controlada por la CPU. Adem&s, cuando se tra baja con filtro rotativo la etapa de potencia queda siempre encendida. El filtro rotativo trabaja con sensores dpticos en lugar de efecto hall, pues se necesita mayor precisidn en el posicionamiento. Los sensores detectan las posiciones extremas dei filtro y las senales POSFO y PIFO pasan a ser posicibn extrema y posicidn inicial dei filtro.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 363 EI driver de cuarto de onda trabaja de la mi sina manera que se describio, pero la CPU detecta que la la mina llega a una posicion de una manera diferente. La senal de posicion de la l&mina, POSQW, no va directamente al status de accionamiento, sino que es la entrada de una logica que selecciona la senal de posicion de QW cuando se acciona esta lamina o la posicion de filtros fijos cuando este mecanismo es accionado. Este mecanismo se ideo para ahorrar bits en el status de accionamientos. La forma en que la CPU realiza el movimiento de los mecanismos es: - La CPU determina la direccion dei movimiento y escribe el bit de direccion, en el latch de accionamientos, con el nivei que corresponda. - La CPU envia el pulso de avance, a traves dei latch de accionamientos, y queda a la espera de que el mecanismo llegue a la proxima posicion. - El driver mueve el motor y se detiene al llegar a la proxima posicion. - La CPU detecta la llegada a la posicion, leyendo el bit correspondiente al sensor dei mecanismo accionado a traves dei status de accionamientos y continua con la operacion.

~~Funcionamiento driver lamina de media onda~~

La senal de entrada al driver STEPO son los pulsos de avance. El timer genera los pulsos de step, con una frecuencia controlada por el microprocesador. De esta manera se maneja en forma muy precisa el movimiento de la l£mina. Los pulsos de step entran en la lbgica de generacion de la secuencia de movimiento dei motor de la lamina. La logica y la etapa de potencia son id£nticas a las de los drivers explicados anteriormente. En este

364 Bol. Asoc. Arg. de Astr. caso no se desconecta la tensidn de alimentacidn de la etapa de potencia, ya que la l&mina debe estar en movimiento continuo. Debido a que el motor de la LMO debe girar a una velocidad mucho mayor que en el caso de los otros drivers y para asegurar que el motor no pierda pulsos de step, se hicieron algunas modificaciones a la etapa de potencia. La tension de alimentacion de esta etapa es de 15 V en lugar de 5 V, como en los drivers anteriores. El inconveniente de usar una tension m&s elevada es el aumento en el consumo de corriente de los bobinados dei motor. Para limitar la corriente de los bobinados se agregaron dos resistendas en serie de 10 ohms. Se agregaron, ademas, como recomienda el fabri cante de los motores, dos capacitores de sintonia entre extremos de bobinados. El valor de estos capacitores se selecciono por ensayos con diferentes tensiones de ali- im ntacion. AI realizar los ensayos se tuvo en cuenta la m&xima velocidad a que llegaba el motor antes de perder el sincronismo sin carga, el torque, el sobrepico de corriente, el consumo medio de los bobinados y el ruido dei motor al girar. La senal de salida dei driver es la de sincro nismo que se genera una por giro de la lamina, o sea cada 100 pulsos de step. El sensor usado es un inte- rruptor optico; el pulso generado por el sensor dispara un monoestable que genera un pulso negativo de 1 /iseg, aproximadamente, de ancho. De esta manera, los pulsos de sincronismos son limpios y bien definidos, ya que la senal de salida dei sensor permanecera activa todo el tiempo que la l&mina permanezca en la posicion cero. Los pulsos de sincronismo generan una interrupcion a la CPU.

~~Funcionamiento de los accionamientos de glan, shutter de PMTs y filtros fijos~~

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 365 Tanto el driver dei glan como el dei shutter funcionan en identica forma. Las senales de accionamiento de los drivers de glan y shutter son de nivei, la de filtros fijos es un pulso. El accionamiento dei driver de glan se produce cuando se activa la senal GLANO (Activa en alto), el transistor Q35 se satura y la bobina dei chupador recibe toda la tension dei zener D34; al circular corriente se produce una calda debido al capacitor C100, la tension sobre la bobina baja a un valor necesario para que no se despegue. Este mecanismo permite que se accione la bo bina con un pulso grande de tension que luego baja im- pidiendo que se despegue el chupador. La deteccion de la posicion dei glan se realiza a traves de la senal GLANINO que se obtiene dei flip-flop formado por las compuertas U72C y U72D. Se usa el flip-flop para que la senal cambie cuando se llega a una posicion sin que existan rebotes. Se puede seleccionar el nivei de GLANINO segun la posicion dei jumper. El driver de filtros fijos maneja los dos chu- padores de los filtros; permite seguir una secuencia especifica de accionamiento: partiendo de una posicion sin filtros, el primer pulso coloca el filtro 1, el segundo coloca el filtro 2 y saca el filtro 1, el tercer pulso coloca el filtro 1, sin sacar el 2 y el cuarto saca ambos filtros (vuelve a la posicion inicial). Esta secuencia se logra por medio de la ldgica formada por los flip-flops U100A y U100B que forman un contador bi nario de dos bits. La senal de sensado de posicion es compartida por el driver de cuarto de onda: cada vez que se acciona el driver de filtros fijos, la logica formada por U77C, U77D, U71 y U77A selecciona la senal de posicibn de los filtros fijos. La posicion de los filtros estA dada por los sensores de efecto hall U78 y U79 que detectan si los filtros 1 y/o 2 estan fuera de posicion.

366 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Software de la CPU dei fotopolarlmetro EI Software de control dei instrumento (Software de la CPU) reside en la EPROM de la CPU. Este Software permite interpretar y ejecutar los diferentes comandos que la PC manda al instrumento y enviar la informacion a la PC. Controla, adem&s, el mecanismo de adquisicidn de datos. El protocolo de la comunicacidn entre la PC y la CPU dei fotopolarlmetro se explica m£s adelante. El Software fue escrito en lenguaje assembler dei 6802. Es un programa modular, cada modulo de un determinado nivei ejecuta modulos de niveles inferiores, como instrucciones de un lenguaje de mas alto nivei que el assembler, en la forma de subrutinas. De esta manera, la lectura dei Software es mas comprensible y menos in- trincada. El Software se basa en un modulo principal que, luego de llevar los mecanismos dei instrumento a una posicidn inicial, entra en un loop en el cual permanecera indefinidamente. Dentro dei loop detecta la llegada de comandos de la PC. Al llegar una orden la decodifica y ejecuta el modulo correspondiente al co mando decodificado. Cada comando es ejecutado por un modulo dedicado; al finalizar la ejecucion vuelve al mddulo principal para continuar el loop de espera de un nuevo comando. Los modulos de ejecucion de cada comando utilizan rutinas generales de nivei m£s bajo. Se tienen, por lo tanto, tres niveles de Software: el meis alto, modulo principal, debajo de £ste los modulos de comando y por ultimo, las rutinas generales que son las que, en definitiva, mueven los drivers de los mecanismos. La comunicacion entre los modulos de diferentes niveles se realiza a traves de registros en RAM. Cada modulo tiene bien definidas las entradas y las salidas y tienen un s61o punto de entrada y uno sdlo de salida.

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 367 Comunicacion PC-CPU fotopolarimetro~~

Desde el punto de vista de la PC, esta envia comandos a la CPU y recibe contestacion segun el estado dei instrumento y la ejecucion de los comandos pedidos. La comunicacion entre la PC y la CPU dei fotopolarimetro se realiza a travAs de dos registros residentes en la CPU dei instrumento: el registro de comandos y el registro de status. El primero es un latch que es escrito por la PC y leldo por la CPU, a traves de este registro la PC da comandos, segun la codificacion que se explicitara mas abajo, al instrumento. El regis tro de status esta formado por un latch y un buffer. Se usa esta combinacion pues se necesita disponer de la posibilidad de borrar el registro de status al escribir un nuevo comando. A traves de este registro la CPU comunica su estado a la PC, segun una codificacion que se explicara mas abajo. Tanto el registro de comandos como el de status son de ocho bits. Cada vez que la PC envia un comando a la CPU, Asta responde con un status que informa su actividad y su estado. Todo pedido de la PC queda contestado, de tal manera que Asta sepa si su pedido fue recibido y esta siendo ejecutado. Por cada comando, la CPU contesta con un codigo de comando en progreso si lo recibe y segun el resultado de la ejecucion la CPU contesta con un codigo de comando cumplido, si la ejecucidn fue satisfactoria y de comando no cumplido si no lo fue. Si el comando fue de pedido de informacion dei estado de los mecanismos, la CPU contestarA con la informacidn pedida, pero mientras la busca, la PC recibe un codigo de comando en progreso. La estructura dei byte de comandos y dei de status es la siguiente.

~~368 Bol. Asoc. Arg. de Astr. C6digo C6d1go C6dfgo~~

~~| Subsi sterna | Comando | Indi cador |~~

~~r------T------T------T------T------T------T ------T ------1 I *>7 | | D 5 | D 4 | D 3 | D 2 | D, | D o | L______1 _____ 1_____ 1_____1______1____ 1_____ 1______J~~

Subsistema: (D7 a D5 ) Se refiere al dispositivo al que se le aplicari el comando, o a la parte dei sistema al cual se refiere el pedido de la PC. En el status indica el mecanismo sobre el que se da informacion o dei estado dei comando pedido.

~~Comando: (D4 y D3 ) Es el codigo de la accion a tomar con ese subsistema. En el status indica el estado dei pedido de la PC o si se est& dando informacion de un mecanismo.~~

~~Indicador: (D2 a Do) Es un campo en el cual se indica informacion adicional que necesita el coman do.~~

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 369 C 0 D F I C A C I 0 N D E C 0 M AN D O S~~

~~SVBSISTENA RUEDA DE RUEDA DE GLAN SHUTTER 1 LAMINA DE FILTROS ADQUISICION SET FILTROS DIAFRAGHAS PHTs CUARTO ONDA FIJOS~~

~~C6digo de subsistena 1 0 i 0 1 0 OOO 0 1 1 0 0 1 1 1 0 1 0 0 1 1 1 D7 -D( ~D?~~

1 0 0 Retroceder una 0 0 ; Sacar aecanisao 0 0 : Ir a posicidn cero 0 0 : Detoner 1 i : Reset en Cbdigo posicidn 1 1 : Entrar necanisno 1 1 : Avanzar una conteo caliente. de coiando 1 1 Avanzar una 0 l ; Infornar osicidn 1 1 : Iniciar ( Soft reset ) posicidn posicidn Sover a una conteo 1 0 : Configurar 1 0 ! flo ver a una. posicidn 0 1 : lnforiar instruaento D.-fc posicion 1 0 : No usado 0 1 : Infornar posicidn posicidn 0 1 : lnforiar 0 1 lnforiar conf i gurae idn pos i c i 6n 1 0 : No usado 0 0 : No usado

Nuaero de posicidn en Nunero de posicidn en 0 0 0 para '111 para coiando binario para cddigo binario para cddigo de todos los 11 ‘( Soft reset ) ] de conando 10 ( Nover 0 0 0 para todos los conando 1 0 I Nover a cddifos de Para cddigo de cown-: ' Cddigo de a una posicidn ) cddigos de conando una posicidn ) coiando do 1 0 ( Conf inurar )] 1 indi cador D, : 0 : Filtro ; 0 0 0 para los denis 0 0 0 Para los denis rotati vo cddigos de conando cddigos de coiando 1 : Rueda de filtros i D7 ■■ D j Df ! D, : 0 : Con QW 1 l : Sin 3W I D? : 0 ; Fotdietro ( 1 : Polarlietrc

NOTAS: 1 - El cddigo de subsis t e ma para filtro rotativo es el mismo que para la rueda de filtros. El sistema selecciona el conjunto de comandos para el filtro rotativo de acuerdo con la confi surae i6n dei instrumento. El conjunto de cddicos de comando para filtro rotativo es el mismo que para la rueda de filtros. 2- Se usan las siguiente abreviaturas : QW : Cuarto de onda. Se usa tambifen para lamina de cuarto de onda. LMO : LAmina de media onda

~~370 Bol. Asoc. Arg. de Astr CQD1FICACIQN DE STATUS~~

" ■ , 4 SUBSISTEMA RUEDA DE RUEDA DE GLAN SHUTTER LAMINA DE FILTROS | ADQUISICION SET FILTROS DIAFRAGMAS ¡ PHTs CUARTO ONDA FIJOS ( i i 1 Cdditfo de wtaiitema 1 0 1 0 1 0 0 0 0 1 0 1 1 0 0 1 1 1 0 1 0 0 1 1 1 Dril» -0? ______í______1 ______

1 1 : Sistema ready Migo 1 1 : Comando cumplido 0 0 : Sistema no ie estado 0 0 : Comando no cumplido ready 1 0 i Comando en progreso 1 0 : sistema en Di -Di 0 1 : Informa posición progreso 0 1 : Informa configuración 1 — --- I Número de posición en 1 0 0 0 : Mecanismo OUT ! Número de posición en 1 1 1 1 .'Sistema 0 0 0 para códigos i binario para código ’ 011: Mecanismo IN 1 binario Para código 1 contando de comando 10 y 11 de comando 0 1 Para comando 0 1 1 de comando 0 1 ' 1 0 0 : Conteo Para código de "digo de j { Informar posición ) í Informar posición ) í ( Informar posición ) detenido comando 0 0 : ndicidor ! » Para código de DT : 0 : Posición ! 10 0 0 : Fara los demás 1 0 0 0 : Fara los demás ! 0 0 0 : Para los demás comando 0 1 no inicial I 1 códigos de comando códigos de comando | códigos de comando ( Informa es- ! 1 : Posición rD,-fc j tado ) f inicial »1 Di : 0 : LHO fuera 1 íi 1 i i 0 0 0 para los í de sincronismo 1 í ! i demás códigos ! 1 : LHO en ! ! de comando j sincronismo 1 f ! j D, = 0 f 1 Para código de 1 1 comando 0 1 : indica? t con igual codifica- ! i , 1 i ción que en comando ? i ______L______L

NOTAS: i~ EI codigo de subsistema para filtro rotativo rotativo es el mismo que para la rueda de filtros. El sistema selecciona el conjunto de comandos para el filtro rotativo de acuerdo con la conf i gurae i on dei instrumento. El con.iunto de cbdigos de estado para filtro rotativo es el mismo que para la rueda de fi 1t r o s. 2- Se usan las sieuiente abreviaturas : QW : Cuarto de onda. Se usa tambifen para limina de cuarto de onda. LMQ : Limina de media onda

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr 371 PROGRAMA PRINCIPAL~~

AI encenderse o resetearse la CPU, se ejecuta una secuencia que llamamos de encendido. La CPU inicia- liza, primeraraente, el timer y los registros en RAM segun una configuracion que llamamos configuracion cero. Esta conf iguracion es supuesta y se usa como punto de partida de la configuracion definitiva. La configuracidn cero es la siguiente : - Con rueda de filtros (en lugar dei filtro rotativo). ^ - Sin lamina de cuarto de onda. - Instrumento como polarimetro. - Conteo detenido. - LMO fuera de sincronismo. - Posicion dei instrumento no inicial. - Sistema no ready.

Seguidamente se inicializan los mecanismos dei instrumento que no dependen de la configuracion real a una posicion inicial: mueve la rueda de diafragmas a la posicion de diafragma cero, pone el glan en posicion OUT, pone el shutter en posicion IN y saca ambos filtros fijos. Paralelamente a cada accionamiento actualiza los registros indicativos de la posicion de cada mecanismo. El resto de los mecanismos dependen de la configuracibn real dei fotopolarimetro. Queda esperando un comando de configuracion. Cuando llega, segun la configuracion que la PC le envia, mueve los mecanismos restantes a una posicion inicial y actualiza los registros que corresponden. Si el instrumento es usado como polarimetro pone en sincronismo la LMO. Una vez que la secuencia descripta se ejecuta sin error queda a la espera de un nuevo comando para ejecutar. AI detectar la llegada de un comando, el programa principal lo decodifica y pasa a

372 Bol. Asoc. Arg. de Astr. ejecutar el mddulo correspondiente al comando pedido. Una vez finalizada la ejecucion dei pedido de la PC se vuelve al programa principal a la espera de un nuevo comando. Se entra en un loop de deteccion, decodifica- cian y ejecucion de comandos.

~~RUTINAS DE COMANDOS.~~

Comando de rueda de filtros y rueda de diafragmas : DIAFIL Comando de mecanismo de glan y shutter de PMTs : GLASHUSR Comando de movimientos de filtros fijos : FILFIJSR Comando de lamina de cuarto de onda : LQWSR

~~Comando de adauisicion de datos : ADQUISR~~

~~Comando de configuracion dei instrumento : SETSR~~

~~Comando de driver de filtro rotativo : FILROTSR~~

~~DESCRIPCION DE REGISTROS~~

~~El softv/are de control de la CPU dei instru- luent us var.ios registros residentes en la RAM de la inirsma. A continuacion se describen los mismos.~~

STATREG : Es la imagen dei registro de status que la CPU envia a la PC. COMREG : Es la imagen dei registro de comandos que la PC envia a la CPU. Se conserva el comando ya que el softv/are opera sobre este registro y para detectar el envia de un nuevo comando. DIAFIL : Contiene la posicion de la rueda de filtros y rueda de diafragmas actual. Se opera sobre este

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 373 registro cada vez que se mueve alguna de las ruedas. Tiene la siguiente estructura:~~

~~| Numero de Diafragma| Numero de ffltro |~~

~~r ------T ------T ------T ------T ------T ------T ------T ------1~~

~~I d7 I d6 I d5 I d4 I °3 I d2 I D1 I D0 I~~

~~L______1 ______1______1______1 ______1______1_____1 _____J~~

~~ACCIQW : Indica la posicion de los siguientes accionamientos: 1- Posicion de lamina de cuarto de onda ( QW ) 2- Posicion dei Glan 3- Posicion dei shutter de las PMTs 4- Posicion de los filtros fijos~~

~~La estructura dei registro es la que sigue:~~

~~r------T------T------T------T------T------T------T------1~~

~~I D7 I °6 I D5 I DA I D3 I D2 I °1 I D0 I~~

~~LT------1 ---T1 T------1 ------TXT------1 ------TXT------1------T J l t * L | * | L----Pos i c i 6n QU en | binario~~

~~L----Posici6n Glan : 00 : OUT 11 : IN~~

~~L------Pos i c i 6n S h u t t e r 00 : OUT 11 : IN~~

~~L------Pos i c i 6n Filtros fijos 00 : Sin filtros~~

~~01 : F i l tro 1~~

~~10 : F ilt ro 2~~

~~1 1 Ambos fi11 ros~~

~~ADQRDY: Contiene informacion relativa al estado de la adquisicion (Si esta contando o no),~~

~~374 Bol. Asoc. Arg. de Astr configuraci6n dei instrumento y estado actualizado dei sistema. La estructura dei registro es la siguiente:~~

~~r t t T T T T T 1~~

~~I t>7 I D6 | ® 5 1 D* I D 3 I °2 I D1 | Dq |— 0 : Fot6metro H H 1 1 1 H 1 1 i- I H I I iT_---1---Tx_ i I I 1- 1 T---L----- J 1 s Polarfmetro H H~~

~~i_----T ---- J 1 1 1 1 L---0: Con QU J r ~ 1 1 1 1 1 : Sin QU | L--- 1 1 0 : Filtro rotativo~~

~~00 S181 no ready 1 1 1 1 Rueda de f i11 ros~~

~~1 1 : S i s t ready 1 1 L----o : Cont eo de t en i do~~

~~10 : S i s t. en 1 1 1 : Conteo activo progreso 1 L__- 0 : LMO fuera de sfncronismo~~

~~1 1 : LMO en sincronismo L---o : S1s terna en p o s i c i 6 n no inicial~~

~~1 : Sistema en p o s i c i 6 n inicial~~

LATREG: Contiene la imagen actualizada dei latch de accionamientos. Cada vez que este latch es escrito por alguna rutina dei programa se actualiza este registro. SACCREG: Contiene la imagen dei status de accionamientos. POSCONT: Este registro es usado por la rutina ACCIONSR, que se encarga de mover los mecanismos por pulsos, como contador de posiciones a mover. Es un registro temporario y no contiene informacion actual de algun mecanismo dei sistema. POSACT: Es usado por la rutina ACCIONSR para conocer la posicidn actual dei mecanismo a mover. No contiene informacidn actual dei sistema. POSFUT: Es usado por la rutina ACCIONSR para conocer la posicion futura dei mecanismo que se debe mover.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 375 ERRFLG: Este registro es el flag de error. Cada vez que alguna rutina detecta una condicidn de error lo informa a travds de este registro. DELCONT: Es un registro usado para contar delays. CONT: Registro usado como contador general. MSKACC: Este registro es usado por la rutina ACCIONSR, contiene la mascara de accionamiento de un determinado mecanismo gue esta rutina debe usar para moverlo. MSKPOS: Este registro es usado por la rutina ACCIONSR, contiene la mascara de posicidn dei mecanismo sobre el cual debe accionar. MSKPOSA: Este registro es usado por la rutina ACCIONSR cada vez que se envia un comando de reset ( Ir a posicion cero ) de algun mecanismo que tiene indicador de posicion cero. Contiene la mascara para verificar ese indicador. MASK: Es usado por la rutina ACCIONSR como mascara auxiliar. Se utiliza para el manejo de las mascaras en ciertos casos. POSLMO: Contiene la posicion actual de la lamina de media onda. Cada vez que una interrupcion de step ( timer 2 ) es atendida se incrementa en uno, se vuelve a cero por la interrupcion de sincronismo. T1CTRL, T2CTRL, T3CTRL: Contienen la imagen actualizada de los registros de control de cada timer.

376 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Bol. Asoc. Arg. de Astr 377 378 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Bol. Asoc. Arg. de Astr 379 380 Bol Asoc Arg. da Astr Bol • Asoc• Arg. de Astr. 381 382 Bol Asoc~-- . Arg. de Astr Bol . Asoc. Arg. de Astr. 383 384 Bol. Asoc. Arg. de Astr REFERENCIAS

Serkowskyf K.: 1974, Metods of Experimental Physics 12, Part 8, p .361 Serkowsky, K.: 1974, Polarimeters for Optical Astronomy, Planets, Stars and Nebulae studied with photopolarimeter, p .13 5 Frecker, J., Serkowsky, K.: 1976, Applied Optics, Vol 15 N° 3. Mc Master, W.: Matrix representation of polarization, Review of Modern Physics, Vol 33 N°l. Metz, K.: 1986, A Polarimeter with a new device for eliminating the Instrumental phase-plate polarization, Astr. and Ap 159, 333-335. Metz, K. : 1984, A Polarimeter with a new polarizer and a new device for eliminatingh the sky background polarization, Astr. and Ap. 136, 175-1787. Schwarz, H.: 1989, PISCO Operating Manual, Version 1. Magalahes, A., Benedetti, E., Roland, E.: A Photopolarimeter With Tilt-Scanning Capability. Longhurst, R.: 1976, Geometrical and Physical Optics, Tercera Edicion Longman Ed, Londres 1976. Motorola : 1988, Microprocessor, microcontroller and peripheral data Vol I y Vol II. Signetics : 1986, TTL Data Manual. Texas Instruments : 1986, Optoelectronics Device Data.

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 385 AUTOMATIZACION DEL ESPECTROGRAFO CASSEGRAIN DEL CASLEO~~

~~AUTOMATION OF CASLEO'S CASSEGRAIN SPECTROGRAPH~~

~~E. Martinez1/2; J.L. Aballay1*2; A. Marun2; H. Ruartes1*2~~

~~1 CONICET~~

~~2 CASLEO~~

RESUMEN: EI espectrografo Cassegrain perteneciente al Complejo Astronomico EI Leoncito est& siendo automatizado en su totalidad. Permitir& el manejo remoto y automatico desde sala de control. El Offset Guider tambidn esta incluido en la automatizacion. El comando dei ins trumento se podra hacer desde un teclado y display como tambien desde un conmutador PC/XT. Este articulo des cribe el hardware de la electrdnica realizado.

ABSTRACT: The Casleo's Cassegrain spectrograph will be made fully automaticly. From the control room the equipment will allow a remote and automatic operation. The Offset Guider will be included in the automation too. The user will be able to operate the instrument from a keyboard and a display or from a PC/XT computer. This article describes the electronics of the equipment.

~~OBJETIVO~~

~~El objetivo de este proyecto es permitir la operacion manual, remota y autom&tica de un espectrb- grafo CASSEGRAIN perteneciente al Complejo Astronomico El Leoncito (Figura 1). Es por esta razbn que:~~

386 Bol. Asoc. Arg. de Astr. - Se automatiza cada uno de los distintos accionamientos dei espectrografo. - Se incluye al Offset Guider que no pertenece al espectrdgrafo.- Se agrega una interfase para que pueda ser manejado desde un computador compatible (PC). - EI manejo remoto y automatico tambien se puede realizar desde un teclado de 16 teclas, organizadas en forma matricial, con un conjunto de display y leds en los cuales se refleja el estado de cada uno de los accionamientos. El teclado permite, segun la programacion de sus teclas, movimientos individuales como tambien secuenciales de los accionamientos. - La electronica de este diseno permite juntamente con la operacion reraota y automatica, el manejo manual dei espectrografo en cualquier momento.

~~INTRODUCCION~~

Para poder realizar la automatizacion de los distintos accionamientos, se hizo primero un estudio detallado dei funcionamiento dei espectrografo, para determinar la manera en que se iba a controlar cada accionamiento. Recordemos que el haz de la estrella, colectado por el telescopio, al ingresar al espectro grafo pasa por una ranura con ancho y alto variable. El ancho es controlado por un micrometro; el alto de la ranura se controla con una rueda de Decker. De esta ra nura la parte a automatizar es el Decker o control dei alto, pues el ancho se regula con el micrometro en raras ocasiones y no justifica su automatizacion.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 387 La imagen de la estrella sobre la ranura puede ser vista por reflexidn o transmision, para €sto posee un accionamiento llamado Filter-Clear-Mirror. Para poder ver desde atras de la ranura es necesarlo colocar el accionamiento en la posicibn Mirror, para observar por reflexibn el accionamiento debe estar en Ciear o Filter. Esta imagen se capta a traves de una c&mara de TV que la lleva hasta la sala de control. Este accionamiento tambi£n es automatizado.

388 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Bol. Asoc. Arg. de Astr. 389 Una vez que la estrella esta en la posicion que se desea se deja pasar la luz de la estrella a traves de un porta filtros de tres posiciones que se pueden elegir alternativamente segun la necesidad de separar determinadas componentes en caso que la observacion lo requiera. Este accionamiento denominado Filtro de Tres Posiciones tambien se automatiza. Luego el haz atravesara el Shutter cuyo obtu- rador debe estar abierto para dejar pasar el haz hacia el colimador. Esto tambien se automatiza. Pasando el shutter el haz queda liberado para llegar al colimador o espejo parabolico el cual transforma el haz divergente que viene de la ranura en un haz paralelo que llega a la red de difraccion. Entre el colimador y la red de difraccion se encuentra el exposimetro que consta de un espejo diagonal que deflecta el 1% de la luz paralela para enviarla a la fotomultiplicadora. El espectro al salir de la red, debe atravesar la Mascara de Newall que tambien se au tomatiza. Luego el espectro pasa la camara de Shmith para llegar al instrumento. Para el uso de placa fotogr&fica es automatizado el chasis porta placas en sus distintas posiciones. Cuando el detector es otro y hace falta mover algo, este mismo comando podra hacerlo. Para poder usar las l&mparas de comparacion se debe mover el accionamiento In/Out para dejar pasar la luz de las comparaciones y no la de la estrella. Este tambien se automatiza. Para el encendido o apagado de las lamparas ya sea en forma individual o conjunta, tambien se podrA realizar en forma automAtica.

~~AUTOMATIZACION~~

~~Los transductores electromec&nicos usados en los distintos accionamientos son motores paso a paso,~~

390 Bol. Asoc. Arg. de Astr. motores sincrdnicos y reles tragantes a solenoide. La ventaj a de usar motores de paso es que podemos automatizar accionamientos con mas de 2 posiciones; ademds tienen una gran facilidad en la interfase con dispositivos digitales, no poseen error de posicidn acumulati- vo, el control de velocidad y posicidn es de considerable exactitud y reducido consumo. Los accionamientos que trabajan con estos motores son: Deckers, Filtro de tres posiciones y corrimiento de placa. Cuando son solo dos las posiciones, pero estas est&n distanciadas, se usan motores sincronicos, como es el caso de las Mciscaras de Newall y el Offset Guider. En los dem&s accionamientos se usan reles tragantes a solenoide por su sencillez y eficiencia. El sensado de posiciones se hace con sensores de efecto Hali. Estas llaves de conmutacion detectan el movimiento o cambio en la intensidad de campo de un material electromagnetico, magndtico permanente o ferromagnetico. Estos sensores son estables con la tem peratura, inmunes a las contaminaciones ambientales, actuan aun bajo severas condiciones de servicio, proveen confiabilidad en aplicacions de ajustada tolerancia y tienen la gran ventaja de "ver” a traves de particulas extranas y en oscuridad. Los motores usan dos sensores de este tipo uno para detectar la posicion cero y otro para el resto de las posiciones. La electronica consta fundamentalmente de una placa CPU (Figura 3) , la cual comanda el resto de la circuiteria. De esta depende una placa que controla los tres motores de paso y otra placa de control de motores sincronicos y control de los rel£s tragantes a solenoi de. En el diagrama en bloques se puede distinguir dos zonas bien diferenciadas: la de la CPU con el microprocesador y sus perif^ricos Eprom, Ram,

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 391 Decodificador de direcciones, Pia, Acia, latchs y buffers y la de los accionamientos con sus drivers y sensores. La CPU se encuentra aislada dei resto dei circuito por medio de optoacopladores. EI microprocesador utilizado es el 6809 de Motorola al que se le colocd un oscilador de 3,58 MHZ de tal manera de obtener una senal de sincronismo de aproximadamente 1 MHZ, que es m&s que suficiente pues no tenemos requerimientos de velocidad. El circuito que posee el microprocesador en su entrada Reset es muy sencillo debido a que posee un disparador de Schmitt lo que da tiempo tanto al oscila dor como al resto de la circuiteria, a estabilizarse antes de que el micro arranque. El microprocesador se sincroniza con el decodificador de direcciones, la Pia y la Acia. La Raxn, la Pia y la Acia estan unidos con el microprccesador por la linea R/W ya que estos tres elementos son los unicos que reciben o entregan informacion al microprocesador. Se coloca una memoria programable Eprom de 4 Kbyte de memoria a los efectos de grabar en ella todas las instrucciones que el circuito necesita. La memoria de lectura escritura, Ram, que posee, es de 1 Kbyte de memoria y se usa para movimiento de datos en la ejecucion dei programa. La habilitacion dei decodificador de direc ciones depende exclusivamente de la senales de sincro nismo y disponibilidad dei bus provenientes dei micro procesador; las entradas dei decodificador se manejan con las tres ultimas lineas dei bus de direcciones, las que se tienen en cuenta para realizar el mapeado de me moria y asi habilitar cada uno de los distintos elementos dei circuito.

392 Bol. Asoc. Arg. de Astr. Bol. Asoc. Arg. de Astr 393 La Pia es una interfase adaptadora de perifdricos programable que tiene dos ports iguales, A y B. En la port A de la Pia conectamos el teclado de forma matricial; en la port B, la ldgica de Display. Los termi nales que manejan la seleccidn de los distintos registros internos de la Pia se conectan a los dos primeros terminales dei bus de direcciones para su f&cil selec- ci6n. El teclado dispone de una salida que se inyecta en la linea de control en la Pia. AI producirse una tran- sicibn en esta salida se provoca una interrupcidn en la microprocesador por intermedio de la Pia, la que se aprovecha para generar una rutina de servicio con las especif icaciones de la tecla oprimida. En la port A, donde se coloca el teclado, se programan algunas lineas como entrada y otras como salida; no asi el otro port donde se conecta la logica de display pues estas se prograir.m todas como salidas. Para comunicacion de la CPU con el PC se utiliza una Acia, que es una interfase adaptadora de comu nicacion asincronica programable, la cual se usa para recepcion y transmicion de hasta 8 bits de informacion en forma serie, permitiendo transmitir informacidn a distandas muy largas. Puede funcionar como conversor paralelo a serie o serie paralelo. La seleccion de registros de la Acia depende de la primera linea dei bus de direcciones dei microprocesador. Para transmitir y recibir datos desde el computador personal; se utilizan adaptadores de tension entre la Acia y la RS232 dei computador, cuya transmision o recepcibn est& sincroni- zada a traves de un circuito de reloj. La frecuencia de transmision o recepcion depende dei baud rate de la RS232• Los Latchs se conectan entre el bus de datos dei microprocesador y los accionamientos. Su misidn es retener la informacion proveniente dei bus de datos;

394 Bol. Asoc. Arg. de Astr. funciona como una interfase paralela. Los buffers o status de accionamientos se encuentran entre los sensores de cada accionamiento y el bus de datos dei microprocesador. Entre los latch y los buffers se encuentran los accionamientos con sus respectivos sensores. A partir dei latch salen senales hacia todos los accionamientos : -AI driver de corrimiento de placa, al de filtro de tres posiciones y el decker, que son comandados por motores de paso, llegan senales de avance y direccion y salen hacia los buffers senales provenientes de dos sensores de efecto Hali: uno que indica posicion inicial y otro la posicion en que este en ese momento. -Los accionamientos Filter-clear-Mirror, Shutter, In/Out funcionan con rele tragante por lo que llega una sola sehal desde el latch y sale una sola se hal de los sensores hacia el buffer. -La Mascara de Newall y el Offset Guider funcionan com motores sincronicos que s61o recibe sehal de avance e indican solo sehal de fin de carrera. La placa de drivers de motores de paso (Figura 4) permite el control de tres motores, usados para ma ne jar tres accionamienos dei espectrografo. Consta de tres bloques. Uno es la logica de habilitacion, logica de excitacion y la ultima es de control de potencia. El microprocesador envia senales de avance y direccion, las que son interpretadas por una logica de exitacion. Esta posee un oscilador astable libre, que junto a un divisor de frecuencia, generan un cbdigo Gray de 2 variables necesario para exitar el control de potencia de las fases dei motor y obtener el movimiento giratorio deseado. A esta logica de exitacion le precede una logica de ha bilitacion que determina el paso o no de las senales, segun sea el estado de los sensores y el microprocesa dor.

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 395 396 Bol Asoc. Arg. de Astr RESUMENES DE TRABAJOS PRESENTADOS~~

~~EN LA REUNION DE LA~~

~~ASOCIACION ARGENTINA DE ASTRONOMIA~~

~~REDUCCION DIGITALIZADA DE INTERFEROGRAMAS~~

~~DIGITALIZED REDUCTION OF INTERFEROGRAMS~~

~~G.Goldes; G. Carranza~~

~~Observatorio Astron6mico de C 6 r d o b a , CONICET~~

RESUMEN. Se analiza la factibilidad de la reduccion de interferogramas obtenidos con el etalon de Fabry-Perot de orden fijo dei O.A.C. utilizando un microdensitornetro Hilger-Watts digitalizado. Para ello se calcularon velocidades radiales de una fuente de comparacion en re po: o segun el metodo propuesto por Courtds. El procesamiento completo es identico al utilizado para reducir las observaciones nebulares, tanto en la parte observacional como numerica, y permite entonces obtener una estimacion realista y precisa de las incertezas con las que se trabaja en la practica. Se trabajb sobre placas tomadas en el foco Newtoniano dei reflector de 1.54 m de Bosque Alegre con el auxilio de un reductor focal y filtros interferenciales. Sobre ellas se realizaron barridos diametrales con el microdensitometro con diferentes tamanos de spot y ganancias dei amplificador, obteni^ndose asi perfiles radiales cuyos mAximos se ajustaron por polinomios para calcular sus posiciones medias. Luego en el sistema Micro Vax II dei O.A.C. se procedio al calculo de las velocidades radiales para distintos puntos de los interferogramas. Se realiza un breve estudio comparativo de los mecanismos de reduccion y de los resultados obtenidos con el microdensitdmetro y con una maquina de medir manual. Se discuten adem&s

~~401 otras posibilidades de aplicacidn de m6todos digitales, tales como barridos bidimensionales .~~

ABSTRACT. The factibility of the reduction of interferograms obtained with the fixed-gap Fabry-Perot etalon of Cordoba Observatory by using a digitalized Hilger-Watts microdensitometer is analyzed. For this purpose, radial velocities of an in-rest comparison source were calculated, following the method proposed by Courtes. The complete procedure is thoroughly similar to the one used for reducing nebular observations, both in the observational and numerical aspects. So, it allows us to obtain a realistic and accurate estimation of the uncertainties we are dealing with in practical work. The task was done by using plates exposed in the 1.54 m re flector at Bosque Alegre with the aid of a focal reducer and interference filters. On these plates, diametral scannings with the microdensitometer were done, in order to obtain radial profiles. Different spot dimensions and also different values of amplification of the signal were used, The maxima of the profiles were adjusted by polinomies for calculating their mean coordinates. After that, the calculation of radial velocities for different points of the interferograms was done with the Micro Vax II system of the O.A.C. A brief comparative discussion of the reduction techniques and of the results achieved with the microdensitometer and with a hand-operated measuring machine is performed. Also, some other applications of digital methods (like bidimensional scanning) are discussed.

~~402 Bol. Asoc. Arg. de Astr. EFECTOS DE ALINEAMIENTO EN CUMULOS DE GALAXIAS~~

~~ALIGNMENT EFFECTS IN CLUSTERS OF GALAXIES~~

~~H. Muriei, M. Nicotra, D. Garcia Lambas; L. Ruiz~~

~~Observatori o Astrondmico de Cdrdoba~~

RESUMEN. Se presenta la determinacidn de 204 Angulos de posicidn de las galaxias mAs brillantes de cumulos en una muestra de cumulos dei hemisferio galActico sur (Abell, Corwin y Olowin 1989). Se analizan efectos de alineamiento en esta muestra y en la extendida con una muestra previa de cumulos de Abell en el hemisferio norte. Se aplica el test de Binggelli (1982) utilizando distandas derivadas de la relacion log cz - m^O/ obteniendose una senal de alineamiento consistente con dis tandas derivadas de corrimientos al rojo. Nuestros resultados sugieren una senal debil, aunque estadisticamente significativa, de alineamiento de la galaxia mas brillante en un cumulo con el vector proyectado hacia el cumulo vecino mas proximo. La anisotropia detectada equivale, aproximadamente, a un exceso de un 30% de ga laxias mas brillantes de cumulos apuntando hacia el cu mulo vecino mAs cercano. El Angulo agudo medio entre el eje mayor proyectado y la direccion hacia el vecino mAs cercano es « p > ~ 39° ± 2° o menor. La escala de la anisotropia detectada es D = 15h~! Mpc. Los resultados se controlan mediante simulaciones Montecarlo y se discuten diversos aspectos relacionados con efectos de alineamiento entre cumulos.

~~ABSTRACT. We present the measurement of 204 position~~

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 403 angles of the brightest cluster galaxies in a sample of Southern clusters (Abell, Corwin and Ollowin 1989). We analyze cluster-cluster alignment effects in this sample and extend it with previous sample of Abell clusters in the northern hemisphere. Binggeli's (1982) test is used with distances derived from the logcz-mio relationship, giving an alignment signal consistent with redshift derived distances. Our results suggest a weak but statistically significant signal of alignment of the brightest galaxy in a cluster with the projected vector toward the nearest neighbor cluster. The anisotropy detected amounts approximately to a 30% excess of brightest cluster galaxies pointing to the nearest cluster of galaxies. The mean acute angle between the galaxy positicn angle and the direction toward the nearest neighbor is <0> ~ 39°± 2°, or less. The scale of the detected anisotropy is D Mpc/h. The statistical results are controlled by means of Montecarlo simulations and several points concerning the cluster-cluster alignment effects are discussed.

~~FUNCION DE CORRELACION ANGULAR CRUZADA DE CUMULOS DE GALAXIAS~~

~~THE ANGULAR CROSS-CORRELATION FUNCTION IN CLUSTERS OF GALAXIES~~

~~D. Garcia Lambas; M. Nicotra~~

~~Observator io Astron6mico de C6rdoba~~

~~RESUMEN. Analizamos las funciones de correlacion angular cruzada entre los cumulos ricos de galaxias~~

404 Bol. Asoc. Arg. de Astr. pertenecientes a las clases de distancia D = 1-4 y D = 6 de los catalogos de Abell y Abell, Corwin y Olowin (ACO). Se encuentran anticorrelaciones para la muestra R >1 dei cat&logo de ACO, similares a las obtenidas por Szalay et al. en el cat&logo de Abell. Las anticorrelaciones no est&n presentes cuando se considera la muestra de cumulos pobres R = 0 de la clase de dis tancia D = 1-4 en ambos cat&logos. Se han aplicado en ambos catalogos los procesos decontaminadores de cuentas de galaxias debidos a Dekel et al. y a Olivier et al. y se practicaron analisis para las funciones de correlacion cruzada similares a los correspondientes a los ca talogos originales. Los resultados indican que los pro cesos decontaminadores no tienen influencia en las sistematicidades presentes en las funciones de correlacion cruzada originales. Se discute la posibilidad de que los efectos combinados dei radio de Abell y la acumulacion de segundo orden entre los cumulos cercanos, a los que se agregaria una incorrecta asignacion de dis tandas, podrian haber contribuido en la intensificacion de las anticorrelaciones encontradas.

ABSTRACT. We analyze angular cross-correlation functions between distance classes D = 1-4 and D = 6 of Abell and ACO catalogs of rich clusters of galaxies and we study the dependence of these correlations on cluster richness. We find that anticorrelations are present in the rich sample R > 1 of ACO catalog, similar to that obtained by Szalay et al. in Abell catalog. However, the anticorrelations vanish for the sample of nearby poor clusters R=0, D= 1-4 vs. R > 1 , D = 6 in both catalogs. We apply the decontamination process discussed by Dekel et al. and Olivier et al., and we analyze si milar cross-correlations in the decontaminated catalogs. The results indicate that the decontamination catalogs.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 405 We apply the decontaxnination process discussed by Dekel et al. and Olivier et al., and we analyze similar cross-correlations in the decontaminated catalogs. The results indicate that the decontamination process does not change the systematic found in the cross-correlation functions of original catalogs. We perform several statistical analyzes in order to investigate the possibility that combined effects of Abell radius and the clustering of nearby clusters, and a bias in the assignment of distances may have contributed to enhacement of the anticorrelations.

~~DOS NEBULOSAS PLANETARIAS EN LAS CERCANIAS DEL CENTRO GALACTICO~~

~~TWO PLANETARY NEBULAE NEAR THE GALACTIC CENTER~~

~~A. Gutierrez-Moreno; H. Moreno; G. Cortes~~

~~Departa;nento de Astronomia, Universi dad de Chile~~

RESUMEN. Se han realizado observaciones de dos objetos con lineas de emision en direccion dei centro galActico: M3 - 44 = PK 359 - 1° 2, M2 - 19 = PK 0 - 1#5. Ambos son objetos de muy baja excitacion, clasificados previamente como PN? y sin observaciones en la regidn 6p- tica (o muy pocas) publicadas anteriormente. Ambos est&n incluidas en el Catalogo IRAS de fuentes puntuales. Los espectros se obtuvieron en el Observatorio Inter-Ameri- cano de Cerro Tololo, usando el telescopio de 1.5 m con

406 Bol. Asoc. Arg. de Astr. un detector UV SIT Vidicon, con espectros adicionales en el telescopio de 4 m con un detector CCD para M3-44. Del an&lisis de estas observaciones se deduce que: a) M3-44 es un objeto de muy baja excitacibn (clase de excitacidn 0, temperatura Zanstra dei hidrogeno de la estrella Central ~ 25000 K, temperatura de electrones de la ne bulosa ~ 8000K), con una densidad de electrones cuadratica media Q: 3000, y con condensaciones de S II de muy alta densidad; y b) M2-19 tiene una excitacion algo mas alta (clase de excitacion 2, temperatura Zanstra dei hidrogeno de la estrella Central ~ 26000-30000 K, tem peratura de electrones de la nebulosa 25 8500-9000 K) y densidad de electrones dei orden de 1000. Las observa ciones dei IRAS permiten deducir que ambos objetos son ricos en polvo, con dos componentes de distinta tempe ratura de cuerpo negro: una componente "caliente" y una fr5a con T ~100 y 20 K respectivamente, siendo la masa de polvo caliente aproximadamente mil veces menor que la de la componente fria. A partir de todo lo anterior, consideramos que M2-19 tiene todas las caracteristicas de una nebulosa planetaria de baja excitacion, en tanto que las caracteristicas de M3-44 permitirian clasifi- carla como una region H II compacta.

ABSTRACT. Observations of two emission objects located in the direction of the galactic center have been made: They are: M3-44 = PK 359-l°2, M2-19 = PK 0-1°5. They are both objects of very low excitation, classified previously as PN?, and with few or no published observations of optical line intensities. Both are included in the IRAS Point Source Catalogue. The spectra were obtained at Cerro Tololo Inter-American Observatory, using the 1.5 m telescope equipped with a UV SIT Vidicon detector, and with additional spectra obtained for M3-44 using the 4 m telescope equipped with

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 407 a CCD detector. From the analysis of these observations the following conclusions have been reached: a) M3-44 is a very low excitation object (excitation cass 0, hidrogen Zanstra temperature of the Central star ~ 25000 K, electron temperature of the nebula ~8000K), with a mean square electron density ~ 3000, and with S II condensation of very high density; and b) M2-19 has somewhat higher excitation (excitation class 2, hidrogen Zanstra temperature of the Central star ~ 26000-30000 K, electron temperature ~ 8500 -9000 K), and electron density of the order of 1000. From the IRAS Catalogue observations we may deduce that both objects are rich in dust, with two components of different black body temperature: a "hot" component with T ~ 100 K and a cold component with T ~ 20K, being the mass of the hot component about 1/1000 of the cold component. From ali these cosiderations, we belive that M2-19 has all the characteristics of a low excitation planetary nebula, while the characteristics of M3-44 would allow its classification as a compact H II region.

~~CONSIDERACIONES FISICAS ACERCA DE LA REGION NUCLEAR DE NGC 3256~~

~~PHYSYICAL CONSIDERATIONS ABOUT THE NUCLEAR REGION OF NGC 3256~~

~~E.L. Aguero; S.L. Lipari~~

~~Observatori o Astron6mico de Cordoba y C0NICET~~

~~RESUMEN. La region nuclear de la galaxia peculiar NGC 3256 es estudiada espectroscopicamente en el rango~~

408 Bol. Asoc. Arg. de Astr. visible. Sus caracteristicas spectrales son indicativas de baja excitacion, altas abundandas de oxlgeno y ni- trdgeno y de mas bien baja densldad electronica, adexnds de un comparativo exceso de nitrogeno respecto dei oxigeno. Las relaciones de intensidades entre sus lineas de emisidn corresponden a un espectro de region HII compatible con un nucleo "star-burst".

ABSTRACT. The nuclear region of the peculiar galaxy NGC 3256 is studied spectroscopically in the visual. Its spectral characteristics indicate low excitation, high oxygen and nitrogen abundances besides a comparative excess of N respect to 0 and a rather low electron density. Emission line intensity ratios correspond to an HII region nuclear spectrum compatible with a star-burst nucleus.

~~IS THE MASS OF MERCURY 1/6000000?~~

~~R.L. Branham, Jr.~~

~~Centro Regional de Investigaciones Cientfficas y Tecnol6gicas~~

~~(CRICYT )~~

RESUMEN. Se usaron 3782 observaciones de Venus, hechas entre 1914 y 1977, para estimar la masa de Mercurio. Para calcular la masa de Mercurio y simultaneamente las condiciones iniciales para integrar la brbita de Venus se empleo el metodo simplex, el cual permite una solu- ci6n no lineal dei problema. El m£todo simplex, en con- traste con correcciones diferenciales, no representa una

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 409 linealizacion de las ecuaciones de condicion y es aplicable a cualquier norma de los residuos, no solamente la norma L2 — el criterio de minimos cuadrados. Usando minimos cuadrados la masa calculada es 1/6012300, con un rango de 1/10670000 a 1/4185000 segun la matriz de covarianza. Este resultado concuerda bien con el valor oficial de la UIA. Pero si empleamos la norma Ll, una norma extremadamente robusta, el valor calculado es 1/8970000. Si bien este valor esta dentro dei rango establecido por minimos cuadrados, difiere treinta y tres por ciento dei valor dado por aquel metodo. Y de todos modos, no hay que asignar demasiada significacion a los errores formales dados por la matriz de covarianza. Que una solucion calculada por el criterio de minimos cua drados sea optima, y por ende la confiabilidad de los errores dados por la matriz de covarianza, depende de una serie de asunciones. Va rios tests estadisticos indican que algunas de estas suposiciones son validas para las observaciones usadas en esta investigacion. Sera importante estudiar porque existe esta discrepancia entre los resultados dados por dos normas distintas.

ABSTRACT. 3782 observations of Venus, made between 1914 and 1977 were used to estimate the mass of Mercury. To calculate Mercury*s mass and, simultaneously, the initial conditions needed to integrate Venus *s orbit, the simplex method was used. This method, in contrast to a differential correction, permits a full nonlinear solution to the problem and is applicable with any norm of the residuals, not just the L2 norm — the least squares criterion. The mass calculated from the least squares criterion is 1/60123000, with a range, as given by the covariance matrix, of 1/10670000 to 1/4185000. This agrees well with the official IAU value. But if we

410 Bol. Asoc. Arg. de Astr. use the L1 norm, an extremely robust norm, the calculated value becomes 1/8970000. Although this lies within the range given by least squares, it nevertheless differs by thirty three per cent from the least sguares value. And in any event one should not pay too much attention to the formal errors given by the covariance matrix. The optimality of a least squares solution, and consequently the reliability of the formal mean errors given by the covariance matrix, depends on a series of assumptions. But statistical tests show that some of these assumptions are invalid for the observations used in this study. It will be important to investigate why two distinet norms give such discordant results.

~~ANOMALIAS DE ABUNDANCIAS EN LA ESTRELLA CP HD 22920~~

~~ABUNDANCE ANOMALIES IN THE CP STAR HD 22920~~

~~Z. Lopez Garcia1/2; S.M. Malaroda3/4; M.G. Grosso1~~

~~1. Observatorio Astrondmico "Filix Aguilar", San Juan~~

~~2. C0NICET~~

~~3. CASLE0~~

~~4 . C I C~~

RESUMEN• Utilizando material espectroscopico de 16.9 A/mm de dispersion, se determinan los parametros atmos- f^ricos y las abundandas quimicas de la estrella CP HD 22920, clasificada por algunos autores como una B8p Si-A 4200, mientras que otros la incluyen en el grupo de las debiles de Helio. A partir de la comparacion entre los datos observacionales y sus similares teoricos provistos

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 411 por las fotometrias UBV y uvby/3 y por los perfiles de las lineas de Balmer, se construye un diagrama de Kiel y se determinan los par&metros atmosfdricos, Teff= 14500 * K, log g= 3.3. Con estos parametros se construye un modelo de atmdsferas utilizando el programa ATLAS 6. Con el programa BALMER 6 se determinan los perfiles teoricos de las lineas de Balmer que al ser comparados con los observacionales muestran un buen acuerdo. La velocidad de microturbulencia es estimada a partir de las lineas de TilI, Feli y Zrll, requiriendose que las abundandas sean independientes de los anchos equivalentes. El valor obtenido es c+ = 2.5 Km/seg. La abun danda dei Helio es estimada a partir de la comparacion entre los perfiles observacionales y teoricos de las lineas,, obteniendose una deficienda dei orden de 10 con respecto al valor solar. Las abundandas metalicas se calcular* con el programa WIDTH 6, encontrandose que el Mg, Si, S y Fe presentan una abundancia normal; C, N y 0 son ligeramente sobreabundantes, mientras que el P, Ti, Cr, Mn, Sr, Y, Zr, Pt y tierras raras son fuertemente sobreabundantes. Se comparan estos resultados con las predicciones de la teoria de la difusion y se define la pertenencia de esta estrella al grupo CP4 de las estrellas CP, o sea al grupo de las debiles de Helio.

o ABSTRACT. Using spectroscopic material of 16.9 A/mm of dispersion, atmospheric parameters and Chemical abundances of the CP star HD 22920 are determined. This star has been classified as a B8p Si - X 4200 by some authors wile other included it the He- weak group. The atmospheric parameters, Teff=14500#K, log g=3.3 are determined from a "Kiel diagram", obtained from the comparison between observational and theoretical indices of the UBV and uvby/0 photometry and of the profiles of the Balmer lines. With these parameters and the ATLAS 6

412 Bol. Asoc. Arg. de Astr. program a model atmospheres is generated. Theoretical line profiles are computed using BALMER 6 code, a reasonable agreement with the observed ones is found. Microturbulent velocity is estimated from TilI, Feli and Zrll lines by requiring the abundances to be independent of equivalent widths. The value obtained is ^ = 2.5 km s ”1. Helium abundance is estimated from the comparison between observed and theoretical line profiles, it is less than the solar value by a factor of 10. Metallic abundances are calculated with the WIDTH 6 program; it is found that Mg, Si, S and Fe are normal; C, N and 0 are slightly overabundant while P, Ti, Cr, Mn, Sr, Y, Zr, Pt and Rare Earths are greatly overabundant. These results are compared with the prediction of the diffusion theory. HD 22920 belongs definitely to the CP4 group of the CP stars, namely, to the He- weak stars.

~~FORMACION DE GALAXIAS EN MODELOS DISIPATIVOS~~

~~GALAXY MORPHOLOGY IN DISSIPATIVE MODELS~~

~~M.B.Mosconi? D. Garcia Lambas~~

~~Observatorio Astron6mfco~~

~~Universidad Nacional de Cdrdoba~~

RESUMEN. Se realizd una serie de experimentos num£ricos utilizando uri modelo simple para la disipacion (Abadi et al. 1990), con el fin de estudiar las morfologias fina les y las propiedades din&micas de las galaxias bajo diferentes condiciones iniciales. Las protogalaxias se

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 413 encuentran en pozos de potencial de material oscuro di- n&micamente relajados, y se varian en las simulaciones los valores iniciales dei par£metro de spin A y la dis- persidn de velocidades o en la componente disipativa. Encontramos que ambos a y a controlan la morfologia final de las galaxias. EI momento angular ha sido ad- quirido por torques tidales debido a la distribucion de masa vecina, y existen distintas hipotesis en cuanto al origen de la dispersion de velocidades. Por ejemplo, si suponemos que explosiones de supernova proveen energia cinetica al medio dando un o ~ 8 - 10 km/seg (Mc Kee y Ostriker 1977), nuestro modelo sugiere que tendriamos un valor X de separacion entre las galaxias de tipo tardio y temprano dei orden de X ~ 0.04.

ABSTRACT. Using numerical simulations in the context of a simple dissipative model (Abadi et al. 1990) we study the final morphologies and dynamical properties of galaxies under different initial conditions. The protogalaxies are embedded in dynamically relaxed potential wells of dark matter with different initial spin parameters A and velocity dispersions o in the dissipative component. We find that both X and o control the final morphology of the galaxies. The angular momentum migth be acquired by tidal torques, and several sources may account for the velocity dispersion. For instance, under the assumption that supernovae explosions provide kinetic energy to the medium giving o ” 8-10 km/sec (Mc Kee and Ostriker 1977) our models suggest that the border line spin parameter between early and late types morphologies would be approximately A ’ 0.04.

~~414 Bol. Asoc. Arg. de Astr. REFERENCIAS~~

~~Abadi, M . ; Garcla Lambas, D.; Mosconi, M.B. 1990. Ap. J. 360, 343. McKee, C.; Ostriker, J. 1977. Ap. J. 233, 148.~~

~~HIDROGENO NEUTRO EN DIRECCION A LA NEBULOSA DE GUM~~

~~NEUTRAL HYDROGEN TOWARDS THE GUM NEBULA~~

~~G. Dubner1**; E. Giacani2**? C. Cappa de Nicolau2/*; E. Reynoso3'+~~

~~1. Instituto de Astronomia y Ffsica dei Espacio~~

~~2. Instituto Argenti no de Radioastronomfa~~

~~3. Instituto de Ffsica Rosario y~~

~~Observator io Astron6mi co Municipal de Rosario~~

RESUMEN. Hemos analizado la distribucion de la emision de la linea 21 cm dei hidrogeno neutro en una amplia region dei centro de la Nebulosa de Gum. Los datos observacionales fueron adquiridos, en parte, utilizando el radiotelescopio dei Instituto Argentino de Radioastronomla, luego complementados con datos extraidos dei Atlas de HI de Strong et al. (1982). Ambos conjuntos de datos fueron debidamente empalmados utilizando el Software apropiado, para producir mapas homogdneos de HI en la regidn 250°<1<274°, -10#

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 415 gran estructura en forma de anillo grueso de unos 12° de di&metro, centrado aproximadamente en 1 ~266#, b «-2°. Esta distribucidn ha sido tambi£n detectada en la linea~~

de X 2.6 mm dei 12co (May et al., 1988). Por otro lado, investigando la distribucion dei hidrogeno neutro a velocidades cinematicas mayores, hemos podido identificar varios rasgos indicativos de eventos energeticos pasados ocurridos en esta Area a diferentes distandas y en diferentes etapas evolutivas. Brevemente, se observo que aproximadamente a 1700 pc (v l s r 12 km s~i) , el gas neutro exhibe un extenso minimo de emision, rodeado por un anillo incompleto de HI de mayor densidad. Alineados con el gas neutro comprimido en la periferia se encuentran tres cumulos abiertos: Pi 6, Pi 8 y Wat 6. Estos cumulos, formados hace 3 x 107 anos, tienen una distan d a similar a la distanda cinematica dei gas. La coincidencia morfologica y posicional entre los agregados estelares y el gas neutro sugiere fuertemente una vin- culacidn genetica entre ambos. Adem&s, a 4000 pc de distancia se encuentra una burbuja de hidrogeno neutro rodeando a la estrella Wolf-Rayet WR13 (Ve5-16). Esta burbuja creada por el fuerte viento estelar de la es trella masiva, es similar a otras observadas previamente alrededor de estrelllas WR (Niemela y Cappa de Nicolau, 1990 y referendas contenidas alii) , siendo el presente el primer caso de deteccion de una burbuja neutra alre dedor de una estrella ubicada tan proxima al plano ga- l&ctico (b = 0:77).

Una vers16n en extenso de este trabajo se publicari en otra parte. *

* Mfesibro de la Carrera dei Investigador Clentffico dei C0NICET.

~~♦ Becarla dei C0NICET.~~

416 Bol. Asoc. Arg. de Astr. ABSTRACT. We have analyzed the distributiori of the 21 cm neutral hydrogen emission in an extended are towards the center of the Gum Nebula. The observational data were in part acquired with the 30 m radiotelescope of the Instituto Argentino de Radioastronomia and complemented with a set of data taken from the Southern HI survey made by Strong et al. (1982). Both data sets were fitted with appropiate Software to produce HI maps of the region 250°<1<274°, -10#

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 417 would be the first case of a wind blown neutral gas bubble detection around a star so close to the galactic plane (b = 0:77).~~

~~The extended versfon of t h 1 s paper wfll be publfshed elseuhere.~~

~~REFERENCES~~

May, J.; Murphy, D.C.; Thaddeus, P. 1988. Astron. Astrophys. Suppi. Ser. 73, 51. Niemela, V. ; Cappa de Nicolau, C. 1990. Astron. J., in press. Strong, A.W.; Riley, P.A.? Osborne, J.L. 1982. Mon. Not. R. Astron. Soc. 201, 495.

~~"«LUNA BURBUJA DE POLVO EN EL CUMULO GLOBULAR NGC 6624?"~~

~~"A DUST BUBBLE WITHIN THE GLOBULAR CLUSTER NGC 6624?"~~

~~J.C. Forte1; S. Cellone2; M. Mendez2; I. Vega3~~

~~1.Instituto de Astronomia y Ffsica dei Espacio, Buenos A i res.~~

~~2. Facultad de Ciencias Astron6micas y Geof f s icas, UNLP.~~

~~Complejo Astrondmico EI Leoncito~~

RESUMEN. Se presenta un an&lisis multicolor de imagenes CCD y polarimetria de "manchas oscuras" y estrellas en el campo dei cumulo globular NGC 6624. La extincion aparente en varias de esas manchas tiene un

418 Bol. Asoc. Arg. de Astr. comportamiento con la longitud de onda que es compatible con la presencia de polvo intra-cumulo. La distribucion de las nubes-candidatas no es al azar sino que se las ubica sobre un patron circular de unos dos parsecs de radio. Curiosamente, el centro de la estructura, que parece ser una "burbuja", se ubica no muy lejos dei burster de rayos X 1820-30. La conexion fisica entre ambos objetos podria sugerir la existencia de un fenomeno explosivo (o de perdida de masa) en el pasado.

ABSTRACT. A multicolor analysis of CCD frames and polarimetry for both dark patches and stars in the field of the globular cluster NGC 6624 is presented. Several of these patches have a wavelength behavior that is consistent with the existence of intra-cluster dust. The spatial distribution of these patches is not at random, rather, they appear distributted on a circular pattern some 2 persecs in radius. Remarkably, the center of this structure, that seems to be a "buble", is not far from the position of the X ray burster 1820-30. A possible connection between these objects might suggest the existence of an explosive event in the past.

~~EL PROYECTO SAC-B: OBJETIVO E INSTRUMENTACION~~

~~THE SAC-B PROYECT: OBJECTIVE AND INSTRUMENTATION~~

~~H.S. Ghielmetti? A.M. Hern&ndez; J.M. Gulich~~

~~Instituto de Astronomia y Fisica dei Espacio~~

~~RESUMEN. El satelite SAC-B, que ha sido disenado y sera~~

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 419 construldo en Argentina, llevar£ un instrumento desti- nado a la observacion de la emisidn de rayos X duros en fulguraciones solares y fendmenos cdsmicos de rApida variabilidad temporal. Adem&s, incluye un instrumento para la observacion dei fondo cdsmico difuso. EI espectrdmetro de rayos X duros (Hard X-Ray Spectrometer HXRS), provisto por el IAFE, consiste en un centellador operando normalmente entre 20 y 320 keV, extendible por telecomando hasta unos 600 keV. El HXRS observa espectros con buena resolucidn en energia y excelente resolucion temporal (de algunos milisegundos en los eventos mas intensos), apta para estudiar en detalle la fase impulsiva de las fulguraciones solares y, tambien, los destellos de radiaci6n r (r Ray Bursts). Un instrumento adicional, disenado y a ser construldo por Penn State University - USA, el CUBIC (Cosmic Unresolved X-Ray Background Instrument using CCDs), se dedicara al estudio dei espectro dei fondo de rayos X difuso entre 0,1 y 10,0 keV, con una sensibilidad y resolucidn espectral sin precedentes.

ABSTRACT. The solar pointed satellite SAC-B has been designed and will be built in Argentina. It will carry on-board an spectrometer aimed to the detection of hard X-ray produced in solar flares and other short and rapidly varying cosmic phenomena. It will carry also a second instrument observing at the anti-solar direction the soft X-ray cosmic background. The Hard X-Ray Spectrometer (HXRS) built at IAFE is a NaI (Tl) scintillator, that works normally within the 20 to 320 keV energy range, extendible by command up to about 600 keV. The HXRS will observe X-ray spectra with a good energy resolution and excellent time resolution (down to few milliseconds for the most intense events) which provides its capability to study in detail the impulsive

420 Bol. Asoc. Arg. de Astr. phase of solar flares and of those short and intense cosmic r ray emissions known as r Ray Bursts. The second instrument, designed and to be built by the Penn State University, USA, is called CUBIC (Cosmic Unresolved X-Ray Background Instrument with CCDs) and is aimed to measure the isotropic background intensities and spectral shape and lines with high energy resolution in the range 0.1 to 10 keV.

~~ANALISIS COMPARATIVO DE FULGURACIONES EN RAYOS X~~

~~COMPARATIVE ANALYSIS OF X-RAY FLARES~~

~~A.M. Hernandez? M.G. Rovira; C.H. Mandrini; M.E. Machado~~

~~Instituto de Astronomia y Ffsica dei Espacio~~

RESUMEN. Con el objeto de aportar datos que conduzcan a dilucidar cuales son los procesos fisicos de la libera- cion de energia que tienen lugar durante fulguraciones solares, se ha realizado un estudio estadistico en 20 eventos producidos en regiones activas solares, cuyas intensidades abarcan un amplio rango incluyendo desde fulguraciones importantes hasta las microfulguraciones. Se utilizaron los datos obtenidos por el Hard X-Ray Imaging Spectrometer (HXIS) y el Hard X-Ray Burst Spectrometer (HXRBS), que volaron a bordo dei Solar Maximum Mission (SMM) durante el ultimo maximo solar. Se establecieron correlaciones entre los maximos conteos en rayos X blandos y duros (correspondientes a los canales

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 421 de menor y mayor energia dei HXIS), sus pendientes de subida, los conteos integrados en todo el rango espec^ tral tanto dei HXIS como dei HXRBS, y la duracion total de los eventos. Los resultados de los coeficientes de correlacion sugieren una estrecha causalidad entre la emision de los rayos X duros (> 16 keV) y los blandos. Esto implica que los electrones acelerados, responsables de la emision en rayos X duros durante la fase impulsiva de la fulguracion, pierden posteriormente su energia produciendo la emision en rayos X blandos.

ABSTRACT. In order to interpret the intervening processes in the energy release during solar flares, an statistical study in 20 events produced in solar active regions, was performed. Their intensities comprises a wide range including from the more intense flares up to microflares. We analize X2-ray data obtained from the Hard X-Ray Imaging Spectrometer (HXIS) and the Hard X-Ray Burst Spectrometer (HXRBS), both flown onboard the Solar Maximun Mission satellite. We establish correlations among the maximun counting rates in soft and hard X-rays, their slopes, the integrated counting rates over all both HXIS and HXRBS spectral ranges, and the total duration of the events. The results of the correlation coefficients suggest a strong causality between the hard (> 16 keV) , and soft X-ray brightenings. This implies that the accelerated electrons, responsible of the hard X-ray emission during the flare impulsive phase, loose afterwards their energy, producing the soft X-ray emission.

~~422 Bol. Asoc. Arg. de Astr. EVALUACION DE LOS PROCEDIMIENTOS DE OPTIMIZACION DE LAS SOLUCIONES FOTOMETRICAS EN SISTEMAS DE CONTACTO~~

~~A TEST OF THE OPTIMIZATION TECHNIQUES FOR CONTACT BINARIES PHOTOMETRIC ANALYSIS~~

~~E. Lapasset; M. Gomez; R. Farinas~~

~~Observator io Astron6mico de C 6 r d o b a~~

RESUMEN. Se presentan analisis detallados de curvas de luz de sistemas de contacto que poseen, a su vez, observaciones de velocidades radiales relevantes, obtenidas mediante tecnicas de correlaciones cruzadas. EI pa- r£metro critico q (relacion de masas) deducido fotometricamente por el procedimiento de grilla para la optimizacion de las soluciones es comparado con el valor de q determinado espectroscopicamente. En el caso de los sistemas con eclipses totales la confluencia de am bos valores es siempre razonable, incluyendo a curvas de luz con escasa profundidad. En el caso de eclipses parciales, la similitud de los q fotometricos y espectroscopicos resulta aceptable para un numero im portante de estrellas analizadas. Dos excepciones noto rias son V508 Oph y V523 Cas en las cuales no se obtiene esa coincidencia; algunas justificaciones posibles son evaluadas. Del estudio realizado se concluye que, en general, el analisis fotometrico detallado mediante el proceso de grilla permite derivar el valor de la rela cion de masas y, en consecuencia, de los demas parametros fotometricos fundamentales con un aceptable margen de confiabilidad.

~~ABSTRACT. Light curve analysis of contact binaries are presented and compared with previous cross-correlations~~

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 423 velocity data. The critical parameter q (mass-ratio) obtained by a grid technique is confronted with its spectroscopic value. For total eclipsing systems, the agreement of both values is always reasonable including the cases of shallow light curves. For partial eclipses systems, convergent photometric and espectroscopic results are obtained for an important set of stars. Two exceptions are V523 Cas and V508 Oph for which some explanations are intended. From the present study it is concluded that reliable data can be obtained from pure photometric Solutions by means of grid techniques.

~~BUSQUEDA DE BURBUJAS DE HI ALREDEDOR DE ESTRELLAS WR: HD 50896~~

~~SEARCH FOR HI BUBBLES AROUND WR STARS: HD 50896~~

C. Cappa de Nicolau1**; V.S. Niemela2 /**

~~1. I r. s t i lu t o Argenti no de Radi oastronomf a~~

~~2. Instituto de Astronomia y Ffsica dei Espacio~~

RESUMEN. En Joase a observaciones de la linea de 21cm dei hidrogeno neutro hemos detectado una burbuja de gas neutro alrededor de la estrella WR HD 50896 y de su nebulosa anillo optica S 308. Las observaciones fueron realizadas con la antena de 30 m dei IAR . Hemos estudiado la distribucion dei HI en la region 233°<1<237°, -12°

~~424 Bol. Asoc. Arg. de Astr. kpc, similar a la distancia optica dei cumulo abierto Cr 121. Nuestras observaciones de gas neutro sugieren gue HD 50896 pertenece a Cr 121 y tiene una Mv = -3.3.~~

ABSTRACT. Based on observations of HI 21 cm line emission we have detected a neutral gas bubble surrounding the WR star HD 50896 and its optical ring nebula S 308. The observations were carried out with the 30 m dish antenna of IAR. We have studied the HI gas distribution in the region 233°<1<237°, -12°

* Miembro de la Carrera dei Invest igador Cfentffico dei C0NICET.

* * Miembro de la Carrera dei Investigador Cientffico de la CIC.

~~(Prov. de Buenos A i res).~~

~~ESTUDIO DE LA FOTOSFERA DE p MONOCEROTIS A~~

~~STUDY OF THE PHOTOSFERE OF p MONOCEROTIS A~~

~~C. Maranon Di Leo^; A.E. Ringuelet^/2,3,4~~

~~1. Observatorio Astrondmico de La Piata~~

~~2. In 8 t i t u t o de Astronomia y Ffsica dei Espacio~~

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 425 3. CONICET~~

~~4 . V i s i t i n g Astronomer, CTIO~~

RESUMEN. A partir de espectrogramas de la estrella p Mon A, obtenidos en el Observatorio Inter-Americano de Cerro o ® Tololo con el reflector de 1.5 m en 10 A/mm y 20 A/mm, o se estudiaron los perfiles de las lineas: He I X 4143 A, o o He I X 4471 A y Mg II X 4481A, detectandose variaciones de perfil y velocidad radial con P=3.56hyK = 20 Km/s. En las fases de aceleracion positiva aparece un pico de emision en el nucleo de la linea X 4481 dei Mg II.

ABSTRACT. Spectrograms of fi Mon A were obtained at CTIO . . 0 ° with the 1.5 m reflector in 10 A/mm and 2 0 A/mm. From the analysis of the He I lines we obtained a velocity curve with P = 3.56 h and K = 20 Km/s. In phases with positive acceleration an emission was observed superimposed in the absorption profile of Mg II x 4481 A.

~~LA FASE DE "ONSET" EN LAS FULGURACIONES DE DOS BANDAS~~

~~THE "ONSET" PHASE IN THE TWO RIBBON FLARES~~

~~M.G. Rovira; C.H. Mandrini; A.M. Hernandez; M.E. Machado~~

~~Instituto de Astronomia y Ffsica dei Espacio~~

~~RESUMEN. Los modelos clasicos para fulguraciones de dos bandas explican la evolucion de este tipo de eventos a~~

426 Bol. Asoc. Arg. de Astr. partir de la eyeccion de un filamento y la posterior reconeccion de las lineas de campo magndtico abiertas en este proceso. Estos modelos no consideran la etapa previa (fase de "onset") a la fase impulsiva. En este trabajo analizamos la emision en rayos X observada por el Hard X-ray Imaging Spectrometer (3.5 - 3 0 keV) en fulguraciones de dos bandas. Durante la fase de "onset", se observa plasma a temperaturas dei orden de 107 °K en la zona que rodea al filamento de la region activa. Nuestras observaciones concuerdan cualitativa y cuantitativamente con las predicciones de modelos de circuitos recientes para estos eventos.

ABSTRACT. Classical two-ribbon flare models explain the evolution of these type of events after a filament ejection, and the posterior reconnection of the magnetic field lines opened in this process. These models do not take into account the flare onset phase. We analize the X-ray data obtained by the Hard X-Ray Imaging Spectrometer (3.5 - 30 keV) in two-ribbon flares. During the flare onset phase, we observe the presence of coral plasma at 107 K surrouding the active region filament. Our observations are in good agreement with the predictions of recent two-ribbon flares circuit models.

~~FORMACION DE LINEAS EN ATMOSFERAS EXTENDIDAS EN EXPANSION TRATADAS CON GEOMETRIA ESFERICA~~

~~LINE FORMATION IN EXPANDING EXTENDED ATMOSPHERES WITH SPHERICAL GEOMETRY~~

~~L.S. Cidalei/2; A.E. Ringuelet1 * 2 * 3~~

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 427 1. Facultad de C i enc i as Astron6micas y Geoffsicas~~

~~2.CONICET~~

~~3. Instituto de Astronomia y Ffsica dei Espacio~~

RESUMEN. Hemos adaptado el programa "ETLA” elaborado por D. Mihalas y P. Kunasz (Ap. J. 219, 635, 1978). Este programa resuelve la ecuacion de transporte en coordenadas esfericas, fuera de L.T.E, para un atomo de Hi- drogeno con siete niveles, en el marco de referenda comun al fluido, dadas una ley de velocidad monotona- mente creciente y la ley de temperatura dada por C.Catala, P. Kunasz, y F. Praderie (Astron. Astrophys. 134, 402, 1984). De los perfiles teoricos calculados para Ha y H/3 puede observarse la influenda dei gradiante de velocidad en la forma dei perfil; obte- niendcse desde perfiles tipo PCygni hasta perfiles que presentan ambas alas en emision y con una absorcion Central. La influenda de la ley de temperatura en el perfil de emision es escasa para parametros tales como maximo de temperatura y extension de la cromosfera, pero es fuertemente sensible a la posicion y temperatura de la region de minima temperatura ubicada antes de alcanzar el maximo.

ABSTRACT. We have adapted the ETLA code prepared by D. Mihalas and P. Kunasz, (Ap. J. 219, 635, 1978) . This code solves, in the comoving-frame, the radiactive transfer equation with spherical geometry, in non-LTE, for a seven-level hydrogen atom, given a monotonic increasing velocity law and the temperature law given by C. Catala, P. Kunasz, and F. Praderie (Astron. Astrophys. 134, 402, 1984). From the calculation of theoretical line profile of Ha and H/3, we observed the influence of a velocity gradient to the features of the

428 Bol. Asoc. Arg. de Astr. profile, taking from PCygni Type Profiles to lines with both wings in emission and with a Central absorption profile. The influence of the temperature law on the emission profile is negligible for parameters as maximun temperature and cromosphere1s extension but depend strongly upon position and temperature of the minimun region temperature place before reaching the maximun.

~~MODELO DE ATMOSFERA EXTENDIDA PARA HD 50138~~

~~MODEL OF EXPANDING ATMOSPHERE FOR HD 50138~~

~~A. Vazquez1; A.E. Ringuelet1/2>3~~

~~1. Facultad de Ciencias Astron6mi cas y Geof f sicas~~

~~2. Instituto de Astronomia y Ffsica dei Espacio~~

~~3 . CONICET~~

RESUMEN. La estrella Be HD 50138 presenta exceso de emision en la region IR dei espectro continuo. EI objetivo de la presente investigacion es estudiar el efecto de los procesos fisicos -transiciones ligado -libre, libre -libre y dispersion electronica - sobre el campo de radiacion originado por la estrella Central. Basan- donos en las observaciones, proponemos la existencia de una cromosfera y de un viento estelar en expansion. Bajo estas hipotesis, resolvemos la ecuacion de transporte de radiacion en simetria esferica, en el sistema de refe renda dei observador. El metodo numerico aplicado para resolverla es el de Feautrier y, de esta forma, calculamos el flujo emergente. Con diferentes leyes de velocidades, hemos calculado el continuo IR y mostramos que

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 429 el mismo muestra un muy buen acuerdo con las observaciones dei IRAS en 12, 25, 60 y 100/x.~~

ABSTRACT. The Be star HD 50138 displays an important infrared excess. The aim of the present investigation is to study the effect of the physical proccesses - i.e., bound-free transitions, free-free transitions, and electron scattering - on the radiation field originated in the Central star. We have proposed, on observational basis, the existence of a chromosphere and a stellar wind. Under these constraints, we have solved the transfer equation by an observe1s frame calculation of it in spherical geometry and by applying the Feautrie method, in order to compute the emergent flux. We have computed the continuum radiation for different velocity-laws, which turned out to be in very good agreement with the IRAS observations in 12, 25, 60, and

~~1 0 0 f J L .~~

~~DETERMINACION DE VELOCIDADES DE ROTACION EN ESTRELLAS B Be: PROCESOS FISICOS Y METODOS~~

~~DETERMINATION OF ROTATIONAL VELOCITIES IN B AND Be STARS: PHYSICAL PROCESSES AND METHODS~~

~~A.R. Diaz1 ; A.E. Ringuelet1 1 2 t3~~

~~1. Facultad de Ciencias Astron6micas y Geoffsicas, U.N.L.P.~~

~~2. Instituto de Astronomia y Ffsica dei Espacio~~

~~3 . CONICET~~

~~RESUMEN. En el presente trabajo hemos utilizado el~~

430 Bol. Asoc. Arg. de Astr. m6todo sugerido por Carrol (1933) para determinar la velocidad de rotacion ecuatorial proyectada: v sen (i), mediante el uso de la Transformada de Fourier en un grupo de estrellas de tipos espectrales B8 a B9.5 y clases de luminosidad III y V, entre las cuales habia estrellas Be y Bn, las que fueron observadas por Baade (1989) con espectrometro Echelle Coude (C.E.S.) en el telescopio de 1.4 m (C.A.T.) en el E.S.O. Las lineas medidas fueron Mg II X 4481 y He X 4471 (esta ultima presentaba blend con [HEI] \ 4470 en algunos casos), siendo R/N = 1500. Para poner a prueba el metodo, se convoluciono por rotacion el perfil teorico de Hei X4471 fuera de L.T.E. (Teff = 20000 °K, log (g) = 3.0) computado por Mihalas (1974) y se le aplico la trans formada de Fourier al ala roja dei perfil y a partir de sus ceros se recupero los valores de v sen (i) impues- tos. En el caso de las estrellas observadas -cuyas velocidades de rotacion Baade medio usando el ancho mitad de Mgll X 4481 calibrado con las velocidades de rotacion dei B.S.C. (Hoffleit, 1982) - se observo una buena correlacion entre las velocidades de rotacion medidas en este trabajo usando Mgll X 4481 con las medidas por Baade; mientras que la relacion entre las velocidades obtenidas a partir de Mgll a 4481 y el ala roja de Hei X4471 resulto lineal para valores de v sen (i) < 140 km/s y a partir dei cual, la linea de Hei X 4471 da veloci dades mayores que Mgll X 4481, lo que lleva a concluir que la region de formacion de Hei X 4471 estaria some- tida a leyes de rotacion no rigida, especialmente en altos rotadores en los cuales dicha region podria ser muy extensa.

~~ABSTRACT. In the present work we have used the method suggested by Carrol (1933) for the determination of the projected equatorial rotation velocity: v sin (i) by~~

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 431 means of the Fourier Transform of a sample of B8 to B9.5 spectral type stars and luminosity classes III and V with Be and Bn type stars among them, which were observed by Baade (1989) with the Coude Echelle spectrometer (C.E.S.) on the 1.4 m telescope (C.A.T.) at the E.S.O. The measured lines were Mgll A 4481 and Hei A 4471 (this one was blended with [Hei] A 4470 in some cases) and the signal to noise ratio was 1500. This method was tested with convolution of the rotational profile with the non-L.T.E. theoretical line profile of Hei A 4471 (Teff = 20000 °K, log (g) = 3.0) computed by Mihalas (1974) and then the Fourier transform was applied to the red wing of the profile and from it*s zeroes the imposed values of v sin (i) were recovered. From the observed stars a very good correlation was obtained between the rotation velociy from Mgll A 4481 measured in this work and Baade*s determinations -which were obtained from the Mgll x 4481 full half width calibrated with the rotational velocities of the B.S.C. (Hoffleit, 1982)-. We obtained a linear relation between rotational velocities Mgll x 4481 and Hei X 4471 up to v sin (i) < 140 km/s and beyond this value Hei yields greater velocities than Mgll. We concluded that the formation region of Hei A 4471 is affected by non rigid rotational laws, in special for high rotators where this region could be quite large.

~~REFERENCE~~

Carrol, J.A.. 1933. M.N.R.A.S. 93, 478. Baade, D. 1989. Astron. Astrophys. Suppi. Sr. 79, 423. Hoffleit, D. 1982. The Bright Star Catalogue, 4a. ed., Yale Univ. Obs. (New Haven). Mihalas, D. ; Barnard, A.; Smith, E. 1974. Ap.J. 190, 315.

~~432 Bol. Asoc. Arg. de Astr. SIMULACIONES NUMERICAS COSMOLOGICAS~~

~~COSMOLOGICAL NUMERICAL SIMULATION~~

~~M. Abadi y D. Garcia Lambas~~

~~Observator io Astronomico de C6rdoba~~

RESUMEN. Se estudia la implementacion de condiciones iniciales para una porcion tipica dei universo. Estas condiciones iniciales son provistas por la aproximacion cinem&tica de Zeldovich para un espectro de fluctua- ciones primigenias en densidad correspondiente al modelo Standard de materia obscura fria (Cold Dark Matter, CDM) . Se supone que el parametro de densidad dei uni verso es el correspondiente a un modelo Einstein-De Sitter, n = 1, y que las f luctuaciones tienen fases aleatorias. En los modelos CDM se comprueba que resulta necesario viciar la distribucion de galaxias respecto de la distribucion de masa para poder simultaneamente satisfacer la amplitud y la potencia de la funcion de correlacion espaciai de dos puntos. Se aprecia asi la diferencia entre la distribucion de masa y la de gala xias, lograndose esta ultima mediante una prescripcion que considera solamente aquellas particulas con un cierto numero de vecinas en un radio de 3 Mpc/h. Este procedimiento es equivalente a proponer mecanismos astrofisicos de induccion en la formacion de galaxias. Las funciones de correlacion bipuntual para la masa y para las galaxias son leyes de potencia difiriendo solo en la amplitud de estas (3 Mpc/h y 8Mpc/h respectivamente). Notamos que la distribucion de galaxias en la simulacion tiene similares propiedades a la observacional. Se esta estudiando actualmente la implementacion de una estadistica que examina el grado de textura de

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 433 filamentos, tanto en las simulaciones como en cat&logos de galaxias. Esta tdcnica puede brindar importante informacidn y permitir la caracterizacibn de diferentes modelos y de las observaciones donde procedimientos usuales, como las funciones de correlacidn dan una informacidn parcial.

ABSTRACT. Initial conditione for typical portions of the Universe are studied. Using the kinematic Zeldovich approximation we set the primeval density perturbations corresponding to the Standard random phase Cold Dark Matter scenario (CDM). In the CDM models we verify that it is necessary to bias the galaxy distribution with respect to the mass distribution in order to satisfy simultaneously the amplitude and power of the spatial two point correlation function. It is seen the differ^nce tetween these distributions, where the "galaxy" distribution was obtained by a prescription that assigns galaxies only to those particles that have more than a certain number of neighbours on a given scale (3 Mpc) . This procedure is equivalent to the assumption of the existence of astrophysical mechanisms that induced galaxy formation. The mass and "galaxy" two point functions are power laws differing only their amplitudes. We note that the simulated galaxy distribution has similar properties than the observations. We are presently studying the implementation of statistical methods that may provide useful information concerning the filamentary structure in both observations and simulations. The technics being studied may provide important information and permit characterizations of models and observations where the usual n-point functions give partial information.

~~434 Bol. Asoc. Arg. de Astr. EL SISTEMA DE REFERENCIA CELESTE DEL INTERNATIONAL EARTH ROTATION SERVICE (IERS)~~

~~THE CELESTIAL REFERENCE SYSTEM OF THE INTERNATIONAL EARTH ROTATION SERVICE (IERS)~~

~~E.F.Arias~~

~~Facultad de Cfencfas AstrondmIcas y Geoffsicas, U.N.L.P.~~

~~CONICET~~

~~IERS/CB (Paris, Franci a)~~

RESUMEN. EI sistema celeste realizado y mantenido por el International Earth Rotation Service esta descripto en funcidn de las propiedades fisicas de los objetos pri marios, la consistencia interna dei frame y su coherencia con los sistemas FK5 y dinamico. El frame de re ferenda celeste dei IERS esta basado en objetos extragal&cticos compactos observados con la tecnica de interferometria de muy larga linea de base (VLBI). Su mantenimiento se realiza por medio de diversos programas independientes de rotacion terrestre provenientes de varios centros de analisis. Su ultima realizacion es una combinacion de frames individuales elaborados por cuatro grupos: el Goddard Space Flight Centre (GSFC, Ma et al. 1990), el Jet Propulsion Laboratory (JPL, Steppe et al. 1990), el National Geodetic Survey (NGS, Carter y Robertson, 1990) y el U.S. Naval Observatory (USNO, Eubanks et al. 1990). La combinacion est& basada en un modelo de rotacion de tres angulos aplicados a una lista de radiofuentes seleccionadas que son comunes a los frames individuales. La definicion inicial dei sistema y el proceso de mantenimiento se describen en Arias y Feissel (1990); la conexion con el sistema

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 435 terrestre convencional dei IERS a nivei de 0.001” es analizada por Feissel (1990). La ultima realizacion dei sistema celeste dei IERS (IERS, 1990) esta materializada por las posiciones J2000.0 de 228 radiofuentes extragal&cticas distribuidas entre + 85 deg y - 80 deg de declinacion. La utilizacion dei modelo convencional IAU 1976 de la precesion y de la Teoria de la Nutacion IAU 1980 en el analisis de observaciones VLBI provocaria errores sistematicos en las posiciones de las radiofuentes y una mala orientacion de los ejes de los frames, ambos a nivei de algunos milesimos de segundo de areo. En consecuencia, la practica habitual es estimar parametros adicionales que describen el movimiento dei polo celeste relativo a su posicion convencional. En la combinacion realizada en el Bureau Central dei IERS, solo se incluyen frames individuales donde se han estimado g "tos parametros. La realizacion dei sistema de referencia celeste publicada en el Annual Report of the IERS para 1989 contiene 228 radiofuentes con categorias diferentes: primarias, secundarias y complementarias. Las 51 fuentes primarias que definen las direcciones de los ejes dei frame se seleccionaron aplicando un criterio de consistenda de sus coordenadas en los cuatro frames individuales, despues de haber eliminado las orientaciones relativas: solo se retuvieron aquellas fuentes que tuvieran diferencias de posicion inferiores a 0.0015” en todas las comparaciones posibles dos a dos. Los errores de sus posiciones en el frame dei IERS, derivados de esta consistenda, son inferiores a 0.0007". Las otras radiofuentes comunes al menos a dos frames, pero con mayores discrepancias de posicion se consideran secundarias, y 40 de ellas participan de esta realiza cion. Finalmente, 137 fuentes complementarias en el frame se encuentran en un solo catalogo individual. En total, 113 radiofuentes tienen errores de posicion

436 Bol. Asoc. Arg. de Astr. inferiores a 0.001”, 104 entre 0.001” y 0.003” y 11 su periores a 0.003” . EI sistema celeste dei IERS es baric^ntrico, segiin la modelizacion de observaciones de los centros de analisis que contribuyen con catalogos individuales. EI eje de Ox fue definido implicitamente en la realizacion inicial (Arias et al. 1988), y es coherente con el origen de las ascensiones rectas dei FK5 (Feissel, 1990). Ademas, es consistente con el equinoccio dei frame planetario DE200/LE200 dei JPL a nivei de 0.02” (Dickey, 1989). El eje Oz esta dirigido hacia el polo medio J2000.0 definido por los modelos convencionales IAU de la precesion y de la nutacion. Como resultado de los errores en los modelos convencionales (Herring, 1990), el eje Oz dei sistema celeste dei IERS est& desviado de la posicion dei polo medio J2000.0 en aproximadamente 0.01” en longitud, sin ”epsilon” y 0.001” en oblicuidad. Se evaluan nuevas realizaciones dei sistema de referencia celeste dei IERS cada vez que se manifiesten progresos en las observaciones o en los modelos. Las sucesivas realizaciones elaboradas hasta el momento conservan las direcciones de los ejes dentro de 0 .0001".

ABSTRACT. The celestial system maintained by the International Earth Rotation Service is described in terms of physical properties of the fiducial objects, internal consistency of the frame and agreement with the FK5 and dynamical systems. The celestial reference frame of IERS is based on compact extragalactic objects observed by Very Long Baseline Interferometry (VLBI). It is maintained on the basis of several independent Earth orientation programs analysed by various analysis centres. We present hereafter its latest realization, which is a combination of individual frames obtained by four groups: the Goddard Space Flight Centre (GSFC, Ma et al.

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 437 1990), the Jet Propulsion Laboratory (JPL, Steppe et al. 1990), the National Geodetic Survey (NGS, Carter and Robertson, 1990) and the U.S. Naval Observatory (USNO, Eubanks et al.1990). The combination model is based on a three rotation angle model applied to a selection of radio sources common to the individual frames. The initial definition of the system and the maintenance process are described by Arias and Feissel (1990); the connection to the conventional terrestrial system of IERS at the level of 0.001” is studied by Feissel (1990). The latest realization (IERS, 1990) of the IERS celestial reference system is materialized by the J2000.0 positions of 228 extragalactic radio sources between + 85 deg and -80 deg in declination. It is well known that the use of the conventional IAU 1976 Precession and IAU 1980 Theory of Nutation in the analysis of VLBI observations would give rise to systematic errors in the source positions, and to misorientation of the axes of the f rames, both at the level of a few milliarcseconds. Therefore the common practice in catalogue work is to estimate additional parameters which describe the motion of the celestial pole relative to its conventional position. In the combination perfomed by the Bureau Central of the IERS, only individual frames obtained by this pocedure are used. The realization of the celestial reference system published in the Annual Report of IERS for 1989 contains 228 sources with different status: primary, secondary and complementary. The 51 primary sources were chosen on the basis of consistency of their estimated coordinates in the four individual frames, after removing the relative rotations: only sources which showed position differences under 0.0015” in all comparisons two by two were retained as primary. Their position uncertainties in the IERS frame, derived from

438 Bol. Asoc. Arg. de Astr. this consistency, are smaller than 0.0007”. The other sources common to at least two frames but with larger position discrepancies, are considered secondary? there are 40 of them in the realization described here. Finally, 137 complementary sources in the IERS frame were available from only one individual catalogue. Altogether 113 sources have a position uncertainty smaller than 0.001", 104 between 0.001" and 0.003" and 11 over 0.003". The IERS celestial reference system is barycentric through the appropriate modelling of observations by the analysis centres which contribute individual catalogues. The Ox axis was implicitely defined in the initial realization (Arias et al. 1988), and is in agreement with the FK5 origin of right ascensions (Feissel, 1990). In eddition, it is in agreement with the equinox of the JPL planetary frame DE200/LE200 within 0.02" (Dickey, 1989). The Oz axis points in the direction of the mean pole at J2000.0 as defined by the IAU conventional models for precession and nutation. As a resuit of the inaccuracy of the conventional models (Herring, 1990), the Oz axis of the IERS celestial system is shifted from the expected position of the mean pole by about 0.01" in longitude, sin "epsilon" and 0.001" in obliquity. New realizations of the IERS celestial reference system are produced whenever justified by the progress in the observations or in the modelling. The successive realizations produced up to now have maintained the initial definition of the axes within 0.0001".

~~REFERENCES~~

~~Arias, E.F.; Feissel, M . ; Lestrade, J.-F. 1988a. Comparison of UVBI celestial reference frames, Astron. Astrophys. 199, 357, 363.~~

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 439 Arias, E.F.? Feissel, M . ; Lestrade, J.-F. 1988b. BIH Annual Report for 1987, Observatoire de Paris, D-113. Arias, E.F.; Feissel, M. 1990. Proc. IAU Symposium 141, Kluwer. Carter, W.E.; Robertson, D.S. 1990. IERS Technical Note 5, 25. Dickey, J.O. 1989. Reference Frames in Astronomy and Geophysics, p. 310, Kluwer. Feisel, M. 1990. IAU Colloquium 127, Reference Systems (in press). Herring, T.A. 1990. IAU Colloquium 127, Reference Systems (in press). Ma, C.; Ryan, J.W.; Caprette, D.S. 1990. IERS Technical Note 5, 1. 899. Steppe, J.A.; Oliveau, S.H.; Sovers, O.J. 1990. IERS Technical Note 5,13.

~~ANALISIS DE COHERENCIA ENTRE "FRAMES" CELESTES EXTRAGALACTICOS ELABORADOS CON LA TECNICA VLBI~~

~~ANALYSIS OF CONSISTENCY BETWEEN EXTRAGALACTIC CELESTIAL REFERENCE FRAMES ELABORATED WITH TECHNIQUE OF VLBI~~

~~E.F. Arias~~

~~Facultad de Ciencias Astron6mi cas y Geoffsicas, U.N.L.P.~~

~~CONICET~~

~~IERS/CB (Paris, Francia)~~

~~RESUMEN. Los quasares y los nucleos de galaxias son objetos compactos con diametros angulares dei orden dei~~

440 Bol. Asoc. Arg. de Astr. milesimo de segundo de areo, solamente observables con interferometros de alta resolucion. La mayoria de las radiofuentes extragalacticas se encuentran a distancias de varios miles de MPc y sus corrimientos al rojo son cosmologicos. Como sus movimientos propios estan mas alia de la precision actual de las tecnicas de medida, podemos considerarlos inexistentes. Esto hace que las radiofuentes extragalacticas sean los objetos mejor adaptados para materializar un sistema de referencia celeste cinematicamente estable para la astrometria. La tecnica de interferometria de muy larga linea de base (Very Long Baseline Interferometry, VLBI) permite acceder a las posiciones de radiofuentes extragalacticas con una precision de 0.001" (Hinteregger, 1972; Whitney, 1974). Las coordenadas ecuatoriales de las radiofuentes extragalacticas definen implicitamente las direcciones de los ejes dei "frame" celeste extragalactico. Si bien en la ultima decada los diferentes grupos que realizan observaciones VLBI han elaborado catalogos de posiciones de quasares y galaxias lejanas con una precision dei orden dei milesimo de segundo de areo (Ma et al. 1981, Fanselow et al. 1981, Fanselow et al. 1984, Robertson et al. 1986) existen aun inconsistencias entre los catalo gos independientes que pueden alcanzar varios 0.001". Estas inconsistencias estan originadas por los modelos adoptados, la distribucion de antenas en las redes de estaciones, la distribucion de radiofuentes en el cielo, los sistemas de adquisicion de datos y los metodos de reduccion de observaciones. En este analisis se compararon catalogos elaborados por tres laboratorios VLBI de los Estados Unidos: el Goddard Space Flight Centre (GSFC) (Ryan y Ma, 1985; Ma, 1988), el Jet Propulsion Laboratory (JPL) (Sovers, 1986, 1988) y el U.S. National Geodetic Survey (NGS) (Robertson, Fallon y Carter, 1986). Se estudiaron tres aspectos diferentes:

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 441 a) las orientaciones relativas entre frames, b) el analisis de errores en los catalogos de radiofuentes, c) las deformaciones regionales entre frames. En los tres catalogos individuales, el orlgen arbitrario sobre el plano dei ecuador se fijo a partir de la ascension recta adoptada dei quasar 3C273B (1226 + 023} (Hazard et al., 1971). Las coordenadas ecuatoriales de las radiofuentes est£n dadas en J2000.0 mediante los modelos convencionales IAU 197 6 de la precesion e IAU 1980 de la nutacion. La comparacion astrometrica de estos frames indico que las direcciones de sus ejes son coherentes a un nivei mejor que 0.0015" (Arias et al. 1988), y que se evidencian deformaciones regionales en ciertas zonas dei cielo que pueden aicanzar, en el ^alor medio, 0.002" (Arias y Lestrade, 1990). En cuanto a la calibracion de los errores, los analisis estadisticos rauestran una subestimacion de los errores formales publicados, siendo este efecto mayor en declinacion que en ascension recta (Arias et al. 1988). La orientacion relativa entre ejes de frames individuales podria mejorarse adoptando a) una mejor estrategia para fijar arbitrariamente el.origen de las ascensiones rectas (la rotacion alrededor dei eje polar es la mas significativa, y eila representa principalmente la no coincidenda de los equinoccios de ca talogo) ; b) mejores modelizaciones, en especial para la posicion dei polo celeste, por cuanto se ha demostrado que los modelos convencionales de la IAU presentan inconsistencias que pueden aicanzar varios milesimos de segundo de areo en algunos terminos de la nutacion (Herring, 1986); y c) una distribucior mas homogenea de radiofuentes en el cielo. Las deformaciones regionales se originan muy probablemente en la geometria de las redes de antenas, que impone limites a la distribucion de objetos y a la precision de sus posiciones. La mayoria de las redes VLB! tienen estaciones en el hemisferio

442 Bol. Asoc. Arg. de Astr. norte, y en consecuencia el hemisferio sur celeste cuenta con muy pocos objetos con posiciones precisas. Por otra parte, la falta de lineas de base con largas componentes en la direccibn norte-sur (a excepcibn de la linea de base Australia-California dei Deep. Space NetWork, JPL) hace que las declinaciones de los objetos proximos al ecuador sean de poca precision.

ABSTRACT. Quasars and galactic nuclei are compact object with angular diameters at the level of the milliarsecond. They can only be observed with high-resolution interferometers. Most of the extragalactic radio sources are at distances of several thousands of MPc and their redshifts are cosmological. The proper motions are beyond the precision of the modern observational techniques, and therefore they can be considered as inexistent. The extragalactic radio sources are the best adapted objects to materialize a celestial reference system kinematically stable for astrometry. The technique of Very Long Baseline Interferometry (VLBI) permits to determine positions of extragalactic radio sources precise at the level of 0.001" (Hinteregger, 1972; Whitney, 1974). The ecuatorial coordinates of the extragalactic radio sources implicitly define the directions of the axes of the extragalactic celestial reference frame. During the last ten years the different VLBI groups have elaborated catalogues of positions of qasars and distant galaxies with a precision of the milliarcsecond (Ma et al. 1981, Fanselow et al. 1981, Fanselow et al. 1984, Robertson et al. 1986). However, there stili exist some inconsistencies between the independent realizations of the extragalactic frame which can reach some 0.001". These inconsistencies arise from the adopted models, the distribution of stations in the networks, the

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 443 distributiori of radio sources in the sky, the data acquisition systems and the methods of reduction of observations. We have compared catalogues elaborated at three VLBI laboratories in the USA: the Goddard Space Flight Centre (GSFC) (Ryan and Ma, 1985; Ma, 1988), the Jet Propulsion Laboratory (JPL) (Sovers, 1986, 1988) and the U.S.National Geodetic Survey (NGS) (Robertson, Fallon y Carter,1986) . We have analysed three different aspects: a) the relative orientation between frames, b) the calibration of formal errors, c) the regional deformations between frames. In the frames, the arbitrary origin on the equator has been fixed by the adopted right ascension of the quasar 3C273B (1226 + ^23) (Hazard et al., 1971). The equatorial coordinates of the radio sources are in J2000.0 by means of the conventional models IAU 197 6 of the precession and IAU 1980 of the nutation. The astrometric comparison of these frames indicates that the direction of axes of the different realizations are consistent at a level better than 0.0015” (Arias et al. 1988), and detects relative regional deformations in some zones of the sky which can reach, in mean, 0.002" (Arias and Lestrade, 1990). Concerning the calibration of errors, the analysis show that formal errors in the individual catalogues have been subestimated, and that this effect is larger in declination than in right ascension (Arias et al. 1988). The relative orientation between individual frames could be diminished by adopting a) a better strategy to fix the right ascension origin (it must be noted that the rotation around the polar axis, which implies a misalignement of the catalogue equinoxes, is the most significative of the three angles); b) more precise models, particularly to determine the celestial pole position (the IAU conventional models have inaccuracies which can amount a few milliarcseconds in some terms of

444 Bol. Asoc. Arg. de Astr. the nutation series, as has been shown by Herring, 1986) ? and c) a more homogeneous distribution of radio sources in the sky. The regional deformations are most probably originated in the geometry of the networks, limiting the spatial distribution of objects and the precision of their positions. Most of the VLBI networks operates sations in the Northern hemisphere, and as a consequence, the Southern sky has a few objects with precise positions. On the other hand, the lack of baselines with long components in the North-South direction (except for the baseline Australia-California of the Deep Space NetWork of the JPL) give a low precision determination of declinations of radio sources near the equator.

~~References~~

Arias, E.F. 1990. Doctoral Thesis, Observatorie de Paris. Arias, E.F.; Feissel, M . ; Lestrade, J.-F. 1988. Comparison of VLBI celestial reference frames, Astron. Astrophys. 199, 357, 363. Arias, E.F.; Lestrade, J.-F. 1990. Global and regional astrometric comparison between two dense VLBI extragalactic reference frames, Astron. Astrophys. (submitted for pub.) Fanselow, J.L.; Sovers, O.B.; Thomas, J.B.; Bletzacker, F. R.; Kearns, T.J.; Cohen, E.J.? Purcell, G. H.? Rogstad, D.H.; Skjerve, L.J.; Young, L.E. 1981. IAU Colloquium 56, Reference Coordinate Systems for Earth Dynamics, Gaposchkin and Kolaczek (eds.), Reidel, 351. Fanselow, J.L.; Sovers, O.J.? Thomas, J.B.; Purcell, G.H.; Cohen, E.J.; Rogstad, D.H.; Skjerve,

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 445 L.J.; Spitzmesser, D.J. ; 1984. Astron. J. 89, 897. Hazard, C.; Sutton, J . ; Argue, A.N.; Kenworthy, C.M.? Morrison, L.V.? Murray, C.A. 1971. Nature 233, 89. Hinteregger, H.F. 1972. Ph D Thesis. Ma, C. ; Clark, T.A.? Shaffer, D.B. 1981. Bull. Am. Astr. Soc. 13, 899. Ma, C. 1988. Private communication. Robertson, D.S.? Fallon, F.W.; Carter, W.E. 1986. Astron. J. 91, 6. Ryan, J.W.? Ma, C. 1985. Crustal Dynamics Project Data Analyis, NASA Technical Memorandum 86229. Sovers, O.J. 1986. Private communication. Sovers, O.J. 1988. Private communication. Whitney,A.R. 1974. Ph D Thesis.

~~UN NUEVO METODO DE ANALISIS Y REDUCCION DE OBSERVACIONES VLBI~~

~~A NEW METHOD OF ANALYSIS AND REDUCTION OF VLBI OBSERVATIONS~~

~~E.F. Arias1/2 /3 ; M.S. De Biasi1*2~~

~~1. Facultad de Ciencias Astron6micas y Geoffsicas, U.N.L.P.~~

~~2. CONICET~~

~~3. IERS/CB (Paris, Franci a)~~

446 Bol. Asoc. Arg. de Astr RESUMEN. En el algoritmo cl&sico de analisis de observaciones VLBI se ajustan simult&neamente las coordenadas ecuatoriales de las radiofuentes, las coordenadas de las estaciones, los Parametros de Orientacion de la Tierra (EOP) y, even tua linent e, correcciones a la posicibn dei polo celeste dado por los modelos 1976/1980 de la UAI. Hemos explorado un nuevo metodo de construccion de un marco de referenda celeste, independientemente dei marco de referencia terrestre y de la orientacion de la Tierra en el espacio. La nueva estrategia de observacion consiste en observar "idealmente" dos radiofuentes extragalacticas con dos pares de radiotelescopios, cada uno en los extremos de una linea de base VLBI. Sobre la base de los observables clasicos VLBI - el retardo y la velocidad de retardo- hemos construido un nuevo observable: el areo entre un par de radiofuentes. Un conjunto de estos nuevos observables conduce a coordenadas esfericas de las radiofuentes relativas a un plano y origen arbitrarios. Hemos comenzado con el caso mas simple, donde el retardo y la velocidad de retardo se deben en- teramente a la geometria VLBI; luego consideramos todas sus componentes. En todos los casos se desprecian los efectos dei movimiento dei polo, UT1-UTC, precesion y nutacion. Hemos concluido que es posible obtener un conjunto de ecuaciones de observacibn, independiente mente de la orientacidn de la linea de base y dei vector velocidad angular de rotacibn de la Tierra. La precision teorica dei mdtodo, estimada a partir de los terminos despreciados en los desarrollos, es el orden de 0.0004", cuando las observaciones se realizan con un interferometro de dos elementos y el sistema de refe rencia est& ligado a la unica linea de base y a la direccidn dei vector velocidad de rotacion de la tierra. Cuando el sistema de referencia est& definido solamente por dos vectores linea de base (caso dei interferometro

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 447 de tres elementos) y solo se considera el retardo "tau" en las expresiones dei areo, la precision teorica es "10*3" veces mayor.~~

ABSTRACT. In the classical algorithm of analysis of VLBI observations, the equatorial coordinates of the radio sources, the coordinates of the sations, the Earth Orientation Parameters (EOP) and, eventually, the corrections to the position of the celestial pole given by the IAU 1976/1980 models are simultaneously adjusted. We have explored a new method of constructing a celestial frame independently of the terrestrial frame and of the Earth's orientation in space. The new strategy of observation consists on "ideally" observing two extragalactic radio sources simultaneously with two pairs of radiotelescopes, each one at the extremities of a VLBI baseline. On the basis of the classical VLBI observables - the delay and the delay rate - we have constructed a new observable: the arc between a pair of sources. A set of these new observables leads to spherical coordinates of the radio sources relative to an arbitrary plane and origin. We have started with the simplest case, where the delay and the delay rate are entirely due to the VLBI geometry. Then, we have considered all their components. In all the cases, the effects of polar motion, UT1-UTC, precession and nutation are neglected. We have concluded that it is possible to obtain a set of equations of observations, independently of the baseline orientation and the vector of angular rotation velocity of the Earth. Adopting a reference system attached to the baseline (s) , we can construet a new observable, the arc between a pair of radio sources simultaneously observed. The theoretical precission of the method, estimated from the terms neglected in the developments, is at the level of

448 Bol. Asoc. Arg. de Astr. 0.0004” when the observations are performed with a two-element interferometer and the reference system is attached to the unique baseline and to the direction of the vector of rotat ion velocity of the Earth. When the reference system is defined only by two baseline vectors (case of the three-element interferometer), and only the delay ”tau” is considered in the expression of the arc, the theoretical precission is ”10"3” times higher.

~~REFERENCES~~

Arias, E.F. 1990. Tesis Doctoral, Observatorio de Paris. Arias, E.F.; De Biasi, M.S. 1990. A new methods of analysis and reduction of VLBI observations. IAU Colloquium 131 Radio Interferometry - Theory, Techniques and Applications, Astr. Soc of the Pacific Conference Series (pubi.), submitted to pubi. Dravskikh, A.F.; Krasinsky, G.A.; Finkelstein, A.M. 1975. Soviet Astron. Lett. Vol 1, 3, 110. Dravskikh, A.F.; Finkelstein, A.M.; Krasinsky, G.A. 1975. Astroph. and Space Science 38, 255. Dravskikh, A.F.; Finkelstein, A.M.; Kreinovich, V.Ja. 1978. IAU Colloquium 48, 143.

~~HIPPARCOS-VLBI: EL CAMINO A UN SISTEMA CELESTE PRIMARIO IDEAL~~

~~HIPPARCOS-VLBI: THE WAY TOWARDS AN IDEAL PRIMARY CELESTIAL SYSTEM~~

~~E.F. Arias1*2,3~~

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 449 1. Facultad de Ciencias Ast ron6mi cas y Geoffsicas, U.N.L.P.~~

~~2. CONICET~~

~~3. IERS/CB (Paris, Francia)~~

RESUMEN. EI satelite astrometrico HIPPARCOS de la Agen- cia Espacial Europea (ESA) fue lanzado en agosto de 1989. A consecuencia de un problema t^cnico, el satelite no pudo alcanzar su orbita geoestacionaria de operacion, y se encuentra en una orbita muy eliptica alrededor de la Tierra. A pesar de las malas condiciones de observacion, HIPPARCOS comenzo a desarrollar el nuevo programa de observaciones y sus resultados prometen ser de mayor calidad que los previstos para la mision nominal. El frame celeste dei satelite HIPPARCOS estara materiali- zado por las coordenadas y los movimientos propios de unas 120000 estrellas con respecto a planos arbitrarios de referencia. La precision astrometrica de este frame sera mas de un orden de magnitud superior a la lograda por la astronomia optica desde Tierra. La precision estimada para la mision nominal es de 0.002" para las posiciones y las paralajes, y de 0.002"/ano para los mo vimientos propios de objetos m&s brillantes que la mag nitud 9, degradandose hasta la magnitud limite dei sa telite (m=13). Sin embargo, esta precision es intrinseca a la esfera HIPPARCOS y ella sera plenamente realizada si su frame de referencia se convierte en inercial, gracias al vinculo con otro frame estable no-rotante de calidad similar. La tecnnica VLBI permite determinar las coordenadas de las radiofuentes extragal&cticas con una precision dei orden de 0.001" (ver Arias, este volumen). Los quasares y los nucleos de galaxias no est&n animados de movimientos propios aparentes, y en consecuencia constituyen el frame celeste mas estable construido hasta el momento. El vinculo entre los frames VLBI e

450 Bol. Asoc. Arg. de Astr. HIPPARCOS permitira: a)frenar la rotacion dei frame de referenda HIPPARCOS, b) densificar el sistema extragal&ctico en el dominio optico, c) unificar los sisternas de coordenadas radio y dptico a fin de comparar directamente las im£genes de los objetos celestes obtenidas en radio y en bptica con la misma resolucion angular. Las radioestrellas proveen un vinculo directo por cuanto pueden observarse con las dos tecnicas sin obje tos intermediarios. Para asegurar buenas condiciones de observacion al satdite, deben ser mas brillantes que m=ll. Sus densidades de flujo deben ser al menos de algunos mJy para la sensibilidad VLBI. Por otra parte, sus componentes opticas y de radio deben coincidir a 0.002". Siguiendo estos criterios Lestrade et al.(1982) establecieron una lista de 22 radioestrellas candidatas al vinculo. La mayoria de estos objetos son binarias cercanas RS Canis Venaticorum (RSCVn), con separaciones angulares inferiores a 0.004" y densidades de flujo menores que 50 mJy. En ausencia de deformaciones regiona les, la relacion entre dos frames con el mismo origen pueden representarse por una simple rotacion. Si la orientacion relativa evoluciona linealmente en el tiempo, el vinculo estar& dado por una rotacion global en una 6poca arbitraria, y por las componentes de la velocidad angular de rotacion de un frame con respecto al otro. El m^todo de vinculacion de los f rames VLBI e HIPPARCOS fue desarrollado por Arias (1990). Hemos analizado el vinculo entre los frames celestes VLBI e HIPPARCOS en base a observaciones de radioestrellas con las dos tecnicas. Las observaciones de HIPPARCOS fueron simuladas en forma realista. Lestrade et al. (1988) y White et al. (1990) proveyeron las posiciones y movimientos propios VLBI de 14 radioestrellas entre -f 62° y -75° de declinacion. La orientacion relativa en la epoca inicial se determino con una precision dei orden de

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 451 0.001”. La precision de las componentes de la velocidad angular de rotacion varia entre 0.0007"/ano y 0.009"/ano. En cuanto a la distribucion de objetos, esta simulacion indico que la inclusion de radioestrellas en declinaciones negativas, con errores varias veces supe riores a los de los objetos en declinaciones positivas no mejora el vinculo e introduce desviaciones en los angulos de orientacion relativa.

ABSTRACT. The astrometric satellite HIPPARCOS of the European Space Agency (ESA) was launched in August 1989. As a consequence of a technical defect, the satellite could not reach the operational geostationary orbit, and it is now in an extremely elliptical orbit around the Earth. Despite the bad observing conditions, HIPPARCOS began to develope the new observing program, and its result£ promise to be of a higher quality than those expected for the nominal mission. The celestial frame of HIPPARCOS satellite will be materialized by the positions and proper motions of about 120000 stars relative to arbitrary origins. The astrometric precision of its frame will be one order of magnitude higher than that of the optical astronomy from Earth. The precision expected for HIPPARCOS nominal mission is 0.002" for the positions, yearly proper motions and parallaxes, decreasing towards the limit magnitude of the satellite (m=13). However, this precision will be intrinsic to HIPPARCOS sphere, and it will be completely achieved only if its reference frame becomes inertial by means of its link to another stable, non-rotating frame of similar quality. The technique of VLBI determines the coordinates of the extragalactic radio sources with a precision at the level of 0.001" (see Arias, this volume). The quasars and the galactic nuclei are not effected by apparent proper motions, and therefore they

452 Bol. Asoc. Arg. de Astr. constitute the most stable celestial reference frame available at present. The link betwen the VLBI and HIPPARCOS reference frames will: a) stop the rotation of the reference frame produced by the satellite, b) densify the extragalactic reference frame in optical frequences, c) unify the radio and optical coordinate systems and allow direct comparison of the images of the celestial objects obtained with radio and optical techniques with the same angular resolution. In absence of regional deformations, the link between two frames with the same origin can be mathematically expressed by a simple rotation. If the relative orientation of the frames evolves linearly with time, the link is given by a global rotation at an ^rbitrary epoch, and by the components of the angular velocity of rotation of one frame relative to the other. The method to link the VLBI and HIPPARCOS frames has been developed by Arias (1990). We have studied the link between HIPPARCOS and VLBI frames on the basis of observations of radio stars. We have simulated HIPPARCOS observations in a realistic way. Lestrade et al. (1988) and white et al. (1990) provided the VLBI positions and proper motions of 14 stars between +62° and -75° in declination. The relative orientation at the initial epoch is determined with a precision at the level of 0.001". The precision of the components of the angular velocity is in the range 0.0007" - 0.0009". Concerning the distribution of objects, the inclusion of radio stars at negative declinations, with uncertainties several times greater than those in the North, does not improve the link and introduces a bias in the angles of orientation of the frames.

~~Bol. Asoc. Arg. de Astr. 453 REFERENCES~~

Arias, E.F. 1990. Doctoral Thesis, Observatorio de Paris. Arias, E.F. 1990. This volume. Lestrade, J.-F.; Preston, R.A.? Slade, M.A. 1982. Very Long Baseline Interferometry Techniques, F. Biraud (ed.), CNES, p.199. Lestrade, J.-F.; Requieine, Y. ; Rappapport, M. ; Preston, R.A. 1988. The Earth's Rotation and Reference Frames for Geodesy and Geodynamics, G.W. Wilkins, A. Babcock (eds.), p.67. White, G.W.; Lestrade, J.-F.; Jauncey, D.L.; Philips, R.B.; Preston, R.A.; Reynolds, J.E. 1990. Astron. J. 99, 1005.

~~EL ESPECTRO DE LA ESTRELLA CP HR 8137~~

~~THE SPECTRUM OF THE CP STAR HR 8137~~

~~M.G. Grosso1; S.M. Malaroda1/2; Z. Lopez Garcia3~~

~~1. Complejo Astrondmico El Leoncito~~

~~2 . C I C~~

~~3. Observatori o Astrondmico "Felix Aguilar"~~

RESUMEN. Utilizando material espectrocbpico de 16.9 A/mm de dispersibn se realiza la identificacion de las lineas espectrales de la estrella CP HR 8137= HD 202671 =30 Cap. Se determinan los par&metros atmosfericos construyendo un "diagrama de Kiel" comparando los valores observacionales suministrados por las fotometrias UBV,

454 Bol. Asoc. Arg. de Astr. ubvy/0 y los perfiles de las lineas de hidrogeno con sus similares calculadas a partir de los modelos de atmosferas. Los valores estimados son: Teff = 13250 °K , Log (g) = 3.1. Con estos parametros, utilizando el programa ATLAS 6 se construye un modelo de atmosferas y haciendo uso de este modelo se calculan, con el programa BALMER

~~6, los perfiles de las lineas H6 y H y . Con el programa WIDTH6 se determinan finalmente las abundandas quimicas. Se destacan abundandas normales de TilI y MnII.~~

ABSTRACT. We have identified the atomic species present in the spectrum of the CP star HR 8137 (HD 202671 = 30 Cap.). We have used spectrograms with a dispersion of c 16.9 A/mm. We also derived log (g) and Teff for the atmosphere of the star using a Kiel diagram. We used UBV and ubvy/? photometry and the profiles of Hydrogen lines. We found Teff = 13250 °K and log (g) = 3.1. Adopting these parameters we have derived the abundances of the Chemical elements using the WIDTH and ATLAS codes. This star was identified as a Mn CP star however we found a normal abundance of Mn and Ti.

~~IES HD 37129 UNA ESTRELLA PECULIAR?~~

~~IS HD 37129 A PECULIAR STAR?~~

~~S.M. Malaroda1/2 ; O.I. Pintado1/3~~

~~1 . CASLEO~~

~~2 . C I C~~

~~3. CONI CE T~~

Bol. Asoc. Arg. de Astr. 455 RESUMEN. Hemos analizado el espectro de la estrella HD 37129 perteneciente a la Asociacion Orion OBI. Se encuentra una abundanda normal de hei io mientras que el manganeso y algunos elementos dei pico dei hierro se encuentran intensificados. La temperatura efectiva calculada por medio de los diagramas de Kiel es 18750°K. Fue comparada con la estrella Standard i Her y con una estrella peculiar dei tipo "sn". Se concluye que HD 37129 es una estrella peculiar "sn" con abundancia nor mal de helio.

ABSTRACT. We have studied the spectrum of the star HD 37129 which is a member of the Orion OBI association. We have found that the helium abundance is normal and some iron peak elements are enhanced as well as manganese, phosphorus and mercury. The adopted effective temperature is 18750°K. We have compared the spectrum with a Standard star, x Her, and a "sn" peculiar star. We conclude that HD 37129 is a "sn" peculiar star with helium normal.

~~456 Bol. Asoc Arg. de Astr. INDICE DE AUTORES~~

ABADI, M. 433 ABALLAY, J.L. 343 - 386 ACTIS, E. 274 AGUERO, E. 408 ALONSO, E. 274 ARNAL, E.M. 118 ARIAS, E.F. 435 - 440 - 446 - 449 AZCARATE, I. 72 BAJAJA, E. 107 - 118 - 147 - 183 BALDIVIESO, J.F. 264-- 274 BARBA, R.H. 57 BICA, E. 153 BLANCO, V.M. 87 BOSIO, M.A. 15 -- 311 BRANDI, E.E. 57 BRANHAM, R.L., Jr. 201 - 409 BRUNINI, A. 225 CALDERON, J.H. 316 - 326 CAMPITELLI, J. 334 CANOSA, D.M. 225 CAPPA de NICOLAU, C. 415 - 424 CARESTIA, R.A. 245 CARPINTERO, D.D. 166 CARRANZA, G. 401 CASTRO, W.L. 245 CELLONE, S. 418 CERRUTI, M.A. 28 CIDALE, L.S. 427 CLARIA, J.J. 3 - 15 - 153 - 287 COLOMB, F.R. 133 CORTES, G. 406 CHENG, J. 301 DE BIASI, M.S. 446 DE LAURENTI, M.A. 28 DIAZ, A.R. 430 DONZELLI, C.J. 175 - 311 DOTTORI, H. 153 DUBNER, G. 415 DURILEN, S. 209 ESPINDOLA, M. 209 ESPINOSA, L. 326 FARInAS, R. 38 -- 423 FEINSTEIN, A. 45 FERRER, O.E. 57 FORTE, J.C. 418 GALLEGO, M. 245 GARCIA, L.G. 57 GARCIA LAMBAS, D. 403 - 404 - 413 433 GEISLER, D. 3 - 287 GHIELMETTI, H.S. 419 GIACANI, E. 415 GIL HUTTON, R. 193 GIOVANOLA, G. 326 GOLDES, G. 401 GOMEZ, M. 38 - 423 GORDILLO, S. 45 GROSSO, M.G. 411 - 454 GULICH, J.M. 419 GUTIERREZ-MORENO, A. 406 HERNANDEZ, A.M. 419 - 42 ■ 426 HUCHTMEIER, W. 147 KLEIN, U. 147 LAPASSET, E. 15 - 38 - 423 LIKKEL, L. 72 LIPARI, S .L. 408 LOMBARDO, M.J. 316 LOPEZ GARCIA, Z. 411 - 454 MACHADO, M.E. 421 - 426 MALARODA, S.M. 411 — 454 - 455

~~MALLAMACI, C.C. 245 — 248~~

~~MANDRINI, C.H. 421 — 426~~

~~MANRIQUE, W.T. 264 — 274 MARAnON DI LEO, C. 425 MARMOLEJO, L.F. 245 MARTIN, M.C. 183~~

~~MARTINEZ, E. 343 — 386~~

~~MARUN, A. 343 — 386 MENDEZ, M. 419 MINNITI, D. 3 - 287 MORENO, H. 406 MOSCONI, M.B. 413 MOSTACCIO, C. 45 MURIEL, H. 403 NAVARRO, J.L. 245~~

~~NICOTRA, M. 403 — 404 NIEMELA, V.S. 424 OCHOA, H.A. 316 PEREZ, J.A. 245 PINTADO, O.I. 455 PLASTINO, A. 45 PODESTA, R. 274 POPPEL, W.G.L. 72~~

~~RECABARREN, P.G. 316 — 326 REYNOSO, E. 415~~

~~RINGUELET, A. 425 — 427 - 429 - 430~~

~~RIZZO, J.R. 107 — 118~~

~~ROVIRA, M.G. 421 - 426~~

RUARTES, H. 343 — 386 RUIZ, L. 403 SANCHEZ, J. 326 SANGUIN, J.G. 201 SEDEnO, J.A. 245 SERAFINO, A. 274 SILVA, A.M. 72 SERSIC, J.L. 175 SUAREZ, F. 209 TESTORI, J.C. 133 TIGNANELLI, H.L. 45 - 209 VAZQUEZ, A. 429 - 430 VAZQUEZ, R.A. 45 VEGA, E .I. 418 ASOCIACION ARGENTlNA DE ASTRONOMIA

~~COMITE NACIONAL DE ASTRONOMIA 1988-1991~~

~~SECRETARIO~~

~~Dr. Alejandro Feinstein~~

~~MIEMBROS~~

~~Dr. Roberto M6ndez Dr. Juan C. Forte Lic. Mirta Mosconi Dra. Gladys Solivella~~

~~COMISION REVISORA DE CUENTAS (1989-1992)~~

~~Dra. M6nica Rabolli Lic. Victor Dessaunet Lic. Ruben Martinez~~

~~SUPLENTES~~

~~Dra. Cristina Cappa Dra. Estela Agiiero~~