BOLETIN DE LA ASOCIACION ARGENTINA DE ASTRONOMIA
N# 31 (1985) BOLETIN DE LA ASOCIACION ARGENTINA DE ASTRONOMIA
N2 31 (1985)
Asociación Argentina de Astronomía Personería Jurídica 11811 Prov. de Buenos Aires
COMISION DIRECTIVA 1984 - 1987
'Presidente: Dr. Roberto F. Sisteró Vicepresidente: Dr. Juan José Clariá Secretario: Dra, Zúlenla 0, de López García Tesorero: Sr, Juan Guillermo Sanguín Vocales Titulares: Lie. Jesús H. Calderón Dr. Wolfgang Poppel Vocales Suplentes: Dr. Juan Carlos Forte Dr. Roberto H. Méndez
COMISION REVISORA DE CUENTAS
1983 - 1986
Sr. César A. Mondinalli Dra. Estela E. Agüero Dr. Fernando R. Colomb
COMITE NACIONAL DE ASTRONOMIA
1985 - 1988
Secretario: Dr, José Luis Sérsic Miembros: Dr. Marcelo E. Arnal Dr. Osvaldo E. Ferrer Lie. Carlos E. López Sr. César A. Mondinalli
Reunión XXXIa
Realizada en la
Ciudad de La Plata.
Setiembre de 1985
1- Azcárate, 2- Bajaja, 3- Carranza, 4- Morras, 5- Martorelli, 6- Méndez, 7- Benvenuto, 8- Amal, 9- Muzzio, 10- , 11- Levato, 12- Visintín, 13-Van Altena, 14- Luna, 15- Calvo, 16- Carda Lambas, 17- Luna, 18- Lípari, 19- Poppel, 20- , 21- Sahade, 22- Lapasset, 23- Sanguín, 24- Colorab, 25- Carrasco, 26- Martínez, 27- Valdhausen, 28- Peralta, 29- López, 30- Molina, 31- Dessaunet, 32- Aquilano, 33- Tignanelli, 34- Carestia, 35- Cersósimo, 36- Martín, 37- Quiniento, 38- López, 39- Ferrer, 40- Orellana, 41- Mondinalli, 42- Vergne, 43- Rabolli- 44- Solivella, 45- García, L 5 46- García, B., 47- Malaroda, 48- Clariá, 49- Trumper, 50- Soñez, 51- Marabini, 52- Mosconi, 53- Testori, 54- Sisteró, 55- Arias, 56- Morrell, 57- Ringuelet, 58- Gómez, 59- Giacani, 60-Brandi 61- Muriel, 62- Niemela, 63- Cappa, 64- Olano, 65- Sérsic, 66- Feinstein, 67- Abadi, 68- Torres,
69- Torres, 70- Minitti, 71- Brusco, 72- Beauge. EDITORIAL
Este Boletín (No.31) contiene loa trabajos presentados en la Trigésimoprimera Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía, realizada en la Ciudad de La Plata entre los días 23 y 27 de sétiembre de 1985*
El pontenido de los artículos es responsbilidad de sus au tores •
La tarea editorial estuvo a cargo de los Dres. Orlando Hu go Jjevato y Osvaldo Ferrer.
La im presión del Boletín fue posible gracias al aporte parcial de fondos realizado por el CASLEO y el CONICET. El Obser vatorio Astronómico de Córdoba y el CASLEO suministraron el pa pel necesario.
El Boletín No.31 fue programado para publicarse junto al No.30; ello hubiera resultado en un ejemplar excesivamente volu minoso. Por ello la numeración de las páginas del No.31 es con tinuación de las del No.30.
R.F.Sisteró
ASTROFISICA TEORICA
Bol.A*oc.Arg. de Astr 251 Bol.Asoc.Arg. de Astr. BALANCE ENERGETICO DE LA FULGURACION SOLAR DEL 12 DE NOVIEMBRE DE 1980.
M.G. Rovira^A.M. Hernández ^ y M.E. Machado0
1 CONICET 2 1AFE 3 CNIE
RESUMEN: Estudiamos las características temporales y espacia les de la emisión en rayos X en el rango de energía 3.5-30 keV de la -fulguración solar del 12 de noviembre de 19BÜ. Los datos -fueron obtenidos por el Hard X-Eay Imaging Spec:treme ter a bordo del satélite Solar Máximum Mission. Para nuestro análisis utilizamos también datos de otros instrumentos que volaron en el mismo satélite como el Hard—Ray Burst Spec.tro- meter. Del balance de energía entre las distintas regiones del loop deducimos que, en la etapa de liberación primaria de energía en esta -fulguración son importantes tanto el pro ceso de aceleración de partículas como la -formación de regio nes localizadas a alta temperatura.
INTRODUCCION
Una fulguración de importancia IB en el rango óptico y de intensidad M 1.4 en rayos X comenzó a observarse en Ha alrededor de las 16:59 TU del 12 de noviembre de 1980. Ocu rrió cerca del centro del disco, en la región activa NOAA 2779, ubicada en SI4 W11.
Bol•Asoc.Arg. de Astr. 253 Fue observada desde Tierra en Ha y, también por di ver sos instrumentos que volaron a bordo del satélite SMM (Solar Máximum Mission) tales como: Hard X-Ray Burst. Spectrometer (HXRBS, Orwig et al. 1980), Hard X-Ray Imaging Spectrometer (HXIS, van Beek et al. 1980), X-Ray Rolychromator (XRP, Acton et al. 1900) que comprende dos instrumentos: Bent Crystal Spectrameter (BCS) y Fiat Grystal Spectrometer (FCS) , y el Ultraviolet Spectrometer and F'olarimeter (UVSP) . McNeice et al. (1985) presentaran una descripción de las principales características de la -fulguración y discu sión de los datos considerando dos modelos: arco inestable y -flujo emergente. En este trabajo analizamos las imágenes obtenidas por el HXIS en rayos X en el rango de energía 3.5-30 keV con 8" de resolución. Nuestro principal objetivo es obtener un con junto de parámetros -físicos característicos de las -fulgura ciones que nos permitan hacer un aporte sobre la importancia relativa de los modelos térmicos y no-térmicos en los proce sos de liberación de energía.
OBSERVACIONES EN RAYOS X
La intensidad en rayos X blandos (3.5-5.5 keV) integra da sobre toda la región de la -fulguración comenzó a subir rá pidamente alrededor de las 16:59:20 TU, alcanzando el máximo a las 17:04:12 TU. Este aumenta -fue seguido por un rápido de crecimiento describiendo una curva aproximadamente simétrica como se muestra en la Figura 1. La intensidad en rayos X duros (16-30 keV) detectada por el HEM (High Energy Monitor) presenta dos picos, a las 17:02:18 TU y a las 17:03:15 TU; el último máximo se
254 Bol.Asoc.Arg. de Astr. encuentra cerca del -final del periodo de crecimiento de los rayos X blandos. Estos dos picos también aparecen en lo© re gistras del HXRBS alrededor de la misma hora como se muestra en la Figura 1. En la Figura 2 ©es qra-ficó un conjunto de contornos obte nidos de los datos de HXIS con 0" de resolución correspon dientes ¿a dos rangos de energías: blandos (3-5-5.5 keV) y du ros <16-30 keV) . En la -figura también aparece la numeración standard de los pixels. De los contornos se puede deducir: a> En la banda de baja energía el máximo de intensidad está siempre localizado en la región A que corresponde a los pixeles 248 y 249 (Figura 2). b) Los contornos en rayos X blandos se alargan hacia el N-E hasta incluir la región B (pixel 192). c) En la banda de rayos X blandos se observa una pronun ciada extensión hacia el S de la región más brillante. Desde las 16:58 TU las curvas de luz muestran una emisión hasta aproximadamente 32 a 40" hacia el S. Esto nos sugiere la existencia de una estructura magnética que se extiende hacia esa región. d) Es de destacar el comportamiento temporal similar en ambas bandas de energía aunque, en el momento del segundo má ximo del HEM (17:03:10 TU), aparece un máximo adicional cer ca de B en 1 a banda de 16—30 keV. e) Después del máximo en rayos X blandos, los contornos en rayos X duros se concentran alrededor de la región L (pi xeles 209 y 229) que llamaremos loop y que está localizada entre los máximos anteriores. Los abri 11antamientos en rayos X duros, Ha y 00 duran te la -fase impulsiva coinciden espacial y temporalmente (MacNeice et al. 1985). Este hecho nos indica una importante deposición de ener gía en las regiones A y B sugiriendo entonces la existencia de una estructura magnética (L) con extremos en A y B.
Bol.Asoc.Arg. de Astr. 255 Figura 1: Curvas de luz integradas sobre toda el área de la fulguración: a) catpo fino del HXIS en el rango de energía 3.5-B.O keV; b) rayos X duros (22-30 keV) del High Energy Monitor (HEM) y c) rayos X duros (29-508 keV) observados por el HXRBS.
256 Bol.Asoc.Arg. de Astr. Figura 2: Contorno* en rayos X blandos (3.5-5.5 keV) y duros (16-30 keV).
El tiespo de integración es 22.5 segundos. Los niveles de los contarnos son
901, 751, 501, 251, 101 y 51. El nivel del 1001 se indica en cuentas s * pixel *
en el extreio superior izquierdo de cada figura. En el cuadro superior derecho se
ha superpuesto la linea neutra del caipo tagnético sobre los pixels del
catpo fino.
Bol.Asoc-Arg. de Astr. 257 La Figura 3 presenta las curvas de luz de los pixeles individuales (B"x8M) en él rango dé enteróla 3.'3-5.5 keV inte gradas entre 20 y 30 segundos.
Figura 3: Curvas de luz en rayos X de los pixels individuales del caapo fino del HXIS entre 3.5-5.3 keV; las observaciones cubren el periodo entre 16:48 TU a 17:30 TU y la distancia entre dos lineas verticales corresponden a 1 einuto. El eAxieo en la escala de contajes en todos los piséis es de 50 cuentas s 1. la nueeraciOn de los pixels se indica en el extreeo superior derecho.
250 Bol.Asoc.Arg. de Astr Se ve claramente que el campar t. ami en t o temporal de las curvas de luz es distinto para los pixeles que corresponden a los extremos con respecto a los que corresponden a la re gión L de la estructure* magnética. La intensa emisión obser vada en Fe XXI en la región L (MacNeice et al. 1985) confir ma la suposición anterior de que esta zona es la que conecta ambos extremos (A y B).
Un análisis detallado de la Figura 3 muestra: a) La región A y su extensión hacia el S muestra un abri 11antamiento temprano un par de minutos antes del comien zo de la fulguración. Este efecto también se observa en las bandas de mayor energía. b) Las curvas de luz de los extremos aumentan más rápi do que las correspondí entes ¿\ la parte superior (L), alcan zan su máximo antes y también decaen más rápidamente. c) La intensidad de la parte superior del loop (L) con tinúa aumentando alrededor de un minuto después que la inten si dad de los extremos ha comenzado a decaer. La descripción de la fulguración presentada aquí es una imagen simplificada de la región. Sin embargo, nos permite comparar los datos del HXIS con los de MacNeice et al. (1985) y constituye una hipótesis de trabajo útil para estu diar los parámetros físicos que caracterizan el plasma de la fulguración y poder así contribuir a una mejor comprensión sobre las características básicas de liberación primaria de energi a.
r LIBERACION DE ENERGIA
Rayos X blandos
En la Figura 4 mostramos el comportamiento temporal de la temperatura (T), medida de emisión (ME) y energía térmica (Etér> del plasma que emite rayos X blandos en toda la
Bol.Asoc.Arg. de Astr. 259 fulguración, obtenidos a partir del cociente del número de cuentas en las bandas de 3.5-5„5 keV y 8.0-11.5 keV. Estos resultados son provistos por el programa de computadora cono crido como "programa de predicción del contaje" (CRF'P, ver van Beek et al. 1981) que, a partir de la asunción de un es pectro de fulguración, predice el contaje que medirla el HXIS en cada una de las seis bandas de energía.
Figura 4: Variación teiporal de la teaperatura, aedida de aaisión y energía téraica deducida de las bandas de aenor energía del HXIS.
La energía térmica se obtiene de la siguiente expre sión:
(1)
260 Bol.Asoc.Arg. de Astr. donde hemos supuesto que,la distancia entre los extremos es 17 7 L = 18UUU km (2b") y la sección es o = 3,4 lu cm" (1 pi- xel¿). Para completar la imagen de la fulguración calculamos los parámetros físicos de ambos extremos- Los resultados es tán listados en la Tabla I. La única estimación posible que pudimos hacer sobre-: el volumen de los extremos es V al rede dor de (1 pixel)’”' = 10J'^ cm'J.
TABLA I
Parámetros físicos derivados del HXIS
t tl ta nea tb heb
TU 10^K 10*K 1048 c.-3 106k 1048 c.-3
16:59:03 15.27 13.9 0.676 10"1 21.9 0.214 10"2 16:59:45 19.03 20.1 0.404 10"1 21.9 0.234 10'2 17:00:31 26.54 21.1 0.867 10"1 25.6 0.916 10'2 17:01:16 32.35 18.5 0.276 24.4 0.422 10'1 17:02:03 30.26 22.8 0.359 25.4 0.105 17:02:50 24.82 21.6 0.685 20.3 0.234 17:03:36 23.64 19.0 1.153 21.6 0.207 17:04:22 21.52 18.3 1.335 20.1 0.229 17:05:10 19.15 16.2 1.351 17.7 0.228 17:05:56 15.95 14.4 1.451 13.4 0.285 17:06:43 13.16 13.0 1.056 14.2 0.160 17:07:30 12.32 11.2 1.025 12.7 0.125 17:08:13 10.54 9.4 1.188 11.4 0.104
Bol.Asoc.Arg. de Astr 261 Con estos datos evaluamos el contenido de energía térmi ca en los extremos obteniendo para el extrema B valores un orden de magnitud menor que los correspondientes a toda la ■fulguración .Para A obtuvimos sólo la mitad de la energía térmica total pero cr eemos que sobre el pixel correspondí en te al extremo A hay contribución de la emisión del plasma del loop. Debido a los valores relativamente? pequeños de los ex tremos, tomamos como dato dce la energía térmica del loop la calculada para toda el área de la -fulguración. Como la temperatura y medida de emisión son valores pro mediados sobre toda la fulguración, para tener una mejor es timación de estos p¿*rémetros cor respond i entes al loop, consi deramos solamente los pixeles de la parte superior del mis mo. Estamos, entonces, en condiciones de evaluar la energía inyectada en el loop a partir de la siguiente expresión:
(2 )
La tasa de enfriamiento conductivo se obtiene de:
(3)
donde hemos e?stado tomando como longitud carácter í st i ca la mitad del loop, T es la temperatura del loop y A T es la di ferencia entre las temperaturas del loop y de los extremos. La tasa de enfriamiento radiativo se puede expresar como: PR = ME 262 Bol,Asoc.Arg. de Astr En la Tabla II aparecen valares promedias de Ej_£r y de p£. En p£ hemos sumado las pérdidas correspondientes a ambos extremos. Los valores de Pp no han sido incluidos en la ta bla ya que para las temperaturas y medidas de emisión calcu ladas resultan un orden de? magnitud menor que las otras» pér didas de energía. TABLA II Valores de energía tériica y variaciones de energía conductiva y de entalpia. t EU r pc PEN TU 1029 erg 1027 erg 5 * 10 erg i 16:58:20 0.642 16:59:03 0.791 16:59:45 0.970 17:00:31 1.632 9.56 17:01:16 2.364 53.60 6.22 17:02:03 3.629 25.91 12.33 17:02:50 4.632 9.80 13.67 17:03:36 5.264 7.55 12.03 17:04:22 5.511 4.10 12.26 17:05:10 5.151 2.93 5.12 17:05:56 4.536 1.72 17:06:43 3.7B0 El contenido de? energía del plasma de -fulguración dismi^ nuye durante la -fase de decaimiento, después de las 17:05 TU a una tasa comparable a la del enfriamiento condutivo. La ganancia neta de energía térmica para el período del pico impulsivo es ~ 2.9 lu*" erg. Teniendo en cuenta las pérdidas de energía por conduc ho ción obtenemos una energía inyectada total de 4.8 lO'"1 erg. Las pérdidas de energía por conducción fueron calculadas su poniendo la teoría de conducción de calor clásica. Esto es válido cuando el camino libre medio del electrón (1) es Bol.Asoc.Arg. de Astr. 263 mucho menor qu© la longitud del gradiente de temperatura ^ _n (L) . Schvtrts et al. (1981) mostraran que para 1/L = 10 el ■flujo de calor se reduce aproximadamente la mitad del valor predicho por la teoría clásica. De acuerdo a Duijveman <1983), el camino libre medio del electrón está dado por: (5) Con T = 24 ÍO^K y n = 3.7 1 0 ^ cm se obtiene para el g loop, 1 ■ 10 cm, entonces 1/L » 0.056. Aplicando los -facto res de corrección dados por Campbell (1983) para este valor de 1/L tenemos: F £ U-5 ^clás. y la energía total inyectada resulta 2.6 10o<^ erg. La emisión de Ca XIX, observada por el BCS muestra, du rante la -fase de subida, un ensanchamiento de la linea y una componente corrida hacia el azul. La componente corrida ha cia el azul -fue observada a partir de las 17:01:30+30" TU con una velocidad de 250 km/s. Fue observada hasta las 17:04:35+30" TU en que la velocidad habi¿* caído a 170 km/s. Este corrimiento al azul visto en Ca XIX observada en la primera -fase de la evolución de la -fulguración puede ser interpretado como un proceso de evaporación cromos-f ér i ca (An tonucci et al. 1982, McNeice et al. 1985). La energía inyectada en el loop por el plasma que sube desde la cromós-fera consta de? dos términos: la entalpia *PEN* y energía cinética (P^,). PEN * 5kn' T ' v ' (7) k * (1/2 m n ' v '*)v ' o ( 8 ) donde todas las cantidades primadas se refieren a los paráme tros de los extremos. 264 Bol.Asoc.Arg. de Astr Los valores de Pp|\j están tabulados en la Tabla II donde hemos considerado la entalpia transportada por ambos extre mos . Estimaciones de la presión en la parte superior y los extremos del loop satisfacen los requerimientos hidrodinámi cos ya que durante? la emisión de rayos X duros, la presión en los extremos es mayor que en el tope del loop. La energía cinética P^, no fue tabulada debido a que resulta órdenes de magnitud menor que PpN . El contenida de energía transportada hacia el loop a través de la entalpia y que contribuye a aumentar su energía térmica es - 2-1 lO"^ erg- Restando esta entalpia a la energía total inyectada calculada anteriormente mediante la ecuación (2) obtenemos un exceso de energía de 5 l u -*” erg. Emisión de rayos X duros Con la temperatura deducida de? ajustar los contajes en las bandas de baja energía se obtiene? un exceso en las ban das de alta energía. Este exceso -fue calculado con el CRPP. Suponiendo que estos contajes adicionales en alta ener gía (16—30 keV) pueden ser ajustados por una ley de poten cias, estimamos el índice espectral y de la radiación X du ra. Los valores obtenidos son sistemáticamente menores que los calculados a partir de los datos de HXRBS (MacNeice et al. 1985). Con un programa de computadora elaborado por Machado et al. (1985), calculamos la distribución de rayos X duros y la deposición de energía en el loop teniendo en cuenta la Ínter acción de electrones acelerados con blancos delgado y grue so; tomando, tanto para el haz: como para el plasma ambiente, parámetros adecuados para la -fulguración. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 265 De los resultados de rayos X blandos encontramos que la densidad en el loop durante la -fase impulsiva es n -• 10* Fmá 0.5 v0 o. n (9) donde ve = (kT/me )1/2 Para estimar Fm^v utilizamos los parámetros deducidos de rayos X blandos del HXIS. Obtuvimos Fmáx 2 1036 s 1 Es te resultado indica que todos los valores de la Tabla III co rrespondi entes a F(10) y F(15) impl ican corrientes de retor no inestables. Para el contenido de electrones dentro del loop obtuvimos nV = 1 0 /7, lo que indica nuevamente la incom patibilidad de los parámetros de blanco grueso obtenidos con EQ < 15 keV. 266 Bol.Asoc.Arg. de Astr TABLA III Nú«ero total de electrones acelerados para distintos Índices espectrales y energías de corte. FI10) F (15) F (201 6.0 i.57 1017 5.77 1034 1.03 1034 6.5 1.05 103fl 7.50 1034 1.14 1034 7.0 1.45 1038 9.63 1034 1.29 1034 Tuvimos en cuenta la deposición de energía y el calenta miento a lo larga del loop de la -fulguración debido al pasa je de electrones aceleradas resolviendo la siguiente ecua ción de balance de energía: (10) donde P (A N, t) es la tasa de energía depositada a lo largo de la región calentada con densidad de columna N y es el -flujo de calor saturada dado por 1/4 nmv"'. Calculamos la tem peratura de eguilibrio T cuando el miembro derecho de la ecuación (10) se? anula Teq F (AN" te q ) \ (11) i 1.34 10' 11 o n / La ecuación (10) es válida mientras la escala de tiempo de calentamiento es menor que el tiempo de respuesta hidrodi námico: T h = A z/vs , donde vs es la velocidad del sonido. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 267 El comportamiento temporal de la temperatura como solu ción de la ecuación (10) está dado por: donde A = T/T 6u| , K es la constante de integración y D = 4.14 10“16 T 0noAZ/P(AN,t> (13) La temperatura alcanza asintóticamente el valor de equ librio Teq para t = 00 , nosotras de-finimos t0q cuando A = 0.9. En la Tabla IV aparecen un conjunto de patencias deposi tadas a lo largo del loop dee la fulguración, los valo res de T y las correspondientes intensidades de brem- strahlung térmico a 19 keV para varios colores de EQ y Y . TABLA IV Parámetros del loop calculados para distintos Índices espectrales y energías de corte. Y E° P Teq 1(19 keV) keV erg 5 * 10 K ce”2s 1keV 6.0 15 1.1 10nS 24.4 0.37 20 1.4 ÍOÍÍ 6.2 t 25 2.9 10¿6 2.2 » 6.5 15 1.4 10n? 2B.7 0.63 20 1.6 10ÍÍ 6.7 t 25 2.4 \0¿b 1.9 t 7.0 15 l.B I O S 33.9 1.0 20 1.8 10ÍÍ 7.3 » 25 3.0 10¿6 2.2 t t Estos paráaetros no se incluyen porque son despreciables. Suponiendo que la aceleración de partículas ocurre du rante la emisión de rayos X duros, tomamos At = 2 min. que es el FWHM del pico de HXRBS en el rango 25 — 58 keV. 268 8cjl.Asoc.Arg. de Astr. CONCLUSIONES Analizando la Tabla IV, vemos que Tpc^ es del orden de las t: emper a tu r a s ti e 1 1 oop , o b t. e n i d a s ti e 1 c o c: i e n t e (de los con tajes en rayos X blandas, para EQ * 15 keV y cualquier Y .Sin embargo, las energías depositadas en el loop, para estos casos, se encuentran entre 1.4 y 2.2 10°^ erg que son casi un orden de? magnitud mayor que la energía neta inyecta da que habíamos calculado anteriormente resolviendo la ecua- ción de balance de? energía (5 lO*“ erg). La energía de corte igual a 15 keV es excluida debido a que, como se mencionó an tes, implica corriente de retorna inestable. Para cualquier y y E (_} = 20 keV, aún cuando la energía depositada en el loop es consistente con la energía net.a in yectada, T e> es m u y p e q u e Fí a p a r" a e x p 1 i c a r e 1 c a I e n t a mi e n t o del 1 oop por un pi oc:es o de b 3. anco qr ueso e?y, c: 1 u c;»i vamente. Pa— ra Eq = 25 keV la situación es aún peor ya que? Te^ es menor que en el caso anterior. A partir de estas consi der ac: i ones deducimos que los electrones acelerados, en su pasaje a través del loop, no ca 1 i entan el plasma a las temperaturas calculadas de la emi sión de rayos X. Consecuentemente, de nuestro análisis con cluimos que, con los parámetros razonables utilizados en el cálculo del proceso de bremsstrahl unq no-térmico, es imposi ble suponer que la emisión de rayos X en el rango 10—30 keV es debida a mecanismos de blanco grueso. La emisión de rayos X duros en el extremo B hace necesaria la existencia de eiec t ron es acelerados aunque? esta energía liberada debe ser una pequera fracción de la energía total liberada en la fase im pulsiva de la fulguración. El proceso más importante en el calentamiento del plasma del loop podría ser, entonces, la conducción térmica proveniente de fuentes a alta temperatura situadas sobre el extrema A. Bol.Asoc.Arg. de Asir. 269 Estas regiones calientes ya han sido observadas por Hoyng et al-, 19E31; Duijveman, 1983; Machado et al-, 1982 y Machado, 1983. Esta descripción es consistente con las observaciones de rayos X duros ya que, como se muestra en la Figura 2, la región de emisión más intensa está localizada en el extremo A- Como conclusión, para explicar las observaciones, son ne cesarios ambos procesos; la aceleración de partículas y el ■fuerte calentamiento en regiones localizadas. REFERENCIAS Acton, L.W. et al- 1980, Solar F’hys. 65, 5. Antonucci, E-; Gabriel, A„H. ; Acton, L.W.; Culhane, J.L.; Doyie, J.G.; Leibacher, J.W.; Machado, M.E.; Grwig, L.E. y Rapley, C-G- 1982, Solar F'hys. 78, 107. Campbell, P.M. 1984, F'hys. Rev. A30, 365. Duijveman, A. 1983, Solar F'hys. 84, 189. Hoyng, F'. ; Duijveman, A.; Machado, M.E.; Rust, D.M.; Svestka, Z.; Boelee, A.; de Jager, C.; Frost, K.J.; La-fleur, H. ; Simnett, G.M. ; van Beek , H.F. y Woodgate, B.E. 1981, Astrophys. J. Letters 246, L155. MacNeice, P.; Pallavicini, R.; Masón, H.E.; Simnett, G.M.; Antonucci, E.; Shine, R.A., Rust, D.M.; Jordán, C.; Dennis, B.R. 1985, preprint. Machado, M.E. 1983, Solar F'hys. 89, 133. Machado, M.E.; Duijveman, A. y Dennis, B.R. 1982, Solar F'hys. 79, 85. Machado, M.E.; Rovira, M.G. y Sneibrun, C.V. 1985, Solar F'hys. (en prensa). Qrwig, L.E.; Frost, K.J. y Dennis, B.R. 1980, Solar F'hys. 65, 25. 270 Bol.Asoc.Arg. de Astr Raymond, J.C.; Cox, D.P. y Smith, B.W. 1976, Astrophys. J. 204, 290. Shvarts, D ; Delettrez , J.; McCrory, R.L. y Verdón, C.F'. 1981, Phys. Rev. Leetters 47, 247. Van Beek, . F. ; Hoyng, P. ; Lafleur, H. y Simnett., G.M. 1980 Solar Phys. 65, 39. Van Beek, -F.; de Jager, C. ; Fryer, R. ; Sczhadee, A. ; Svestka, et al. 1981, Astrophys. J. Letters 244, L157. Bol.Asoc.Arg. de Astr 271 DISCOS DE ACRECION Y TEORIAS METRICAS DE GRAVITACION Carlos O. Loustó FCA8LP, IAFE RESUMEN: La luminosidad de un disczo de aeración alrededor de un objeto compacto está dada por: L= (1 --E (r ) ) c "’dM/dt, donde dM/dt es la masa por unidad de tiempo que entra al disco y E(r ) es la energía en la última órbita circular estable? vis ta desde el in-finito dividido, la energía en reposo. Se cal cula esta energía y la -frecuencia máxima vista desde el in-fi ni to v m usando la métrica estática con simetría esférica más general. Luego se usan las -fórmulas obtenidas para hacer cálculos con métricas particulares, distintas de la de SchwarzschiId, para ver como varían E(rQ) y v m con la teo ría de gravitación utilizada. I. INTRODUCCION El modelo más conocido para -fuentes galácticas de rayos X duros en el sistema estelar binario -formado por una Becario del Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas de la República Argentina. 272 Bol.Asoc.Arg. de Astr estrella normal trans-f i r i endo materia a su compañera, que es un objeto compacto. Esta matearía cayendo en órbitas cuasi circulares -formará un disco de acrecí ón que será el que emi tirá los rayos X observados. Eli gas tendrá órbitas cuasi cir culares pues cualquier componente elíptica seria rápidamente amortiguada por el gas en órbitas cercanas. El gas adquirirá una pequeña velocidad hacia el objeto compacto debido a la acción de los torques por viscosidad que transfieren energía y momento angular desde dentro hacia a-fuera del disco. La -fricción por viscosidad generará calor, el cual será radiado a través de las caras del disco. La energía es pro porcionada por la pérdida de la energía total del gas al caer a lo largo del disseo hasta la última órbita circular estable, después de lo cual el gas caerá casi sin radiar (Stroeger 1980). Utilizando la métrica de Schwarzschi1d (ver Bardeen 1972 para la métrica de Kerr también) la última órbita circu lar estable tiene una coordenada r0 :"6m donde m = GM/c" y M es la masa de la -fuente. En este rQ la energía en el in-fini to por energía en reposo es E(r0) = /&/9. Si tomamos E=1 en el radio externo del disco y un -flujo estacionario de ma teria (o su promedia temporal) la luminosidad total del dis co de acreción será: L= (1-E (rQ) ) c^ dM/dt. (1) con dM/dt la masa por unidad de tiempo que entra al disco. O La ecuación (1) se obtiene del hecho que c-^ dM/dt es la energía por unidad de tiempo que entra al disco y (l-E(rQ)) es la eficiencia para transformar esta energía en calor por la acción de la viscosidad. Luego este calor es radiado por las caras del disco. La estructura de los discos de acreción ha sido estu diada con la teoría Newtoniana (Shakura & Sunyaev 1973) Bol.Asoc.Arg. de Astr. 273 y con Relatividad General (Novikov & Thorne 1973). Para sa- ber más sobre discos de acreción se pueden ver los reviews (Pr i ng1e 1981 y Ver bunt 1982) - II. SOLUCION AL PROBLEMA CON SIMETRIA ESFERICA $ Puede? probarse que la métrica estática con simetría es férica más general puede ponerse como (Misner et. al., p. 594) : ds"' = B (r) c^dt*'" — A (r) dr^" - H(r)dw j:" con d - d0J“ + sen" ( 0 ) d^"“ Aún tenemos la 1ibertad de transformar la coordenada r O para elegir la función H(r) (por ejemplo H(r) = -r^ en coor denadas de SchwarzschiId). r-v r-j Del principio variacional 6 /(ds/d A) J'd =■■ 0 pueden de ducirse las ecuaciones de movimiento (geodésicas) que nos conducen a las siguientes ecuaciones de conservación (con 0 = II /2) : E<(r)dt/dA = E (la) H (r ) d con E2/B-J2/H+l |/a E y J son las consitantes cié movimiento asociadas a la energía y momento angular en e?l infinito. En un órbita circular dr/dA= O, si queremos que ésta sea estable debe ser ug mínimo (Misner et al. 1973, Box 25.6). En una teoría métrica cié gravitación habrá entonces una última órbita circular estable de radio r car ¿*c ter i z ada por: 274 Bol.Asoc.Arg. de Astr - Ve-F(ro> d^e-í /dr u d^V^/dr^ir - O Partiendo de estas ecuaciones podemos hallar E y J en •función de los coe-f i ci entes de la métr i ca y sus der i vadas evaluados en rQ s E2 = -B2H ' / C'BH '-B 'H ' ) (2a) (BH'-B'H) (2b) con ' ~ d /dr Ecuaciones válidas para toda órbita circular. El radio r se obtiene de resolver la siguiente ecua ción al gebr a i c: a s H 'H(.B"B+2(B')2 )+BB' (H"H-2(H')2 )= 0 (2c) Obsérvese? que ninguno de los resultados depende del coe -ficiente A(r) de la métrica. Es interesante? estudiar también la máxima -frecuencia or bital observada desde el in-finito v , pues fue propuesta medirla como test de gravitación (Novikov & Thorne 1973). v = d<í>/dt = JB/ (HE) = ^ B ' /H ' ( :.) donde hemos utilizado las ecuaciones (1) y (2). III- CALCULOS PARIICULARES Después de especificar los coe-f i c i entes Bír) y H(r) de la métrica se debe resolver la ecuación (2c.) para hallar rQ , luego se reemplaza en (2a) y (3) para hallar E(rQ ) y v (rQ ) = v m que son los datos directamente conectados con la abser vación. Procediendo asi para varias métricas soluciones de otras teorías de gravitación, hallamos: Bol.Asoc.Arg. de Astr. 275 1) Teorías Escal are?s~tensor i al es: Tienen como solución la mé trica de Schwar z rae h i Id (W i 11 1981 , p . 265) . ds*" ~ - ( l~2m/r ) c^'dt.‘"H- (l--2m/r ) * dr^+r^'du) Se hallan entonces los mismos resultadas que en Relati vidad General: rQ = 6m , E(rQ)== /q 79 , v(rQ ) - v RG=; (6v/6m)“1=2. 103 (MQ/M) seg"1. 2) Teoría de Gauqe (Chang & Johnson 1980): ds¿ ~ — EXP (-2m/r ) c ^dt.*“+EXP (2m/r ) [dr ^H-r j:"+dw rQ = <3+/5)m , vRG/V(ro ) = i-074 AL/L - (L-Lr g )/Lrg= -4.2"/. (usando L r- (1— E (rp ) ) c^dM/dt) . Estos resultados son idénticos a los que se obtendrían con la teoría de Rosen (Will 1901, p. 266) en la aproxima ción M ./M - y - 1. A 3) Teoría de Lightman-Lee (Bardeen et al. 1979, p. 105): ds‘t"= — |^( l-u/2) -“/ ( l-H.i/2) |c:*"dt"“ + [( l-u/2)¿/ (1 — 1.5u)2J(dr2+r2dw2) con u = m/r r Q = 7.2975m , AL/L == -247. , v RG /v(r0)== 1.63 Uno podría pensar que estos resultados cercanos a los de Relatividad General se deben al uso de métricas que 276 Bol.Asoc.Arg. de Astr tienen el mismo límite F'ost. Newtoniano que el de la Schwarz- schild, pera el siguiente ejemplo muestra que este razona miento no es correcto. 4) Tomemos la siguiente métrica B (r ) =-- (1 -2m/r •+• fi(m/r)°) y H(r)=-r":" .A. Será un parámetro que medirá desviaciones a par tir de la métrica de Schwarzschild. La ecuación (2c) puede ponerse cornos Mientras que L a s o 1 u c i ó n n u m é r i c: a cié e sí t a s e c: la a c: i on e s se re p r e s e n t a en las -figuras 1 y 2. IV. CONCLUSIONES Los resultados de este trabajo deben tomarse en cuenta en la astronomía observad onal cuando se utiliza la ecuación L = (1- E (rQ))c‘‘"dM/dt para hallar dM/dt a partir de L y el E(rQ ) de Relatividad General. Aunque la teoría de Einstein ha pasado con éxito todos los tests de campo débil (P-P-N), na lo ha hecho en el caso cuando el campo es intenso. Un pa rámetro como el u , sobre el cual no hay restricciones expe rimentales, con un valor cercano a 2.2, produce una luminosi dad siete? veces mayor y un periodo mínimo de un tercio campa rado con los valores de Relatividad General . Por otro lado, si pudiéramos medir dM/dt o la máxima ■frecuencia vm tendríamos un test para gravitación en el ré gimen de campo intenso. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 277 800 P(A^6R Figura 2: Se auestra el período orbital aíniao para una órbita circular en función del paráaetro . Para ft=2.2 existe un aíniao de casi un tercio del valor de Relatividad General. 2 7 8 Bal . Asscjc:. Ar g - de Ast.r . AGRADECIMIENTOS Deseo agradecer a los Pro-fesores M.A. Castagnino y H. V u c. e t i c h p a r s la s lá 11 1 e s c: o n s e j o s s o bre este tema. También quisiera agradecer a .los señores N. Cor r i oís y R. La-fon por su ayuda en la preparación de los gráficas y el material -fo- tográ-f i co. REFERENCIAS 1. Bardeen, J.M. et al. 1972, Astrophys.J. 178, 347. 2. Chang, D.B. & Johnson, H„H. 1980, Phys. Rev. 210 N° 4, 874 „ 3. Lightman, A.P. et al. 1979, "Problem book in reiativity an d g r a v i t a t. ion" , Pr i n c e t on U . P. , Pr i n c: e t on . 4. Misner. C.W. et. al. 1973, "Gravi tatian" , W.H. Freeman ?< Co., San Francisco. 5. Novikov, I.D. Thorne, K.S. 1973, “Black Hole Astrophysies" in "Black Moles", Les Houches, C. DeWitt 2/. B. DeWitt eds. , Gordon & Brt?ach , New York, p. 343. 6. Pr ingle, J.P. 1981, Ann. Rev. o-f As t ron. Astr. 19, 137. 7. Shakura, N.I. & Sunyaev. 1973, Astron. Astroph. 24, 337. 8. Stroeger, W.R. 1980, Astroph.J. 235, 216. 9. Verbunt, F. 1982, Sp. Sei. Rev. 32, 379. 10. Wi 11 , C.M. 1981, "Theory and experiment j. n gravi tational Physicis", Cambridge U.P., Cambridge. Bol . Asoc:. Arg . de Astr . 279 Com ú n i czac i ón ESTUDIO HIDRODINAMICO DE ATMOSFERAS ESTELARES II A. Costét*, J. IVL Fon tenia** y A, El. Ringuelet** * IAFE tt IAFE, FCAGLP y CONICET En este trabajo se? estudian las frecuencias propias de oscilación de la atmósfera de una est reí la pulsante, la in teracción de los distintos modos de? oscilación y las limita ciones que la atmósfera impone? a la pulsación. 280 Bol . Asoc . Arg . de? Astr. Comúni caei ón PERTURBACIONES A PRIMER ORDEN EN LA SOLUCION FORMAL DE LAS ECUACIONES DE TRANSPORTE RADIATIVO A.F. Hernaiz y J.M. Fontenla IAFE En este trabajo se? exponen modificaciones al método d e sarrollado por Fontenla par ¿a la resolución simultánea de las ecuac :l ones de tr anspor te r ad i at i vo y eq u i 1 i br i o est ad i st i c:o. Mediante dichas modificaciones se lleva al método al tipo de Newton-Raphson generalizado, hecho que mejoraría las condi ciones de convergencia, particularmente en los casos de gran des espesores Ópticos- Bol .Asoc.Arg. de Astr 281 Camuni cación CARACTERISTICAS DE LA LIBERACION DE ENERGIA EN UNA FULGURACION, DETERMINADAS DE OBSERVACIONES EN RAYOS X Y EN RADIO. A.M. Hernández * ’ *, M.E. Machado*" ’+, N. Vilmer"' y G. Trotted"' 1 IAFE 2 SPACE SCIENCE LABORATDRY 3 DASOP Usando los datos de rayos X (3.5-30 keV) del Hard X-ray Imagino Spec:trometer (HXIS3) del satélite Solar Máximum Mis- sion (SMM), se han estudiado los aspectos morfológicos y la evolución temporal de tres -fulguraciones solares de importan cia del 29 de junio de 1980- Los eventos se> produjeron a las 02:35, 10:40 y 18:22 TU, en el mismo complejo activo que com prende las regiones activas NÜAA 2522 y 2530. Uno de los eventos, e?l de las 10:40 TU, -fue anal íz ado en detalle, inclu yendo el estudio del flujo total de rayos X duros (>30 keV) del Hard X-ray Burst. SBpecitr ometer (HXRBS) del SMM y los da tos en longitud de onda métrica del radioheliografo de Nan- cay. « Niembro de la Carrera del Investigador del CONICET * Dirección permanente: Observatorio de Física Cósaica, CNIE, San Higuel. 282 BcsI.Asac.Arg. de Astr. Se realisó un análisis espectral de los datos de rayos X blandos (3.5-11.5 keV) del HXIS para determinar los paráme tros del plasma en cada una de las áreas diferenciadas de ca da fulguración. Se analizaron las carácter isti cas espaciales y temporales de los datos de ondas métricas en conjunto con la emisión de rayos X. Los parámetros del espectro de las partículas aceleradas inyectadas en la zona de la fulgura ción se dedujeron a partir de los datos de rayos X duros 0 3 0 keV) del HXRBS. Demostramos que: a) Las fulguraciones se producen duran te la interacción de al meónos dos estructuras magnéticas di- ferenci adas. b / Existe una fase de fuerte pre-cal en tamienta (< 2 minutos antes que el burst de rayos X duros) durante? el cual ha\y bajo nivel de aceleración de partículas, quizá acompasado por un fuerte calentamiento en la región de interacción magnética. c) La fase impulsiva de liberación im portante de energía está asociada con fuerte aceleración y cal entamiento. d) La región de liberación de energia, presumiblemente un conglomerado de hojas de corriente, debe incluir un volumen extendido como para permitir el acceso in mediata de las partículas aceleradas a diferentes líneas de campo magnético. Bol.Asoc.Ar g. de Astr. 283 Comúni cae i ón CALCULO DE LAS INTENSIDADES DE LA LINEA DE BALMER, PASCHEN Y BRACKETT PARA LAS PROTUBERANCIAS QUIESCENTES M.G., Revira* y J«M.. Fontenla* IftFE Con e 1 objeto de ca1cu1ar 1 as i ntens i dades de las li neas de las series de Bal mer, Paschen y Brackett en protube- rancias solares se resol vierejn las ecuaciones de equi1 i br i o estadístico para un átomo de hidrógeno dea 20 ni ve les más con t i nuo. A partir de? Jos valores de temperatura, ionización y las poblaciones de? los tres primeros niveles de los modelos de protuberancias deducidos en un trabajo anterior, se cal cu laron las poblaciones de los 20 niveles y las intensidades integradas de las lineas correspondientes a las tres series antes mencionadas,. El método también fue aplicado a los mode los teóricos de Heasley y Ni halas. Como las lineas de la serie de Lymun son ópticamente gruesas, trabajamos con dos opciones: a) suponiendo balance radiati vo detallado e?n esas líneas y b) multiplicando los coeficientes radiativos correspondientes por una función in— tegro-exponencial (EI2) que depende de la profundidad óptica de la línea en el centro de la protuberancia. « Hietbros de la Carrera del Investigador Científico del C0N1CET 284 Bol .. Asoc . Arg. de Astr Se compararon los resultados de distintos modelos con el objeta de evaluar la influencia en el espectro de la pre sión, la temperatura cinética, el coeficiente de conducción t é r m i c. a y la ve I o c. i d a (i d e t u r b u 1 e r \ c i a. Las intensidades integradas de las lineas de la serie de Balmer se compararon can datas observad anal es notándose una clara diferencia entre protuberancias quiescent.es y acti vas. De este estudio concluimos que solamente la^ lineas pro venientes de los niveles más bajos, hasta n-8-10 nos pueden dar información sobre los parámetros -físicos que caracteri zan las protuberancias solares ya que los últimos miembros de las series dependen -fundamentalmente de propiedades ató micas pues para las niveles involucrados, los apartamientos del equilibrio ter modi námi c:o local son prácticamente nulos. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 285 * Comúni cae i ón EFECTO DE UN CAMPO MAGNETICO EN LA DISTRIBUCION DE LA PRESION EN UNA ATMOSFERA ESTELAR M.E. Iglesias* y A.E. Ringuelet** * I AFE ** IAFE, FCAGLP y CONICET Se soluciona J. a ecuación de equilibrio h i drost át i co con eider ando presión de? radiación y presión magnética. Se discu ten las tamil i ¿as de soluciones. 286 Bol.Asoc.Arg. de Astr. Comunicación COEFICIENTES DE TRANSPORTE EN ASTROFISICA J„M. Fontenla IAFE Se exponen aquí los primeros resultados obtenidos para los coeficientes de transporte (conductividades térmica y eléctrica y otros) en condiciones típicas en astrotisica. Bol -Asoc-Arg. de Astr. 287 288 Bol - Asoc:. Arg - de Astr . ASTRÜMETRIA B o l. A so c- Ar q de A str. 289 290 Bol . Asoc . Ar g. de Ast.r . REGISTRO AUTOMATICO DEL TIEMPO DE PASAJE EN EL CIRCULO MERIDIANO REPSOLD CON UN MICROCOMPUTADOR 1 G Carrasco Coyol a* y N Haddad^ 1 DAUC 2 Alumno menorista del Departamento de Electricidad de la Universidad de Chile. Actualmente en el Observatorio Europeo Austral RESUMEN: En el se?qu.ndo semcístre de 1984 se comenzó la cons trucción de un cronómetro electrónico (en linea con un mi ero computad o r ) d e s t i n a d o a r e g i s t r a r , e n i o r m a t a talment e a u t o -- mática, el tiempo de pasaje de un astro por el meridiano. En los primeros di as de julio de 1985 se empezó a utilizar este nuevo cronómetro en el Circulo Meridiano Repsold de Cerro Ca 1 án. Con respecto al cronógrafo francés marca RCT, se? han re gistrado diferencias máximas dee hasta O-’OOló en un periodo de 5 horas» El tiempo de pasaje se registra en un diskette,, Se p r e s e? n t a n e? 1 d i a g r a m a el e f 1. u j o , 1 o s c: i r c u 1 t o s e? 1 e c: t. r ó n i - cos y el sof twar e correspondi ente» E1 di serjo , hardwar e y software de es»te cronómetro ha sido realizado en e?l Departa mento de Astronomía ele la Universidad de? Chile, gracias a los Grants obtenidos del Fondo Nacional de Desarrolla Cienti tico y Tecnológico (FONDECYT). Trabajo financiado con los proyectos N° 1230/83, 1148/84 y 1125/85 del Fondo Nacional de Desarrollo Científico y Tecnológico (FONDECYT). Bal.Asoc.Arg« de Astr. 291 I . INTRODUCCION La modernización del Circulo Meridiano Repsold, -fabrica d o e n 19 3.0 , e mpezó a p 1 a n i í i c: a r s e e n 19 B 3 c: o m o una necesidad imperiosa para agilizar la obtención de los resultados de las observacianes y poder participar €?n programas Ínter nació nales, por- ejemplos ¿a) reabservar las estrellas de los pro gramas Southern Re-ference Stars (BRS) , ahora parte del Inter national Re-ference Star Programs (IRS), y Bright Stars 292 Bol . Asoc .. Arg . de Astr observaciones en ascensión recta,. En la actualidad se está trabajando en el software correspondí ente para real izar en el mi croeomputador toda la reduce ión de la observación y ob- t e n e r .1 o s v a 1 o r e s (0 - ■ C) e n a s c e n s i ó n r e c t a. La aprobación por FGNDECYT del proyecto de investiga- ción IM° 1152/8 ti nos ha permitido continuar con la segunda parte del proyecto de modernización, que es el gu.iaje automá tico. 2. NUEVO SISTEMA DE CONTACTOS Cualquier modernización en ascensión recta implicaba el cambio del tambor y del sistema de contactos- En 1962 se reemplazó el sistema Eepsold por un sistema de contactos de tipo telegráfico que estuvo en uso hasta Diciembre de 1984. El sistema de tipo telegráfico adolece de ciertos pro blemas, causadas por la humedad del aire, las partículas de polvo en suspensión e inclusa el aliento del observador, que producen contactos espúreos o simplemente la ausencia de la señal; además, debido al desgaste por roce, de una pieza de plástico, era necesario determinar el largo del contacto por lo menos c a d a sei s m es e s. E s n e c: e s a r i o t e n e r un s i s t e m a (je contactos confiable que no adolezca, de estos problemas para a u t o m a tizar la ob t enc i ó n de1 t i emp o de p a s aje. F:’ar a reemp 1 ¿\z ar e 1 si stema de contactos te 1 egráficos, se escog i. ó un sist ema op t oe 1 ec t r ón i c: o , que c ons i. st. e b ás i c a — mente en un tambor de aluminio de 5.0 cm de diámetro con una ranura de 0-6 mm de abertura en 5 de los 6 vértices de un he xágono regular; estas ranuras son detectadas mediante un op- tosensar, modelo TIL .138, que consiste en un fotodiodo y un f ototransistor- La Figura 1 muestra el circuito utilizado para detectar el paso de la ranura y enviar la serial a la tarjeta cronóme tro. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 293 FIGURA 1. CIRCUITO SISTEMA DE CONTACTOS-SEÑAL HACIA LA TARJETA CRONOMETRO. (I) FUENTE DE 5 V DEL TELESCOPIO. (2) FUENTE DE 5 V DE LA TAR JETA CRONOMETRO. Como se puede apreciar en .la Figura 1, se decidió uti lizar* -fuentes de tensión separadas para las circuitos monta das en el telescopio y los circuitos de la tarjeta cronóme tro; esto significa que a la llegada de la señal a la tarje ta cronómetro hay que colocar un optoaislador (2N26)- El he cho de colocar un optoaislador a la llegada de la tarjeta me jora la inmunidad al ruido debido a la característica dife rencial del -fot odiodo» 3. HARDWARE Gracias al avanzado estado de la tecnología de los circuitos integrados ha sido posible diseñar y construir un cronómetro digital (tarjeta cronómetro) de 18.0 c.m de largo por 12.3 crn de ¿Ancho, alimentado por las -frecuencias de 10 KHz y de 1 Hz provenientes del Servicio Horario del übserva- torio. El montaje y calibración del cronómetro digital se realizó en el Laboratorio de Electrónica del Departamento. El diagrama general (de bloque) del sistema Telescopio- Cronómetro—Microcomputador está dado en la Figura 2. 294 Bol . Asoc:. Arg . de Astr . FIGURA 2. DIAGRAMA GENERAL. La Figura 3 muestra el diagrama del cronómetro digital, c i.i y o s c o m p o n e n t es y -f u n c. i. o n ai i e n t o n : CONTADORES. Está compuesto de un bloque de 8 cortadores al imentada s p o r u n r e 1 a. j d e 10 K H z Al i n :i. c i o d e 1 a o b s e r v a - c i ón el b 1 oque c.ie c.:on tr o 1 de oper ac i ón de 1 si s tema se er"ic.ar - g d e p a n e r 1 o s e n c e r a „ LATON. Consiste en un bloque? de 4 latch de 8 bits cada uno que al llegar la serial latch desde el bloque de "sincro nismo" , al alacena la cuenta existente (en ese instante) en el h 1 a q u e de c: a n t a el o r e? s. GINCRÜNIBMÜ. E.s e 1 c i r c ui t o que s i nc. r on i z a 1 a 11 eq ad & del con t acto d e s d e e 1 o p t o s e n sí o r c o n e 1 i ncreme i-i t o en 1 a cuenta cié los contadores, de modo de evitar que el bloque de latch trate cié almacenar la cuenta de-? los cantadores en el momento en que están sufriendo una transición de estado (in- c: r e m e n t a n d o s u c_: u. e n t a) - I)E T E0T0E DE ERRORES . Es un c.: i r c ui t o sen s o r que a t r avé s cié 3 bits de status seríala si existen problemas en la recep ción de 1 asi seriales de .1.0 KHz y 1 Hz . Además, serial a error si el mi c:r ocomputador demora más cié 0 Í 0 0 0 1 en i r a leer la cuenta de los latch luego de detectado un contacto. MULTI FLEXOR 2 1» Este circuito, de acuerdo al valor que tenga e?l bit A-? del bus de dirección del aú c:r ocomputa dor , sel ecc i ana 1 os 4 b i t s más si gn i -f i cat i vos de 1 a sal ida Bol . Asen . Ar q . de Asir 295 de los latch, de modo que el microcomputador tenga la posib^ lidad de leer los bits de estada o la cuenta de los contado res. FIGURA 3. DIAGRAMA CRONOMETRO DIGITAL. MULTIPLEXÜR 4->- 1. Este circuito, de acuerdo al valor que tengan los bits AC) y del bus de direcciones del micro computador, selecciona cuál de los 4 latch, de B bits cada uno, es leído por el microcomputador. BUFFER. Circuito que acondiciona las señales, de modo que puedan ser trasladadas al microcomputador. 296 Bol.Asoc.Arg. de Astr CONTROL. DE OPERACION DEL SISTEMA. Es la unidad encarga da de controlar el funcionamiento de todo el sistema. Median te sus seÑales de control pone en cero los contadores, los puede detener, y selecciona el contenido del latch que se trasladará al mi crocomput¿*dor . Da un reset a la señal de latch del circuito de si nc:ro nismo de modo que el sistema quede listo para recibir el fun c i ünami ento de1 si eterna. Esta unidad se encarga además de generar una interrup ción, cada vez que llega un contacto se detiene y avisa al mi croe amputad ar que debe leer 1 a cuenta almacenada en el blo que del latch. 4. SOFTWARE El software del sistema ha sido dividido en dos partes: a) programa en BASIC (Figura 4). Esta parte del programa está estructurada en base a un MENU principal, en el cual el observador tiene las opciones: J. . 0 b s e r v a c i ó n 2. Catálogo 3. Revi sa ser i e 4. Fin 1. Observación. Esta es la opción que utiliza el observador al comenzar la serie de observaciones; debe ingresar los siguientes datos: nombre del observador, clamp, nLimero de serie?, fecha, hora de inicio; toda esta información quedará almacenada en un archivo en diskette junto con los resultados de las observaciones. 2. Catálogo. Permite revisar el número de series que están e n u i*i d i s k e 11 e Bol -Asoc.Arg. de Astr. 297 FIGURA ¡i. DIAGRAMA OE FLUJO DEL PROGRAMA EN BASIC QUE CONTROLA LA ADQUISI CION DE DATOS. Revisa serie- Contiene varias opciones: - Lee encabezado serie ~ Lista estrellas en la serie - Lista promedios de una estrella - Imprime datos serie completa - Vuelve al MENU principal - Imprime datos serie completa - Vuelve al MENU principal 298 Bol.Asoc.Arg de Astr FIGURA 5. DIAGRAMA DE FLUJO DEL PROGRAMA EN LENGUAJE DE MAQUINA "MAQUINA-08J0" QUE CONTROLA EL FUNCIONAMIENTO DEL CRONOMETRO DIGITAL. Una vez iniciada una serie de observaciones, el observa dor ingresa el número de la estrella en el microcomputador, si es culminación in-ferior se le agrega una "S". Completada la observación en ascensión recta, se ingresan en el micro- computador las cuatro lecturas del micrómetro de declina ción; el tipo de observación, para la corrección por curvatu ra del paralelo; la calidad de la imagen del objeto; y, el i Bol.Asoc-Arg. de Astr, 299 -filtro usado. Si todos los valores están correctamente ingre sados, con el comando "END" la observación queda almacenada en el diskette. El comanda "AE«" (abort) elimina la observa ción. Para -finalizar la serie de observaciones, se usa el co mando "ADIOS". La opción "Imprime datos serie completa" permite tener un listado de cada una de las estrellas observadas, que con- tine: el promedio cié cada uno de los 12 pares de contactos; el tiempo del pasaje de la estrella en horas, minutos, según dos y diez milésimos de segundo; las lecturas del mi eróme- tro; el tipo de observación y la calidad de la imagen. 4. Fin. Opción para -finalizar el pragr¿*ma. b) programa en LENGUAJE DE MAQUINA (Figura 5). Este programa efectúa principalmente las funciones: - Inicialización de la tarjeta—cronómetro. Consiste en poner los cantadores en cero y luego esperar un comando del observador para dar el pulso de partida a los contadores, - Registro de un contacto. Esta parte del programa tra baja en base a interrupciones, de modo que al producirse un contacto se genera una interrupción que avisa al microcompu tador que ha llegado un contacto, de modo que éste direccio- na la tarjeta cronómetro y lee los 4 bytes de información que son almacenados en la memoria del microcomputador; al mismo tiempo incrementa el registro donde guarda el número de contactas registrados de modo que al detectar el contacta número 25 deshabilita la entrada de contactos y le devuelve el control al programa Basic para que éste procese la infor mación y la almacene en diskette. En un principia el sistema no usaba el esquema de inte rrupciones, de modo que al comenzar a observar una estrella el microcomputador debía necesariamente estar leyendo conti nuamente el byte de status del cronómetro hasta detectar que había llegado un contacto. 300 Bol . Asoc . Ar g . de Ast.r Operar el sistema de esta manera, se volvía muy inefi ciente, ya que el microcomputadar na podía efectuar ninguna operación útil entre dos contactos. Debido a lo anterior, se modificó el sistema para que generara una interrupción a la llegada de un contacto. 5. CONCLUSIONES Durante el primer mes de funcionamiento del cronómetro digital, las observaciones en ascensión recta se registraron en paralela con el cronógrafo francés RCT N° GH.010. La dife rencia máxima registrada entre los dos cronógrafos es de oFoo16 en un intervalo de alrededor de 5 horas; esta diferen cía es despreci abIe frente al error que se comete en el gui a je manual del hilo de ascensión recta. Los resultadas obtenidos en los tres meses de operación del sistema de registro automático del tiempo de pasajes nos permiten decir, que el cronómetro digital diseñado y cons truida en nuestra Departamento es de excelente calidad. La calidad del cronómetro, unido a su bajo costo y a sus pequeñas dimensiones lo hace altamente eficaz en la as tronomía meridiana. Los autores agradecen al Fondo Nacional de Desarrollo Científico y Tecnológico por los Brants concedidos. Hacen ex tensivos los agradecimientos a P. Hernández, técnico elec trónico del Departamento, por su colaboración en el armado e insta 1 ac i ón de? 1 si st ema. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 301 302 Comúni cación RESULTADOS DE OBSERVACIONES MERIDIANAS DE RADIO-ESTRELLAS C.C. Mallamaci, R. Carestía, W. Castra, M. Gallego, H . Lepez, R. Márquez y J. Pérez OAFA San Juan INTRODUCCION Uno de los principales problemas de la astrometría -fun damental es la construcción de un marco inercial de referen cia. Actualmente se están realizando importantes esfuerzos para mater i al i zar I o en base a las posiciones de radm-fuen- tes de origen extragaláclico, medidas con i nter-f eróme tros de línea—base muy larga- La idea de su utilización se -fundamen ta en que estos objetas, debida a la gran distancia a que se encuentran; no presentan movimientos propios medióles y por lo tanto son considerados como los mejores candidatos para establecer un sistema de coordenadas no-rotacional. Dado que algunas radio-fuentes de nuestra galaxia pre sentan una contraparte óptica; éstas pueden ser utilizadas para vincular el actual sistema ecuatorial de referencia; de ■finido por el FK4 (en el -futuro por el FK5) ; con el sistema extragaláctico. Por esta razón es muy importante contar con posiciones precisas de estos objetos. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 303 RESULTADOS En este trabajo presentamos los resultados obtenidos pa ra 8 radio-estrel1 as del FK4; con declinaciones entre +41 y -48. Estas estrellas han g^do observadas en -forma sistemáti ca desde 1969; como parte de los programas corrientes del circulo meridiano instalado en el Observatorio Astronómica "Félix Aguilar" (Series Kuestner; Estrellas SRS y FKSZ). En el presente -forman parte de un programa observacianal más es peci-fico de radio-estrellas, seleccionadas a partir de * Listado publicada por la Comisión 24 de la U.A.I. * Catálogo publicado por H. Wendker (Hamburger Sternwarte) * Listado provisto por H. Walter (Astronomisches Rechen-1nst i tut) Los resultados de las observaciones están referidos al Sistema FK4 y se dan en la Tabla I- Esta -fue calculada en ba se a los datos publicados por López et al- (1980) y Carestia et al- (1981 y 1982) y las correcciones (Q-C) obtenidas co rresponden al equinoccio y la época de observación. TABLA I — — — FK4 NOMBRE HG. TE ALFA DELTA nu A „ IUJ D I0-C)A HE N EPOCA (0-00 HE . EPOCA • MR 3 h a s o • * s (?001> 1900+ COI) 1900* 1 107 a Cet 1 Mentir 2.8 HO 02 59 39.744 ♦03 53 41.15 -O.OB2 -7.43 - 1 6 13 74.35 ♦ 19 25 5 71.06 111 3 Per i Algol 2.5-3.5 B8 03 04 34.356 ♦40 45 52.46 ♦0.031 ♦0.24 -17 «t 1 74.81 -120 74.81 1 224 X O n 1 Betelqucuse 0.1-1.2 tío 05 52 27.809 ♦07 23 57.92 ♦0.173 ♦0.97 -14 6 14 72.63 -3 0 8 10 72.67 293 6 6m ' Poliui 1.2 KO 07 42 15.517 ♦28 0B 55.11 -4.733 -5.13 -18 e 12 70.30 - 46 10 13 70.36 306 ¿ Pup ¡ Míos 2.3 Od 08 01 49,552 -39 51 40.83 -0.265 ♦ 1.09 -12 3 62 72.08 ♦ 5 4 82 72.86 309 Y Vel Al Suhiü Al Nultl 1.9 Oip 08 07 59.465 -47 11 18.31 -0.057 ♦0.39 -18 3 65 71.99 - 22 3 84 72.67 616 01 Seo Anttrts l.2-Vir H0 16 26 20.206 -26 19 21.95 -0.046 -2.29 »«•i» *t HH« ♦ 69 »« 1 75.54 | 703 3 Lyr ! Sheliik 3.4-4.3 B8: 18 48 13.936 18 12.35 tO.001 -0.20 -35 10 7 74.68 t- 93 38 5 74.67 ! EQUINOCCIO Y EPOCA 1930.0 - (FK4l EQUINOCCIO Y EPOCA DE OBSERVACION 304 Bol.Asoc.Arg. de Astr REFERENCIAS Carestía, R.A. y Castro, W. 1981, Cuarto Catálogo Circulo Meridiana de San Juan (FK4--SUR) . Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía N° 26. Carestia, R.A. y Gallego, M« 1982, Quinto Catálogo Fundamental del Círculo Meridiano de San Juan. Boletín de la Asoc. Arg. de Astr. N° An / II Carrasco, G.; Costa, R. y Loyola, P. 1983, Meridian Circle Observations of FK4 Radio Stars. Astronomy and Astrophysics Supplement Series Vol . 52, N° 2. Fricke, W. y Kopff, A. 1963, Fourth Fundamental Catalogue FK4 , Veroef f ent 1 i chungen des Astronomi sc.hes Rech en- 1n st i tut He i d e1b er q, N° 10. IAU-Commission 24 Working Group, 1982. Progress Report on Opt i cal/Radi o Astrometric Source for the Establ i shment. of an Inertial Re+erence Frame. López, J.A. y Carestia, R.A. 19630, Primer Catálogo Fundamental Circulo Meridiano de San Juan, Boletín de la Asoc. Arg. de Astr. N° 25. Walter, H.G. 1982, Radio Stars as connecting link o-f the Hipparcos and VLBI re-ference -frame. Colloquium on the Scientific aspeets o-f the Hipparcos Mission. Walter, H.G. 1982, Comunicaciones privadas. Wendker, H.J. 1978, A Catalogue o-f Radio Stars. Ab han di ungen aus der Hamburger Sterwarte, Vol . X He-ft I. Wendker, H.J. 1983, Versión actualizada de.l Catalogo de Radio EEstrellas indicada en la referencia anteri or. Bol . Asoc:. Arg. de Astr 305 Informe de Trabajo ACUERDO EXTERNO EN DISTANCIA CENITAL R.A. Perdomo ‘ y J.L. Hormaechea » FCAGLP y EARG ** CONICET y EARG A partir de la instalación de? un termómetro digital con tres sensores en el recinto de observación de la EARG (agos to 1983), el cálculo de la refracción atmosférica puede ha cerse utilizando medidas reiteradas de la temperatura del ai re (Informe de Trabajo presentado en la XXX Reunión de la AAA, San Juan, 1984)» Igualmente pueden medirse las diferencias de temperatu ra "aire-instrumento" y emplear un modelo para la variación del ángulo del prisma principal ocasionada por este gradien te térmico. Ambos efectos alteran principalmente la distancia ceni tal verdadera de observación. En este informe se analiza el acuerdo externo en Z con una muestra de? 305 grupos (1.4 años). Bol.Asoc.Arg. de Astr. 307 I rvf or me de Tr ab a .i o MEJORAMIENTO DE POSICIONES DE ESTRELLAS DEL CATALOGO DEL TUBO CENITAL FOTOGRAFICO DE PUNTA INDIO O.J.N. Cáceres y E.F. Arias FCAGLP Se calcularon correceiones a posiciones de las 139 es trellas del catálogo del Tubo Cenital Fotográ-fico de Punta Indio con observaciones realizadas entre 1971-5 y 1982.5. Hasta el momento se han completado las siete primeras cade nas con un total de 22000 observaciones aproximadamente. 308 Bol.Asoc.Arg- de Astr. ATMOSFERAS Bol.Asoc-Arg de Asir 310 Bol • Asoc. Arg. da Astr C o m u n i c: a c i ó n UN ANALISIS DE LAS ABUNDANCIAS QUIMICAS DE HD 161698 Z.. López García y V. Gargiulo GAFA Resumen: Utilizando material espectr oscóp i c:o de 16.9 A/mm de dispersión, se determinan los parámetros atmosféricos y abundancias químicas de 1 a. estrella CP HD 161690, pertene ciente al cúmulo abierto IC 4665, clasificada por Abt y Leva to (1975), como un objeta del tipo Hg—Mn. Se utiliza la identificación de las lineas espectrales realizada por Malaroda y Levato (1978), quienes además esti maron las abundancias a partir de 1 a construcción de una cur va de crecimiento. Este nuevo análisis se realiza usando el programa ATLAS 6 , para el cálculo de? modelos de ¿atmósferas,, que incluye el "blanketing" de numerosas lineas» espectrales, el programa BALMER 6 , para el cálculo de los perfiles de las líneas del H y el programa WIDTH 6 para la determinación de las abundan ci as. Para la estimación de los parámetros atmosféricos se construye un diagrama de Kiel, comparando los valores obser v a d onal es suministrados por las fotometrías UBV y ubvyft y los perfiles de 1 ¿as lineas del H, con sus similares teóricos calculados a partir de los modelos de atmósferas. Los valo res halladas son: T©ff ” ■* *500 °K 1 og g ■■= 3.50 Bol.Asoc.Arg. de Astr. 311 La velocidad de microturbulencia es estimada en 0 X 0.3 km/seq. Del análisis de las ¿abundancias surgen las siguientes conclusiones: C es normal, Mg y Si muestran una menor abun dancia que la solar, el P es sobreabundante por un factor 200, Se, Ti, V y Fe son normales, el Cr es levemente sobre abundante, el Mn sobreabundante por un factor 250, el Ga, Y y Zr son sobreabundantes por factores del orden de 2000, 200 y 100 respectivamente. Ge estiman provi sori amente las abundancias de Pt y Hg. REFERENCIAS Abt , H.A. and Lévate.), H« 1975, Pub. A.S.P. 87, 849. Malaroda, S. and Levaba, H. 1978, Pub. A.S.P. 90, 711. 312 Bal.Asoc.Arg . de Astr. Común i cae i ón LA COMPOSICION QUIMICA DE HD 3473 Z. López García y V. Gargiulo Observatorio Astronónico "Félix Aguí lar", San Juan ABSTRACT: An abundance analysis of the Si-Mg star HD 3473 is per-formed with a fully I i ne-bl anketed model atmosphere. The adopted atmospheric parameters are Te-ff- = 12000°K and 1 og q = 3.7. This valué of Te-ff is higher by about 2000°K than that used in a previous investigation by Naftilan. Helium is ■found ta be extremely de-f i ci errt, Si and Mg are overabundant by -factors 20 and 50 respectively. Se, Ti, M n , Fe, Ni, Sr , Y, Zr and Fiare Earths are overabundants too. RESUMEN: Se determinan las abundancias químicas de la estre lla CP de Si-Mg HD 3473, útil izando inodelas de atmósferas que incluyen el "blanketing" de numerosas lineas espectrales y los más modernos valores de las -fuerzas del oscilador. Los resultados se comparan con los obtenidos para otras estre-- 11 as de Si. t Hienbro de la Carrera del Investigador Científico del Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas de la República Argentina (CQN1CET). Bol.Asoc.Arg. de Astr. 3 1 3 INTRODUCCION HD '3473 -fue clasi-f icada como Ap de? Si-Mq por Bidelman (1960). Posteriormente, Cowley (1961) analizó más detallada- o mente el espectro en placas de 125 A/mm, destacando la pre sencia de líneas muy intensas de Si II ( A 4128 y A 4130) y de Mg I I < A 4481). También identificó numerosas li neas de Si II y Mg II provenientes de niveles de alta excita ci ón. Na-ftilan (1977) realizó un estudio más completo de esta estrella, utilizando técnicas de modelos de atmósferas, en tres placas coudé: dos en el azul, con una dispersión de 15 y 33 A/mm y otra en el rojo de 16 '&/ mm. Los parámetros atmos féricos estimados fueron: Teff = 9750 °K 1og g = 3.4. Z. López García (1980) publicó una descripción del es pectro de esta estrella, identificando sat. i sf actor i amente ciertos elementos como C II, Si III, Fe III, que Naftilan no encontró en sus placas. Evaluó provisoriamente los paráme tros atmosféricos realizando una comparación entre los perfil les observad onal es de las lineas H y , y los teóricos calculados usando el programa BALMER 5 de Petersen con la teoría ESW del ensanchamiento de las lineas del Hidrógeno. Los parámetros estimados fueron: Teff == 11500°K 1 og g = 3.4. En vista de las discrepancias existentes, retomamos el estudio de esta estrella, realizando, en primer lugar, una completa identificación de las líneas espectrales presentes (Z. López García y V. Gargiulo, en prensa). En este trabajo presentamos ahora una nueva determinación de los parámetros atmosféricos y de las abundancias, calculados utilizando los programas: ATLAS 6 para la generación de los modelos de at mósferas; BALMER 6 para el cálculo de los perfiles teóricos de las lineas del Hidrógeno y WIDTH 6 para la determinación de las abundancias. 314 Bol.Asoc.Arg. de Astr OBSERVACIONES Y REDUCCIONES Para la realización de? este trc^bajo se utilizaron dos placas tomadas por H. Levato en el Kitt. Peak Dbservatory con el telescopio de Z’.lm. Las observaciones abarcan la región del azul A3700 A - A 4700 A. La dispersión es de 16.9 A/mm y el ancho del espectro es de O.. 6 mm. Los registros de intensidad -fueron tomados con el PDS de Kitt Peak y sobre ellos se midieron los anchos equivalen tes con un planimetro polar. ANALISIS a - DETERMINACION DE LOS PARAMETROS ATMOSFERICOS Desafortunadamente no se dispone de mediciones fotomé- tricas de esta estrella, por lo cual, la única manera de de terminar sus parámetros atmosféricos, es realizar una compa ración entre los perfiles observad onal es y los teóricos de las lineas del Hidrógeno. Los per-files teóricos -fueron calcu lados usando el programa BALMER 6 (Kurucz 1983) que utiliza la teoria Vidal—Cooper-Smith del ensanchamiento de las li neas. Este programa utiliza modelos de atmósferas calculados con el programa ATLAS 6 (Kurucz 1982). Estos modelos inclu yen el Blanketing, de aproximadamente un millón de lineas es peetral es. La velocidad rotacional proyectada de HD 3473 ha sido estimada en 75 km/seg y -fue tomada en cuenta en la determina ción de los per-files teóricos. Los per-files observados y calculados se dan en la Tabla I. La Figura 1 muestra la comparación entre el per-fil obser vado de H.y y el calculado. Los valores -finalmente adoptadas fueron: Teff = 12000°K y 1og g = 3.7. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 315 FIGURA 1 316 Bol.Asoc.Arg. de Astr. TABLA I Perfiles HYy ti .de HD 3473 T , y Estrella llode/o AA Estrella Modelo 0.315 0.350 0.0 0.350 0.380 0.433 0.449 1.0 0.480 0.491 0.530 0.542 2.0 0.580 0.582 0.603 0.610 3.0 0.660 0.661 0.653 0.665 4.0 0.710 0.711 0.710 0.715 5.0 0.765 0.765 0.753 0.754 6.0 0.805 O.B05 0,790 0.790 7.0 0.840 0.840 0.820 0.820 8.0 0.860 0.860 b - VELOCIDAD DE MICROTURBULENCIA Con los parámetros determinados se generó un modelo de atmósferas que luego && utilizó en el programa WIDTH 6 para la determinación de las abundancias químicas. Antes de calcular estas abundancias es necesaria deter minar la velocidad de mi cr otur bul ene i a v^.. Para ello, se cal cularon las abundancias del Ti II y del Fe II para un cierta rango de valores de v^., buscando la condición de que la pen diente de la recta de abundancias vs. anchos equivalentes W, ■fuese nula. Esta condición se cumple para v^. - 4.0 km/seg ± 0.3. Este valor para v^ es un poco alto; en general las es trellas CP tienen una velocidad estimada entre 0 y 2 km/seg. Es muy probable que haya una contribución del campo magnéti co aún no medido en esta estrella. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 317 c - ABUNDANCIA DE He A 4026 es la única linea de He II i dent i -f i cada en esta estrella, con un ancho equivalente W = 27 mA. La abundancia de Helio es extremadamente de-f i cíente. La diferencia entre la abundancia de Helio en HD 3473 y la abundancia adoptada por el modelo lleva a una corrección del 1 og q de 0.05, el cual está dentro de los errores de la determi nación. d - ABUNDANCIA DE LOS ELEMENTOS MAS PESADOS El programa WIDTH 6 (.Kurucz 1983) -fue usado para cal cu lar las abundancias de lov, elementos más pesados que el He. La Tabla II contiene |os datos y resultadas para cada linea. Las sucesivas columnas dan el número de muí ti píete (Moore 1959) , 1 ¿i longitud de onda en $, el valor del 1 og g-f y su bi bl i ogra-f i a, el ancho equivalente medido y la abundan cia derivada con respecto al Hidrógeno (1og N/H). Solamente las lineas libres de blends y con buenas estimaciones del va lor de loq g-f -fueran elegidas para la determinación de las abundanci as. TABLA II El em. Muí t. A(lft) 1 og g-f Re-f .. W < m&) Abund C II 4 3920.67 -0.240 WS 6.64 -2.925 39 4011.16 0. 540 WS 1. 17 -1.963 45 4371.59 -0.020 WS 2. 35 -0.824 318 Bol.Asoc.Arg. de Astr. TABLA II (cont i nuac: i ón ) o El em. Muí t. A (A) 1 oq g-f Re-f . W N II 12 3994.99 0.276 WS 4.91 -2.541 15 4447.03 0.290 WS 3. 89 -1.900 39 4035.08 0.620 WS 2. 98 -1.829 39 4043.53 0. 730 WS 1 . 12 -2.755 O ü II X h 4366.89 -0.230 WS 3. 46 -0.706 15 4590.96 0. 450 WS 2. 93 -0.557 15 4596.20 3.290 WS 3.04 -3.307 17 3911.96 0. 070 WS 2. 83 -0.590 Mg II 4 4081.23 0. 980 WS 91.75 -3.469 5 3848.21 -1.550 WS 15. 58 -2.794 9 4433.99 -0.900 WS 14.58 -3.500 10 4384.64 -~0. 780 WS 27. 23 -2.686 10 4390.58 -0.580 WS 20. 27 —3 . 343 Al 11 Xl 4237.57 -1.190 KP 4. 71 -3.409 Si 11 1 3853.66 - 1 . 610 WS 27.29 -2.739 1 3856.02 -0 . 650 WS 41 . 60 -3.158 1 3862.59 -0.900 WS 49.68 -2.730 3 4128.06 0 . 310 WS 91 . 36 -2.487 • y o 4130.89 0. 460 WS 107.58 -2.500 o Si III A. 4552.61 0. 290 WS 7. 95 -2.139 2 4567.82 0. 070 WS 2. 72 -3.196 o A m 4574.76 -0.410 WS 3. 31 -2.500 Bol . Asoc - Arg. de Astr. 319 TABLA II (continuación) El em. Muí t. A (A) 1 og gf Re-f . W P II 4910.53 -1.730 KP 2. 65 -4.384 4230.22 -1.260 KP 1.92 -3.464 4288.59 -0.570 KP 5. 37 -3.642 4420.70 -0.340 KP 1.37 -5.441 C1 II 24 4253.52 0. 090 KP 4. 10 -3.362 25 3850.97 0.440 KP 6. 19 -3.012 25 3860.80 0. 730 KP 3.20 -4.302 76 3990.20 -0.020 KP 5. 17 -2.125 3928.68 -1.050 KP 2. 02 -2.180 Ca II 1 3933.66 0. 140 WS 123.63 -4.044 Se II 7 4246.83 0.320 WF 17.02 -6.535 14 4400.39 -0.510 WF 4.27 -7.265 Ti II 13 3759.29 0.220 WF 11.25 -4.793 13 3761.32 0. 120 WF 14.67 -4.746 19 4395.03 -0.650 WF 10.45 -6.221 4292.24 --1.350 SW 3.20 -5.464 19 4443.80 “0.810 WF 6.90 -6.465 20 4287.89 -•-2. 010 WF 9. 50 -4.978 20 4294.09 -1.100 WF 6. 07 -6.246 31 4468.49 -0.770 WF 3. 01 -6.992 31 4501.27 -0.860 WF 4.08 -6.746 34 3900.54 -0. 459 WF 4. 92 -6.899 34 3932.01 “ 1.780 WF 2. 24 -6.106 40 4417.72 -1.420 WF 6.56 -5.851 40 4464.46 -2.070 WF 3. 13 -5.650 320 Bol.Asoc.Arg de Astr TABLA II (cont. i nuac i ón ) El em . Muí t. A (A) log g-f Ref . W (mA) Abund 41 4290.22 - 1.10 0 WF 10.81 -5.684 41 4300.05 -0.750 WF 10 . 72 ”6.033 41 4314.98 -1.410 WF 8. 75 -5.590 50 4563.76 -0.950 WF 5. 71 -6.394 51 4399.77 -1.450 WF 4.90 -5.983 72 3741.63 -0.140 WF 3.31 -5.401 82 4571.97 -0.530 WF 8. 00 —6.386 104 4386.86 -1.270 WF 1.97 -5.980 115 4488.33 - 0.840 WF tzr "T T -5.604 V 11 11 3903.26 - 1.200 YF b . 2 3 -6.250 -rn 4005.70 -0.760 YF 5. 12 —6.603 t n 4023.38 -0.880 YF 1.76 -7.063 Cr II 20 3754.57 -2.180 SW 15.47 -0,310 20 3765.58 -3.300 SW 0. 90 -4.379 20 3766.64 -3.320 SW 2. 24 -3.565 31 4261.92 -1.720 SW 6. 19 -5.406 31 4275.57 -1.850 SW o y o -5.768 31 4284.21 -•2 . 160 SW 5. 87 •5.006 31 4252.64 -2.360 SW 4. 1 1 -5.032 31 4269.27 -2.580 SW 6.62 -4.500 39 4565.77 -2.440 SW 4. 43 -4.819 44 4588.20 -1.160 SW 21.46 -3.536 44 4618.79 -1.500 SW 4.48 -5.736 44 4634.09 -1.720 SW 6. 73 -5.240 44 4592.05 -I.180 SW 5. 39 -5.939 161 4195.38 -1.685 SW 6. 08 -4.740 162 4224.82 - 1.220 SW 7.41 -5.047 166 4017.94 -2.188 SW 3. 31 4 ■ 60<¿> Bol.Asoc.Arg. de Astr. 321 TABLA II (continuación) El em. Mult. A (A) : log g-f Re-f. U(mA> Abund Mn II 3701.39 -1.400 SW 9. 17 -0.440 3703.96 -1.940 sw 6.29 -0.221 3778.32 -0.090 BU 12.32 -2.406 3844.20 -0.730 BU 7.79 -4.775 3879.39 -1.350 SU 11.52 -4.106 3917.32 -0.700 SU 3.41 -5.341 4292.24 -1.350 SU 3. 20 -5.464 4343.97 -0.720 SU 4.80 -4.289 4478.71 -0.650 SU 4. 74 -5.330 Fe I 4 3886.28 -1.050 BL 3.79 -2.519 41 4383.54 0. 190 BK 4.74 -3.986 45 3841.05 -0.010 BK 5. 44 -2.323 152 4250.12 -0.340 BK 3. 09 -3.222 152 4271.16 -0.130 BN 6.08 -3.029 Fe II 3 3938.29 -3.830 MO 4.75 -4.101 26 4580.05 -3.480 PH 3.41 -4.231 27 4303.16 -2.490 MO 23. 10 -1.939 27 4351.76 -2*150 MO 15.90 -2.944 27 4416.82 -2.610 BS 10. 78 -4.019 28 4178.85 -2.710 BS 17. 77 -2.562 28 4296.56 -2.950 MO 4.43 -4.542 37 4472.92 -3,370 MO 4. 11 -4.112 37 4489.18 -2.910 MO 11.47 -3.595 37 4491.39 -2.700 BS 5. 70 -4.560 37 4515.34 -2.480 BR 6. 83 -4.643 37 4520.22 -2.600 BR 4.80 -4.803 37 4582.83 -3.080 BA 3. 52 -4.494 322 Bol.Asoc.Arg. de Astr TABLA II (continuación) El em. Muí t. A (A) loq g-f Re-f. • W (mA) Abund 37 4629.34 -2.370 BR 4.27 - 5 . 10B 38 4541.52 -2.990 BS 4. 27 -4.465 38 4576.33 -2.950 BA 4. 42 -4.486 38 4583.83 -1.800 BR 15. 37 -3.926 38 4620.51 --3. 320 BA 2. 93 -4.362 Fe III 4 4419.59 -0.165 AP 4. 10 -5.446 4 4430.95 •0.556 AP 6.61 -4.533 4 4395.77 -2.180 AP 3.57 -3.564 118 4140.51 0. 1 10 WA 2. 88 -1.448 Ni 11 9 4362.10 -1.650 SW 3. 52 -6.143 13 3881.92 0.530 SW 3. 36 -6.109 Sr II 1 4215.52 - 0. 170 AL 8.80 -7.863 O—r 4161.79 — 0.500 AL 19.26 -4.505 Y II 6 3950.35 •0.420 HL 2.24 -7.908 7 3818.34 0. 720 KA 3. 52 -7.311 Zr 11 30 3991.13 0 . 6%j O AL 3.31 -7.179 41 4029.68 -0.760 KA 2. 18 -7.325 41 4149.22 -0.030 KA 2. 08 -8.035 42 4150.97 -1.360 KA 2. 40 — 6.646 43 4048.67 -0.740 AL 2 - 77 -7.186 43 4050.32 -1.000 KA 4.80 -6.655 Bol.Asoc.Arg. de Astr. 3 2 3 TABLA II (continuación) El em. Mu 11. A (A) 1 og g-f Re-f . W (mA) Abund Ce II 1 4628.16 -0.140 KP 1.65 6 ■ 205 9 4151.97 0. 100 KP 3.09 -6.375 4418.78 0.300 KP 6. 19 -5.901 n 4118.14 -0.130 KP 3.41 -5.862 12 3993.82 0.210 KP 2.45 -6.312 37 3942.15 -0.340 KP 3. 36 -6.028 57 3942.75 0. 640 KP 5.01 -6.365 57 3999.24 0. 090 KP 7. 79 -5.756 57 4486.91 --0.620 KP 1 . 12 -6.182 60 4083.23 -0.040 KP 3. 89 -5.900 84 3967.05 - 0. 430 KP 2.51 -5.493 129 3792.33 -0.580 KP 1.92 -5.332 134 4300.33 -0.450 KP 4. 00 -5.630 140 4042.58 —0■ 220 KP 0. 37 -6.978 172 3982.89 -0 .080 KP 10. 30 -4.925 172 4085.23 ”0.370 KP 2 . 88 -5.738 186 4202.94 — 0.340 KP 12.32 -4.706 188 3896.79 -0.230 KP 1.92 -5.883 252 3984.68 0. 180 KP 3. 95 -5.949 Pr II 8 3964.83 -0.640 KP 4. 53 -4.917 11 3908.03 -0.370 KP 2. 67 -5.444 28 4008.71 - 0.010 KP 2.88 -5.758 Nd II 10 4358.17 -0.980 KP 3.41 -4.319 324 Bol.Asoc.Arg. de Astr REFERENCIAS AL : AI 1 en (1976) AP s Astrophysical Valúes, Petera and Al ler (1970) BA : Baschek et al. (1970) BH : Banfield and Huber (1973) with +0.02 dex added to gi ven values BK : Bridges and Kornblith (1974) BL s Blackwell et al. (1976) BR : Bridges (1973) BS : Blackwell et al. (1980) HL : Hanna-ford et al. (1982) KA : Krueger et al. (1980) KP : Kurucz and Peytremann (1975) Mü : Moity, J. (1983) PH : Phillips (1979) SW : Warner 's val Lies as corrected by Smith (1976) WA : Warner (1967) WF s Wiese and Fuhr (1975) WS : Wiese, Smith and Glennon (1966) ó Wiese, Smith and Miles (1949) YF : Younger et al. (1978) DISCUSION La Tabla I IT presenta las abLindancias promedia de cada elemento de HD 3473; las abundancias derivadas por Adelman (1984) para las estrellas B normales, y en la última colum na, las abundancias salares junto con s l i re-ferencia. La Fi gura 2 muestra la comparación con las estrellas B normales, en función de es decir, la abundancia logarítmica con respecto al Hidrógeno y relativa al valor solar. Vemos que en HD 3473 hay una sobreabundancia de todos los Bol.Asoc.Arg. de Astr 325 elementos metálicos, distinguiéndose? principalmente los pun tas correspondí, entes al P , C1 y al Mn, sobreabundantes por •factores que oscilan entre 200 y 4000; para estos elementos no se tienen buenas estimaciones de?l 1 og g-f , es posible que esto in-fluya en los resultados -finales. Son también quizás demasiado altos los valores de las abundancias del C y del 0 (sobreabundantes por tactores 30 y 55 respectivamente) lo cual también probablemente se deba a errores en los valores del log g-f, como ha sido precisado en otras publicaciones (ver p.e Mon et. al. 1981). En cuanto al resto de los elemen tos, el Mg y el Si son sobreabundantes por -factores 20 y 50 respectivamente, mientras para elementos del "pico del Fe" los -factores de sobreabundancia oscilan entre 3 y 10. Los elementos Sr, Y y Zr son sobreabundantes por -factores 830, 140 y 190 respectivamente, y las» tierras-; raras, por tactores del orden de 100000 quizás demasiado altos. TABLA III Abundancias Estelares y Solar Especie HD 3473 n Estrellas B n SOL Referencias Atóaica log N/H Adelian 19B4 log N/H C -1.90 3 - 3.50 6 - 3.33 1 N -2.26 4 - 4.01 l 0 -1.29 4 -3.26 - 3.08 1 Mg -3.16 5 -4.26 6 - 4,40 2 Si -2.67 8 -4.42 8 - 4.37 2 P -4.23 4 - 6.55 3 Cl -2.42 6 - 6.60 3 326 Bol.Asoc.Arg. de Astr. TABLA III (continuación) Especie HD 3473 n Estrellas B n SOL Referencias Atóiica log N/H Adelian 1984 log N/H Ca -4.04 1 -5.89 6 - 5.66 2 Se -6.90 2 -9.17 2 - 8.96 3 Ti -5.94 21 -7.04 4 - 7.02 4 V -6.64 3 - 7.79 5 Cr -4.89 15 -5.86 6 - 5.88 5 Un -4.53 7 - 7.16 5 Fe -3.90 22 -4.3B 7 - 4.37 6 Ni -6.13 2 -6.74 5 - 6.70 5 Sr -6.18 2 -9.04 2 - 9.10 3 Y -7.61 2 - 9.76 7 Zr -7.17 6 - 9.44 8 Ce -5.07 19 -10.45 3 Pr -5.37 3 -11.34 3 Nd -4.32 1 -10.77 3 REFERENCIAS 1: Lambert, 1978 2: L.ambert: and Luck, 1978 3: Ross and Aller, 1976 4: Whaling et al - , 1977 5: Smi th , 1976 6: Simmons and Blackwell, 1982 7: Hanna-fcird et al. , 1982 8: Biemont et al., 1982. Bol . Asoc:. Arg. de Astr 32 7 328 B o l . A síqc . Arg . de A str. Las Figuras 3 y 4 presentan una comparación de las abun dancias derivadas para la estrella típica de Si HD 34452 (Tomley et al. 1970), y para las débiles de Helio HD 213918 (López-Garci a y Levato, 1986) , y 20 Tauri (Mon et al. 1981) , respectivamente. De la comparación con la estrella de Si sur ge: 1) la abundancia del Si es similar en ambas estrellas, lo mismo que los elementos del pico del Fe (salvo la diver gencia existente con el Mn), y el Sr y Zr. 2) los elementos C, 0, P y Cl aparecen también sobre abundantes en exceso con respecta a HD 34452. 3) la abundancia del Mg es superior, a pesar de que las dos estrellas han sido clasificadas como del tipo Si-Mg. De la comparación con las estrellas débiles de Helio ve mas que las discrepancias con ciertos elementos: C, 0, P, Cl, Mn persisten, siendo menos notorias con respecto a HD 213918, analizada por el mismo método. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 329 TABLA IV ESPECIES HD 3473 Naftilan ATOMICAS N/H HD 3473 N/H C 1.43 N 1.74 0 1.80 0.00 Hg 1.24 2.30 Si 1.70 3.00 P 2.32 C1 3.60 Ca 1.62 1.20 Se 2.06 1.30 Ti 1.08 1.30 V 1.15 1.10 Cr 0.99 1.70 Hn ' 2.63 Fe 0.47 1.40 Ni 0.57 Sr 2.92 0.40 Y 2.15 3.20 Zr 2.27 Ce 4.58 2.70 Pr 5.97 La Tabla IV nos permite comparar las abundancias de HD 3473 con las derivadas por Na-ftiian. De la comparación sur gen las siguientes conclusiones: a) el 0 y el Ca presentan una mayor sobreabundancia en nues tro estudio. 330 Bol.Asoc.Arg. de Astr. b) el Mg y el Si san también sobreabundantes, pero en menor grado que el valor determinado por Naftilan. c) lors elementos del pie:o del Fe son más sobreabundantes en la determinación de Naftilan, Jo mismo que el V. d) en nuestras placas se identificaron C, N, P, C1, Mn, Ni, Zr y Pr , no encontrados por Naft.ilan, quien en cambio identificó Europio en sus placas. BIBLIOGRAFIA Adelman, S.J. 1984, M.N.R.A.S. 206, 637. 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Ri nguel et ** y N- Rotst.ein + t IAR y CONICET « FCAGLP, IAFE y CONICET + IAFE Se describen las variaciones que ha exper i mentado el es pectro de la estrella con envoltura HD 50845, entre -Febrero de 1984 (época en que -Fuera descubierta como tal) y diciem- b r e del mismo arlo» 336 Bol . Asoc . Arc|. de Astr. Común i ca e ión ESTUDIO DESDE TIERRA Y CON EL IUE DE LA ATMOSFERA EXTENDIDA DE \ PAVONIS J. Sahade M, Rovira * * , /\A» r.Kinguelet • i i. i-/- y \Y-j iKondo , & * IAR y CONICET 1AFE t 1AFE, FCAGLP y CONICET § Soddard Space Flight Center, Estados Unidos Se describe el comportamiento de la Estrella Be , A Pavón i s , e n b ase ¿a es p e c: t:. r o g r a m a s t o triadas e n B a s q u e Ale gre, Cerro Tololc» y La Sil lea y a imágenes obtenidas con el satélite IUE. Las observaciones de La Silla y con el IUE son p rác t i camen te si mu1 1 án eas„ Bol.Asoc.Arg. de Astr. 337 338 Bol.Asoc.Arg. de Astr BINARIAS CERRADAS Bol.Asoc-Arg- de Astr 3 3 9 * 3 4 0 Bol.Asoc.Arg. de Aetr. In-forme Invitada BINARIAS CERRADAS: PROGRESOS Y PERSPECTIVAS Jorge Sahade Instituto Argentino de Radioastronoeía El objetiva de este informe, cuya presentación se -forma lizó a través de una proyección prácticamente ininterrumpida de transparencias, es a) el de describir las contribuciones de la aplicación de nuevas?, tecnoi oqi as, particularmente en el ultra- viole t a c o n e 1 s a t é 1 i te ILJ E , a nuestro conocimiento de las binarias cerradas; y b) describir las perspectivas de progreso en el campo con los experimentos espaciales proyectados para un •f ut ur o cercano. I. PROGRESOS 1. En primer lugar, ¿qué se esperaba y qué se obtuvo con el IUE? 1.1 Uno de los réditos esperados de la utilización del IUE' era el descubri mi ento, en si stemas bi nari os cerrados, de componentes más calientes que las que se observan en la región fotográfica, particularmente si éstas son de tipo tardío. Nieabro de la Carrera del Investigador Científico del C0N1CET Bol.Asoc.Arg. de Astr. 341 Esta expectativa ha si do satis-fecha, y podemos mencio- nar entre las sistem¿\s en los que se han detectado componen tes de tipo temprano, en base a la distribución de energía de 1 espectr o cont i nuo en e 1 u 1 1 r av;i. o 1 eta; a) 22 Vulpécula©, cuyo espectro en la región -fotográti ca corresponde al de una estrella G3p Ib-II y cuyo continuo ultravioleta sugiere un tipo espectral aire dedar de B9; b) HR 4511, donde el espectro en la región f otogr á-f i ca es de una estrella GO la y el continuo ultravioleta sugiere algo alrededor de B1 Ib (Bohm—Vitense and Dettmann 1980); c) n Aquilae, donde los espectros son, respectivamen te, Fó - G2 Ib y A0 V (Mariska, Doschek and Feldman 1980); d) C Capricarni, cuyo espectro es G8 III Ba en la re gión fotográfica, y parece tener una compañera enana blanca de tipo A (Bohm-Vitense 1980); e) HR 8572, con componentes G-K. la y alrededor de B1 V (Stic k1and and Marmer 1978); f) 56 F'egasi , cuyas componentes son una estrella X0 II Pe Ba y una enana blanca (Schindler et al- 1982)'; g) las estrellas simbióticas, cuyos continuos ultravio letas sugieren la existencia, en dichas objetos, de -fuentes con temperaturas mucho más elevadas que las que corresponden a las gigantes de? tipo tardío cuyo espectro se observa en la región fotográfica. Existen casos como los de BLyrae y e Aurigae, en que se anunciaron haber detectado con el IUE compañeras más ca lientes que las que se detectan en la región fotográfica del espectro. Sin embargo, en B Lyr el "espectro de la compañe ra" se obtuvo restando los espectros IUE del objeto 342 Bol -Asoc-Arg. de Astr tomados en el eclipse secundar ico y -fuera del eclipse, pero tal diferencia no puede de ninguna manera dar el espectro de la estrella "más débil" porque ésta está rodeada de un disco chato y opaco que no deja pasar su radiación. En lo que se refiere a e Aur, no es segura de que la interpretación del aumento de la intensidad del flujo continuo hacia longitudes de onda corta sea la correcta. Otro caso que neo se puede tomar al pie de la letra es el de y Sagittcirii en que el espectro ultravioleta de la "componente caliente" se obtuvo restando el espectro IUE to mado durante el eclipse principal del espectro ILJE tomada fuera del eclipse, siendo que el eclipse principal no es to tal, es muy poco profundo, y no existe ningún mínimo secunda rio detectado. 1.2 Otro de los réditos esperados se refiere a la obtención de información para estudiar el comportamiento de las capas exteriores de las envolturas gaseosas en sistemas bina rios cerradas. En este contexto, considera que hay que desta car cuatro hallazgos importantes, a saber, a) la existencia de zonas de alta temperatura electróni ca; b) evidencia de pérdida de masa y de gradientes de velo ci dades; c.) la presencia de líneas de resonancia, finas, corres pondientes a iones cuya producción requiere altas temperaturas electrónicas; d) fenómenos nuevos cuya explicación requiere mayor información al respecto. 1 .2 .1 . Prácticamente todos los sistemas binarios cerrados muestran, en sus espectros ultravioletas, líneas de resonancia que corresponden a iones tales como N V, Si IV y Bol.Asoc.Arg. de Astr. 343 C IV. Estas lineas requieren temperaturas del orden de los 100000° para que se produzcan, y, por consiguiente, no se pueden explicar por los campos de radiación de las componen tes de los sistemas y hay que pensar en términos de la pre sencia de -fuentes de radiación no térmica. Que seguramente existen -fuentes de radiación no térmica en los sistemas binar i os cerradas -fue ya sugerida por Smack (1972) y por Popper (1972) para dar cuenta de las caracterís ticas de los anillas gaseosos y de los discos de aereeión. Unos arios más tarde, Woodsworth y Hughes (1976) propusieron una -fuente no térmica en 3 F'ersei para explicar las observa ciones de Algol en radiofrecuencias. Por otra parte, el com portamiento de UX Arietis (c-f. Hjellming 1976) en radio-fre cuencias, también sugiere procesos no térmicos en acción, y conclusiones similares se han obtenido en otros objetos del grupo de las RS Canum Venaticorum, tales como HR 1099, RT La cert.ae. Otro caso que sugiere la existencia de -fuentes no térmi cas en sistemas binarios lo ofrece la detección de radiación X blanda en Algol (Schnopper et al. 1976; Harnden et al. 1977). Con el transcurso del tiempo y la observación en distin tos rangos de energía, las evidencias de la existencia de -fuentes no térmicas en los sistemas binarios cerrados -fueron cada vez más numerosas y con las observaciones sistemáticas en el ultravioleta no quedó ninguna duda de que nos encontré bamos -frente a un -fenómeno que? caracteriza a todos los siste mas binarias cerrados. Las líneas de resonancia de los elementos altamente io nizadas aparecen, según los sistemas, en emisión, con perfil P Cygni o en absorción. En, por lo menos, algunos casos de sistemas Algol de pe ríodos relativamente cortos, dichas lineas de resonancia apa recen en emisión solamente durante el mínimo principal, y, 344 Bol.Asoc.Arg. de Astr en absorción, en las demás -Fases. Este? comportamiento es rce rní n i se en te? del comportamiento de Ha en los mismas sistemas: Ha aparece en emisión solamente durante el eclipse primario del sistema. Las causas, en esos casos, deben ser seguramen te similares para el ultravioleta y para la región fotográfi ca. En otros casos, las lineas de resonancia de alta tempe ratura electrónica tal vez aparezcan en absorción porque se forman en la región de transición normal de la atmósfera ex tendida de una de las componentes, en aquellos sistemas de periodo orbital muy largos como lo es e Aur, por ejemplo. En lo que se refiere a las perfiles P Cyg es interesan te señalar que? las absorciones violetas» de esos perfiles en BLyr sugieren velocidades del orden de las que se derivan de la medición de la componente más violeta de la línea He I. 388b, que se produce? en el campo de radiación diluida. Si bien las lineas de resonancia de alta temperatura de excitación fueron detectadas en los primeros espectros ultra violetas de sistemas binarios cerrados, la primera interpre tación que se propuso se? debe a Kondo, McCluskey y Stencel (1979) quienes, estudiando la binaria U Gephei, sugirieron que "el lugar más probable de producción de Si IV y C IV es la región de la mancha caliente en la estrella B". Con pos terioridad, Kondo, McCluskey y Harvel (1981), también como resultado de estudiar U Cep, concluyeron que "Si IV y C IV se originan en la seudofotósfera creada por el material de la corriente gaseosa que cae sobre la superficie de la es trella B". Para Plavec (1980), la producción de esas líneas esta ría vinculada al fenómeno de acrecíón. B o l .A s o c .A r g . de Astr. 345 Con posterioridad, Sahade y Ft?rrer (1982) publicaron un estudia de la binaria de eclipse AU Manocerotis y teniendo en cuenta los distintos per-files de 1 ¿*s lineas de resonancia de N V, Si IV y C IV sugirieran: a) que en el sistema existen dos zonas de alta tempera tura electrónica; b) que N V y Si IV se originan por la disipación de las ondas de choque que se producen cuando el material que pierde el sistema por L-r Ínter actúa con la envol tura exterior que rodea a todo el sistema. c) que C IV debe -formarse en otra región de alta temperatura electrónica, donde la corriente gaseosa que se origina en la componente subgigante de tipo tardío, Ínteractúa con el anillo gaseoso o disco que rodea a la componente más brillante. A la misma conclusión llegaron Sahade y Hernández (1984) en el caso de Velorum. La existencia de dos zonas de alta temperatura electrónica parece confirmarse con el es tudio de los perfiles y las velocidades radiales de las li neas de NV , Si IVyC IV en el sistema de 3 Per (Sahade y Hernández 1985), lo que se tratará de confirmar con material adicional obtenido con el IUE en las fases criticas. En el caso de 3 Per, C IV se formaría en la zona de alta tempera tura electrónica ubicada en la envoltura gaseosa que rodea al sistema, mientras que N V y Si IV se formaricón en una zo na vinculada dinámicamente con la componente B8 V. En 1983, Plavec (1983), estudiando también U Cep, propu so que "N V, Si IV y C IV se forman en una capa "caliente" que probablemente rodea a toda la estrella alrededor del ecuador", agregando que "no conocemos el mecanismo que da origen a la capa". 346 Bol.Asoc.Arg. de Astr V, al afta siguiente, Peters y Pal i dan (.1984) , en una in vestiqación de varios sistemas Algol, postularon la existen cia de "regiones de aereeión de? alta temperatura (HTAR)". Las imágenes adicionales de Algol que se tomarán en 1986 con el IUE, seguramente han de proporcionar in-farmación muy importante p¿ara decidir entre las ideas enumeradas más arriba para explicar el origen y ubicación de las lineas de resonancia de alta temperatura electrónica- En el ario 1976, en un estudio de B Lyr con el satélite TD-1A, Hack et al. (1976) llegaron a la conclusión de que en ese sistema exis ten dos regiones d© alta temperatura, una alrededor de la es trella de mayor masa, que está rodeada de un disco opaco, donde se producirían las lineas de resonancia de Si IV y C IV, y otra en la envoltura gaseosa que rodea al sistema, don de se originaria N V . 1-2-2. Además de los per-files P Cyg que sugieren pérdida de masa, en los espectros ultravioletas de algunos siste mas binarios cerradas se advierten lineas asimétricas. Por ejemplo, en AIJ Monocerotis (Sahade y Ferrer 1982) encontramos que en la segunda conjunción las lineas de Si IV son asimétricas hacia longitudes de onda más corta, lo que indicaría que -frente a la componente más brillante hay una masa de gas que se decelera (Ringuelet. 1983). En AX Monocerotis (Sahade y Brandi 1985), en cambio, he mos encontrada que las componentes de las lineas de resonan cia de Si IV, son asimétricas hacia longitudes de onda más largas, lo que en la misma interpretación (Ringuelet 1983) indicaría aceleración de material. 1-2-3. Es común en ciertos objetos encontrar que el espectro ultravioleta despliega lineas de resonancia Bol -Asoc-Arg- de Astr. 347 de iones tales como.N V, Si IV y C IV caracterizados por un valor del ancho a intensidad media (FWHM) y una velocidad ta les que parecería que se originan en el medio interestelar. De hecho, esas líneas se ¿Atribuyeron al medio interestelar o a zonas tórridas en el medio interestelar. Sin embargo, el estudio de los espectros ultravioletas de Y i Vel y de y2 Velorum que -forman un sistema binario visual con una separación de unos 41" entre? las componentes, que equivale a casi 20000 Un A. , sugiere que las lineas de reso nancia -finas de los elementos altamente ionizados que se ob servan en Velorum se originan en las capas exteriores de la envoltura gaseosa del sistema de Vel y no en el medio i nt erestelar- 1.2.4. En el rubro de los "-fenómenos nuevos cuya explica ción requiere mayor información al respecto" debemos mencionar el caso de la binaria espectroscópica Yi Vel. En yj Vel, Sahade y Hernández (1984) encontramos que en -fase 0,376 P las lineas que se originan en los niveles de 0,00 (y quizás 0,01) eV y son -finas, están acompasadas por una componente extra. despl azada hacia 1 ong i tildes de onda más 1 argas en al rededor de 200 km s *. Los> elementos, muí t.i pl e- tes y 1 ong itudes de on da invalucrados son 1 os si gui entes: s III (1) 1190,2 A S 11 (1) 1250,5 C II (1) 1335,7 Si II (5) 1190,4 S 11 (1) 1253,8 Si IV (1) 1393,8 Si II (5) 1193,3 s II (1) 1259,5 Si IV (l) 1402,8 N I (1) 1199,5 Si II (4) 1260,4 Fe 11 (8) 1608,5 N I (1) 1200,2 0 I (21 1302,2 Al II (2) 1670,8 N I (1) 1200,7 Si II (3) 1304,4 Al III (1) 1862,8 Si III (2) 1206,5 C II (1) 1334,5 348 Bol.Asoc.Arg. de Astr y, con cierta incertidumbre debido a contaminación, tal ves en Fe II (9) 1260,5 Ti III (1) 1299,0 Ti III (2) 1291,6 C IV (1) 1548,2 Ti III (1) 1295,9 r IV (1) 1550,8 Coma el material disponible era de cuatro imágenes, dos con la cámara de longitudes de ondas cortas y dos, con la cá mara de longitudes de ondas largas, tomadas en enero y julio de 1979, no disponemos de información suficiente para poder ni siquiera intentar una explicación del fenómeno» 1-3- Completemos el cuadro mencionando que, en el campo de la Astronomía X, no sólo se descubrieron las binarias que irradian en X y que se caracterizan por flujos del orden de 10 ° - 10 "’ ergios por segundo, sino que se detectó radia ción X en binarias cerradas sin componentes compactas- Con el satélite Einstein se encontraron varias binarias del tipo 30 3 Algol cuya radiación en X es del orden de 1U"' — i O 1 ergios por segundo, que, en mi opinión, debe provenir de las mismas regiones de alta temperatura electrónica que hemos considera do en 1 -2 -1 , y en las cuales las temperaturas alcanzan el mi llón de grados. Experimentos con cohetes realizadas en 1975 permitieron descubrir que 3 Per es un emisor de radiación X, hecho que fue confirmada can observaciones desde el SAS-3 y otros saté lites- El flujo en X de 3 Per es del orden del que caracte riza a otros si st emas de? tipo Algol. 3 Lyr , en cambio, es un emisor relativamente débil de radiación X (Hutchings 1981). Bol - Asoc . Ar g . de Ast.r- 349 11 . PERSPECTIVAS 2. En lo que se refiere ¿* las perspectivas para lo futuro, enumeremos pri meramente los e q uip os de que dispondremos, seqún la información en nuestras manos. 2.1.1. En primer lugar, el Telescopio Espacial Hubble (HST, sigla en inglés). De '.Las posibilidades que ofrecerá dicho telescopio, mencionemos el a) espectrógrafo para objetos débiles (FOS) que ofrece una resolución de 10"' ( =3 A) , entre 1150 y 8500 A, y que será útil para estudiar objetos con 19 mag. mv 22 mag. ; y una resolución de 10*’ ( : 30 A) , entre 1150 y 8500 A, y que será útil para estudiar objetos con 22 mag. < mv < 26 mag. b) el espectrógrafo de alta resolución (HRS) que permite una resolución de cr 1ÜU (=0,03 A), entre 1100 y 3200 A, y que será útil para objetos con ^ v i 11 mag.; una resolución de 2x10^ (e 0,15 A) , entre 1100 y 3200 A, que será útil para objetos con ^ v i 14 mag. una resolución de 2x10° (- 1,5 A), entre 1100 y 1700 A, y que será útil para objetos con mv 2 17 amg. La sensibilidad del Telescopio Espacial con el espec trógrafo de alta resolución será de unas cien veces la del IUE. 350 Bol.Asoc.Arg. de Astr 2.1.2. Como misión -futura para investigaciones en el ultravioleta se preve el Satélite Columbus que permi tirá estudiar la región entre 900 y 1200 A con una resolu- 4 ción de 3x10 , pudiéndose llegar a magnitud 17. La sensibili dad del Columbus será unas 50000 veces mayor que la del Co- pérnico. 2.1.3. Para alrededor de 1990 se preve el lanzamiento del Explorador Regulado de Radiación X (XTE) que servirá para efectuar estudios temporales y espectroscopia de banda ancha de -fuentes compactas de radiación X, en el rango de 2 a 200 Ke V. 2.1.4. Entre las posibilidades abiertas para el estudio de sistemas binarios debemos destacar las posibilidades que ofrece la radioastronomía a través de los Arreglos Muy Extendidos (VLA) e Interferometria de Base Muy Extendida (VLBI) . Los resultados obtenidos por Florkowski (1984) con la binaria RY Scuti son por demás halagadores y significativos. Dichos resultados -fueran obtenidos can una resolución del or den de los décimos de segundo de arco. 2.2„ Enumeremos ahora los problemas que podrán atacarse y en los que podemos esperar progresas: a) ubicación y delimitación de las zonas de alta tempe ratura electrónica; b) ubicación y delimitación de las zonas de Te > 10 ^ K mediante observaciones en el ultravioleta lejano y en rangos de energía correspondientes a radiación X; c) análisis y conocimiento de los parámetros de discos de acreción mediante el estudio del espectro conti nuo en el extremo ultravioleta y en X; Bol.Asoc.Arg. de Astr. 351 d) estudio de la radiación de I «as binarias Ínter actúan tes en el ultravioleta lejano; e) comportamiento de los discos gaseosos que rodean a componentes de sistemas binarios interactuantes; ■f ) estudio de eclipses atmos-f ér i eos en un número muy grande de sistemas; g) estudia de las componentes que son estrellas de neu trones (órbitas, masas, inestabilidades en las mag- netós-feras y en los -Flujos de acrecí ón; estallidos muy rápidos en las órbitas interiores de los discos de aereeión; campo magnético en base a la emisión de la linea de ciclotrón en 58 KeV); h) estudia de las binarias que irradian en X (geome tría y temperaturas de las regiones de emisión; componente óptica; naturaleza de compañeras de las componentes ópticas) i) estudio de componentes enanas degeneradas de tempe ratura elevada, tales como Sirio B y HZ 43. Con los -futuros experimentos espaciales y las sensibili. dades que los caracterizarán, la Astronomía de los Sistemas Binarios Inter actuantes promete seguir siendo una -fuente de nuevos e importantes resultados que? nos permitirán progresar aún más en nuestros conocimientos no sólo de la estructura gaseosa y de los -fenómenos de? interacción que se producen, sino también de nuestro conocimiento acerca de la evolución de di c:hos s:i. stemas . REFERENCIAS Bohm-Vi tense, E. 1980, Astrophys. J. 239, L.79. Bohm-Vitense, E.; Dettmann, T. 1980, Astrophys. J. 236,, 560. Florkowski, D. 1984, comunicación privada. 352 Bol.Asoc.Arg. de Astr. Hack, M. 5 van den Heuvel, E.P.J.; Hockstra, R. ; de Jager, C.; Sahade, J. 1976, Astron, Astrophys. 50, s ) o D . Harnden, Jr., F.R.; Fabrican!, D. ; Topka, K.; Flannery, B.P.; Tuckar, W.H.; Gorenstein, P. 1977, Astrophys. J. 214, 418. Hjellming, R.M. 1976, en The Physics of Non-Thermal Radio Sources, ed« G. Set.ti (Dordecht: Reidel), p. 203. 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J - C1 ar i á Observatorio Astronómico de Córdoba RESUMEN: Las curvas de luz UBV de la binaria tipo W UMa, VZ Librae, obtenidas en los Observatorios de Cerro Tololo y Bos que Alegre en los arlos 1980 y 1981, son analizadas por medio del proceso de correcciones diferenciales de Wilson- Devinney. Posibles soluciones con diferentes valores de la relación de masas son probadas. Los resultados muestran las características típicas de una configuración de contacto con valores de q aproximadamente igual a 0.26 e inclinación orbi tal de 82°. El porcentaje de sobrecontacto es pequeño, aun que existe un marcada acople térmico entre ambas componen tes.. La camparación de las dimensiones obtenidas con estre llas de secuencia principal permite deducir que VZ Librae es un sistema escasamente apartado de 1 a secciencia principal de edad cero. 1. INTRODUCCION VZ Librae es una binaria eclipsante del tipo W UMa des cubierta por Tsesevich (1954). Su magnitud aparente visual » H i e i b r o de la Carrera del Investigador Científico del CONICET Bol.Asoc.Arg. de Astr . 357 es 10?13 en su -fase de máximo brillo y sus colores concuer- dan con los de una estrella de tipo espectral F9, no enroje cida de la secuencia principal. Las primeras curcas* de luz -fotoeléctricas en el sistema UBV fueron obtenidas por dos de los autores mediante observa ciones realizadas en los Observatorios de Cerro Tololo (Chi le) y Bosque Alegre (Córdoba, Argentina). Las principales ca racterísti cas fotométri cas, el estudio de los nuevos tiempos de mínimo derivados y la actualización de las efemérides, fueron publicados por Clariá y Lapasset (1981, 1982). 2. ANALISIS DE LAS CURVAS DE LUZ De las 982 mediciones realizadas en cada color del sis tema UBV se determinaron 62 puntos normales con un promedio de 16 observaciones por cada punto. El análisis de las cur vas de luz se comenzó mediante graduales aproximaciones por el procedimiento de prueba y error utilizando curvas de luz sintéticas de los programas de Wilson y Devinney (1971). Se comprobó de esta forma que valores demasiado grandes de la relación de masas (q > 0.40) no eran compatibles con la pro fundidad de los mínimos (0.5 y 0.4, respectivamente) y con la evidencia de eclipses totales de? corta duración en el mí nimo secundario. Para una relación de masas de 0.50, el va lor de la inclinación orbital debía ser demasiado grande a fin de obtener eclipses totales y ésto, a su vez, producía mínimos demasiado profundos. Por el contrario, valores pe queños de q (q < 0.15) requerían inclinaciones no muy pronun ciadas y ello implicaba profundidades de los mínimos menores que las observadas. De esta manera, el parámetro q puede ser acotado con bastante precisión en binarias que presentan eclipses totales en sus curvas de luz (ver Lapasset y Siste- ró 1982, 1984). 358 Bol . Asoc:. Ar g. de Astr Finalmente, se optó por un valor medio entre los posi bles para este parámetro critico 3. RESULTADOS Y DISCUSION El ajuste de las curvas de luz observadas se prosiguió hasta que los valores de las correcciones a los parámetros libres fueron menores o del mismo orden que los errares pro bables calculados p¿*ra esos parámetros- Los resultados fina les obtenidos se presentan en la Tabla 1, mientras que las curvas de luz teóricas correspondí entes a esa solución Bol -Asoc.Arg. de Astr- 359 están gra-ficadas conjuntamente-? con los puntos observados del sistema, en la Figura 1. TABLA 1 PARAMETROS FOTOMETRICOS FUNDAMENTALES DE VZ L1BRAE i B2?0l ± 0?48 q 0.264 ± 0.008 6095 1 T2 6016 ± 15 °K j _ 2 2.367 ± 0.018 Ql = ?2 0.32 Aj = A* 0.50 Lj/(Lj+L2) V 0.789 4 0.006 B 0.791 ± 0.006 U 0.767 ± 0.007 X1 = *2 V 0.648 B 0.798 U 0.819 R|(polar) 0.470 ± 0.002 Rj(lateral) 0.507 ± 0.003 Rj (posterior) 0.533 + 0.003 R7(polar) 0.256 f 0.003 R2(lateral) 0.266 + 0.002 R2 tposterior) 0.302 4 0.003 l sobrecontacto m ?: 2 wr 0.145 * Parámetro no ajustado. 360 Bol . Asoc: . Arg de Astr Figura 1: Observaciones UBV de VZ Librae. Las lineas continuas representan la solución de las curvas de luz. Bol - Asoc:. Arq „ de Astr. 361 Si bien la relación de masas derivada (q = 0.264) se en cuentra dentro de los valares típicos de los sistemas W IJMa de tipo A, el pc3rcent.a.je de sobrecantactü (11%) es demasiado pequero comparado con los valores medios para estas binarias (ver Van Hamme 1982a, 1982b). Por otra parte, parece existir un buen grado de acople térmico entre ambas componentes ya que sus temperaturas polares sólo di f i eren en 80 °K. En lo que se refiere al estado evolutivo de VZ Librae, solamente métodos indirectos permiten efectuar algunas conje turas al respecto. Por ejemplo, siguiendo los criterios enun ciados por Van Hamme (1982a), ess posible comparar las dimen siones de la componente principal de VZ Librae con las co rrespondientes a una estrella de igual masa en la secuencia principal de? ed¿u:l cero. En este? caso, el exceso del radio de esa componente oscila entre un 5% y un 16% (para masas que van d€? 1 a 1.25 masas solares). El tiempo que necesita una estrella para evolucionar dentro de la secuencia principal hasta alcanzar esa dimensión fluctúa entre un 157. y un 267. del tiempo total de? vida de la estrella, previa a su despla zamiento hacia la rama gigante. Puede entonces concluirse que VZ Librae es una estrella muy poco evolucionada, esto es, muy cercana a la secuencia principal de edad cero. Agradecimientos: Los autores expresan su agradecimiento al Centro de Cálculos cJe la Universidad Nacional de Córdoba y a las Gres. J. Labórele? y J. Albarracin por su colaboración prestada en la confección de los diagramas. 362 Bol.Asoc.Arg. de Astr. REFERENCIAS Carbón, D. y Ginqerich, 1969, en Theary and übservation of Normal Btellar Atmospheres, Cambridge, MIT Press, pag. 401. C1 ari A , J. J. y Lapasset, E. 1981, I n -f* . Bul 1 . Variable Stars N° 2035. C1 ar i á, J. J. y Lapasset, E. 1982, Bol . Asoc. Argent i na Astron. N° 27, pág. 52. Lapasset, E. y Sisteró, R.F. 1982, Bol. Asoc. Argentina Astron. N° 27, pág. 47. Lapasset, E. y Sisteró, R.F. 1984, Astron. Astrophys. 130, 97. Lucy, L.B. 1967, Z. Astrophys. 65, 89. Norton, D.C. y Adams, T.F.. 1968, Astrophys. J. 151, 611. Rucinski, S.M. 1969, Acta Astronómica 19, 245. Tsesevich, E^.P. 1954, Izvestia Astron. Observatory Üdessa 4 196. Van Hamme, W. 19 8 2 a , Astron. Astrophys. 105, 389. Van Hamme, W. 1982b, Astron. Astrophys. 116, 27. Wilson, R.E. y Devinney, E.J. 1971, Astrophys. J. 166, 605. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 363 LOS EFECTOS FOTOMETRICOS SECUNDARIOS EN LAS CONFIGURACIONES ESTELARES DE CONTACTO M. üómez y E. Lapasset Observatorio Astronómica de Córdoba RE:SUMENs La generación de curvas de luz sintéticas utilizan do el modelo desarrollado por WiIson-Devinney permite esta blecer algunos aspectos básicos sobre los efectos secunda rias en configuraciones binarias de contacto. En particular, sé deduce que las asimetrías presentes en las regiones de ma >:ima intensidad son debidas fundamentalmente a la combina ción del efecto geométrico producido, las superficies equipo tendales y el oscurecimiento hacia el limbo. Se establecen diferencias sistemáticas en los aspectos de las curvas de luz teóricas de los sistemas de tipo A y W. Por otra parte, una estadística de 50 binarias de ambos grupos permite com probar que esas diferencias son también detectables y fre cuentes en las curvas de luz observadas. Se concluye que me diante el análisis de las asimetrías en los máximos de las curvas de luz de sistemas de contacta, es posible fijar un criterio independiente? de clasificación de los tipos A y W. * * Hieebro de la Carrera del Investigador Científico del CONICET 364 Bol.Asoc.Arg. de Astr INTRODUCCION Las estrellas binarias de contacto del tipio W LJMa se ca racterisan por sus períodos cortos y sus tipos espectrales tardíos (entre F y K) - E LOS EFECTOS SECUNDARIOS Los sistemas binarios cerrados, cuya variación de luz se debe principalmente a la ocultación de una componente por la otra, se caracterizan además, por otros efectos secunda rias que también producen var i ac: i ones periódicas de sus bri llos aparentes. Ellos son los denominadas efectos de elipti cidad, de reflexión y de oscurecimiento gravitatorio y hacia Bol.Asoc.Arg. de Astr. 365 el limbo, los cuales son particularmente notables en las zo nas de máxima intensidad de las curvas de luz, es decir, -fue ra de los eclipses. El e+'ecttj de re-flexión, por ejemplo, pro duce una asimetría en los máximos de -forma que se evidencia un exceso de luz en las -fases posteriores a 0.25 con respec to a las anteriores (e inversamente para la -fase 0.75). Sin embarga, esta asimetría suele aparecer invertida en un buen número de sistemas W UMa. La evidencia analítica de dicha in versión se encuentra en el signo (positivo) del coe-ficiente Aj del desarrollo en serie de Fourier de los máximos de las curvas de luz. deberla ser negativo según la teoría del efecto de reflexión. Nuestra primer propósito fue investigar, desde el punto de vista teórico, cual podría ser la causa de la inversión del efecto de reflexión. De esta forma, se generaron curvas de luz sintéticas mediante el programa L.C del método de Wi 1- son y Devinney (1971), tratando de analizar cada efecto se cundario por separado. Los resultados obtenidos pueden sinte tizarse como sigue: típicas configuraciones de tipo W pre sentan la asimetría clásica del efecto de reflexión, mien tras que lo contrario ocurre en las configuraciones de tipo A; la mayor parte de? ios efectos secundarios (alto grado de sobrecontacto, oscurecimiento gravitatorio e incluso la re flexión) producen sólo pequeñas asimetrías de mayor grado en ambas configuraciones A y W pero de sentido opuesto. La conclusión, en consecuencia, es que el efecto de os curecimiento hacia el limbo es el principal responsable de la inversión de las asimetrías de las curvas de luz de los sistemas de tipo A. Sin embargo, es necesario aclarar que el mencionado efecto, por sí solo, no produciría mayores asime trías. La combinación del oscurecimiento hacia el limbo con la geometría de? superficies equipotenciales de Roche genera 366 Bul.Asoc.Arg. de Astr. los resultados mencionadas anteriormente. Si el modelo geomé trico utilizado hubiera sido esférico o elipsoidal no ha brían aparee i do las -fuertes asimetrías que se obtuvieron. LOS DATOS aBSERVAC10NAL.ES Nuestro segunda propósito -fue ver i-f i car, desde el punto de vista obser vac: i onal , si los sistemas W UMa de tipo A y W respondían efectivamente a las carácter isti cas teóricas dedu oídas. Para ello, se decidió investigar una lista de 50 es trellas W Lilia publicada por Van Hamme (1982¿*, b ) . El procedi miento consistió en recopilar las curvas de luz observadas de esos sistemas y analizar las zonas de los máximos median te regresiones por series de Fourier truncadas en los arrnóm c:os de segundo orden- En esas condiciones, el signo del coe ficiente A ^ (del coseno de 0 ) positivo indicaría una asime tría c o n t. rari a a 1 a d e 1 e f e c t o d e r e flexión, y negativo, la asimetría normal de dicho efecto. Los resultados fueron cate gór icios: para 13 binarias que pudieron ser clasificadas ine quívocamente como de tipo A, los coeficientes A| fueron posi t i v c d s ; para 1 5 b i n ar i as c on la certeza del tipo W , el signo de A^ fue negativo; para los restantes sistemas, cuya clasi ficación no fue garantizada ni fotométrica ni espectroscápi- cámente, los resultados fueron más dispares pero prevalecien do si emp re las c: ar ac t. er i s t i c as esperadas. CONCLUSIONES La forma de las asimetrías observadas en las zonas de los máximos de las curvas de luz de los sistemas de contacto se correlaciona fuertemente con las subclases A y W. En gene ral, la asimetría típica del efecto de reflexión se presenta Bol.Asoc.Arg. de Astr. 367 refornada en los sistemas de tipo W, mientras que en los de tipo A dicha asimetría aparece? invertida. El estudio teórico de ese problema permite establecer que e.1 efecto de oscurecí mienta hacia el limbo conjuntamente con la configuración geo métrica de super-f i c: i es equipotenciales explican las caracte rísticas mencionadas. De esta -forma, puede entenderse el signi-ficado del sig na positivo del coeficiente A^ , lo cual representó una in cógnita en los clásicos modelos rectificables de análisis de las curvas de luz. Por otra parte, el sentido de las asime trías en los máximos puede ser utilizado como un criterio in dependiente de la clasificación de los sistemas de contacto para los cuales no existen formas direct¿\s de establecerla. Agradeci mi entos Los; autores expresan su agradecimiento al Lie. S. Mar ión por sus valiosos comentarios y discusiones sobre los te mas de este trabajo. REFERENCIAS Binnendijk, L. 1970, Vistas in Astron. 12, 217. Lapasset, E. y Clariá, J.J. 1985a, Revista Mexicana de Astron. y Astrof. 10, 283. Lapasset, E. y Clariá, J.J. 1985b, Astron. Astrophys. (envi ado). Van Hamme, W. 1982a, Astron. & Astrophys. 105, 389 Van Hamme, W. 1982b, Astron. & Astrophys. 116, 27. Wilson, R.E. y Devinney, E.J. 1971, Astroph. J. 166, 605. 368 Bol.Asoc.Arg. de Asir. Comúni cae i ón UN NUEVO ESTUDIO ESPECTROGRAFICO DE LA BINARIA ECLIPSANTE RS SAGITTARII G.E. Ferrer* y J. Sahade** # FCABLP t« IAR El sistema de tipo Algol RS Sagittarii -fue reobservado en el Observatorio Interameri cano de Cerro Talóla en 1983 y O 1984, con una dispersión de 9 A/mm en el segundo orden azul de la red del Coudé del telescopio de 1-5 m. El nuevo material ha mostrado la presencia de la compo nente secundaria en la 1 ines a K del Ca II y en las líneas del Hidrógeno, aunque éstas no pueden medirse debido a la conta minación producida por las lineas de la componente primar a. Adoptando para 1 a inclinación el valor dado por Baqlow (1948) derivamos una masa aproximada de 8 MQ para la prima ria y 2.5 Mq para la secundaria. H alfa muestra emisión incipiente variable, sugiriendo que estamos en presencia, posiblemente, de un sistema inter actuante observado antes de-? que una drástica transferencia o pérdida de masa haya tenido lugar. Hieibros de la Carrera del Investigador Científico del CONICET Bol.Asoc.Arg. de Astr. 369 Común i cae: i on LA ORBITA ESPECTROGRAFIA DE LA BINARIA ECLIPSANTE HH CARINAE C.H. Mandrim1’6, R.H. Méndez 113’4, O.E. Ferrer2 ’3 ’4 y ■I KT V.S, Ni eme 1 ¿a 1 IAFE 2 FCA6LP 3 Astrónomo Visitante, Observatorio Interaeericano de Cerro Tololo, operado por AURA Inc., bajo contrato con la U.S. National Science Foundation 4 C0N1CET 5 CIC 6 Becario del CONICET RESUMEN: En este trabajo se determinan por primera vez los elementos orbitales espectragráf icos de HH Carinae y utili zando los resultadas de un estudio fotométrico de Soderhjelm (1975) se derivan los valores de las masas y las dimensiones de las componentes del sistema. Entre los meses de febrero y mayo de 1981 se obtuvieron u¿y espectrogramas de 45 A mm ^ de HH Car c:.on el telescopio de 1 m en CTItJ; del análisis de? los mismos se? estimó que el tipo espectral de la componente "primaria" más caliente es OQV, mientras que .La "secundaria" es una BOIIJ.. Fc.ira determinar los w't i-mentos orbitales del sistema se decidió emplear el promedio por placa de? las velocidades ra diales de las lineas de He I correspondientes a las 31 pla- cas más cercanas a las cuadraturas. Las lineas de absorción de la serie de Balmer aparecen notablemente distorsionadas por efectos de mezcla para todos los valores de fase. Em- pleando el valor de P - 3.23155 di as, dado por Soderhjelm 370 Bol . Asoc:. Arg. de Astr (1975) , y suponiendo e* = 0 se encuentran los siguientes val o res: Par* Ametro Pri mar i a Secundar i a Va (km/s) 25 ± 20 -9 ± 10 K < k m / s) 202 ± 15 247 ± 8 a sin i (Ro) 13 ± 1 15.8 ± 0.5 -ji* m sin°l (Ro) 17 ± 2 14 ± 2 Combinando nuestros resultadas can los de Soderhjelm (1975) se obtienen los valores detallados a continuación pa- ra las masas y dimensiones de las componentes del sistema: Parámetro Pr i mar i a Secundar i a masa (Mo) 17 14 a (Ro) 13. 1 16 R (Ro) 6 .1 10 .7 locj g 4. 1 3. 5 El trabajo en e x t. en so será public ad o en la Re? vista Me x i cana de Astronomía y Astrofísica» REFERENCIAS Sóderh jelm, 1975, Astron. Astrophys» Suppl. 22, 263 Bal.Asoc-Arg- de Astr 371 In-forme de Trabajo ANALISIS FQTOMETRICO DE FT LUPI S.L. Lipari y R.F. Sisteró Observatorio Astronómico de Córdoba Se presenta el análisis "computaci onal" de Wilson- Devinney, del sistema binario eclipsante FT Lupi. Se encon traron tres soluciones (dos semi --detached y una de contac to). Uno de los modelos J'semi-detached" es físicamente el más aceptable ya que este sistema se encuentra desacoplado térmicamente y transí iri endo materia de la primera a la se gunda componente. Los resultados obtenidos son consistentes con las predicciones de la Teoría TRO (Thermal Relaxation □ sci1 1 ati ons) . 372 Bol.Asoc.Arg. de Astr In-íorme de Trabajo AU MONQCEROTISs UN NUEVO ESTUDIO CON MAYOR DISPERSION J. Sahade* y O.E. Ferrer** » IAR « FCA6LP Se exponen los resultados parciales de un estudio espec trográ-fico de la binaria eclipsante AU MC3N en base a espec trogramas obtenidos con el espectrógrafo Coudé del Telesco « Hieabros de la Carrera del Investigador Científico del CONICET Bol.Asoc.Arg- de Astr. 373 Informe de Trabajo ESTUDIO ESPECTROORAFICO DE n SCORPII EN ALTA DISPERSION x x x ■+- L.G. García , O.E. Ferrer y J. Sahade * FCA8LP « FCACLP i IAR Se muestran los resultados preliminares de un estudio de la binaria espec.tr osczóp i ca de doble espectro n Seo que ■fue observada en 1985 y 1984 con el espectrógrafo Coudé del Telescopio de 1.5 m de Cerro Talóla en una dispersión de o 9/18 A/mm. *#f + Hieabros de la Carrera del Investigador Científico del CONICET 374 Bol.A s o c .Arg. de Astr. BINARIAS ESPECTROSCOPICAS Bol, A s o c .Arg. de Astr. 3 7 5 376 Bol.Asoc.Arg. dm Amtr Comúnicación UN ESTUDIO ESPECTROGRAFICO DE 17 LEP EN LAS REGIONES FOTOGRAFICA Y ULTRAVIOLETA 4 4- J. Sahade , Ei.E-i. Brandi , A.E. Ringuelet G. Wal1erstein y B. García' « IAR tt FCA6LP. CIC + IAFE, FCA6LP 1 DAUN, Seattle. Estados Unidos 2 FCAÉLP, CIC Se expondrán los resultados de un estudio espectrogr á-f i ca de la binaria peculiar de largo periodo 17 Leporis, en ba se a material que incluye placas obtenidas en distintas épo cas, en distintos observatorios, y espectros tomados con el satélite IUE en enero y julio de-: 1979. f, + Hietbros de la Carrera del Investigador Científico del CONICET Bol.Asoc.Arg. de Astr. 377 Comúni cación ESTUDIO ESPECTROSCOPICO DE DOS SISTEMAS BINARIOS MASIVOS 6. Solivella* y V. Niemela** * FCA6LP «« IAFE y CIC Presentamos el estudio de dos sistemas binarios masivos con componentes de tipo espectral "O", EM CAR y AB CRU. Determinamos los parámetros orbitales y estimamos las masas de las componentes en base a observadones espectrográ ■fieras realizadas en el Observatorio Inter amer i cano de Cerro Tülolo. 378 Bol.Asoc.Arg. de Astr. CUMULOS ABIERTOS Bol -Asoc.Arg. de Astr 379 380 Bol.Asoc.Arg. de Astr. METALICIDAD V PERDIDA DE MASA EN GIGANTES ROJAS DE NGC 2539 Y NGC 4349 J . J - C 1 ar i. á* ** y E . L.apasset * * Observatorio Astronómico de Córdoba RESUMEN: Se presentan resultados obtenidos en los Gbservato ríos de Cerro Talóla y Las Campanas a partir de -fotometría multicolor de las ramas gigantes de los cúmulos abiertos NGC 2539 y NGC 4349. Si bien la información fotoeléctrica prove niente de la región roja del espectro conduce a metalicida- des enteramente similares para ambos cúmulos, los índices de contaminación demuestran que la rama gigante de NGC 2539 po see, en promedio, sobreabundancia de elementos del grupo CNO con relación a NGC 4349. Un análisis de los parámetros almos féricos derivados juntamente con resultados provenientes de modelos teóricos permite discutir efectos de pérdida de masa en la rama gigante de ambos agregados. * Astrónomo visitante del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo, operado por AURA, Inc. Miembro de la Carrera del Investigador Científico del CONICET de Argentina. ** Astrónomo Visitante del Observatorio de Las Campanas, dependiente de la Universidad de Toronto (Canadá). Miembro de la Carrera del Investigador Científico del CONICET de Argentina. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 381 I . INTRODUCCION Como es bien sabido, la evolución de las estrellas so bre la secuencia principal se conoce relativamente bien. En efecto, no sólo existen en la actualidad una gran variedad de modelos teóricos que predicen la historia evolutiva para estrellas de distintas masas, edades y composiciones quími cas, sino que además dichos modelos han podido ser compara das can datos obíservac i anal es de alta precisión. Por el con trario, es todavía relativamente incipiente nuestro conoci miento acerca de la -fase cié gigante roja para masas superio res a una masa solar. Si bien disponemos hoy en día de isó- cranas teóricas para esta -fase de la historia evolutiva de 1 as estrellas, lo que falta básicamente son datos observacio nales suficientemente precisos y numerosos, a partir de los cuales puedan determinarse parámetros físicos fundamentales, que permiten efectuar comparaciones significativas con las predicciones de los modelos teóricos. En este sentido, el trabajo más completo hasta la fecha ha sido realizado por Mermilliod (1981a) y Maeder y Mermi- 11 iod (1981). Entre los parámetros de interés aun faltantes, debemos quizá mencionar las temperaturas efectivas, graveda des superficiales, las composiciones químicas, y muy espe cialmente en virtud de su escasez, las masas de las estre llas rojas de alta luminosidad. Es evidente que los cúmulos abiertos constituyen los me jores candidatos p>ara efectuar las comparaciones a las que hacíamos referencia. Lamentablemente, sólo unos pocos de ellos contienen un número apreciatile de gigantes rojas. En Par^- icu^ar» para estudiar la fase de gigante roja para masas mayores que aproximadamente 2 maséis solares, debemos exami nar cúmulos más jóvenes que .las Hyades ( ^ 6x10® arlos) , 382 Bol.Asoc.Arg. de Astr. 1 os que por lo general contienen un número muy reducido de gigantes rojas. Siguiendo a Mermi11 iod (1981a), parecería en tonces que Id más adecuado sería considerar un conjunto de secuenci as empi r i cías , f ormadas med i ante 1 ¿a supc?rposi ción de ramas gigantes de cúmulos con iguales edades y metalicida- des, y compararlas con las correspondientes isócranas teóri cas. Este es sin dudas el objeti.yo_f¿nal que intentaremos al canzar en un -Futuro cercano. Por el momento, nos encontramos en la etapa previa de determinar las propiedades -fundamenta les de las ramas gigantes de cúmulos individuales. NGC 2539 y NGC 4349 son dos cúmulos abiertos moderada mente concentradas cuyos diagramas HR sugieren edades aproxi diadamente similares a 1 ¿as Hyades y Praesepe (Mermi 1 11 od 1981a). Estudios -fotométri eos dea Pesch (1961) y Lohmann (1961) ubican estos agregados a 1.3 y 1.7 kpc del sol en las constelaciones de Pupis y Cru>; , respectivamente, habiéndose estimada la absorción interestelar en 0.3 y 1.0 magnitudes, con sospechas de enrojecimiento diferencial en NGC 4349. MATERIAL 0BSER0ACIONAL Un total de 20 estrellas de tipos G y K ubicadas en la vecindad de NGC 2539 y NGC 4349 fueron observadas fotoeléc tricamente desde el Observatorio Inter-Americana de Cerro Toldo. Las observaciones fueron realizadas con el telesco pio de 91 cm en los sistemas DDÜ y CMT^To desarrollados por McClure (1976) y Canterna (1976), respectivamente. Observa ciones DDO realizadas por Dawson (1978) en NGC 4349 muestran un excelente acuerdo con las presentes mediciones. Las estre lias de NGC 4349 fueron también observadas fotoeléctricamen te en el sistema UBV, no asi e- cambio las de NGC 2539 por registrar observaciones Bol.Asoc.Arg. de Astr. 383 ■fotoeléctricas previas (Pesch 1961). Las mediciones UBV -fue ron parcialmente r eal izadas usando el telescopio canadiense de 60 cm del Observatorio David Dunlap, ubicado en el Obser vatorio de Las Campaneas (Chile). Sólo presentaremos aquí, las principales conclusiones alcanzadas a partir del análisis de los datos recopilados. Las observaciones individuales UBV, DDO y CMT^T^ en ambos cúmulos, juntamente con un análisis de tallado de las mismas, puede verse en otros trabajos (Clariá y Lapasset 1905a, 1985b). 3. GIGANTES ROJAS V ESTRELLAS DE CAMPO Como resultado de aplicar dos criterios independientes descriptos en trabajos anteriores (Clariá y Lapasset 1983, Clariá 1985), 6 de las 13 estrellas medidas en NGC 2539 re sultan ser muy probablemente objetos del campo galáctico, en tanto que para las 7 restantes los criterios mencionados in dican una probabilidad muy alta de vinculación -física al cú mulo. Estos resultados se sintetizan en la última columna de la Tabla 1, en la cual se muestra también el enrojecimiento interestelar obtenido individualmente a partir del método de Janes (1977), su correspondiente desviación standard, la lu minosidad predicha para la estrella en caso de que -fuera miembro, el tipo espectral MK inferido de los índices DDO, y los resultados que se obtienen al aplicar los dos criterios, denotados A y B, separadamente. Las diferencias más eviden tes entre miembros físicos y estrellas del campo se aprecian al comparar .los excesas E(B—9)0^,- individuales. El enrojeci miento medio resultante? de las gigantes rojas de NGC 2539 es 384 Bol.Asoc.Arg« de Astr. TABLA 1 SEPARACION DE 6IGANTES ROJAS Y ESTRELLAS DE CAHPO A PARTIR DE CRITERIOS FOTONETRICOS. LOS NUMEROS DE LAS ESTRELLAS FUERON ASIGNADOS POR PESCH (1961) Y LQHNANN (1961) EN NGC 2539 Y NGC 4349, RESPECTIVAMENTE. ESTRELLA E(B-V)W 0 c CL MK(DDO) Criterios Clasificación c (predicha) (A) (B) N6C 2539 (Pesch 1961) 6 0.06 0.04 II-III 681II i a a 21 0.09 0.04 II-III K2/3III e a a 26 0.05 0.04 II-III 691II p* a a 28 0.08 0.04 III 68111 e a a 32 0.10 0.04 II-III 65/811-111 • a a 42 0.10 0.05 III 68IV i p« a 51 0.04 0.04 III 65/8111 pa a a 7 0.00 0.04 III K2/3IV na pa na 15 0.17 0.03 III K4/5III na a na 16 0.03 0.03 III K4III na a na 22 0.00 0.04 III K2/3III na a na 29 0.00 0.04 III K4/51II na a na 47 0.25 0.05 II-III K4IV na na na N6C 4349 (Lohftann 1961) 5 0.34 0.05 II-III 69111 a a a 9 0.36 0.05 II-III 681 I-I11 a a a 127 0.37 0.04 II K11I a a a 168 0.34 0.06 II-III 691II a a a 174 0.38 0.05 II-III K1II1 a a a 203 0.36 0.04 II-III 651 I-Ib a a a 185 0.45 0.05 II-III 65/811 na P* na En NGC 4349 sólo una estrelI a con un exceso de color que difiere en más de 2 a del valor medi o resulta no mi em-~ bra, mientras que 1 6 restantes verifican sin ambigüedad los dos criterios antes mencionados. Cabe destacar que los enrojecimientos obtenidos no sólo presentan un excelente acuerdo con el valor EüíB—V) = 0«l33 derivado por Lohmann (1961) a partir de las estrellas de la secuencia principal, sino que además permiten dejar de lado las sospechas de enrg jacimiento diferencial en la región del cúmulo. 4. ABUNDANCIA METALICA Para determinar la abundancia metálica superficial de las ramas giganteas de ambos cúmulos, hicimos uso de la Bol•Asoc.Arg. de Astr 385 información fotoeléctrica recogida tanto de la región viole ta del espectro, Cdmo de una región próxima al rojo. Esto se debe a que los parámetros de abundancia de estrellas Q y K provenientes de la región azul-violeta del espectro reflejan no sólo el efecto blanketing metálico, debido principalmente al hierro o elementos de su familia, sino que además refle jan la presencia de bandas moleculares de CN y CH. En conse cuencia, la comparación de parámetros de abundancia prove nientes de estas dos porciones del espectro debería permitir detectar sobreabundancia o subabundancias de compuestos mole culares que incluyan elementos del grupo CNO principal mente. Para cada estrella del programa determinamos tres pará metros de abundancia, dos de ellos correspondí entes al siste ma de Washington y el tercera al sistema DDO, a saber: A (C-M), A (M-T^) y 6 CN (Canterna y Harris 1979; Janes 1975). Estas parámetros permitieron derivar para cada estre lla las razones hierra e hidrógeno denotadas (Fe/H^^, ¡Fe/H^-y y fFe/FlJj^Q, respact i vamente. El procedimiento se guido para calcular estas metal icidades es similar al des— cripta por Clariá y Lapasset (1985c). Puesta que los índices C (41-42) y (C-M) recogen informa ción de regiones espectrales aproximadamente similares, debe rían conducir a resultados bastante similares. Es decir, las razones (^Fe/H) p^ y ¡Fe/Hj^QQ de una determinada estrella de berían ser muy parecidas. Si ésto ocurre a su vez con la ra zón ¡Fe/H , adoptamos para esa estrella el promedio de las tres determinaciones de abundancia. S:i, por el contrario, la diferencia* & I- | F •e/!-!^ j^y ■■■- f Fe/hlj j es mayor o igual que U.4., i nterpretamos ese resultado coma debida a una sobre ^ky.Qdanc ia de elementos del grupa CNO en la atmósfera consi derada . 386 Bol.Asoc.Arg. de Astr. L.os resultados obtenidos en NGC 2539 y NGC 4349 se i 1 us tran en la Tabla 2* Puede apreciarse que las gigantes rojas de NGC 2539 presentan razonéis ^Pe/hJ jvjj sistemáticamente más bajas que mientras que ello sólo ocurre en dos es trellas de NGC 4349. Si bien las metalicidades medias prove nientes de la región roja del espectro conducen a metal icida des enteramente similares para los dos cúmulos y no muy di-fe rentes del valor solar, los índices A F sugieren que, en promedio, las estrellas de la rama gigante de NGC 2539 po seen una sobreabundancia de? elementos del grupo CNG con reía ción a estrellas de la rama gigante de NGC 4349. Por otra parte, y tal coma deberíamos esperar, la abundancia metálica inferida del sistema DDÜ es prácticamente la misma que la ob tenida a partir del índice (C~M) del sistema de Washington en ambos cúmulos. TABLA 2 HETALICIDADES Y «ASAS DE BISANTES ROJAS DE NGC 2539 Y NGC 4349 Estrella |Fe/HlHT ( H a (Fe/H)DD0 a NGC 2539 6 -0.1 0.3 0.17 1.2 21 -0.2 0.5 0.16 t.l 26 -0.3 -0.1 0.22 1.1 2B -0.2 0.2 0.14 1.5 32 0.1 0.4 0.50 1.7 42 -0.1 0.3 0.36 - 51 -0.3 -0.3 0.11 1.3 N6C 4349 5 -0.2 -0.2 -0.17 1.2 9 -0.1 -0.2 -0.07 0.7 127 -0.1 0.4 -0.04 1.9 16B -0.3 -0.3 -0.02 0.9 174 -0.1 0.4 0.22 0.8 203 -0.3 -0.3 0.03 1.6 PERDIDA DE MAESA DE GIGANTES ROJAS Trabajos previos de Gsborn (1971, 1973) y Osborn y Cla- riá (1976) han permitido calibrar los índices CQ (42-45) y Bol.Asoc.Arg. de Astr. 387 Cp (45--4S) en -función de? gravedades superficiales C (45-48)normal " C0 <45-48) - a (L) Fe/H C (42-45)normal = Co (42 -■45) - 6 (L) Fe?/H en las cuales a (L.) y $ (L) son -funciones; conocidas de la clase de luminosidad (Qsborn 1979)» Si además de los paráme tros atmosféricos g y Te de una gigante roja, se conoce el módulo de distancia del cúmulo, es posible entonces estimar la masa de la estrella usando la -fórmula (13) de Clariá y La passet (1983), prcavia determinación de la corrección bolomé- t r i c a y de la magni t ud ab solut a bol ornét r ica. En la última columna de la Tabla 2 se muestran las ma sas obtenidas para las estrellas de ambos cúmulos» De acuer do a las isócronas teóricas de Maeder y Mermilliod (1981), las masas de las gigantes rojas deberían ser mayores o igua les que 2.3 Tí| Q en NGC 2539 y 2.6 ^JQ en NGC 4349, para ser consistentes con las edades de los respectivos agregados. Dji chas edades fueron estimadas en 400 y 600 millones de arlos, respectivamente, usando el método descripto por Mermilliod (19Glb). Contrariamente a lo esperado, sin embarga, las ma sas individuales derivadas en ambos cúmulos resultan ser sis £®íDÉ£Í.camente más peque fias que las predi chas teóricamente, siendo sus promedios 1.3 y 1 »2. masas solares, respectivamen te. En verdad, la posibilidad de que las gigantes rojas de NGC 4349 hayan sufrido efectos de pérdida de masa ha sido an tes mencionada por Dawson (1978). 388 Bol.Asoc.Arg. de Astr. Candentes de la -fragilidad del método usado para esti mar las masas de 1 as gigantes rojas, pensamos que nuestros resultados podrían quizás deberse a imprecisiones en las ob servaciones o tal vez a una pobre determinación de alguna o algunas de las variables de las cuales depende la masa. Si bien es cierto que un error de oToi en el Indice C (45-48) conduce a una imprecisión de 0.2 en el 1og g , o bien a masas imprecisas en un tactor 1.5 aproximadamente, nos parece prácticamente imposible que nuestros errores me dios del orden de 0T0O8 en dicho índice puedan ser los res ponsables de las pequeñas masas encontradas. Por otra parte, suponer que errores en los puntos ceros de las calibraciones usadas puedan conducir sistemáticamente a subestimar las ma sas, tampoco nos parece probable ya que el mismo procedí mi en to -fue usado en M67 (Qsborn 1974) y las masas inferidas con- cuercJan con determinaciones independientes. Por otra parte, si bien es cierto que una disminución en la razón |Fe/H^ o un aumento en el enrojecimiento interestelar incrementaría las masas calculadas, estas dos posibi 1 idades también las descartamos, porque: íl) para calcular las masas, hemos usa do las metal icidades más bajas acá determinadas, esto es, las razones (2) el enrojecimiento medio obtenida es muy similar &1 encontrado en ambos cúmulos por otros auto res (Pesch 1961; Becker y Fenkart 1971; Lohmann 1961; Dawson 1978). Restaría -finalmente considerar el efecto que produce so bre las masas una imprecisión en la distancia. Cálculos sen cillas, sin embarga, demuestran que habría que incrementar los módulos de distancia en más de una magnitud para obtener masas medias del orden de las predichas por los modelos teó- r i cas. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 389 En síntesis», los argumentos expuestos precedentemente nos conducen a aceptar que los presentes resultados represen tan una prueba adicional de que durante la -fase de gigante roja las estrellas pierden e-f ect i vamente parte de su masa. Resultados similares han sido antes encontrados en varios cú mulos abiertos (üsborn 1974$ C1ariá 1979; Clariá y Lapasset 1983; Clariá 1985). Los autores expresan su agradecimiento a los Dres. P. Gsmer y R. Garrí son por haberles permitido usar las fácil ida des de los Observatorios de Cerro Tololo y Las Campanas, res pectivamente. Este trabajo ha sido parcialmente subsidiada por el CQNICOR y el CONICET de Argentina. REFERENCIAS Becker, W. y Fenkart, R. 1971, Astron. Astrophys. Suppl. 4, 241 „ Canterna, R. 1976, Astron. J. 81, 228. Canterna, R. y Harris, H.C. 1979, en "Problems of Calibration of Multicolor Photometric Systems" ed. A.G.D. Philip (Schnectady: Dudley Obs.), p. 199. C1 ar i á, J. J. 1979, Astrophys. Space Sci. 66, 201 . C1 ar i á, J.J, 1985, Astron. Astrophys. Suppl. 59, 195. C1 ar i á, J. J. y Lapasset, E. 1983, Astrophys. ?< Astron. 4, 117. C1 ar i á, J.J. y Lapasset, E. 1985a, Astrophys . J. (er> prensa) Clariá, J.J. y Lapasset, E. 1985b (a publicar). Clariá, J.J. y Lapasset, E. 1985c, Monthly Notices Roy. Astron. Soc:. (en prensa). Dawson, D. 1978, Astron. J. 83, 1424. Janes, K:. A. 1975, Astrophys . J. Suppl. 29, 161. Janes, K. A. 1977, Publ. Astron. Soc. Pacific 89, 576. 390 Bol.Asoc.Arg. de Astr. Lohmann, A. 1961, Astron. Nachr. 286, 105. Maeder, A. y Mermilliod, J.C. 1981, Astron. & Astrophys. 93 136. McClure, R.D. i976, Astron. J. 81, 182. Msrmilliod, J.C. 1981a, Astron. Astrophys. Suppl. 44, 467. Msrmilliod, J.C. 1981b, Astron. Astrophys. 97, 235. Osborn, W. 1971, Tésis Doctoral, Vale Uníversity. Osborn, W. 1973, Astrophys. J. 186, 725. Osborn, W. 1974, Monthly Notices Roy. Astron. Soc. 168, 291 Osborn, W. 1979, en "Problems o-f Calibrations of Multicolor Photometric Systems", ed. A.G.D. Philip (Schnectadys Dudley Obs.), p. 83. Osborn, W. y Clariá, J.J. 1976, in IAU Symposium N° 72, "Abundance E-f-fects in Classi-f ication" , eds. B Hauck y P.C. Keenan (Boston, Reidel) , p. 101. F'esch, F*. 1961, Astrophys. J. 134, 602. Bol.Asoc.Arg. de Astr 391 DETERMINACION DE LAS PROPIEDADES ASTROFISICAS FUNDAMENTALES DE NGC 2567 A PARTIR DE FOTOMETRIA MULTICOLOR J„J- Glariá* y E. Lapasset** Observatorio Astronómico de Córdoba RESUMEN: Un análisis de nuevos datos -fotoeléctricos UBV ob tenidas en la región del cúmulo abierto NGC 2567 ha permiti do can-firmar la realidad física y estábil i dacJ dinámica del mismo- NGC 2567 se encuentra ubicada a 420 pe: del plano ga láctico y a 1620 pe: del sol en una región caracterizada por baja absorción interestelar a grandes distancias. Isócronas teóricas de Maeder y Mermilliod permiten es»timar su edad en 290 millones de arlas. Nuevas datas DDO v CMT1h T^X- de 8 estre- 11 as rojas permiten distinguir 4 posibles gigantes rojas, cu ya composición química es aproximadamente solar. * Astrónomo visitante del Observatorio Interamericano de Cerro Tololo, operada por AURA, Inc. Miembro de la Carrera del Investigador Científico del CONICET de Argentina. ** Astrónomo Visitante del Observatorio de Las Campanas, dependiente de la Universidad de Toronto (Canadá). Miembro de la Carrera del Investigador Científico del CONICET de Argentina. 392 Bol.Asoc.Arg. de Astr. I. INTRODUCCION Los resultados que se presentan en esta investigación forman parte de un programa general que viene siendo desarrg liado desde hace varios afíos en el Observatorio de Córdoba. Dicho programa consiste en la obtención de datos básicos de alta precisión, fotométricos y en ocasiones espectroscópi- eos, de cúmulos abiertos del hemisferio sur aún no estudia dos a cuyas observaciones son incompletas,. Hasta donde? nosotros tenemos conocimiento, no existen mediciones -fotoeléctricas previas de NGC 2567 y, por lo tan to, no sólo desconocemos sus princip¿4les carácter í st i cas si no que ni siquiera podemos asegurar su realidad física. Lindoff (1968) publicó un diagrama HR del cúmulo basado en datos fotográficos y estimó en 1700 pe la distancia al sol y en aproximadamente .1.000 millones de anos su edad. Es tos resultados, sin embargo, son muy inciertos ya que provie nen de observad anees fotográficas basadas en una secuencia fotoeléctrica que incluye? sólo 3 estrellas del cúmulo. 2. OBSERVACIONES FOTOELECTRICAS UBV, DDO V CMTtT2 Un total de 164 estrellas más brillantes que V = 15 mag fueran observadas en el sistema UE Bol . Asoc . Arg . de Ast.r « 39.3 ellas han sido recientemente analizadas a partir de datos fa toeléctricos DDO y -fotográficos UB9 (Clariá 1985). En el pre sente estudio, se presentan y analizan observaciones DDO y CMT1 T2 de las cinco estrellas restantes obtenidas con el te lescopio de 91. cm del Observatorio de Cerro Tololo. En este trabajo presentamos en forma suscinta los prin cipales resultados derivadas a partir de los datos fotométri cas- Las mediciones individuales UBV, DDO y CMT^Tp juntamen te con un análisis de las mismas, puede verse en otra publi cación (Clariá y Lapassset. 1985). 3. SELECCION DE MIEMBROS Y NO MIEMBROS: ENROJECIMIENTO INTERESTELAR Básicamente, hemos supuesto que cada miembro del cúmulo debe verificar dos condiciones, a sabers (1 ) su ubicación en los diagramas V vs. 394 Bol.Asac.Arg. de Astr. Las Figura*;» 1 (a) y Bol.Asoc.Arg. de Astr 395 determinados a partir de placas tomadas con prisma objetivo o en 110 A/mm (Lindoff 1968). De ambos diagramas se desprende que: (1 ) el cúmulo tiene realidad -física; (2 ) la secuencia principal contiene estrellas B, A y F y se extiende aproxima damente tres magnitudes y media a partir de V « 11.2; (3) el punto de desvío de la secuencia principal ocurre en la re gión de las estrellas A tempranas, y (4) cuatro de las ocho estrellas rojas más brillantes que V = 11.2 son probablemen te gigantes rojas del cúmulo. Para calcular el enrojeci miento interestelar que afecta a los miembros, hicimos uso de las expresiones ¿analíticas ■formuladas por Clariá (1977), válidas para estrellas de las clases III, IV y V más tempranas que A2. Dado que conocemos los tipos espectrales dea varias de .Las estrellas más brillan tes, resultó fácil reconocer como más tempranas que A2 todas aquellas estrellas del cúmulo con V < 12.7 y (B--V) < 0.20. Los valares medios encontrados resultaran: E(B-V) =0*^13 ± 0^04 y E(U-B) = 0™0.9 ± ú™03, sin mayores evidencias de en rojecimiento diferencial en 1 ¿* región. 4. DISTANCIA, EDAD V COMPOSICION QUIMICA En la parte superior de los diagramas de las Figuras 1 (a) y 396 Bol.Asoc.Arg. de Astr. aprecia claramente: (.1.) que la secuencia principal es relati vamente ancha, sugiriendo un elevado porcentaje de binarias, y (2) el punto de desvío en el diagrama V vs. (U--B>n ocurre aproximadamente en Mv 1.4, lo que permite estimar una edad de 270 millones de años en 1 «a escala de Sandage (1957). La edad de NGC 2567 puede ser determinada con mayor ri gor a partir del índice En la Figura 2 se ilustra el diagrama HR corregido por absorción interestelar en el cual se han superpuesto dos se cuencias evolutivas predichas por los modelas de Maeder y Mermilliod (1981) para log t. == 8.5 (3.1x10® aftos) y composi ción química especificada (X = 0.70, Y = 0.27, Z - 0.03). Di_ chas secuencias han sido calculadas suponiendo, respectiva mente, un modelo standard (sin "overshooting" en el inte rior) y con tratamiento na local de la convección en el inte rior estelar ( a == 0.5). Si sólo se consideran las estre llas de la secuencia principal, este diagrama tiende a re forzar la tendencia detectada por Maeder y Mermilliod (1981) de que en las estrellas de cúmulos con edades próximas a las Hyades, los efectos de "overshooting" en la fase de secuen cia principal son pequeílos o inexistentes, no así en cambio en los cúmulos considerablemente más jóvenes. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 397 Debemos aclarar que hemos ¿adoptado una abundancia de helio V ~ 0.27 como un valor típico para cúmulos no muy lejanas (Grenon 3.900), en tanto que 7 -■ 0.03 es una cantidad levemente superior a.l. valor Z '•••' 0.023 derivada de las gigantes del cúmulo. Ein e-fecto, de dichas estrellas obtuvimos 6 CN :™ 0.011 , equivalente a jpe/H^pQ ~ --0. 1 - 0.1. Además de la fotometi i Je Washington resulta: [Fe H^ivj = +0.1 ± 0.1 y (J-'e H J == -0.1 ± 0.1, con un índice de contaminación A p - 0.2, el cual implica que el contenido de elementos del gru po CN0 es normal. El valor medio de las metal icidcides ha.l. 1 a das y la e c u a c i ó n (4> de Clariá (1979) conducen al valor Z = 0 . 0 2 3 , e0. cual -~'s prácticamente solar. 398 E-fol.Asc3C.Arg. de Astr. COMENTARIOS FINALES Antes de concluir quisiéramos hacer lo© siguientes co mentar ios: (i) El escaso enrojecimiento interestelar calculado a la distancia del cúmulo implica un incremento de la absor ción visual de apenas 0.25 mag/kpc. Este valor es consisten— te con estudios de absorción realisados en esta región por Neckel (1967), Vogt y Mof-fat. (1972) y otros. (2) Si se acepta que la metal icidad de las gigantes ro jas es representativa de la metal i c :i dad del cúmulo, el valor hallada (prácticamente solar) es per-rectamente comgat i.bl.e con la distancia gal actgoéhtrica del cúmulo (RgC ~ 10.7 kpc), admitiendo la existencia de un gradiente de composi ción química en 1 a gal ax i a (Jaries 1979 , C1 ar i á 1980) . (3) Recuentas estelares efectuados a distintas distan cias del centro y diferentes direcciones nos permitieron es timar el diámetro angular del cúmulo en 12 minutos de arco, equivalente a un diámetro lineal de 5.6 pe. Por otra parte, usando la relación masa-luminosidad para las estrellas de la secuencia principal y la ecuación de masa (13) de Clariá y Lapasset (1983) para las gigantes rojas, la masa^tgtal. de los miembros resultó 196 0 con los posibles miem bros). Si suponemos que el cúmulo es esféricamente \=»imétri ca, las cantidades mencionadas conducen a una densidad de 2 . 1 1 a cual permite asegurar que NGC 2567 es dinámi..camente„estable. Los autores expresan su agradecimiento a los Dres. P- Osmer y R. Garrison por haberles permitido usar las fácil ida des de las Observatorios de Cerro Tololo y Las Campanas, res pectivamente. Este trabajo ha sido parcialmente subsidiado por el CONICET de Argentina. Bol.Asoc.Arg* de Astr. 399 REFERENCIAS C1 ar i A , J. J 1977, Astron. Astrophys. Suppl. 27, 145. C1 ar i á, J. J 1979, Astrophys. Space Sci. 6 6 , 201. C1 ar i á, J. J 1980, Bol. Asoc. Arg. Astron. No. 20, 54. C1ariá, J. J 1985, Astron. Astrophys. Suppl. 59, 195. C1 ar i A , J. J y Lapasset, E. 1983, J. Astron. fc Astrophys. 4 , 117. C1ari á, J. J. y Lapasset, E. 1985, Astron. J (en prensa). Grenon, M. 1980, in Gpen C1usters, IAÜ Symp 85, Ed. J.E. Hesser , p). i Janes, K:. A. 1979, Astrophys. J. 39 Li ndof -f , U. 1968, Arkiv Astron. 4, 587. Maeder, A. y Mer mi 11 i od , J.C. 1981 , Astron. Astrophys. 93, 136. Mermilliod, J.C. 1981, Astron. Astrophys. 97, 235. Neckel , Th. 1967, Verof-f. Landesternwarte Hei delberg—Konigstuhl 19. Sandage, A. 1957, Astrophys. J. 125, 422. Schmidt-Kaler, Th. 1965, en Landolt-Bornstein, Numerical Data and Functional Reíationships in Science and Technology, Group VI, I, ed. H.H. Voigt (Springer-Ver1ag, Berlín), p. 302. Vogt, N. y Mo-ffat., A.F.J. 1972, Astron. ?< Astrophys. Suppl. 7, 133. 400 Bol.Asoc.Arg. de Astr. Comúni cae i ón EL CUMULO ABIERTO NGC 6611 A- Feinstein FCA6LP, PROFOES y CONICET De mediciones fotométri cas de estrellas del cúmulo NGC 6611 en UBVRI y en el infrarrojo cercana resultan valores anormales de la ley de extinción interestelar. Estas corres ponden a regiones donde la extinción a la emisión son más pronunciadas. Varias características peculiares de este cú mulo sugieren que es extremadamente joven. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 401 Comanicación ESTRELLAS 0-f EN CUMULOS ABIERTOS JOVENES ** A . Fei nstein *, R ■ A. Vázquez * y ü•G Benvenuto t FCABLP PROFOEG y CONICET «FCABLP v CIC Se? han compilado datos fotométricos y espectroscópicos de 54 estrellas de tipo üf pertenecientes a 21 cúmulos abier tos jóvenes- Todos ellos resultan ser objetos de alta lumino si dad y evolucionados respecto de? la ZAMS. Bu pcDsición en el diagrama M^Q] ^ eH: f Permitiria deducir la edad de los cúmu los a los que p e r t e n e cien. 402 Bol -Asoc.Arg- de Astr. In-forme de Trabajo BUSQUEDA DE BINARIAS ESPECTROSCOPICAS EN CUMULOS ABIERTOS B.E. García*, C- Hernández**, H.Ü. Levato+ , S. Malaroda , N. Morrell y G. Solivella t FCABLP y CIC « FCAGLP f CABLEO A FCA6LP y CONICET Se presenta el estado de un programa iniciado hace una década con el objeto de estudiar el contenido de binarias es pectroscóp i cas y sistemas múltiples en general entre los miembros de cúmulos abiertos y asociaciones. Se muestran re sultados obtenidos para la Asociación de Sco-Cen, y los cúmu los abiertos IC 2391, Collinder 228, Trumpler 14 y Trumpler 16, entre más de una docena de objetos observados, lo que in volucró más de 4000 espectrogramas. Bol■Asoc.Arg de Astr. 403 DINAMICA ESTELAR B ol.Asoc.Ar g d e A s t r 405 Bal . Avíoc: . Ar q . de str . 406 Común i cae i ón ECUACION DE EVOLUCION GLOBAL PARA SISTEMA DINAMICO AUTOGRAVITANTE FUERA DE EQUILIBRIO J„L„ Bérsic y D. García Lambas * OAC y CONICET *t OAC y CONICOR Se -fundamenta €?1 usa de una ecuación empleada en una Co muñícación anterior, por medio de la cual se describe la evo 1 ución global de un sistema aut:oqrav:i tarite -fuera de equili brio» Se formula el problema en términos muy generales y se requiere la conservación de la energía y el volumen de fase. De ambas condiciones surge la ecuación buscada. Bol.Asoc.Arg. de Astr 407 Común i cae i ón EVOLUCION DE SISTEMAS ANISOTROPICOS EN LA PRESENCIA DE "HALOS" MASIVOS v.7»L» Sérsic , M.B. Mosconi y D« García Lambas « OAC CONICET H + OAC y CONICOR Se analizan los resultados de una serie de experimentos numéricos concernientes a la dinámica de sistemas de partí cu las bajo la influencia de una distribución de materia que re presenta un halo masivo» El análisis de las configuraciones relajadas en di -f eren tes experiencias, muestra que la anisatrapía espacial no es ■fuertemente afectada por la preesencia de "halos’1 masivos. Nuestros resultados extienden de esta manera, aquellos obte nidos por Aarseth y Binney (1978) en el sentido de que la re lajación violenta no borra eficazmente 1 as condiciones ini ciales de sistemas autcigravi t.antes. 408 Bol . Asoc:. Ar*q . de Astr- Comunicación EFECTOS DINAMICOS DE LA MASA OSCURA EN SISTEMAS DE GALAXIAS J. Navarro , J.L. Sérsic y D. fSarcla Lambas t OAC tt OAC y CONICET i OAC y CONICOR Una serie de? experiencias N-cuerpos -fue llevada a cabo can el -fin de simular la evolución dinámica de un sistema de galaxias dominado gravitacional mente por una distribución de masa oscura. Asumiendo condiciones -físicas plausibles y manteniendo constante la razón de masa oscura a luminosa (Mq /M|_) para to dos los sistemas, extendimos estudias previas (Smith, 1980, 1984) sobre la dependencia de las estimas de masa calculadas a partir del teorema del viri al (Myy) en la distribución re lativa de las componentes oscura y luminosa (Limber, 1959). Además, encontramos que? la correlación observada entre Myy/L y el tamaflo del sistema puede explicarfjie en términos de un s i rnp le efecto d i n ám ico. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 409 In-forme de Trabajo COLISIONES DE SISTEMAS AUTOGRAVITANTES D. García Lambas ’M* , M.B. Mosconi y J.L. Sérsic « f t CONICOR y OAC #* OAC OAC y CONICET Se encuentran actualmente en análisis los resultados de las simulaciones numéricas de colisiones de sistemas esféri cas de partículas inmersos en un "halo" común, con diferen tes condiciones iniciales. Estas experiencias pueden repre sentar la dinámica global de colisiones de galaxias, con ha los masivas extendidas, pues las acciones tidales son más eficientes para éstos que paira la componente luminosa, y por lo tanto- el merging de la complánente estelar tendría lugar dentro de un único "halo" relajado. 410 Sc3l.Asoc.Arg. de Astr. ESTRELLAS VARIABLES Bol - Asoc - Arg . de? Astr - 411 412 Bol.Asoc.Arg. de Astr V 5 0 8 OPHIUCHIs UNA VARIABLE PECULIAR •it E. Lapasset y J.G. Funes Observatorio Astronómico de Córdoba RESUMEN: Se presentan observaciones UBV de la binaria eclipsante V508 Ophiuchi. Las curvas de luz obtenidas mues tran las características típicas de los sistemas W UMa. Las profundidades de las mínimos oscilan entre 0-8 y 0.9 magnitu des. Estos valares resultan na ser compatibles con las ampli tudes de 0.6 y 1 . 1 magni tudes correspondí entes a curvas de luz 0 y B, previamente determinadas a partir de datos foto gráficos y fotoeléctri eos. Se concluye que probablemente un fuerte cambio en el comportamiento fotométrico de V508 Ophiu chi podrí a haber se producido centre 1981 y 1984. INTRODUCCION Los primeros datos observar, i onal es de V508 Oph corres ponden a Hoffmeister (1935) y Jacchia (1936) quien la catalo gó como una binaria eclipsante de magnitud 10 y del tipo Ul UMa. La amplitud de variación de luz registrada en esa época fue de 0f.n48. Más recientemente, Karetnikov (1963, 1977) obtu vo curvas de luz fotográficas y fotovisuales en las que las profundidades de los mínimos son aproximadamente de lTl y * * Miembro de la Carrera del Investigador Científico del C0N1CET Bol . Asocr.. Arg . de Astr . 413 0?7 , respectivamente. Por último, Rovithis y Rovithis- Livaniou (1983) (en adelante RRL.) realizaran mediciones -foto eléctricas B9 y las curvas de luz por ellos obtenidas mues tran profundidades similares a 1 ¿\s ¿anteriores. Más» precisa mente, los mínimos principales tienen una amplitud de 1Í09 y de 0?61 en el B y en el 9, respectivamente, mientras que los mínimos secundarios son del orden de 1?0 en el azul y de 0?52 en el visual. En consecuencia, 9508 Oph se presentaba como una bina ria de características muy peculiares. Si bien el periodo (0?3447945> y la forma de las curvas de luz (mínimos de si milar prof und i ciad) correspondían a sistemas del tipo W UMa, la disímil variación de luz en el rango azul y visual era completamente anormal e imposible de ser explicada por dis tribuciones normales de brillo superficial. Además, no fue posible hallar conformaciones semejantes a las de 9508 Oph entre la literatura de estrellas binarias. Sin embargo, las primeras observaciones UB9 realizadas por los autores en la Estación Astrofísica de Bosque? Alegre en el ario 1984, indica ban que la amplitud de la variación no difería demasiado en los tres calores U, B y 9 observadas (Lapasset y Funes, 1985). Estas mediciones eran muy limitadas en número y cu brían sólo parcialmente las curvas de luz del sistema. NUE9AS 0BSER9ACIONES LJB9 Con el propósito de verificar si las actuales curvas de luz de 9508 Oph presentan realmente las carácter£sti cas que podían inferirse de nuestras observaciones en Bosque Alegre, nuevas observaciones en el sistema fotométrico UB9 • fueron llevadas a cabo en 1 a Estación de Altura de El Leonc i to (San Juan). Se utilizó el telescop i o ref1 ec tor de 76 cm., una 414 Bo l.Asoc.Arg. de Astr . f otomul ti pl i fiadora RCA 34031 (A) re-frigerada por e-fecto Pel- tier y un equipa can cantador de fotones- Las observaciones se realizaron durante tres noches consecutivas de Junio de 1985, lográndose -finalmente una aceptable cobertura del ci cla orbital- Los coeficientes medias de extinción de El Lean cito -fueran empleados para la reducción de las observacio nes- Las mediciones -fueron realizadas en forma diferencial respecto de la estrella de comparación E Bol - Asoc.. Arg . de Astr- 415 RESULTADOS Y DISCUSION Como resultado de estas nuevas observaciones UBV se con firma que el peculiar comportamiento fotométrico de V508 Oph anteriormente detectada, no se repite en la actualidad- La Tabla 1 muestra las; amplitudes de? las curvas de luz UBV deri. vadas de las presentes observaciones. Estas amplitudes no concuerdan con las mencionadas en la primera parte de este trabajo- Las curvas de luz actuales (Figura 1) presentan un comportamiento normal y típico de los sistemas W UMa. Por otra parte, la determinación de nuevos tiempos de mínimo en base a las nuevas observaciones permite aseverar que el pe ríodo orbital de V508 Oph ha permanecido invariable por más de 45 attos (Lapasset, 1985). Esto habla, de alguna manera, de una cierta estabilidad del sistema. TABLA 1 Amplitud de la variación f otométr i ca UBV de V508 Ophiuchi V B U Mí n i mo I 0^81 0?85 0^92 Mí n i mo 11 üí.n65 0™Ó7 0?69 Cómo pueden interpretarse estos resultados? Las posi bles ei-ípl icaciones podrían ser enumeradas como sigue: a) La posibilidad de que las observaciones fotoeléctricas BV de RRL no sean correctas parece improbable puesto que, ellas concuerdan con anteriores» observaciones foto gráficas realizadas por Karetnikov. 416 Bol.Asoc.Arg. de Astr. b) Las diferentes estrellas de comparación utilizadas por los distintos autores tampoco parece ser la causa de las diferencias observadas. En todos los casos se efectuaron mediciones de estrellas de chequeo para asegurar la no variabilidad de las comparaciones elegidas. c) En consecuencia, la única alternativa plausible indicaría que un cambio real se ha producido en el aspecto fotométrico de V508 Oph entre 1981 y 1984. Las características completamente anormales de las cur vas de luz obtenidas por Karetnikov y RRL parecen haber desa parecido de las ¿actuales curvas de luz. Tal vez sería aventu rada exponer una interpretación del fenómeno involucrado en este cambio, pero creemos que V508 Oph merece una continui dad en su estudio mediante la utilización de diversas fuen tes de información, con el objetivo de profundizar su análi- si s y segui r su evo1 uc i ón. E.L. expresa su agradecimiento a los astrónomos y perso nal de? los Observatorios Félix Aguí lar y El Leoncito por las atenciones recibidas durante? su estadía en San Juan. REFERENCIAS-) Hof f me i st er , C . 1935 , Ast r orí. Nac hr . 255 , 405. J ac:ch i a , L . 1936 , Ast.r orí. Nachr . 261 , 212. Karetni kov, V.G. 1963, Per. Zvezdy 14, 348. Karetnikov, V.G. 1977, Per. Zvezdy Suppl. 3, 247. Lapasset, E. 1985, Inf. Bul 1 . Var. Stars (en prensa). Lapasset, E. y Funes, J.G. 1985, As trophys. Space Science (en prensa). Rovithis, P. y Rovithis-Livaniou, H. 1983, Astrophs. Space S e i e n c e 96 , 283. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 417 Común i c:¿\c: i rtn ANALISIS FGTÜMETRICO DE V758 CENTAURI S.L. Lípari y R.F'. Sisteró Observatorio Astronóaico de Córdoba Se presenta el análisis "clásico" de Russel1-Merri 11 y el "computadanal " de Wilson-Devinrtey, del sistema binario eclipsante V7Í58 Cen. Se encontraron dos soluciones (semi- detached y contacto). El modela "semi-detached" es fisicamen te el más aceptable ya que este sistema se encuentra desaco plado térmicamente. V7üü Centauri puede ser clasificado como "B-type LJMa system" en fase de contacto roto, sistemas predi chas por la Teoría TRÜ (Thermal Relaxiation Osci1lations). 418 Bol w Ascic . Ar g . de Astr. ESTRUCTURA GALACTICA Bol.As q c .Ar g . do Astr. 419 420 Bol.Asoc.Arg. de Astr. Común i ciación LA DESVIACION DEL VERTEX DE LAS ESTRELLAS JOVENES L.P. Bas5 i.no, V-H. Dessaunet y J-C. Muzzia FCA6LP y PROFOEF Se muestra que la desviación del vértex de estrellas jó venes es una consecuencia del carácter epicíclico de los mo vimientos estelares en la Galaxia- Si las estrellas son su-fi cientemente jóvenes (edades de unos 1-8 ÍO'7 afíos) la desvi a- c i ón del vértex es de unos -30° y no resulta muy afectada por la formación de estrellas en un brazo o por las veloc i da des sistemáticas en el momento de su nacimiento; las estre llas más viejas (edades del orden de 6-5 10 ^ arios) sufren los efectos de modelada de sus condiciones de nacimiento. La versión coipleta aparecerá en la Rev. Mexicana Astron. Astrof. de Junio de 1986. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 421 Común i cae i ón ESTUDIO DE LA DISTRIBUCION DEL SA8 IONIZADO ÉN EL CUARTO CUADRANTE UTILIZANDO UNA CURVA DE ROTACION PERTURBADA J.C. Cersósimo , J. Huisacayna Soto y F. Sánchez Nolasco * IAR y USH h USH La curva de rotación de la Galaxia muestra desviaciones respecta de la curva suave. Hart et al. (1984) obtuvieron la distribución del gas ionizado de baja densidad en el cuarto cuadrante utilizando la curva de rotación suave, y obtienen que el gas se ubica entre 4 y 9 Kpc del centro galáctico en una sola concentración. En este trabajo se estudia la distri_ bución del mismo gas utilizando una curva de rotación pertur bada, se encuentra que el gas se ubica en dos concentracio nes situadas una alrededor de 5 Kpc y otra alrededor de 9 Kpc del centro galáctico. 422 Bol.Asoc.Arg. de Astr. EVOLUCION ESTELAR Ü cjI - A s ü c : A r q . d e A s t . r . 423 424 Bal.Asoc•Arg. de Astr. Común i crac: i ón DETERMINACION OBSERVACIONAL DE LA ZAMS R„A. Vázquez y A, Feinstein FCA6LP, PRQFQE6 y CONICET Cuidadosamente se han desenrojecido 15 cúmulos abiertos extremadamente jóvenes (menores que 10^ arlos). Con ellos se ha determinado la ZAMS observacional para las estrellas más tempranas que A0„ Las estrellas ü-f aparecen como de-finiendo el extremo superior bastante más brillante que lo previsto por las ZAMS anteriores. Las comparadones realizadas con mo délos evolucionadas revelan que el -fenómeno de -fuerte pérdi da de masa domina el extremo brillante. NGC 6611 surge como el cúmulo más jóven de entre los que conforman esta muestra. Se presentan indi crios de lo que parece ser una característi ca peculiar de las estrellas de NGC 6611, ésto es, su exce sivo azul amienta, como respondiendo a una propiedad intrínse ca de las estrellas este cúmulo. Bol Asoc:. Ar g . de Astr. 425 Informe* de Trabajo EVOLUCION DE ESTRELLAS NUY MASIVAS * -M-# O.G. Benvenuto y A. Feinstein « CIC y PRQF0E6 t« FCA6LP y CONICET La evolución de estrellas muy masivas ha concitado el interés de los especialistas desde hace una década. Sin em barga, aún permanecen sin resolverse algunos puntos referen tes a la evolución de estos objetos. En un intento por con tribuir al esclarecimiento de tales cuestiones estamos lle vando a cabo la construcción de? modelos evolutivos para es trellas muy masivas. Se ha adoptado el método de relajación de Henyey que reemplaza las ecuaciones diferenciales de la estructura este lar por ecuaciones de diferencias. Este es el método más di fundido dadas sus bondades numéricas que aseguran una rápida convergenei a. Se tiene, además, prevista la inclusión de los efectos de pérdida de masa que sufren estas estrellas. 426 Bol .. Asoc . Arg . de Astr. F IS I CA SOLAR * o I . As cdc . Ar g . de A s t.r 427 428 Bol.Asoc.Arg. d« A»tr Común i c:ac i ón ANALISIS DE LA EMISION DE RAYQS-X DUROS EN LA FULGURACION SOLAR DEL 14 DE JULIO DE 1980 C.V. Sneibrum y M.E. Machado OFCSH y CNIE Estudiamos las características morfológicas y espectra les de la emisión de rayos—X <3.5 - 30.0 keV) en una de las mayares -Fulguraciones salares de 1980. Demostramos que, pese a no mostrar intensa emisión cromosférica, la distribución espacial d e 1 a em i s :i. ón en al t as en e?rgías es c: omp a t i b i e con la presencia de partículas aceleradas. Por otra parte, en ba se a consideraciones energéticas, demostramos que las obser vaciones son incompatibles con la deposición y disipación de energía en los loops coronales debido a un haz de partículas cuyo índice espectral es el deducido ü las observaciones. Contraponemos estos resultados a los expuestos en el trabajo de Rovira et al. en esta reunión, y o-frecemos posi bles soluciones para el caso particular del evento del 14 de j u 1 i o. B o l .A s o c .A r g . de Astr. 429 Común i cae i ón EFECTOS DE LA FOTOIONIZACION Y EXCITACION COLISIONAL NO TERMICA EN LAS FULGURACIONES SOLARES P. Manas* y M.E. Machado** * OFCSfl *t OFCSH y CNIE Computamos los efectos de ionización no térmica, debida a haces de electrones acelerados, del hidrógeno de la cromós -fera solar durante las fulguraciones, asi como la fotoioniza ción del Si I debida a la radiación ultravioleta de la re gión de transición. Las tasas colisiónales resultan ser com parables a las locales de la atmósfera pre-fulguración a lo largo de gran parte de la misma, e implican un cambio en el balance de ionización, en escalas de tiempo del orden de los 10 seg para la cromósfera media. Por otra parte, las tasas de fotoionización y recombinación del Si I indican respues tas en tiempos característicos < 1 seg. Estudiamos las impli_ caricias de estos resultados bajo el punto de vista energéti ca y observaci onal, las que indican: a) Una sobreionización sostenida del mínimo de temperatura, debida a partículas aceleradas, llevaría a resultados similares a los expuestos en un trabaja anterior, o sea un aumenta del calentamiento atmosférico debido al H . Discutimos la discrepancia de estos resultadas con respecto a los de otros autores. 430 B a l .A s o c .Arg. de Astr. b) Los extremadamente rápidos procesos relacionados con el Si I, permiten explicar las observaciones del Solar Máximum Mission que indican la coincidencia, en escalas del orden del segundo, entre la emisión de rayos-;-; duros y continuo ul_ travioleta. Demostramos también que, en -forma totalmente in directa, estas observaciones implican la excitación colisio- nal de la región de transición. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 431 Informe de Trabajo ESTUDIO DE LAS OBSERVACIONES EN RAYOS X DE VARIAS FULGURACIONES SOLARES ORIGINADAS EN LA MISMA REGION ACTIVA A.M. Hernández , M.G. Rovira y M.E. Machado t IAFE «f CNEA y 0FCSH Se han analizado los datos en Rayos X en el rango de energía 3.5-3.O Kev obtenidos por el Hard X~ray Spectrometer (HXIS) del satélite SMM, correspondiente a cuatro fulgurado nes salares originadas en la misma región activa. Se trata de buscar similitudes en la morfología del cam po magnético que las produce y las posibles coincidencias en las formas de liberación de energía. Se ha encontrado un corrimiento en el abri 1 1 antamiento de los rayos X duros que nos permiten sugerir la presencia de reconección magnética como fuente de suministro de la energía liberada en la fulguración. 432 Bol.Asoc.Arg. de Astr. GALAXXAS B o l .Asoc-Arg. de Aístr., 433 434 Bol•Ab o c .Arg. dm Afir Común i cae: i ón PSEUDO—PERFILES VRI Y POLARIMETRIA DE LA GALAXIA SEYFERT NGC 3783 + J.C. Forte*, J.H. Calderón**, E.I. Vega*** y C Fei nstei n tiAFE y FCA6LP tt IATE y OAC ttt FCA6LP y PROFQEB + FCA6LP Se presenta un análisis de la estructura de la galaxia NGC 3783 basado en perfiles VRI obtenidas con un detector Re ti con y el telescopio de 154 cm del Observatorio de Córdoba. El núcleo presenta una componente de -flujo no estelar aproximable con una ley de potencias en la región infrarro ja. La región ultravioleta parece dominada por radiación de sincrotrón. La distribución espectral sugiere la existencia de un objeto compacta (menos de 1 U.A. en radia) asociado 4 con campos magnéticos del orden de loo a lo Gauss. Mediciones polarimétricas obtenidas con el telescopio "Perrine" de 0.76 m en San Juan, resultan coherentes con la interpretación citada y muestran tanto una variación de am plitud como de ángulo de posición con la longitud de onda. B o l .A s o c . Ar g. de A s t r . 435 Comani cae i ón OBSERVACIONES DE FOTOMETRIA CCD DEL CUMULO ABIERTO NGC 346 EN LA NUBE MENOR DE MAGALLANES H. Marracó* y V. Niemela** * IAFE v FCAGLP « IAFE y CIC Presentamos observaciones de -fotometría VRI del cúmulo abierto NGC 346 obtenidas con un detector CCD en el telesco pio de lm del Observatorio Interameri cano de Cerro Tololo. E1 diagrama color magnitud del cúmulo indica que es un cúmu lo extremadamente joven de estrellas masivas. Se discute la posibilidad de que la estrella WR HD5980 y la 0-f SKBO, cerca ñas en el cielo al cúmulo, sean miembros de NGC 346. 436 Bol.Asoc.Arg. de Astr Comunic: ac. i ón SISTEMAS DE CUMULOS GLOBULARES SIN GALAXIA CENTRAL EN CUMULOS DE GALAXIAS J . Ü« Musz i o FCA6LP y PROFOEG Su usan simu'lacicínes numéricas de cúmulos de galaxias que, a su vez, tienen cúmulos globulares en órbita* a su aire dedor, para estudiar las distribuciones espacial y proyecta da de los cúmulos globulares perdidos» por ¿Acciones de marea. Los "vagabundos" muestran una fuerte concentración hacia el centro del cúmulo de g¿*laxias y, en cierto sentido, simulan sistemas de cúmulos globulares de? galaxias gigantes sin te ner galaxia central . La deensidad proyectada es, empero, muy baja, y el descuhri miento de alguno de estos sistemas plan tea un interesante desafio a los observadores en el rango óptico. La versión coapleta aparecerá en el Ap. J. del 1° de julio de 1986.- Bol . Asoc:.. Ar g . de Astr. 437 Comúni caei ón GALAXIAS CENTRALES MASIVAS E INTERCAMBIO DE CUMULOS GLOBULARES J.C. Muzzio FCAGLP y PROFOEG Se usan simulaciones numéricas de cúmulos de galaxias que, a su vez, tiene cúmulos globulares en órbita a su alre dedor , para investigar el papel de las galaxias centrales ma si vas en el intercambio de cúmulos globulares- Esas galaxias tienden a perder cúmulos globulares, y no a ganarlos: en pro medio, luego de aftas, pierden más del 707 de sus cúmu los, pero aquellos que capturan permiten reducir la pérdida total a menos del 207.: en otras palabras, además de las -Fu siones ("mergers"), que no san incluidas en nuestro modelos, el enriquecimiento por efectos de marea ("tidal accretion") ayuda a las galaxias masivas a compensar las pérdidas causa das también por efectos de marea ("tidal st.r i pp i ng" ) . Los cú mulos globulares que la galaxia retiene expanden sus órbitas y, como los que captura también terminan lejos del centro ga láctico, el resultado -final es una estructura muy extensa. La versión completa aparecerá en el Ap. J. el 1° de febrero de 1986.- 438 B o l.A s a c .A rg . de A s tr. Común 3. c: ac i ón ABUNDANCIA DEL NITROGENO EN NGC 55 E h L_ - A q u 0 r o y G - J „ C a r r a n z a OAC y CONICET S e p r o p cj n e u. na i n t e r p r e t. a c i ó n p a r a e 1 e s p e c: t. r o d e l i neas de NGC 55, cuyo raspa más notario cas la ausencia de la generalmente destacada linea X 6584 ^NIlJ De las condicio nes físicas del gas ionizado responsable de la emisión obser v a el a , s e i. n f i e r e q u e 1 a r e 1 a c i. ó n d e a b u n d a n o a N ( N ) / N (0 ) e s significativamente menor que» la usual en regiones H II de qa 1 a >; l a s , r e f 1 e j a n d o m u y p r o b a b 3. e m e n t e s u b a bu n d a n c i a d e n i t r ó - geno en un medio de temperaturas electrónicas ^ 9100-K y den si dades el ectrón i c:a s ^ 500 c m . Bol .As o c .Arg « de Astr. 439 In-forme de T ra b a ja (Panel) NUEVO ESQUEMA DE CALCULO PARA SIMULACIONES NUMERICAS DE CUMULOS DE GALAXIAS J.C- Muzzio y M.. M. Vergne FCA6LP y PROFOEB Se está perfeccionando un programa de simulación numéri ca de la evolución dinámica de cúmulos de galaxias. El mismo incorpora las ventajas del esquema que se empleó para inves tigar el intercambia de cúmulos globulares en cúmulos de ga laxias, pero, al mismo tiempo, evita algunas limitaciones de este último que no lo hacían adecuado para el estudio de la evolución de los cúmulos de galaxias en conjunto. El nuevo esquema tiene en cuenta las variaciones de -forma y masa de las galaxias a medida que el cúmulo evoluciona dinámicamente e, incluso, sin ser verdaderamente autoconsistente, permite simular u.n alto grado de autoconsi st ene i a al punto tal que con él se logran reproducir -fusiones ("mergers") de gala xias. Su ventaja sobre los métodos verdaderamente autocon— s ist ent es radi ca en la p os i b i I i dad d e s i mu1 ar cúmulos c omp1 e tos de galaxias y, en tanto que el número de galaxias y par tículas de prueba no sea muy grande, puede utilizarse inclu so en una computadora relativamente pequeña. 440 Bol.Asoc.Arg. de Astr. I n i o r m e d e T r a b a j o ESTUDIO INTERFERENCIAL DE NGC 55 G „ , ) „ C a r r a n a y E - L. A q u e r o OAC y CONICET Se presentan resultados preliminares sobre campo de ve locidades de la espirad NGC 55, obtenidos mediante Ínter f ero gramas de F.P- en la linea Ha , cuyo análisis definitivo se e s p era rea1 iza r proximamente. Bol . Asoc:. Arq. de Astr. 441 442 Bol.Asoc.Arg. de Astr I NFORMAC I OIn| INSTITUCIONAL Bol -Asoc-Arg- de Astr. 4 4 3 444 Bol.Asoc.Arg. d® Astr J . n f o r tTi e d e T r a b a j o COMPLEJO ASTRONOMICO Y PLANETARIO MUNICIPAL DE ROSARIO OAR PMR Fotografías del edificio., instrumental astronómico (te lescopio Zeiss, -filtro L.yot , radiómetro solar en 3 GHz ) , y sala del planetario con su proyector. También se incluye una vista del espacio reservado para el futuro Museo de Ciencias y un diagrama mostrando 1 a organización prevista para el mis m o. F o t o g r a f i a s a s t r o n ó m i c. a s o b t e rt 3. d a s c; o n el instrumental d e l (3 b s e r v ¿a t. o r :i. o¡¡ n e b u 1 o s a s , p 1 ¿a n e t a s y e i Si o 1 e n 1 u z b 1 a n c a y en la linea H o l mead i ante el Til tro L.yot T e x t. o e x p 1 i c a t i v o s o b r e .1 a o r g a n i :: ac i án in te rn a del c o m P 1 e j (3 , h a c i e n d o m e n c i ó n a 1 a s d i sí t i n t a s e n t i d a d e s que partí. - c i p a n d e 1 a d i r e c: c i. ó n y f o m e n t o d e 1 m i s m o . T e x t o d e s c r .i. p t o s o br e 1 a s d i v e r s a s 1 i neas de inve s t i g a - ció n des a r r o 1 1 a d ¿a s p o r e 1 I n s t i t u. to de Física de Rosario ' IF 1 R) . Bol.As ü c .Ar q de A<31r . 445 446 Bol.Aaoc.Arg, d* Astr INSTRUHENTAL J „ HBOC. .. Hi q de A:»ti' - 447 448 E < o l „ A s c d c : . Arg. de Astr. SISTEMA DIGITIZADQR DE IMAGENES R„ J . Marabi ni FCAGLP RESUMEN* Be di serió y construyó un sistema digitizador de imágenes empleando como detector un v i d i c án- L. a ]. u z d e 1 a :i. má g e n p r o y e c: t a d a sobre la capa -fotoconduc t i va del vi d i cón es c:on ver t i da en una imágen digital de 65536 punto a pixels. Cada pixel está definido por un par de coordenadas, 256 para absisas y otro tanto par-a ordenadas» Los valares de in tensidad son convertidos a valores digitales por un convertí. dar analógico digital.. El si st.ema real iza toda 1 a operaci ón aut.om á1 .1 c a m e n t.e . Un monitor permite ver la imágen que toma el vi d i c ó n e n i orma an alógica. I. INTRODUCCION Para digiti zar imágenes se pueden emplear varios méto dos, pero los que se pueden considerar como realmente eti — exentes, son el empleo del vi d i cón, Bl'T, I "'V , CCD, etc. Esta técnica busca podc?r convertir Ir?. imágen en tres juegos de valares digitales, dos para 1 a posición y un terce ro para la intensidad. Con castas valares se? procesa la infor mación así obtenida mediante? el empleo de? una computadora. Bol . Asoc . Ar g „ de? Astr 449 EIn el procesado de imágenes, se? requiere poseer una gran capacidad de mermaría para poder contener toda la i n-for mación que se obtenga y luego trabajar con ésta. Como ejemplo, en el caso del instrumento que se presen ta, se tienen 65536 valores de posición e intensidades en una sola adquisición. Con una mini computadora es realmente impasible realizar esta tarea sin poder almacenar la información en discos mag- nét i eos. En la adquisición de? la información se debe trabajar el sistema en D.M.A. En el instrumento que se di serió y construyó se tomó co mo base el utilizar la computadora HF1000 del ÜALP, en cuan to al convertidor analógico digital, el de esta misma, que puede trabajar can 12 bits. El tiempo de adquisición del con vertí dar analógico digital es del orden de 100 microsegun- dos „ II. SISTEMA ELECTRONICü f21 vidicón utilizado es un RCA 7735 A, para cámaras de TV, en blanco y negro. Este tubo es de de-f legión magnética al igual que el -fo co, el limite de resolución está en 700 lineas de TV, según el -fabricante. La respuesta de amplitud es del 307. con onda cuadrada. El diámetro del vidicón es de? 25,4 milímetros. E1 m a t e r i a J. í o t o c: o n d u c t o r e s p a r a a 11 a sensibilidad, con el centro de la banda luminosa de? captación en 530 nano- metras, si se toma al 507. de respuesta estos puntos corres ponden a 400 y 630 nancímetros (como se v^ en 1 ¿\ Figura 1). 450 E-tol . Asoc:. Ar g . d e Astr . La imágen que es proyectada sobre? la super-f icie fotocon ductora o blanco, es convertida en serial eléctrica por expío ración de éste mediante un has electrónico.. En el di serio del instrumento se decidió que las ondas diente de sierra horizontal, para la exploración del haz, -fuesen en forma de escalera. Esto permite ir i. ncrementando la posición en valores fijos correspondientes a cada pixel de una línea. Estos incrementos corresponden a los pulsos de un reloj y cuentan en un contador de pixels (ver Fig. 2). En una lí nea horizontal se toman 25¿> pixels pero la cuenta se realiza hasta 320 para tener los pulsos de borrado y retrazado, en los 64 restantes, cada vez que se ha completada una línea, se incrementa un cantador de lineas. Guando éste llega a 256 lineas se completa un cuadro y se incrementa un tercer corita dor de cuadros. Bol . Asoc:. Ar g . de Astr. 451 Figura 2 452 Bol.Asoc.Arg de Astr. Cada pu 1 so de? re 1 a j hac e c r ec::er I a tensi ón en el genera dor de barrida horizontal y a través del amplificador de de flexión incrementan la corriente en la bobina de deflexión horiz ontal. En el caso del vertical es el pulses de linea completa el que realiza una operación igual. De los generadores de barrido horizontal y vertical se extrae la onda tipo diente de sierra para el monitor. La sa lida del vid icón es amplificada por un video amplificador que tiene 20 MHz de ancho de banda, bajo ruido y una ganan cia de 500 veces. La serial de oscuridad del tubo es de 100 vi VPP sobre la impedancia de entrada y la serial con el tubo saturado 10 mV. La salida del amplificador es restaurada en continua y luego pasa por una etapa de maestreo y mantenimiento y final mente amplificada. III. PRINCIPIO DE EXTRACCION DE LA INFORMACION Cada pixel está definido por las direcciones dadas por los contadores de pixel y linea P(H,V>. El convertidor analógico digital emplea 100 microsegun- dos en hacer una conversión, ésto daría lugar a que se leye ra únicamente un pixel de cada línea en forma directa. La información de cada pixel se extrae mediante el arti. ficio de hacer en cada cuadra la lectura de todos los piHe les que tienen el valor de H igual al del cuadro y haciendo la frecuencia del reloj tal que los 320 pulsos de una linea den una duración igual o mayor del tiempo de adquisición del convertidor analógico digital. Se tienen asi que después de 256 cuadros se ha extraído toda la información de amplitud de los 65536 pixels. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 4 5 3 454 B a l . A s q c .A rg. de Astr Un monitor construido sobre la base de un osei 1 oseopi o de cinco pulgadas, permite? ver la imagen proyectada sobre el b1 anco. El conjunto de pixe'ls son explorados en unos 7 segun dos. Este sistema de vidicón puede ser puesto en un telesco pio, pero debería cortarse el filamento y polarización del tubo mientras se hace la exposición de la superficie del blanco, y para recuperar la información* el haz estaría ac tuando en el momento de leer un pixel» Por último, sería conveniente usar vidicones de de-fle xión electrostática que con el mismo diseño, eliminariia las pasibles al inealidades del barrido magnético. IV. CONCLUSION Este instrumento posibilita conocer las coordenadas re lativas de imágenes y su correspondiente intensidad y ver en un monitor esa imágen. BIBLIOGRAFIA 1 - Philips Electron Tubes Parts. 1970. 2 - Reference Data for Radio Engineers. 1956. 3 — CMOS D¿ita Book National Semiconductor. 1977. 4 — TTL. Data Book National Semiconductor. 1976. 5 - Linear Data Book National Semiconductor. 1976. 6 - RCA Imaging Devices IMD 100. 1979. 7 - Texas Transistor. 1980. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 455 EXPOSIMETRO PARA ESPECTROSCOPIA R. J . Mar ¿ib i n i FCAGtP RESUMEN: Se detalla un instrumento disecado para ser usado en la obtención de espectros en -forma fotográfica. Fermite medir una cantidad dfe luz prefijada, por conteo de fotones y determinar el tiempo necesario para ello. El principio de funcionamiento hace que pueda ser empleado en otro tipo de aplicaciones. INTRODUCCION Lograr dar el tiempo justt> de exposición, según las con dicziones del cielo, la magnitud de la estrella, etc., hacen necesario un tiempo de pruebas y habilidad. El instrumento que se presenta tiene por finalidad ha cer más exacto e?l trabajo del observador, pues se va tenien do un muestreo de la luz que llega. El principio de funcionamiento es sencillo, mediante una fatamul t iplicadora y un sistema para obturar o no la luz que llega ¿\ ésta, se procede a contar en tres canales de la siguiente forma: a) Canal I mide la luz de la estrell¿\ más la del cielo y la corriente de oscuridad de la f otomult i p1 i cadora. b) Canal III mide? la corriente de oscuridad de la f otomul ti pl i cador-a. 456 Bol„Asoc.Arg. de Astr. c) Canal II mide la diferencia de las cuentas del Canal I y III- De esta forma se elimina la corriente de oscuridad y el valor resultante es luz y de estrella más el cielo. En la Figura 1 se puede ver cómo se realizan estos con teas y cómo varían los contadores. Figura 1 Bol„Asar.Arq. de Astr 457 SISTEMA ELECTRONICO El sistema electrónica se puede dividir en contadores, reí aj y sus d i s p 1 a y p o r m u 1 1 .i. p 1 e >' a d o. En la Figura 2 el diagrama en b logues muestra cómo está implementada el i nstrumenta. Figura 2 4S8 Bol . Asee:. Ar g . de Astr Un espejo, accionada por un electroimán, desvía el haz de luz hacia el fotocátodo de una f otomul ti pl i cador a , hacién dase la medida correspondí ente durante el tiempo en que el espejo está e n e s t. a p o s i c: i ó n .. Para lograr que el sistema de posiclonado sea seguro, el espejo es solidario a un eje con un imán, el cual se en cuentra entre 1 :s polos de un electroimán de corriente revef; sible. Este cambio de corriente es cíclico, y se lo realiza de acuerdo ai programa que se tuvo en cuenta en el diseco. El tiempo de iluminación del fotocátodo ©s igual al tiempo en que están habilitados los contadores í y II. Duran te este tiempo se cuentan los pulsas de luz más los de oscu- ri dad - Durante un tiempo igual, pero con el espejo revalido, se cuenta en los contadores II y XII la corriente de oscuri dad. El contador III es un contador del tipo UP/Down progra mad 1 e. Este contador es programadle, pues se puede prefijar una cifra de siete dígitos de cuentas de luz mediante la puesta en forma digital del valor deseada, en las correspon dientes entradas. Esto se realiza mediante siete llaves en el frente del instrumento- Una señal hace que los pulsos que? entren sean contados incrementando o decrementando las salidas. Cuando las» lecturas de luz se realizan se resta y con las de oscuridad se incrementa. Como es lógico si las de luz son mayares que las de os curidad el resultado es que* el contador llegará a salida ce ra después de cierto tiempo. Este es el tiempo de exposición para las condiciones de N cuentas prefijadas de luz de estrella más la del cielo. Bol.Asoc.Arg. de? Astr. 4 5 9 El preampl i-f ic;ador es similar a los utilizados en -foto metría fotoeléctrica y su diseño es igual al del Fotómetro Fotoeléctrico Pilota. El selector de señal es un conjunto de compuertas (TTL) cuyas entradas son los pulsos di seri mi nados en amplitud por el preamplificador y los de control desde el reloj. Sus sal i_ das son conectadas a los tres contadores. El reloj da un pulso cada 10 segundos con una duración de 100 mi 1 i segundos, valor ajustable, pero iguales sean en conteos de luz u oscuridad. Los contadores del tipo TTL. -fueron elegidos por su capa cidad de realizar el conteo de pulsos del orden de 50 nanose gundos, como los que salen del preamplificador di seri mi nadar y con -frecuencia de repetición alta. El reloj se compone de un oscilador tipo RC con una es tabilidad del orden de 10 y una -frecuencia de 1 Hz. Un grupo de 4 divisores por diez permiten llegar a con- 4 tar 10 segundos. El tiempo se puede leer en un display de cuatro dígitos del tipo de le?ds de siete segmentas. El display es manejado por la técnica de muí t.i pl exado. Los pulsos de un segundo, son convertidos en pulsos de diez segundos por división. Con estos pulsos se acciona un segunda reloj que entrega pulsas de? 100 mi 1 i segundas, que es el tiempo de? conteo para luego la corriente de oscuridad y luz. En el segunda ocho y cera es cuando se re¿*lizan estos conteos. Un generador de tono, con un oscilador del orden de lKHz y un parlante, es audible cuando el contador programa- ble alcanzó el valor cero de salida. Un pulsador permite in- terrumpir e1 tono» Los tres contadores tienen un único display, para poder leer el valor debe oprimirse un pulsador correspondí ente al 46Ü E No es complicado cambiar los tiempos en q u e se Inacen los muéstreos sea. en el tiempo de repetición o en la dura- c: 3. ó n , o i n c 3. u s i v e s e p u e cJ e a g r e g a r llaves para la s e 1 e c c i ó n de éstos, de acuerdo a ios requerimientos. En cuanto a la forma de extraer 1 ¿a .luz hacia la f otomultipl icadora, depende de la geometría de cada sistema y del tipo de trabajo por ha cer. En esta comunicación no se presentan los circuitos en detalles por un carácter de brevedad. Pero éstos están a dis posición de quien los pida. BIBLIQGRAFIA 1 - CMDS Data Book National Semiconductor. 1977. 2 - TTL. Data Book National Semiconductor. 1976. 3 -- Linear Data Book National Semiconductor. 1976. 4 - Texas Transistor. 1980. Bol . Asar: .Hrg. de Ast.r . 461 POSICIONADOR PARA DISPOSITIVOS ANALIZADORES DE POLARIZACION DE LUZ R „ J .. Marabini FCA6LP RESUMEN: Se ha construido en el OALP un nuevo analizador por prisma de G1 an, con mejoras en la -forma de detectar el ángulo de posición del prisma y la lámina A/2 . En la nueva versión se ha logrado reducir la polariza ción instrumental y los errores por el hecho de emplear un solo detector y de tener una electrónica asociada más elabo rada para detectar el ángulo de giro. Se compara la -forma de -funcionamiento del actual con uno anterior. Se presentan algunos resultados observad onal es que con -firman la mejor calidad de este analizador con las mejoras propuestas. I. INTRODUCCION En 1 ¿a polarimetria en el OALP se ha empleado original mente un analizador con una lámina de polaroid rotando. En un nueva instrumento se ha reemplazado el polaroid por un prisma de Glan y lámina de A /2. Fue el Dr. Marracó quien decidió el empleo de estos dos tip>os de anal i z adores. 462 Bol . Asoc:. Ar g. de Astr . Veremos ahora que? en el primer c¿\so la lámina de Pola roid gira y cada 180° se obtiene un máximo y un mínimo para luz polarizada lo cual da lugar a que en cada rotación se de ba realizar dos mediciones* Las mediciones se realizan recogiendo la luz que ha pa sada por el analizador y la óptica auxiliar en el fotocátodo de una f otocnul t.i pl i cadora- Los pulsos que entrega la f otomul t i pl i cadora van, luego de ser ampl i -f i cados y discriminados en nivel, contados en ■forma digital por cuatro contadores de siete dígitos. Los cuatro canales realizan el canteo en -forma controla da de acuerdo a la posición del analizador. La secuencia de canteo es lograda habilitando el canal 1 durante los primeros 90° de giro, de 90° a 180° el 2 y re pitiendo de 180° a 270° el 3. y de 270° a 360° el 2. Los canales 3 y 4 cuentan en igual forma que el 1 y 2 pero desfasados en 45°. (Ver Figura 1). Bol.Asoc.Arg. de Astr. 463 I I . DETERMINACION DEL ANGULO DE GIRO Solidario con el analizador óptico se encuentra un dis co con ranuras en farma de sectores circulares de 90° de an cho separados en 90° (Ver Ti gura 2)- El haz de luz generada por un 1 ed, en el in-frarrojo, pa sa hacia un foto diodo siempre que, en la rotación del anal i_ zador, las ranuras están en la linea 1 ed-totodiodo. En la Figura 1 se puede considerar hacia arriba luz y opuestamente interrumpida el haz del led. 464 Bal . Asoc:. Ar g . de Astr. Para determinar los cont:eos de los canales se emplean dos juegos de detectores led-fot.odi.odo pero dispuestas a 45° con igual r¿*dio y centro. Es de hacer notar que en este diseco es muy crítica la construcción de las ranuras, deben tener 90° separadas en 90° exactas. La separación de 45° de los detectores es tam bién critica pues la reducción de las observaciones para ob tener los parámetros de States dependen de qu.e la separación entre los detectores sea exclusivamente de un ángulo B = 45°. Por todo ésto se ve que las variaciones de temperatura, la estabilidad mecánica, incluyendo a los es-fuer zas a que puede ser sometido, por transporte, etc., de este analizador hacen vulnerable la e x actitud d e B « El efectiü de la temperatura es para tenerla en cuenta si se quiere? reducir los errores, putas los dos detectores no son exactamente i quales y su <::omportami. ento puede camb i. ar por la temperatura y el envejecimiento de los elementos semi conductores. Es un hecho conocido que? los diodos emisores de luz y los fotodetectares cambian sus carácteristi cas con el tiem po, y la -forma en que han sido polarizados, etc:. „ esto gene ra una posibilidad de error a tener en cuenta si se ha de trabajar con este instrumento por muchos aflo s „ El instante? en que la se fia 1 cíe uno de los detectores ac ti va los canales, depende de la intensidad del 1 ed y de la ve 1 oc: i dad de i n t: er r u.pc: i ón ele 1 haz de? ex c: i t: ac i ón . Los dos leds emisores fueron alimentados en serie y con tensión constante, con esto se puede mejorar algo la estabi lidad. Pero la temperatura es un factor importante en el fo- todet.ee tor . B o l .A s o c . Ar g. de A s t r . 4 6 5 III. NUEVO F’ÜB ICIONADÜR El hecho que la estabilidad de la posición relativa de los dos detectares sea una causa de posibles problemas, dió lugar a que se pensara como mejorar los métodos para detec tar las posiciones del analizador. Ante la necesidad de construir un nuevo analizador, reemplazando el Polaroid por un prisma de Glan y óptica auxi liar, se aplicó el nuevo concepto de emplear un solo detec tor. Este consiste en un único optoacop1 ador tipo TIL144, con un 1 ed y un fotatransistor en el infrarroja. Respecto al disco con las ranuras en forma de sectores circulares, se reemplazó por dieciseis cortes radiales de igual ancho cada corte y separadas 22,5a. (Ver Figura 3). 466 Bol.Asoc.Arg. de Astr. o Para sincronizar cada 360‘ se agregó un segundo detec tar can un disco y una única ranura sumamente ancha. La novedoso de este sistema es que la exactitud del cor te de las ranuras es el único -factor que da lugar ¿* errores en el ángulo y ésto, c:on un poco de cuidado al mecanizar el disco se puede lograr disminuir. Se observa en la Figura 4, en el tope, los pulsos que en un casa se dibujaran considerando cambios excesivos en la velocidad de rotación del analizador. Esto se hizo para que se vea que, en las -formas de ondas que se obtienen en la par te inferior del diagrama, son los frentes y sólo los frentes de los pulsas de posición los que importan. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 467 La duración de ciada central de control de conteo, no de pende del ancha de las ranuras, como si dependía en el siste ma anterior donde el corte del sector circular era importan te. El corte de las dieciseis ranuras se realiza en la máqui na -fresadora con un divisor para construir engranajes. Para obtener el ancho necesario de las mismas se utiliza una sie rra circular. IV. ELECTRONICA AUXILIAR DEL PGSICIONADOR w L¿*s especificaciones requieren dos ondas destasadas en 22,5°, de acuerdo al empleo del prisma de 61 an. Con las sefía les del único detector como reloj de un circuito bi estable (f1 ip—f 1 op) se procede a obtener una onda cuadrada y las sa lidas Q y Q de éstas se ©(tiplean como reloj de otros dos cir cuitas biestables (Figura ü) . 468 Bol.Asoc.Arg. de Astr. Se? la^jra asi una onda de control de un cuarto del tiem po de una rotación como periodo.. Para sincronizar con un giro completo, la señal de un segundo detector es llevado a una compuerta del tipo Y. Se elige una de las dieciseis ranuras como referencia, y cada vez que ésta coincide con la de giro se obtiene un pulso de puesta a cero de todos los biestables. Pero nuevamente es el •frente de la ranura de referencia la que hace la puesta a ce ro en un tiempo del orden de 100 ns. Es necesario hacer notar que se adoptó una -frecuencia de rotación del orden de 44 Hz para evitar el centelleo. Es ta frecuencia surge del emplea de un matar asincrónico ali mentado con 220 V a 50 Hz» En la Figura 5 se ve que la sali da de los fotodetectores posici anadares son entrados a cir- cuitas t i pa d i. spar ador de Bchmi 1 1 con el f i n de precisar el i n s t; a n t. e d e d i. s p a r o a i g u a 1 n i v e 1 .. L. o s circuitos integrados tipo CMOS empleadas, para los tiempos de transición en jue go, no afectan, pues sus tiempos de subida y bajada están en el orden de los 90 nanosequndos frente a microsegundos de las formas de ondas detectadas. La temperatura en los CMOS no es importante y por ser un único detector los cambios de temperatura de éste no afectan el valor del ángulo B. El único factor a tener en cuenta son los cambios de ve loe i dad del analizador. Por razones de la geometría en juego en el cabezal del fotómetro fue necesario accionar a éste por medio de engranajes. El juego muerto se? debe añadir a los cambios posibles de velocidad. En un nuevo diseño mecánico se reemplazó a los engrana- - jes por una correa especial, dentada, lo que permitirá traba jar con más confiabi1 i dad y poder accionar el conjunto con un motor paso a paso en forma digital o con un motor asineró nica como ahora (Figura 6). Bol.Asoc.h. g. de Astr . 469 470 V RESULTADOS Las mediciones realizadas por el Dr. H. Luna y el Lie. C. Loustó arrojaron un comportamiento superior del nuevo mo delo respecta del anterior; la polarización instrumental me dida baja del 1,5% ¿a 0,57% y los errores de-? ± 0,1 a ± 0,02. Es necesaria comentar que los errores en el sistema viejo eran -fluctuant.es en una noche y que el nuevo conjunto mantie ne los errares en un valar constante todo el tiempo. Se ha observado en La Plata durante dos noches consecu tivas obteniéndose los valores de la Tabla I. TABLA I Valores Observados Sin Reducir u Q ESTRELLA OBSERVACIONES 0,08 ±, 03 0,63±,03 1 Sin polarización 0,08 ±,03 0,62±,02 1 II O II 0,12 ±,03 0,64±,02 4. .4 o II 0,06 ±,04 0,67±,01 J... -T 7,41 ±,03 —3,16± 03 •-> Standard de ángulo -,r II 7,55 ±,02 —2,76±,03 0, 1 ±,03 0,61± ,03 1 Sin polarización 0,08 ±,03 0,61±,03 1 11 1 , 12 ±, 03 -3,01±,02 4 Standard de ángulo BIBLIOGRAFIA 1 -- CMOS Data Book National Semiconductor. 1976. 2 - TTL. Data Book National Semi conductor. 1976. 3 - Linear Data Book National Semiconductor. 1976. 4 - Texas Transistor. 1980. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 471 Comúni cae i ón EXAMEN DEL FRENTE DE ONDA CON EL INTERFEROMETRO DE SMARTT E.J. Campitelli y L.C. Martorelli * CONICET, CIOp, FCAGLP Se describe el Inter-ferómetro de Smartt, sus ventajas y se indican procedimientos para construirlo» Se muéstrain casos de aplicación en el examen de siste mas ópticos, como por ejemplo aberraciones resultantes del disería, fabricación o montaje. En particular, se seríala la utilidad de este Interferómetro en el examen "in situ" del estado general de un telescopio astronómico. 472 Bol Asoc.Arg. de Astr Común i cae: i ón MAQUINA SEMI-AUTOMATICA PARA LA MEDICION DE LAS PELICULAS FOTOGRAFICAS DEL CIRCULO DE DECLINACION -V- -V* -V- -W- -K- G. Carrasca ' , P . Layóla’, N. Haddad y P. Sinclaire * OAUC « DEUC * * t ESO El problema •fundamental de los Circuios Meridianas an tiguas, es la lectura del circulo de declinación. En Cerro f Galán el problema que s e e s t á r e s o 1 v i e n d o e s la lee t: ura de las películas de las fotogra-f í as del circula. Está en cons trucción una máquina semi —automát i ca , arrastre del -film ma nual , basada en un arregla lineal de 512 tetasensores (Reti- con) en linea con un computador Apple lie. Siendo esta má quina t. o t a I men t; e e 1 ec t r ón i c a. Se? ob t. en d r á un a ¿alta precisión (error en 1 ¿as lecturas menor que? O'.'Ol) y rapidez en las medi_ ciones. Simultáneamente se comenzará a tr¿*b¿ijar en la coloca ción de un sistema similar de medición (Reticon) en el teles copio. Ge presentan los diagramas de bloque, los circuitos electrónicos y el software. Toda la tecnología, excepto el Reticon y el Mother Board, ha sido desarrollada integramente en el Departamento de Astronomía, gracias a un Grant obteni do del Departamento de Investigaciones y Bibliotecas de la Universidad de Chile. Bol . Asoc:. Arg . de Astr . 4 7 3 Informe de Trabajo EL NUEVO FOTOMETRO INFRARROJO DEL OALP H. Tignanelli y A. Feinstein * FCA61P, CIC «» FCA6LP, CONICET Descripción del -fotómetro JHKLM del infrarrojo cercano. Car acter i st i c:¿ts técnicas de los filtros, método de refrigera ción, y sensibilidad. Comentarios y aplicaciones. 474 Bol.Asoc.Arg. de Astr Ir.torme de Trabajo CAMARA C.I.D. (CHARBE INJECTION DEVICE) E . A. Ma1 i na QAFA Durante su estadía en el Instituto Max Planck (Munich, Alemania Ücc: i dental ) , el autor colaboró en el desarrollo, ar (nada y puesta a punto de una cámara C.I.D. i ntensi f i cada. Di_ cha proyecta se llevó a cabo bajo la dirección técnica del Ing. Maris Loidl. L.a cámara, que tiene la posibilidad de integrar hasta 10 seg, posee un intensificador de'imágenes doble Micro Chan nel Píate (tipo Chevron) de una ganancia máxima en luz de un millón (photori caunting). A la salida del sistema se excita un chip C.I.D. de 1 1 mm de diagonal de matriz activa compues ta por 400 pixel por 288 líneas. Intensi-f i cador y chip se en cuentean acoplados mediante un tape de -fibra óptica de rela ción 2:1. La lectura se efectúa de acuerdo con el código CCIR de TV. La sensibilidad del conjunto es de 10 ^ lux. Este sistema se ha ubicado en uno de los tubos del te lescopio doble super Schmidt, en la Estación de Altura de El Leoncito, con el que se realizó, exitosamente, la observa ción de tres experimentos del proyecto AMTE (Active Magnetospheric Tracer Explorer). Bol.Asoc.Arg. de Astr. 475 En base a la experiencia adquirida, se está desarrollan do en el laboratorio de electrónica del OAFA un equipo ente ramente similar. En este momento la cámara C.I.D. está -fun cionando conjuntamente con c?l sistema de integración y memo ria digital en tiempo real (120 K byte escritos o leídos en 20 ms). Se espera disponer del intensificador y los tapes de •fibra óptica para terminar con el proyecto. 476 Bol.Asoc.Arg de Astr MANEJO DE DATOS Bol - Asoc:. Ar 9 - de Astr. 477 478 Bol . Asoc:. Arg. de A*tr Coman i c aci ón CATALOGOS, CLASIFICACION E INFORMACION ** H.L. Tiqnanelli E- Darderes V A. Plastino * FCAGLP, CIC « FCELP t*t FCELP, CDNICET Análisis del contenido de dos catálogos de clasi-fica- ción espectral utilizando técnicas de la Teoría de la In-for- mación. Desarrollo y aplicación de "surprisal" en el análi sis de la coherencia interna de la información brindada por cada catálogo. B o l .Asoc.Arg. de Asir. 4 7 9 480 Bol -Asoc.Arg. óm Astr MECANICA CELESTE Bol - Asoc . Arg . de? Astr. 482 Bol.Asoc.Arg• de Astr Común i c ac. i. ón SOBRE UN TEOREMA DE G- CONTOPOULOS REFERENTE A UN CIERTO TIPO DE TRANSFORMACIONES CANONICAS C.A. AltaVista FCAGLP RESUMEN: En un trabajo publicado por G. Contopoulos en 1963 este autor ha demostrado un teorema según el cual Hamiltonia nos de la -forma: F - "'1^1 + s2 c;l? + p ^ 3 1 'f c:lr> i P x ■> Pp ) donde p ^ y P2 son funciones periódicas de perlado 2 f| , man tienen su -forma cuando son sometidos a transformaciones cañó nicas que satis-fagan el teorema de Poincaré. Sin embargo, en un trabajo posterior G.E.O. Giacaglia ha propuesto la trans— -f or mac i ón s 1 -■ H y i * h - i - g «o = 2ÍL.-G) Y o = 2 (L-G) 1 x tt = 2 (G—H ) y:r •= 2 (G-H) U+g) en virtud de la cual el Hessiano calculado a partir del tér mino no perturbado del nuevo Hamiltoniano no sea nula, lo cual constituye una contradicción del teorema de G. Contopou los. El examen de este teorema lleva a la conclusión que en la demostración existen hipótesis no plausibles que lo inva lidan. 1.- En un apéndice del trabajo titulado "On the Existence o-f a Third Integral of Motion", A-J- 68 N° 1, 1963, G. Contopou los presenta el caso de Hami 1 toni anos de la -formas Bol.Asoc.Arg. de Astr. 483 F = -siC|i + s2^2 + p F* (cll 9^2’Pl’p2 ) 9 donde y S2 son constantes, pj y P2 son funciones periódi cas de periodo 2 H . Con respecto a este Hami1toniano ese au tor afirma que: "no existe una transformación continua de va riables canónicas que satisfagan el teorema de Foincaré". Aquí daremos una síntesis básica del trabajo mencionado y posteriormente haremos un análisis de los resultados que el autor ha obtenido, para demostrar que existen en los mis mos conclusiones inconsistentes que invalidan las hipótesis real izadas. Supongamos con dicho autor que se efectúe una transfor mación canónica (q j ,q2,P 1 ,p2> >0^*P{ »P¿) 1 tal que si : S S(q^ >^2 ,pi*^2) es la función de terminante que permite obtener las nuevas coordenadas prima das por medio de las fórmulas: n _ __ vS , _ vS qi vp. ’ Pi ' vq.! mediante las cuales resulta la ecuación: o vS . - vS + s. v = f (qj. q¿) 1 pi ■p2 La solución de esta ecuación es: S = f + A(w, qj, P 2 ^ 2 ^2 ^ A es una función arbi trari a d© 1 Os argumentos del problema y ÍU * p!.- S'**\ M Si con 1 OS í ndi ces 1 y 0 se indi can derivaci ones respec to a qj y q¿ G. Contopoul OS af irma la val i dez de las s i - gu i ente s reí ac i ones: ( 1> Ají- + 2 H, °¿) °Í' q¿) - qi. - Kipi Q. -CVJ II (2) Ajíu f 2u, Pi- q¿) - A2(w, «i. q¿) CVI 484 Bol.Asoc.Arg. de Astr donde F ' v PJ¡> san las periodos de? las nuevas variables P' y 1 ' 1 p ' ; !••:.a y K^ son enterasSimi 1 ¿*rmente deben c.umplirse 1 as 2 1 ralaci anos: <3> Al(a> - 2nS1/S2,q-¿ ,q¿) - ,q¿) + 2 fj H/S2 = LjPJ (4)A2F - 2nS1/S2,q;! ,q¿) - A^nj.qJ.qp + 2 t/S2 = L2P¿ donde L -j y L. - son t«ambi. én enteros. Vamos a anal i z ar estas úl t i mas reí ac i ones ba jo la a-f i r- maciión de? G. Contopoulos que si el cociente s-j/s2 es irracio nal, siendo los K y L arbitrarios, la expresión: oj + 2 H (K + L s / s^) puede aproximarse a u tanto como se quiera. Para ello consi deremos las ecuaciones (3.) y ( 3 ) „ Multipliquemos en (1,3) la primera por 211 , la segunda por Sj/s-,, sumemos las expresio nes obtenidas y al resul t ¿ido sumemos a ambos miembros la can t i d ad tu . Ob t en amos 211 [ A ^ oj + 2ll,qJ,q¿) - qj,q¿)) + + Sx/S2 ,2h S1/S2 ,q^,q¿) - A2(u>, qj,q¿) + 2f¡ K/S2]+ oí = a) + 2n (Kj + L1 Sj/S2) PJ Mediante? operaciones totalmente similares con las expresio nes (2,4) tenemos: 2n | ( üj+2it , ^ (w ~2n ” - + ^ 2 11 ^ 2) + ÜJ= w + 2lí (K2+L2 ^P2 Si ahora admite la posibilidad que pueda ser aproximado tanto como se quiera nos encontramos que deben verificarse las ex p r es i ones: Aj(u)+2n ,q^ jq^) - A^C^o» ^1*^2^ — ^ A^(üü- 2 u Sj/S£ ,a^ ,(^2^ ” *°2^ _ ^ fl = 0 , f2 = 0 (f independiente de qj y q p E BIBLIOGRAFIA Giacaglia, G.E.Ü. 1965, Eval uation o-f Methods o-f Integration By Series in Celestial Mechan!es, A Di ssertat i on Presentad to the Faculty o-f the Gradúate School o-f Vale University in Candi daney -for the Degree o-f Doctor o-f Philosophy, Reprint, Universidade de Sao Paul o. Contopoulos, G. 1963, On the E>íistenc.e o-f a Third Integral o-f Motion. Astrcm. J. 68, Na 1, N° 1306. 486 Bol.Asoc.Arg. de Astr. Común 11: ac i ón PERTURBACIONES PLANETARIAS NO MODELADAS P.E. Zadunaisky* y M.G. Suarez** * CESN, UBA t# CESU, FCA6LP Se ha simulada el casa de la existencia de un cuerpo perturbador desconocido. La aparición de residuos sistemáti cos en las efemérides de Urano y Neptuno nos permiten apli car el método de Zadunaisky a fin de determinar el valor nu mérico de las perturbaciones no modeladas. E3e intenta luego utilizar dichas perturbaciones con el -fin de calcular la po sición del cuerpo que las produce. Bal.Asoc.Arg. de Astr. 4 8 7 Común i c ae: i ón UN CRITERIO DE ESTABILIDAD UTILIZANDO LAS INTEGRALES DE LA ENERGIA Y DEL MOMENTO ANGULAR F. López García OAFA Se utilizan las integrales de la energía y el momento angular, en el problema jerárquica ge?neral de los tres-cuer pos, para construir un criterio de estabilidad; eal mismo pue de ser usado no solamente para decidir si la estabilidad je rárquica del sistema dinámico está asegurada, sino también dar información, si la estabilidad existe, con respecto a l o s elementos orbitales de aquellas órbitas en sus aproxima ciones más cercanas posibles. 488 Bol.Asoc.Arg. de Astr SOBRE LAS SOLUCIONES HOMQGRAFICAS DEL PROBLEMA DE LOS TRES CUERPOS J . G . A 1 1;. a v i s t a FCAGLP RESUMEN: Se demuestra que las soluciones homográ-f i cas del problema de los tres cuerpos se pueden obtener usando un sis tema de referencia "heliocéntrico", por medio de una expre sión vectorial del problema no perturbado instantáneo. 1. Sean dadas tres masas M, m y m', que por comodidad se de nominarán respectivamente el "sol" (M) y los planetas (m y m'). Introduzcamos un sistema de coordenadas "heliocéntri - cas" y sean respectivamente R, R' y A las vectores de posi ción cuyos módulos indican las distancias "planetari as" a la masa principal (r y r') y la distancia mutua entre m y m ' ( A ) . Escribamos ahora las ecuaciones di ferencial es del movi miento de los planetas respecto al sistema de referencia ele gido; tenemos: r;-_r _ . 1. d?R ( y J-- = k’m'l R'_ i! = m + H dt? r 3 l‘A3 r ' 3 ' d 2R' : u ' — = k^m |i-i' . . 1 1 , p ' = m 1 + M d t 2 r ' 3 l A 3 r 3 ) Bol«Asoc.Arg. de Astr. 489 C o n si dere m a s a h a r a 1 a s s i g u i e n t e s e x presi o n e s vec t aria - les cJel pr ob 1 ma no per t.ur bada (mavimi en t a i nst an t Anea) "pT ;¡ h ---■\i U p J. aneta de masa m, U " r* R' x h ' = y 1 U 1 planeta de masa m' , U 1 == ^ r 1 y donde h y h' san las respectivas momentos angulares de las dos "planetas”. Aquí se ti cenen: T = - t ñ t 1 = ^ dt2 dt2 Multiplicando vectorialmente la (1), por el vector h y 1 ¿i (2) p>or el vector h' nos quedan: <3> dü _ k V f JL . J 2 ) p R, x-hJ dt v i A3 r ' V J (4) dP = k2m j ' j ------1_] ÍR x h .j dt p ' t a3 r3 J L J Teniendo en cuenta que? por ser: h = R x R* , h ' = R ' >: R*' resultan en los primeras miembros los triples productos vec tor i al es : • • 4 * • _ • TT X R x R- , ~R ' x R ' x R*' Analicemos cuales son las condiciones para que se anu len las expresiones: (fT x b = 0 , — ( R1 x ¥') = 0 dt dt de las cuales se deducen obviamente las respectivas leyes ¿*r eal es : ♦ ( 5 ) R x R - Ti 1T/ x R* = h ' 490 Bol.Asoc.Arg. de Astr. Para 01 1 o t enemos q ue c on sider ¿*r en i os s0cj un el os m ie?mbr os de las ecuaciones (3) y (4) primeramente los factores: _L- - J L . 1 1 A3 j- 3 ^3 y ’ 3 Si las condiciones iniciales elegidas son tales que se cum plen permanentemente: 1 = J _ _ = JL_ A 3 ^ 3 j* ’ 3 es evidente que nos encontramos en presencia de soluciones equilaterales (homagráfi cas). Si en cambio tenemos en cuenta en las ecuaciones (3) y (4) los respectivos -factores vectoriales: « _ _ R 7 >: R x R , R x R 7 x R 7 r esu 1 1. ¿* q ue las únicas c on d i c i on es compatib 1 es c on 1 a va 1 i dez de las leyes areales: R x R — cite , R ' x R ' — cte son aquellas que manifiestan que las tres masas permanecen colineales. En este caso arribamos a las correspondientes so 1 uc: i on es descubi er tas p or Eu 1 er . REFERENCIAS Stump-f -f , Karl. 1965, Hi mmel smechan i k , VEB DEUTSCHER VERL.AG DER WISSENSCHAFTEN, Band I I, Ber1 i n Bol.Asoc.Arg. de Astr. 491 492 Bol•Asoc.Arg. d» A« Bol.Asoc.Arg. de Astr . 4 9 3 494 Bol•Asoc.Arg. dm Astr GAS IONIZADO DE BAJA DENSIDAD ASOCIADO A RCW74, RCW97, NGC6334 Y RCW116 I - N- A:-: cárate , J . C - Cersósi mo y F . R. Colomb IAR RESUMEN: Se observaron las cuatro regiones Mil, RCW 74, RCW 97, NGC 6 3 3 4 y F^CW 116 en la línea de recombinación H166cX y el continuo en 1420 MHz . RCW 74 RCW 74 (G305.4 + 0-2) había sido observada previamente en H109 a (Wilson et al „ 1970)„ H76 (Me. Gee y Newton 1981), H252 a (Batty 1974) n O (Gilí espíe y otros 1977, Brand y otros, 1984), HoCO (Wh :i. tea ak y Gardner 1974), □H. Se observaron nueve? posiciones en la región de RCW 74 (asi como en las demás regiones) en H166 « y con un haz de 34' (telescopio del IAR). Los tiempos de observación para ca da punto -fueran de 4 a 5 horas. Las observaciones del conti nuo se hicieron mediante barridos en ascención recta para d i s t i n t as dec I i nac i ones. Se muest.ran a 1 gunos perfiles en 1 a Figura 1. También se muestra en la Figura 2 el mapa de conti nuo, estando marcadas con cruces las posiciones donde -fue ob servada H166ot. * * Nieabro de la Carrera del Investigador Científico y Tecnológico del Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 495 Figura 1: 2 perfiles de? H166u en la región RCW 74 . 496 Bol.Asoc.Arg. de Astr. D e i a s o b s e r v a c: i o n e s u e H .1.6 6 ex y e i c o n t i. n u o e n 14 2 0 MH:: obten orno sí un valor medio de 4500 K para la temperatura electrónica, 7 cm ' para la densidad, y 8-77wl O -"' pc.cmde medida de emisión. Las observaciones en alta frecuencia (H109a y H76 a ) en G305.4+0.2 (centra de la región observa da) muestran valores de densidad y medida de? emisión (ver Ta bla 1 ) uno o dos órdenes de magnitud mayores que los obteni dos por nosotros- Esto se debe al hecho de que nuestras ob servaciones son más sensibles a las partes más extendidas de la nebul osa, por un efecto combinado de ancho de? haz , espe — sor óptico en €-?l continuo y ensanchamiento Doppler (Lockman, 1976). RCW 97 Esta región ha sido observada previamente en H 1 0 9 a (Mil son y otros, 1970), H76 c* (McGee y Newton, 1981), hUCO en absorción (Whiteoak y Gardner, 1974), C0 en emisión (Gilíes- pie y otros, 1977)- Nuestras observaciones de H166<* (9 posiciones) y conti nuo en 1420 MHz se hicieron en forma análoga que para RCW 74. En la Figura 3 se muestran algunos perfiles. Se muestra el mcvpu de continuo en la i-i gura 4« De? las observaciones se obtiene una temperatura electrónica media (para la región ex tendida de 94') de 5550 K, densidad electrónica 7.58 cm'-'' y medida d e e 1 n i s i ó n B . 2 7 x .1. U p c . c m 0 . C o n 1 a c o m p a r a c 1 ó n c: o n los val ores obtenidos de H 109 OÍ (Wilson y otros, 1970) y H76a (M c G e e y Newton, 1981) de la región central compacta ( C-j -‘27. a - - o .. 5) s l i c e d e a 1 g o a n á logo lo ya explicado p a r a R C; W 74 (ver Tabla 1 ).. Bol.Asoc.Arg. de Astr- 497 Figura 2: «apa de continuo en 1420 HHz de RCW 74. Las cruces indican las posiciones donde donde Hl66a Fue observada (lo «ísso sucede con los dos otros sapas). 498 Bol - Asoc:. Arg . de Astr . NGC 6334 E“ s t a r 0 q .i. ó n h a b i a s i c:l o o b s e r v a d a p r e v i a. mente e n H109a (.1970) , H76«< (:!.9B1) , C0 en emisión (Gil 1 espíe y otros) , H o C 0 e n a b s o r <:: i ón (W h i t. © o a k y G a r d n er , 1974) , Ü H .. TABLA 1 RCN 74 ftCH 97 N6C 6334 he HE HE «t Te Ne Te "e Te fpc.c»'*) (c»'3) (K) ípc.ca"^) Mil son y otros 5.1xl05 223 5205 5.8x10* 2069 6100 3.1xl05 377 6100 (1970) H109ot HcBee y Néstor 7.2xl05 456 6900 4.8x10* 1B34 6770 3.flxl05 347 7200 (1981) H76oí H166 oL (Nuestras B.77xl03 7 4500 8.27xl03 7.58 5550 l.2Bxl01 12.87 5770 observaciones) (continuación) RCN 116 T HE Ne ’e (pc.cs ^) (c«‘3) ÍK) Ni 1 son y otros 7.3xl05 B83 4500 (1970) H109.A NcGee y Neston • ~~ (1961) H76 di H166o( (nuestras 3.78xl03 7.84 6400 observaciones) 1) Parámetros físicos obtenidos de observaciones de lineas de recoabinación para RCN 74, RCN 97, NGC 6334 y RCN 116. Bol . Acsoc: ■ Arg. de Asir 499 F i g u r a 3 : 2 perf iles de H166 500 Bol.Asac.Arg. de Astr. Figura 4: Mapa de con ti nuo en 1420 MHz de RCW 97. Nuestras observaciones de H166a y continuo se hicieran de 1 a manera ya explicada previamente. Se muestran algunos perfil es de las 9 observadas en la Figura 5. Se muestra el mapa de continuo en 1420 MHz en la Figura 6 . De las observa ciones se obtiene un valor de La temperatura e1 entrónica me dia (de la región extendida de 110') T‘ - 5700 K, densidad 13 cm y medida de emisión 1.28x10 pc.cm °. En la Tabla I se muestran los valores obtenidos de ob servaciones de lineas de recombinación de más alta frecuen cia. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 501 l~ i gura 5: 2 perfiles de H166 a en la región NGC 6334. 502 Bol.Asoc.Arg. de Astr. RCW 116 Esta región había sido observada previamente en H109a (Wilson y atras, 1970), H^CQ en absorción (Whiteoak y Gard- ner, 1.974), OH. Nuestras observaciones dea H166 a y continuo se hicieron de aná 1 oga a)aner a a 1 a ut i 1 i ada par a I as ot r as r eq i onc?s HII. Se muestran algunas per-files en la Figura 7. El mapa de continuo se muestra en la Figura 8 - De estas observaciones se obtienen un valor media de la temperatura electrónica de - 6500 K, densidad Ne - 7.84 cm y medida de emisión 3.7Bxl03 pc.cm"6. En la Tabla I se comparan los valores obtenidos de es tos parámetros -físicos en lineas de recombinación de alta y baja -frecuencia. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 503 Figura 7: 2 perfiles de HISfca en la región RCW Ü6. b04 Bol.Asoc.Arg. de Astr. Figura 8: Mapa de continuo en 1420 HHz de RCN 116. REFERENCIAS Gilí esp ie, A. R. ; Hugg i ngs , P - J - ñ 5o llner , T . C - L.. G. ; Phi 13. i ps, T. G - $ Garclner , F . F . ; Knowl es , S.H. 1977, Astron. Astrophys. 60, 221. Lockman, F. J. 1976, Astrophys. J.. 209, 229. McGee, R.X.; Newtcm, L- K. 1981, Monthly Noticies Roy. Astr - Soc. 196, 809. Ulilson, T.L.; liezger, P . G.¡; Gardner , F.F.; Milne, D-K . 1970, Astron. Astrophys. 6 , 364. Bol . Asoc:. Arg . de Astr. 505 Común i c: ac: i ón □RIGEN DE LAS NUBES DE TAURO C.A. 01 ana y W.G.L. Pappel IAR y FCABLP Utilizando los parámetros cinemáticos de las Nubes Oscu ras de Tauro se computaran sus probables órbitas en el campo qravitacianal local de la Galaxia. En base a dichas órbitas se analiza la posibilidad de que las Nubes hubiesen sido orí q i nadas c. o m o la n ti e s p r e n d i m :i. e n t o d e 1 a n i. 1 1 o ci e g a s e n expan sión perteneciente al Cinturón de Gould, en una -fase evoluti va anterior. Se aplica el mismo método para investigar el origen de otros sistemas relativamente locales (a algunos centenares de pe: del Sol ) . 506 Bol . Asoc:. Ar g . de A str . C o m ú n i c ac :i. ón DISTRIBUCION DE LAS NUBES DE ALTA VELOCIDAD (N.A.V.) EN TODO EL CIELO E. Ba i aja, R. Morras y W.G.L. F’oppel IAR Sobre la base de toda la información existente sobre N.A.V. se realizaron estudios sobre sus distribuciones espa cial y en velocidad, a los efectos de distinguir las distin- tas pab 1 ac i. ones de N. A V .. y permi t.i r suqer i. r exp 1 i cacianes s ab r e su. ar i g en . Bol.Asoc.Arg. de Ast.r . 507 UNA BURBUJA INTERESTELAR ASOCIADA A WR 17? •** C. Cap p a de Ni o 1 au M« Ar n a 1 y V. Ni emela » 1 AR « IAR. FCA6LP * IAFE RESUMEN: Las observaciones ópticas y ultravioletas muestran que las estrellas WR tienen -fuertes vientos estelares con ve locidades° terminales_r_- - 1000-3000 km/s y tasas de pérdida de masa Mw - 10 wJ MQ/yr. Estas características las hace ade cuadas para analizar la ¿Acción de los vientos estelares so bre el medio interestelar. La energía cinética total entre gada al medio interestelar a través del mecanismo de pérdida de masa durante la fase WR es comparable a la correspondí en te a un ai explosión de SN, indicando que las estrellas WR pue den originar grandes burbujas o cavidades en el medio i nt er es t e 1 ar . El estudio del gas interestelar en torno a WR 40 =- 9 Mus (Cappa de Nicolao y Niemela 1984) reveló la existencia de una deficiencia de HI alrededor de la estrella WR origina da en la acción del viento estelar sobre el medio circundan te. Con el fin de investigar la presencia de burbujas al rede dor de otras estrellas WR se analiza la distribución del HI alrededor de WR 17 ~ HD 88500 (I •-= 284?44, b ~ ~3?69)« E'n ba se a datos ópticos de Smith (.1968) y Lundstrom y Stenholm (1984) se deduce una distancia de 5.7 kpc para la estrella WR. 508 Bol.Asoc.Arg. de Astr. L a !•:> c:l a t. as f u e r a n c.i e I a 3. :¡ 11 e a d e 21 c m cJe 1 ¿á región cer cana a WR 17, que fueran observadas can el receptar del IAR, muestran la presencia de un mínimo e?n la distribución de la emisión del HI en el rango de velocidades -2 Bol . Asoc:. Ar g . de Astr. 509 Figura 1: Diagrama de contornos de igual densidad coluanar de HI, N(II), obtenido integrando la elisión de HI dentro del rango de velocidades -2 Cansí der anda que 1 a d i stanc :l a a J. ¿-i c:av i dad es de b« 7 k pe , s u r a d i o e s R ~ 5 O p c y s u. d i s t a n c: i a a 1 p I a n o g a l á c t i c o , z = -380 pe- La velocidad de expansión de la cavidad es V0;< =: 8 k m/s, y su edad cinemática t - O.b 0.6 x lo R/V^ Y r 3.5x1 O6 y r. Los espectros de estrellas OB tempranas proyectadas so bre la región, obtenidos con el telescopio de 1 m del Obser vatorio I nteramer i cano de Cerro "1 oíalo, indican que las es trollas no tienen vientos estelares suficientemente fuertes como para contribuir en la formación de la cavidad. La estre lia WR y su masiva proqeni tora deben ser, en consecuencia, los agentes principales en la formación de la burbuja. 510 Bol . Ascic. Arg. de A s tr. Hay gran s i. mili t u. d entre las burbujas de HI encontrad ¿as alrededor de WR 17 y de 0 Mus: ambas aparecen abiertas en la dirección opuesta ¿*1 plano galáctico y sus dimensiones y velocidades de expansión, y por lo tanto sus edades cinemáti cas, son comparables. Finalmente, la evaluación de los parámetros e^ y U de finidos por Trof-fers y Chu (1982) indica que la envoltura en expansión alrededor de la burbuja estaría en la fase de con servación de cantidad de movimiento. El trabajo in extensa será publicado en otro lado. REFERENCIAS Cappa de Nicolao, C.; Niemela, V.S. 1984, Astron. J. 89, 1398. Dyson, J.E. 1977, Astron „ Astrophys. 59, 161. Haslam, C.G.T.; Salter, C.J»; Stoffel , H. í UJi 1 son, W.E. 1982, Astron. Astrophys. Suppl. Ser. 47, 143. Lundstrom, I.; Stenholm, B. 1984, Astron» Astrophys. Suppl. Ser . 58, 163. Mi 1 n e, D. K. 1979, Austr. J. Phys» 32, 83. Smi th, L.F. 1968, Man. Not. R. Astron. Soc. 140, 409. Treffers, R.R.; Chu, V„H. 1982, Astrophys. J. 254, 569. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 511 Común i c a c j. ón HIDROGENO NEUTRO Y FORMAL.DEHIDO EN B 152: ¿ REGLA 0 EXCEPCION? * -V- -(- L. M- Arna] ,, W.. M. Goss y A„ Winberq * IAR, FCABLP ** KAl, Holanda + ORO, Suecia El gas de baja y mediana densidad vinculada a la nube oscura B 152, es analizado por medio de? transiciones hiper-fi_ ñas del hidrógeno neutro ( ^ ~ 21 cm) y orto-formaldehido ( A = 6,2 cm). Las propiedades físicas de ambas especies son analizadas y su distribución espacial es comparada con 1 as p r e d i o c i on e s t eó r i c ¿i s . 512 Bol . A s o c: . Arq . de As t r . Informe de Trabajo ESTUDIOS POLARIMETRICOS DE NEBULOSAS DE REFLEXION -M- -M-* A- Ü1 oc:chi atti y H.G. Marracó * FCAGLP ** IAFE, FCAGLP, PROFQEG Se presentan observaciones LJBVRI de objetos selectos, inmersos en nebulosas de re-flexión, hechas con el -fotopolari metro de la UNLP y el telescopio "Perrine" del Observatorio F é 1 i x Agui 1 ar . Se estudi a 3. a re 1 ac:: i ón geométrica entr e? las características -f i 1 amentar i as de la estructura y la direc ción del campo magnético asi como la dependencia con la lon gitud de onda de la polarización lineal. Cuatro de los obje tas estudiados presentan valores anómalos de la longitud de onda de máx i ma po 1 ar i z ac: i ón « Bol.Asoc.Arg. d€? Astr. 513 1 n f o r a1, e el e I r a b a ...i o DESCUBRIMIENTO DE CO ASOCIADO AL REMANENTE DE SUPERNQVA PUPFIS A G . M - Duir.»ner * ’ y M . E . A r na 1 * ’ 1 * 1 I AR 2 IAFE 3 FCAGLP Se han real :i.x ada observaciones en la línea de 21 cm del HI y en la linea de 2.6 mm del CO en dirección al remanente de supernova Puppis A., con el -fin de investigar las candido nes -físicas del medio en el que está evolucionando el rema n e n t e . Las observaciones de HI -fueron realizadas con la antena d e 3 0 m d e 1 In s t i t u t o A r q e n t i n o d e R a d i o a s t r o n o m i a , c: o n u n a resolución angular de 34 minutos de arco. El reievamient .0 muestra la presencia de una extensa nube de hidrógeno neutro col m darite con e 1 f 1 anc.o Este de 1 re?manent.e Pupp i s A (Fi q . 1). Dicha nube? se? detecta a la velocidad de (15 + 4) km/s, co r r e s p o nel i en t e a u n a d i s t.a n c .i. ¿\ c :i. nern¿it i c a de 1 or elen de 2 kpc , que es la distancia estimada por otros medios para este re manente? (Mi Irte* 1979). La concentración tiene una masa de hi — 4 cJróqeno atómico del orden de .LO lvlCD y una densidad de aproxi atadamente 12 át omos/cm * Astrónoao visitante del Observatorio Interaaericano de Cerro Tololo (Chile), operado por tne Association of Umversities for Research in Astronoay, Inc., under contract Mith the National Science Foundation. 514 Bol.Asoc.Arg. de Astr. Figura 1: Contornos de densidad de colusna de HI integrado en el rango de velocidades 19 -2 (10‘lB)U/s. Los contornos están en unidades de 10 ca . Superpuesto se representa el li»ite exterior del remanente en radio en 40B HHz de Puppis A (Breen 1971). Las observaciones ele? la transición J:i O del CG -fueron realizadas con la antena de 1.. 2m de la Universidad de Colum- bia en el Observatorio Inter amer i cano de Cerro Toldo (Chi le) , con una r esol uc i ón angular de E3 minutos de ¿treo. Si bien por limitaciones de tiempo de observación no se ha podi, do c ubr i r comp I etarnent.e 3. a reqi ó n r elevada en HI , los datos presentes muestran la existencia des a) emisión de CG al rede dor de v (13 2 ) km/s en z con as exteriores al remanente, ■fundamentalmente en su -flanco Este, en cor responderte i a con & co 1 .As o c:. Ar g . d e A s t r . 515 correspondencia con la emisión de hidrógeno neutro; b) emi sión de CO alrededor de v " (3 ± 2)km/s predominantemente en zonas interiores al frente de choque. A titulo de ejemplo se i n c i u y e n en la F i g u r a 2 a 1 g u n o s p e r f i 1 e s o b t e n i d o s.. El conjunto de? datos observac: i onal es permite concluir que la explosión tuvo lugar en las cercanías de una extensa nube detectada tanto en HI como en CO, que estarla -frenando la expansión del -frente de choque? en 1 dirección Este. Como consecuencia, podría haberse formado un frente de? choque in vertido que, evolucionando hacia el centro de la explosión, provocarla un recalentamiento extra en el gas de baja densi dad que quedó en el interior del remanente (Me Kee y Cowie 1975). La presencia de este gas enrarecido y sobrecalentada se pondría de mani-fiessto a través de emisión en rayos X, tal como la detectada por Petre y otros (1982) en c?l interior del remanente (mostrada en Fig. 2). Asimismo, el encuentro entre el -frente de onda y la den sa nube externa podría ser responsable de la emisión -f i 1 amen tarja observada en el rango óptico en Ha y | NIl| (Goudis and Meaburn 1978). En resumen, la nube molecular externa cuyo descubrimien to in-formamos en el presente trabajo, permite explicar tanto las carácter I st i cas mor -f ol ógi cas observadas en el remanente de supernova F’uppis A, como las emisiones asociadas al mismo que se han detectado en otras bandas del espectro. El trabaja en extenso será publicado en otra parte. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 516 Figura 2: Perfiles de eeisión en la linea de 2.6ae de la aolécula CO correlacionados con el remanente de Puppis A en 40B HHz (Breen 1971) y su Misión en rayos X blandos (Petre y otros 1982). Bol . Asac.. Arg - de A s ir. 517 Agradecí mi entos Ambos aut or es cJos ea n ex pr es ar su aqradecimiento al Dr . F;:. Cohe11 , por haber t ac: i I. i t:c*do e 1 uso de 1 radi otel escopi o que la Universidad de Col i.unb i a (E.U.A.) posee en el Observa torio Interamer i cano de Cerro Tololo. E5MA expresa su recono cimiento a M. Kopruco por su inestimable ayuda en la adquisi ción de los datos. F\EFERENC I AS Goudis, C. y Meburn, J. 1978, Astron. Astrophys. 62, 2(33. Green, A.J» 1971, Aust. J. F’hys» 24, 773. Me: Kee, C.F. y Cciwie, L.L. 1975, Astrophys.. J. 195, 715. Milne, D.K. 1979, Aust- J. Phys. 32, 83. Retire , R. ; Can i z a r e s , C . R. ;; K r i s s , G. A . y Wi n k 1 e r , P . F. 1982, Astrophys. J. 258, 22. 518 Bol . Asoc:. Arg . de? Astr. MED I O INTERGALACTICO Bol - Asoc - Ar g. de? Astr. 519 S20 B o l . Asoc: . Ar q . d e A s t r . Común :i. e:ac: i ón LA CORRIENTE MAGALLANICA R. Morras IAR Nuevas observaciones en la línea de 21 cm realizadas con alta sensibilidad en la región comprendida entre declina ciones -44° y -20° (alrededor del polo sur galáctico), reve lan la extrema complejidad en al distribución del gas en la dirección de la Corriente Magal 1 áni c:a. En dicha región es po si ble observar, además del HJ. correspondiente a la corrien te , otras componentes ¿*d i c: i onal es de 1 a mi sma , gas posi b 1 e- mente vinculado al grupo de Sculptor y típicas nubes de alta veloci dad - Bol•A s o c .Arg. de Astr- 521 522 Bol.Ab o c .Arg. d o Astr METODOS NUMERICOS Bol . Asoc: - Ar g . de Astr - 523 524 Bol.Amoc.Arg• do Aotr LA INTEGRACION NUMERICA DEL PROBLEMA PERTURBADO DE N CUERPOS ü. B.i ordano FCAGLP, CQNICET RESUMEN: Utilizando como método básico de perturbaciones pa ra N cuerpos el ideado por STUMPFF y SCHUBART, se ha resuel to el problema del mejoramiento de una órbita extendida a va r i as op os i c: i orí es. Se describe en -forma sucinta 1 metodología desarrolla da. PROGRAMA PARA EL MEJORAMIENTO FINAL DE LA ORBITA DE UN ASTEROIDE EXTENDIDA A VARIAS OPOSICIONES Se ha perseguido como objetivo la implementadón de un programa para el mejoramiento final de la órbita de un aste roide extendida a varias oposiciones. El cálculo de la órbi ta preliminar se efectúa mediante el método de Gaur ^; sigue un primer mejoramiento por el método de corrección diferen cial de Eckert y Brouwer. Las efemérides con perturbaciones resultan de la aplicación del método de Schubart y Stumpff a la resolución del problema de los N cuerpos. La comp¿oración con observaciones de la efemérides obtenida por la integra ción numérica de las ecuaciones de movimiento arroja resi duos que son utilizados para corregir la órbita definida por las coordenadas. El método de Eckert y Brouwer para la co rrección diferencial proporciona la posibilidad de calcular los coeficientes de las ecuaciones de observación en térmi nos Bol.Asoc.Arg. de Astr. 525 d e c a n t :i. da d e s d i s p o n i b 1 es „ en e«ipec i. a 1 las coordenadas y componentes de? velocidad obte?nidas por integración numérica. L.¿i s o .1 uc: i ón de? 1 as ec:uac: i ones de obser vac .i. ón se u t i l i z a p a r a c: a r r e g i r l a s c a o r d e n a d a es y c: o m p o n en t. © s d e v e I o c i d a d p a r a cualquier época deseada., Los cálculos aquí presentados pretenden ser una ilustra ción del funcionamiento d e ? l programa más que una contribu ción a las órbitas de los asteroides empleados: I . Asterai de .1 .5 9 6 II. Asteroide 287 I I I . A s t e r o i ele 5 3 2 I. Asteroide 1596 En el presente apartado se detallan los cálculos de per t. u r b a c: :l o n e s y m e j o r a m i e n t o d e 1 a ó r b i. t a p a r a e l a s t. e r o i d e 1 5 9 6 . Las observaciones empleadas se consignan a continua- c i ón : a 6 Fecha 1951 Mar B.20264 llh28,59?56 -16°54'45:6 llar 13. 13736 11 25 05.20 -16 30 30.7 Abr 1.04861 11 11 08.58 -14 24 46.6 Abr 29.10003 11 00 35.97 -10 58 15.0 May 28.96246 11 07 06.46 - 8 42 30.5 1952 May 20.93206 16 28 11.99 -22 57 47.8 May 25.13574 16 24 31.45 -22 35 53.8 Hay 30.03534 16 20 16.22 -22 10 23.6 Jun 22.05834 16 02 23.74 -20 10 36.0 526 Bol . Asoc:. Arg . de Astr. Con las observaciones del a f io 1951 7 se calculó una órbi ta preliminar, obteniendo los siguientes elementos y resi- dúos de las observaciones: tQ * 1951 -- Abr 1.0 T.U. M 118°.85898 0). 159°. 13311 1 e .1272578 íl 249°. 53159 >' 1950.0 a 2.891788 i 1■1 O-;rO n 267291 M 7 2 1 4 9 6 8 8 Fecha Aa cas Aó 1951 Mar 8.20264 0 " . 0 0" . 7 Mar 13.13736 0 " . 0 0 " . 4 Abr 1.04861 0 " . 0 0 " . 0 Abr 29.10003 0 " « 0 r . 4 May 28.96246 0 " . 4 - i . i A par tir de los elementos orbitales preliminares y to- mando como nuevo origen ele tiempo el instante tQ = Dic 20-0/51, se calcularon las perturbadones planetarias debi das a los planetas de Venus a Plutón, integrando numéricamen te las ecuaciones de movimiento por el método de Stumpt-f y Schubart. De las efemérides perturbadas, se obtuvieron los residuos de las observaciones, que serian utilizados para el cálculo de compensación. La Compensación diferencial se llevó a cabo mediante el método de Eckert y Brouwer (particularmente útil cuando se desea corregir la órbita por intermedio del mejoramiento de la posición y velocidad en el instante origen t0 ). Bol.Asoc.Arg. de Astr. 527 Fecha corregida por Aa . e o s Aó tiempo luz 1951 Mar 8.19032 - 7".02 -11".376 Abr 1.03615 - 8".136 - 7".812 Abr 29.08633 - 6".84 - 4".356 May 28.94659 - 3".1816 - 3".096 1952 May 25.12290 -46".613 -14".58 Jun 22.04518 —44".733 -10".548 Valiéndonos de las matrices cracovianas, los residuos se expresan por: Con x, y, z, en U.A.; x', y', z' en U.A. por w días so lares; n en rad por w di as solares; t tiempo en unidades de w di as contado a partir de alguna época elegida 528 Bol.Asoc.Arg- de Astr c o n ve n i e n t e m e r'. t c? M s i e n d o w e 1 i n t e r v a .!. o e n d í a s cío 1 ares me? -- dio s emp)3. e?ado en e 1 esquema de :i. n t e q r a <:::i.ó n r, a d e m á s _ a(r+p)rr H (r+p) -2 a 1 1 1 “ ...... r~\ r-y 2 ep 2epk^w"~ Cada observación provee dos ecuaciones de condición en las incógnitas^ i - 1,6- El sistema normal cor r espond i en te provee romo soluciones dichas cantidades que se hallan vinculadas a las correcciones diferenciales de los elementas orbitales por las relaciones! óN + óó €, = 2 e <5* £i = 0 y3 *4 3 f. _ = — - r = 10 a ii en f,r = e o 26 De las correcciones Ó 6Ma := -0o ,. 3311112 6(jü " + ? 2 1.8723 óe - •+■ .0009917 óft = - ? 0 138899 ó* = - «0001978 6 i - + ? 0 0 3 181 Luego, los elementos osculadores de la órbita para to 1.951 Dic 20.0 T-ü- son s tQ = 1951 - Dic 20.0 T.U. Mo 171°.2371593 üi 159°. 3518331 1 e .1282485 Q 249°.5177001 1950. a 2.8915902 i 13°.2704722 J u 721".57104 Bol.Asoc.Arq. de Astr 529 Con los valores obtenidos para 1 as cantidades se c a 1 c u 1 ar an las c or r ecc i. on e s <5 x , ¿ y , y 62, para todas las observaciones, las que sumadas a las coordenadas perturbadas arrojaron los siguientes residuos en el sentido G~Cs Fecha Aacos 5 A 6 1951 Mar B,.... - 0\3 0".B Mar 13,.... 0B.2 0\4 ftbr 0\2 - 0\5 Abr 29,.... - 0\B - 0\2 May 28,.... IM OM 1952 May 20,.... (57.5) (-39.1) May 25,.... 0\5 - 0".4 May 30,.... 0\6 - 0*.4 Jun 22,.... 0“.0 0'.7 La anormalidad de los residuos correspondientes a la fe cha Mayo 20,... /52 debe-? atribuirse probablemente a un error en la observación misma. II. Asteroide 287 Se corrigió la órbita preliminar derivada de la compara c: 1 ón con observaciones en sólo tres oposiciones 1931,2,3. Se incluyeran las perturbaciones planetarias cleb :i. das a los pla netas de Venus a Plutón, calculadas con coordenadas obteni das a partir de una aproximación elíptica, utilizando el mé todo de Stump-f-f y Schubart. De la comparación con las obser vaciones se obtuvieron los lugares normales consignados en la Tabla 1, donde se indican además los residuos empleados en la corrección diferencial, 530 Bol . Asoc . Ar g. de Astr. Tabla 1 Lugares Nomales Orbita I Fecha (* 1950.0 1950.0 A ocosó Aó 1931 Feb 14.0 9*'j7*23?304 14‘*36 ’54!72 4* .32 - 4" .32 Feb 27.0 9 27 36.096 16 18 26.64 2'.88 - 1-.8 1932 Jal 10.0 19 5 41.664 -12 3 35.64 1".8 0" .72 Jal 16.0 18 59 58.704 -12 42 7.2 - 2*.52 1",.44 Jul 22.0 18 54 37.152 -13 23 21.12 0B.36 2",.16 1933 Dic 12.0 4 6 1.919 4 42 21.6 - 2" .16 - 0a,.36 1935 Abr 1.0 13 24 20.088 5 57 3.96 117" .36 - 37",.8 Hay 28.0 12 52 13.487 8 55 49.44 96" .84 - 23",.76 Los elementos osc:ul adores correspondientes a la órbita I son z t = 1933 - May 8.0 (DJ 2427200.5) Mo 106°.0946045 (i) 1 19°.3331604 ] e .. 0230842009 ü 142°.4780426 L 1950.0 a 2- 35320377 i 10°.026470iaj V 982".91821 A partir de la solución ^ del sistema normal correspon diente a las ecuaciones de observación, se obtienen las co- rrece iones a aplicar a los elementos orbitales: _ __ o 6 M - +? 0771823 6u) '* m 0764128 6 e ® O0O06Ü0 fifi =-- + ? 0027211 _ _ O Ó a = 0000729 6 i 0003005 Bo 1 .Asoc.Arg de Astr 531 E'.I nuevo sistema de elementos oscul adores para la -fecha t = 1933 -- May 8.0 "o 106°.17178 üü 119°.2567471 1 e .0230242 n 142°.4807637 U 1950.0 a 2.3531308 i 10°.0261616 i V 982".95657 arroja los residuos siguí entes: Lugar Normal O r b i t a I I F e c h a Aa c a s 6 Aó 1931 Freb 1 6 . 0 0 " n 7 2 - 1 " . 0 8 F eb 27.. 0 - 0 " - 7 2 0 " . 72 1 9 3 2 J u l 3.0.0 0 " . 141 1 " . 0 8 J u l 1 6 . 0 _ O m cr o 1 " . 44 J u l 2 2 . 0 0 " . 7 2 1 " . 8 1 9 3 3 D ic 12. 0 - 0 " . 3 6 2 " . 16 1 9 3 5 A b r 1 . 0 - 1" . 8 1 " . 0 8 M ay 2 8 . 0 2 " . 8 8 2 " . 16 La decidida tenencia positiva que se evidencia en los residuos -finales en <$, puede deberse al cálculo de las per turbaciones a partir de coordenadas que resultaron de una aproximación elíptica. Tal como se enunciara con antelación, los cálculos presentados pretenden ser una ilustración del funcionamiento del programa, más que un aporte a las órbitas de lo s á ste r oíd es se 1 ec c i on ados.. 532 Bol.Asoc.Arg. de Astr III. Asteroide 532 Se corrigió di -f eren c: i al mente la órbita mediante el méta do de Eckcert y Brouwer, Se ine:l oyeran las perturbad ones de bidas a los planetas de Venus a Plutón (método de Stump-f f y Schubert). Por un mejoramiento preliminar sce obtuvo la órbi ta I, que arrojó residuos del orden de lm.5 en a y 3'. 5 en ¿ . Luego, mediante una corrección diferencial, se obtuvo la órbita II, a la cual se aplicaron las cor rece i ones -fina les. Las observaciones empleadas, reducidas a 1950.0 y co rregidas por paralaje y aberración se consignan en la Tabla 1, donde se incluyen además los residuos de la órbita II, que -fueron empleados en la corrección diferencial -final. Tabla 1 m n r w " Fecha (T.U.) “ 1950.0 °1950.0 Aacos<5 Aó 1929 Oct 24.99243 1^31'20*45 -15°2rit.2 5".7 9".0 Oct 24.50031 1 29 19,44 -15 26 20.9 - 7".05 8".7 Nov 6.85413 1 21 36,94 -15 32 53.6 T.65 10".4 Nov 9.91372 1 19 35.41 -15 10 18.0 - 2".7 9".8 1930 Dic 4.94755 7 7 33.01 16 28 25.6 r.2 4".5 Dic 11.95765 7 3 10.03 17 5 8.4 0\45 5".9 Dic 22.90074 6 54 4.38 18 13 32.1 0 \ 6 8".2 1931 Ene 7.7B366 6 38 9.32 20 7 54.2 0". 15 4".9 Ene 7.79275 6 38 8.76 20 8 0.2 0". 15 6".8 Ene 13.53471 6 32 23.48 20 50 35.9 0\75 3". 2 Ene 18.80379 6 27 26.15 21 29 13.8 0". 15 4".7 Ene IB.82683 6 27 24.95 21 29 23.6 0".6 4".7 Ene 21.79989 6 24 49.68 21 50 44.1 0 \ 0 3".9 Ene 21.82126 6 24 48.64 21 50 53.6 0 \ 6 4".3 Ene 22.87302 6 23 56.27 21 58 18.6 - 0 \ 6 1".B 1932 Hay 6.957B0 16 52 19.02 - 2 57 28.0 - 13".65 - 4".0 Hay 18.00525 16 43 35.44 - 3 6 22.6 - 13".95 - 6".2 Hay 27.96629 16 34 24.96 - 3 32 20.0 - 14".1 - 5".3 Hay 27.98457 16 34 23.92 - 3 32 23.7 - 13".8 - 5".8 Hay 31.90307 16 29 41.02 - 3 47 28.6 - 15".15 - 5". 1 Jun 1.93702 16 29 42.75 - 3 51 54.3 - tl".55 - 4".8 Jun 2.89792 16 28 48.51 - 3 56 10.8 - 13".05 - 4". 1 Jun 5.87707 16 26 2.64 - 4 10 27.2 - 15".45 - 2".5 Jun 9.91381 16 22 25.63 - 4 32 13.0 - 16". 5 - 4".8 Jun 10.92092 16 21 33.67 - 4 38 2.0 - 10".8 - 4".5 Jun 11.90643 16 20 42.95 - 4 43 38.6 - 15".6 9".7 Jun 12.93744 16 19 51.36 - 4 50 11.3 - 12".3 - 6".8 Jun 14.96289 16 18 12.36 - 5 2 54.3 - 14".25 - 4".2 Jun 15.91105 16 17 27.70 - 5 9 B.O - 11".25 - 7".6 Jun 16.92128 16 16 40.08 - 5 15 48.2 - 13".8 - 11.6 Jun 27.89442 16 9 33.34 - 6 36 20.4 - 14".4 - 7".9 1935 Dic 5.34979 10 22 56.80 17 13 42.0 7".5 0".5 Bol . Asoc.. Arg. de Astr. 533 T a b U 1 (continuación) ...... OFBÍtriI------Ficha (T.U.) u l950.0 & 1950.0 1936 Ftb 20.96294 10 29 31.75 29 35 5B.0 1 4 M 5'. 3 Ftb 26.92836 10 24 37.94 30 37 48.5 5\4 - 4 M fUr 17.09135 10 10 21.55 32 43 14.0 13".35 - 4\1 Abr 14.08430 10 ó44.55 32 10 23.7 9". 9 - 5 “.9 Abr 23.03547 10 10 24.39 31 20 34. B 6 \ 15 7*. 6 En la tabla siguiente -figuran los lugares normales, el número de observaciones empleadas para -formar cada uno de ellos, la ascensión recta, la declinación y los residuos em pleadas en la corrección di-f erenci al : TABLA 2 FiEfii «Hrrn «fíSJ ¿Tm.l 1929 Oct 26.0 2 i**30 '31?9728 -15 *23 '34"260 - 6".080 8B.784 Nov 5.0 2 1 22 54.2376 -15 33 38H628 - 0-.576 10-.116 1930 Dic 10.0 3 7 4 30.9696 16 54 17-784 0-.72 6".192 1931 Ene 9.0 3 6 36 55.0128 20 16 57-36 0-.144 5-.004 Ene 19.0 5 6 27 15.576 21 30 38-196 - 0".144 3".888 1932 Hay 23.0 4 16 39 4.7016 - 3 17 10u32 -13". 788 - 5".184 Jun 2.0 4 16 29 39.048 - 3 52 11-028 -13-.752 - 4".104 Jun 12.0 5 16 20 36.334 - 4 44 27*024 -13".896 - 5".112 Jun 22.0 3 16 13 3.636 - 5 51 24-804 -13".14 - 5- .688 1935 Dic 4.0 1 10 21 34.7496 17 10 23-952 7'.164 - o-.504 1936 Har 3.0 3 10 20 31.4448 31 22 18-120 9 ‘.36 - 4" .104 Abr 22.0 2 10 9 52.1856 31 27 7-416 6".912 - 6“■ B04 Los coeficientes de? las ecuaciones de observación fue ran calculadas según el método de Eckert y Brouwer, usando las elementas correspondientes a la órbita lis tQ = 1935 - Dic 24.0 MQ 325°.10826 ti) 74°.05478 e ..17493440 U 108°.33303 l1950.0 a 2.7727947 i 16°.340590 í 534 Bol . Asoc:. Ar g. de Astr Los valores que* con-forman la solución del sistema de ecuacion£?si normales se utilizaron para obtener los nuevas re si dúos (órbita III) para los lugares normal es s TABLA 3 Cügir”R5FiáT“-”F5cfiá...... DFBI€5”TTI“ A ó eos 6 A 6 1929 Oct 26.0 - 3".06 0".252 Nov 5.0 2\412 1B.656 1930 Dic 10.0 0".460 - 0",144 1931 Ene 9.0 0".072 - 0".18 Ene 19.0 - 0".108 - 0\B28 1932 Hay 23.0 0".036 01.432 Jun 2.0 0".072 - T.332 Jun 12.0 - 0\396 0" .072 Jun 22.0 - 0".252 - 0'.864 1935 Dic 4.0 - 0".324 0".252 1936 Har 3.0 o v o 2".88 Abr 22.0 0".82B 01.108 Las únicas discrepancias se evidencian en a para la aposición de 1929 y en ó para el 3 de marzo de 1936. A par tir de los valares ^ se calcularan las correcciones di-f eren c i al es a aplicar a los elementos» orbitales, y resultó el nue vo sistema de elementos oscul adores para la -fecha tQ , indica do a continuación: - 1935 — Dic 24.0 (DJ 2428160.5) -T^-.rrO M o -> 10719 0) 7 4 a . 05971511 j e ••1749343999 Q 108°.3306024 2 a 772794583 i 16°.33888308 y - Se ha provista al Departamento de MECANICA CEL.ESTE del OB SERVATORIO ASTRONOMICO DE LA PLATA, de un programa para el cálculo de? la órbita definitiva de un asteroide, lo cual con lleva la posibilidad de reestablecer la Sección Cálculo de Efemérides que formara parte del Departamento homónimo, en funcionamiento hasta fines del año 1955. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 535 536 Bol. .. Asac: - Arq ■ de Astr. MOVIMIENTOS PROPIOS Bol - Asac:. Arg . de Aistr 537 538 B o l . As¿oc:: . Ar g . d e A s t r In-forme de Trabajo REDETERMINACION DE MOVIMIENTOS PROPIOS ESTELARES G„E. López OAFA Combinando posiciones -fotográficas recientes con obser vaciones efectuadas a principio de siglo, se redetermina el movimiento propio de algunas estrel laíí- cuyas det er mi nac i ones previas están equivocadas. El programa incluye, entre otros, los siguientes obje tos: AGK3 +7 1809, AGK3 +8 .1.9610, CoD-23 14002 y CoD--22 12589. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 539 Ini or me de Traba jo ERRORES EN LOS MOVIMIENTOS PROPIOS DEL AGK3 Ü„E. López y J.G. Ganguin OAFA En esta primera parte? del proyecto se analizan estre llas del AGK3 ubicadas al sur de +40° y con movimientos pro pios mayores que 0.3 segundos de arco por ario. Mediante com para c i o n e s c a n a t r a s c.: ¿\ t Á1 o q o s s e concluye que, independien — temente de la magnitud o tipo espectral considerados, el AGK3 presenta un cierto porcentaje (177„ para el caso de la muestra tomada) de estrellas con gran movimiento propio cu— y os va i or es son t. ot. a 1 rnen t €? esp úr eos. 540 Bol.Asoc.Arg. de Astr. NEBULOSAS PLANETARIAS Bol.Asoc.Arg. de Astr 541 r o Da Arq i. Abü( ele A s t r . r t s A ele Común i c:ac: i ón OBSERVACIONES FOTOMETRICAS Y ESPECTROSCOPICAS SIMULTANEAS DE LA ESTRELLA CENTRAL DE IC41B R„H. Méndez*, J.G. F:orte** y R.H. López* » IAFE «t FCA6LP, IAFE Las variaciones de brillo y velocidad radial que se ob servan en la estrella central de la nebulosa planetaria IC 418 no se pueden atribuir a movimiento orbital en un sistema b i nar i o ni a pu1sac i ones, sean radi a1 es o no. Apar entemente, la única alternativa que queda es atribuirlas a -fluctuacio nes en la tasa de pérdida de masa, con una escala de tiempo del orden de pocas horas. íjol . Asor:. Ar g ■ de Astr. 543 544 Bol•Asoc.Arg. dm A«tr N U B E S D E ALTA VELOCIDAD Bol -Asac-Arq de A s t r 545 S46 Bo1.AsocArg. de Astr. I n f o r ¡n e d e T r a b a j o ESTRUCTURA FINA EN NUBES DE ALTA VELOCIDAD DEL HEMISFERIO SUR E„ Bajaja, C. Cappa de Ni calan, M„C. Martín, R. Morras, C- 01 ano y UJ.6.L. F’oppel IAR Se presentan observaciones de la estructura fina de nu bes de alta velocidad del hemisferio sur detectadas, en su mayoría por primera vez:, en un reciente relevamiento llev¿*do a cabo en el IAR (Bajaja et al. 1985)„ Bol.Asoc-Arg. de Astr- 547 5 4 8 Bol.Aaoc.Arg. da Astr NUBES DE MAGALLANES Bol - Asoc . Arg . cJe Astr 549 3 5 0 Bol' Atoe * Arg. dt A«tr Comúni cación THE Ha RADIAL-VELOCITY FIELD ÜF THE SMALL MAGELLANIC CLGUD G. Torres y G.J. Carranza OAC, C0N1CET Observaciones inter-f erenci al es en Ha de la Nube Menor de Magallanes que cubren un area de 6 gradas cuadrados mues tran la existencia de -fenómenos c i nernát i eos complejos, en particular un gradiente en la dirección NE--SW. Al sudoeste se detecta una componente de baja velocidad centrada aproxi madamente en a =- 0^54m , <$ = ~73°04' (1950.0) can velocidad radial del orden de 50 km/s menor que la de la componente predominante de alta velocidad en la zona Interferometric observations cover ing an area of 6 sq. deg. in the SMC have allowed us to abtain a general picture of its k i nemat. i cal structure in Ha, which has turned out to be similar in many aspeets to the one derived by other techniques. Our observations show a radial velocity (R0) gradient of about 13 km/s/deg in the NE—SW direction, with lower velocities towards the Southwest. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 551 The? rrequency distribution of RV appears to have two or three separated peaks, as was al so found by other authors -for neutral hydrogen, emission nebulae, supergiant. stars, plarietary nebulae and interstellar Ca II Unes. The median-velocity rotation curve derived -from our data is in excellent agreement. with other curves published ■f or H I. Ule have detected a 1 ow-vel o c i ty feature at the SW end o-f the bar ( a - 0^54m , ó == —73a0 4 ' , 1950.0) with a mean radial veloci ty 50 o r 60 km/s lower than that of the main body in this area ( ^ 160 km/s, heliocentric). The preceding border seems to be a particularly complex región, showing several overlapping and intermixing RV components. 552 Bol.Asoc.Arg. de Astr QUASARES Bal - Asac:. Arq de? A s t r . 553 Bol . Asoc: . Ar g . de A str . I n + o r m e el e T r a b a j o RELEVAMIENTO DE QUASARES EN EL HEMISFERIO SUR F:. R . C o 1 a mb y Z . Qu i n :i. en t. o IAR L.a primera etapa de este survey comprende la observa ción de 700 objetos extragalácticos del tipo QSO que -fueron seleccionados del "A Catalogue of Extragalactic Radio Source I dent i-f i cat i ons , Second Edition" publicado en 1983 por Verán Cetty y Veron (Astron. Astrophys. Suppl. Ser., Val. 53, N° 2, p. 219-221). £1 trabajo observad onal es realisado con la antena de 30 m del IAR operando el sistema receptor en el continua cen trada en 1410 MHz. Estas radio-fuentes han sido detectadas en los dos gran des relevamientos del Hemisferio Sur, el de Parkes (Austra lia) realizado en 408, 1410 y 2650 MHz durante el periodo 1965-1968 y en techa más reciente por el Observatorio de Mo- longlo (Australia) donde se trabajó en 408 MHz (Large et al., Morí. Not. R. Astron. Soc. 194, 693, 1981). Nuestro interés está centrado en el armado de espec tros, la determinación de índices espectrales y las posibles variaciones de flujo que podamos detectar por medio de la comparación con otros datos observaci onal es. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 555 556 Bol.Amoc.Arg. de Aetr RELATIVIDAD Bol.Asoc.Arg- de Astr. 557 S 58 Bol.Asoc.Arg. d« A«tr I n -f o r m e d e T raba. j o COTAS A LA VALIDEZ DE LA LEY DE NEWTON DE LA GRAVITACION, ANALIZANDO LA DEFLEXION ELECTROMAGNETICA SOLAR Cu FU veros y H. Vucetich FCE Se acotan desviaciones de corto alcance a la ley de la gravitación de? New ton, mediante un análisis de los datos de deflexión de luz y microondas por el (débil) potencial gravi t a 1 or i o solar. De 1 ac: u er d o en t r e Re 1 a t i v i d ad General y la ex perimentación (nosotros encontramos para el parámetro PPNy 1 el valor y' - 1.01 ± .03) concluimos que no hay desviaciones significativas en el rango de distancias 7.10^m - 10**m. Da do que los -fotones son partículas ul trarrel at i vi stas , estos resultados son independientes de resultados anteriores. Bol.Asoc.Arg. de Astr. 559 NOMBRE DE INSTITUCIONES CASLEO Complejo Astronómico El Leonelto CESM Centro Espacial San Miguel CIC Comisión de Investigaciones Científicas de la Provincia de Buenas Aires CIGp Cen tr o de X n vest i cjac: i ones Opticas CNIE Comisión Nacional de Investigaciones Espacri al es CONICOR Consejo de Investigaciones de la P r o v i n c i a de Có r cj o b a CONICET C cj n s e j o N a c: i o n a 1 d e I n v e s t i g a c: i o n e s C i e n tífica s y T é c n i c. a s DASOP üb ser va t o i r e de Par" i s , Sec t i on d 'Astrophysique de Meudon, 92195 Meudon, Francia DAUC Departamento de Astronomia, Universidad de Chile DAUW Depar t amen t cj de Ast r onom í a , Un i ver si dad d e W a s h i n q t o n , U S A DEUC Dep ar t amen t cj d e El 1 ec: t:rónic a , Un i ver s i d ad de Chile EARG Est ac: i ó n Ast r on ómi c:a Rí o Gr ande ESO E la r c j p e a ri S o u t: h e r n (.1 b sí e r v a t o r y FCAGLP F a c u .11.ad de Ci enc i as Astronómi cas y Geofísicas de L.a' Plata FCEL..P F a c: u 11 ¿a d d e C i. e n c . las E x a c t a s , Un i. ver si cJad Nac i ona 1 de La Plata GSFC Goddard Space Flight Center , Estados Uní dos:. I AFE 11 í s t i t la i: c j d e A s t. r c 3 n c j m i ¿i y Física del Espac: i o Bc3l.Asoc.Arg. de Ast.r, 561 IAR I n s t: i. t. u t. o A r g e n t i n a d e R a cJ i a a s t r o ñ o m i a I ATE KAL Kap teyn Labor ator' y , Ho 1 anda OAC Observatorio Astronómico de Córdoba □ A F A Q bservator i. o Astronóm i co "Fé»l i x A g it i .1 ar " , S a n Juan DAR Ob ser vator i o A str onómico de Rosari o OFC Observatorio de Física Cósmica, San M i g u e l ORO Onsala Radio Observatory, Suecia PMR P 1 £\n e ta rio Mun i ci pa 1 de Rosar i o PRÜFOEG P r o g r a m a d e F o t o a) e t r í a y E s t r u c t u r a G a l de: t i c:a USM Un i versi. dad Nac:i anal Mayor de San Marcos, Perú LIBA U n i. v e r s i d a d d e B u e n o s A i. r e s 562 Bol . Ascic - Arg. de Astr INDICE ASTROFISICA TEORICA R'ovira, M.G.; Hernández , A.M. y Machado, M.E. - Balance enery éti co de 1 a -fulguración solar del 12 de noviembre de 1980» j£m «J O Loustó, C.Ü. - Discos de acrecíón y teorías métricas de gravi tac i ón . 272 Costa, A.; Fontenla, J.M. y Ringuelet, A.E. - Estudio hi ürodi námi co de atmósferas estel ares 11.. 280 Hernaiz , A . F. y Fanten 1 a , J.M. - Per tur baci ones a pr i - mer or cJen en I a so 1 ución -f or mal de? las euac i oriE?s de trans po rte r ac:l i a t i vo. 281 Hernández , A.M. ; Machado, lv1«E„; Vilmer, N. y Trotted, G. - Características de 1 a liberación de © n e r g i a e n u n a -f u I g uración, d e t e r rn i n a d a s de obser vac: i ones ©n rayos X y en r ad i o. 282 Rovira, M.G. y Feríenla, J.M. - Cálculo de las intensi dades de la linea de Balmer, Paschen y Br ac: ke11 par a 3. as pr ot liber anc i as qui es- c en t es. 284 Iglesias, M.E. y Ringuelet, A.E. -• Efecto de un campo magnética en la distribución de la pre- si ón en una atmósf era est ©1 ar. 286 Fontenia, J.M. - Coeficientes de transporte en Astrofí s i c: a 287 ASTROMETRIA Carrasco, G.; Loyola, P. y Haddad, N. - Registro automá tico del tiempo de pasaje en el Circulo Meridiano Repsold con un microcomputador. 291 Bol.Asoc.Arg. de Astr 5 6 3 Mal 1amaci , C. C. ; Carestía, R.; Castro, W.; Gallego, M.; López, H. ; Marque::, R. .y Pére:: , J. - Resultados de ob servaciones meridianas de radio-estrel1 as» 303 Brunini, A.; Brunini , C. ; Del Cogí i ano, D. y Perdomo, R.A. - Geodesia satelitaria: tratamiento de la información. 306 Perdomo, R.A. y Hormaechea, J.L. - Acuerdo externo en distancia cenital- 307 Cáceres, Q.J.N. y Arias, É.F. - Mejoramiento de posicio nes de estrellas del Catálogo del Tubo Ce. ni tal •fotográfico de Punta Indio. 308 ATMOSFERAS ESTELARES López García, Z. y Gargiulo, V. - Un análisis de las abundancias químicas de HD 161698. 311 López García, Z. y Gargiulo, V. — La composición qufnú cía de HD 3473. 313 ATMOSFERAS EXTENDIDAS Ringuelet, A.E.; Sahade-?, J. ; Rovira, M. y Morrell, N. - La "envoltura templada" de HD 190073. 335 Sahade, J.$ Ringuelet, A.E. y Rotstein, M. - El espec tro de HD 50845 en diciembre de 1904. 336 Sahade, J.; Rovira, M.; Ringuelet, A.E. y Kondo, V. - Estudio desde Tierra y con el IUE de la atmósfera extendida de A Pavonis. 337 BINARIAS CERRADAS Informe Invitado: Sahade, J. Binarias cerradas" prg gresos y perspectivas.* 341 564 Bol.Asoc.A rg d e A s tr BINARIAS ECLIPSANTES Fuñas, J.G.; Lapasset, E. y Clariá, J.J. - OZ Librae: parámetros f otométr i cos> básicos de una bi_ naria de contacto. 357 Gómez, M. y Lapasset, E. - Los efectos f otométr i eos se cundarios en las configuraciones estela res de? contacto. 364 F errer, G,.E. y Sahade, J. - Un nuevo estudio espectro- gráfico de la b i nidrias eclipsante RS Sagi ttari i „ 369 Mandrini, C.H„; Méndez, R.H.; Ferrer, O.E. y Niemela, V.E>» — La órbita espectroscópi ca de la b¿ mn ar i. a ec 1 i p san t e HH Car i nae. 370 Lfpari, S.L. y Sisteró, R.F, - Análisis f otométr ico de FT Lupi. 372 Sahade?, J. y Ferrer, O.E. - AU Monocerotis: un nuevo es t ud i o con mayor- d i sper si ór.. 373 García, L.G.; Ferrer, O.E. y Sahade, J. - Estudio es- pectrográfico de n Scorpii en alta dis- persión. 374 BINARIAS ESPECTROSCOPICAS Sahade, J. ; Brandi, E.E.; Ringuelet, A.E.; Wallerstein, G. y García, EL - Un estudio espectrográ f ic:o de 17 Lep en las regiones fotográfi c:«a y ultravioleta. 377 Solivella, G. y Niemela, 0. — Estudio espectroscópico de dos sistemas binarios masivas. 378 B o l .A s o c .Arg de Astr. 565 CUMULOS ABIERTOS Clariá, J.J. y Lapasset, E. - Metalicidad y pérdida de masa en gigantes rojas de NGC 2539 y NGC 4349. 381 Clariá, J.J. y Lapasset, E. - Determinación de las pro piedades astrof i'si cas -f undamental es de NGC 2567 a partir de fotometría mu.l tico- 1 or. 392 Feinstein, A. - El cúmulo abierto NGC 6611. 401 Feinstein, A.; Vázquez, R.A. y Benvenuto, O.G. - Estre lias ü-f en cúmulos abiertos jóvenes. 402 García, B.E.; Hernández, C.; Levato, O.H.; Malaroda, S.; Morrel1, N. y Solivella, G. - Búsqueda de binarias espectroscópi cas en cúmulos abiertos. 403 DINAMICA ESTELAR Sérsic, J.L. y García Lambas, D. -- Ecuación de evolu ción global para sistema dinámico auto- gravitante fuera dea equilibrio. 407 Sérsic, J.L.; Mosconi, M.B. y García Lambas, D. - Evo 1ución de sistemas anisotrópieos en la presencia de "Halos" masivos. 408 Navarro, J„ ; Sérsic:, J.L. y García Lambas, D. — Efec tos dinámicos cíe la masa oscura en siste mas de galaxias. 409 García Lambas, D.3 Mascóni, M.B. y Sérsic, J.L. - Coli siones de sistemas autagravitant.es. 410 ESTRELLAS VARIABLES Lapasset. , E. y Funes, J.G. ~ V 508 üphiuchis una varia ble pectiliar. 413 5 6 6 Bol.Asoc.Arg. de Astr Li'pari , E. y Síisteró, R.F. - Análisis fotométric ü de V 7 5 8 C e n t a u r i. - 4 1 8 ESTRUCTURA GALACTICA Bassino, L.P.; Dessaunet, V.H. y Muzzio, J.C. - La des vi ación del vértex de las estrellas jó venes* 421 Cersósimo, J.C*; Huisacayna Soto, J. y Sánchez Nolasco, F. - Estudio de la distribución del gas ionizado en el cuarto cuadrante utilizan do una curva de rotación perturbada. 422 EVOLUCION ESTELAR Vázquez, R.A. y Feinstein, A. - Determinación observa- ci onal de 1 a Z AMS. 425 Benvenuto, O.G. y Feinstein, A. -- Evolución de estre llas muy masivas. 426 FISICA SOLAR Sneibrum, C.V. y Machado, M.E. - Análisis de la emisión de Rayos X duros en la fulguración solar del 14 de julio de 1980. 429 Mauas, P. y Machado, M.E. - Efectos de la fotoioniza- ción y excitación colisional no térmica' en las fulguraciones solares. 430 Hernández, A.M.; Rovira, M.G. y Machado, M.E. - Estu dio de las observaciones en rayos X de varias fulguraciones solares originadas en la misma región activa. 432 Bol.Asoc•Arg. de Astr 567 GALAXIAS Forte, J.Cnjj Calderón, Vega, E.I. y Feinstein, C. - -Paeudo-perf11e» VRI y palarimetrfa de la Galaxia Seyfert NGC 3783» 433 Marracó, H. y Niemela, V, - ,0b servaciones de fotometría CCD del cómalo abierto NGC 346 en la Nube Menor de Magallanes- 436 ■Mus z i o, J.C. - Sistemas de cúmulos globulares sin gal& xia central en cúmulos de galaxias. 437 Muz z i o, J.C. - Galaxias centrales masiva© e intercambio de cúmulos globulares. 438 Agüero, E-L- y C a r r a n z a, G. — A b u n d a n c :i. a del N i t r ó g e n o en NGC 55. 439 Muz zi o, J.C. y Vergne, M.M. - Nuevo esquema de cálculo para simulaciones numéricas de cúmulos de galax i as. 440 Carranza, G. y Agüero, E.L. - Estudio interferencial de NGC 55. 441 INFORMACION INSTITUCIONAL OAR y PMR - Complejo Astronómico y Planetario Municipal de Rosario- 445 INSTRUMENTAL. Marabini, R.J. — Sistema digitizador de imágenes- 449 Marabini, R.J. -- Exposímetro para espectroscopia- 456 Marabini, R.J- Posicionador para dispositivos anali zadores de polarización de luz. 462 Campitelli, E-J- y Martorelli, L-C- - Examen del fren te de? onda con el interferómetro de Ornartt. 472 568 Bol.Asoc.Arg. de Astr. Carrasca, G. $ Layóla, F:’„ s Hacidad, N. y Si nal ai re, P„ - Máquina semi-automática para la medición d e 1 a s p e J. i c u. 1 a s -f o t o gráfica s d e 1 c 1 r c: u 1 a de dec1 i nac i ón. 473 Tignanell i, H.L. y Feinstein, A„ - El nuevo -fotómetro in •frarrojo del OALP. 474 Molina, E.A. - Cámara C, LD . (Charge Injection Device). 475 MANEJO DE DATOS Tignanelli, 'H.L. 5 Cardares, E„ y Plastino, A- - Catálo gos, c 1 asifi caci ón e i nformaci ón. 479 MECANICA CELESTE Alt ¿*vis»ta, C . A« - Sobre un teorema de 6- Contopoulos re ■f eren te a un cierto tipo de transí ormaci g n e £> c:: a n ó n i c: a s - 483 Z a d u n a :i. s k y , P - E» y S u a r e 2 , M « G — P e r t. u r b a c j. unes plañe— t a r i a s n o m o d e 1 a d a s. 487 López García, F-". - Un criterio de estabilidad útil izan do las integrales de la energía y del mo- m e n t o a n q u 1 a r „ 480 Al t avi sta , C . A - - Sobre 1 as sol uc i ones homogr á-f i cas del p r o b 1 e m a d e 1 o s t. r e s c: u e r p o si - 489 MEDIO INTERESTELAR Azcárate, I.N.; Cersósimo, J.C. y Colomb, Fr.R. - Gas ionizado de baja densidad asociado a RCW 74, RCW 97, NGC 6334 y RCW 116. 495 Glano, C.A. y Pop peí , W.. G«L» - Origen de las Nubes de Tauro, 506 Bol . Asoc:. Arg. de Asir. 5 6 9 Da i a j a, E- ; Marras, R» y Poppel , W.G.L. - Distribución de las nubes de alta velocidad MEDIO INTERGAL.ACTIC0 Morras, R. - L¿* corriente magallánica. 521 METODOS NUMERICOS Giardano, C. - La i nt.egr ac: i ón numérica del problema perturbado de N cuerpos. 525 MOVIMIENTOS PROPIOS Lópnz, C. E:’. - Red e t er rn i n ac i ón de movimientos propios estelares. 539 López, C.E. y Banguin, J.G. - Errores en los movimien- t. as p r ap i o s del AGK3,. 540 NI BUL.OSAS PLANETARIAS Méndez , R.H.; Forte, J.C. y López , R.H. - Observaciones fotométri cas y espectroscópicas simultá neas de la estrella central de IC 418. 543 5 7 0 Bol.Asoc.Arg de Astr NUBES DE ALTA VELOCIDAD Bajaja, E. ; Cappa de? Nicolau, C. ; Martin, M.C.; Morras, R. ; Olana, C. y Pappel, W..G.L. - Estructura fina en nu bes de alta velocidad del hemisferio sur. 547 NUBES DE MAGALLANES Torres, G. y Carranza, G.J. -■ The Ha radial-velocity field of the Small Magellanic Cloud. 551 QUASARES Calomb, F.R. y Quin.ient.c3, Z. - Relevamiento de quasares ccrer e n e 1 h e m i s f e r i a s u r . □ JO RELATIVIDAD R i veros, C. y Vucetich, H. — Cotas a la validez de la Ley de Newton de la gravitación, anali zando la deflexión electromagnética so- 1 ar „ 559 Bol.Asoc.Arg de Astr 571 - (.qj,q¿,pj,p¿) » no puede tener lugar en las condiciones impuestas por G. Contopoulos. C. D. D. De esta manera debe considerarse que se ha justi-ficado la no validez del teorema, del cual G.E.Ü. Giacaglia ha en contrado la excepción mencionada en el resumen.