ASOCIACIÓN ESPAÑOLA DE ESPECTROSCOPIA ASTRONOMICA
A.ES.ES.AS


B LYRAE


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BLYRAE II

BLYRAE III

Nos acercamos en esta investigación no solo a la estrella doble B Lyrae sino también al sistema estelar compuesto por seis estrellas de la que aquella es la principal.



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La estrella doble B Lyrae es una de las estrellas dobles más estudiadas del firmamento. Un acercamiento espectrográfico a la misma nos descubrira secretos que se encontraron escondidos durante décadas para la astronomía y que gracias a muchos hoy son accesibles incluso para nuestros medios.


El primer espectro (Calibrado con luz de neon integrada en espectroscopio) que presentamos obtenido con el telescopio C11, el espectróscopio Lhire III con la rejilla de 2400 l/mm y la cámara atik 314L, en la zona del Hidrógeno Alfa, nos muestra resaltadamente la peculiaridad de la emisión y absorción que los átomos de hidrógeno realizan en cada una de las zonad del subsitema doble que descubrimos.

De momento señalar que encontramos una zona más intensa de emisión que se aleja de nosostros a una cierta velocidad que más adelante calcularemos; también observamos a la izquierda una zona de emisión menos intensa que se presenta un movimiento y velocidad más pronunciada que lo acercan hacia nuestro planeta Tierra; finalmente encontramos entre las dos zonas de emisión enunciadas, una zona de absoción que también presenta una velocidad de acercamiento hacia los observadores pero a una velocidad menor que la anterior.



  Por ahoranos quedamos recordando el resumen que presentamos en los materiales de observación:

 Harmanec et al.(1996) nos informan que B Lyrae es el miembro más brillante (componente A) de un sistema óptico estelar compuesto por seis estrellas. Se trata de una estrella binaria espectroscópica y eclipsante que desarrolla un periodo de 12,9 dias, el cual se acelera 19 segundos por año.

V.M. Lipunov explica que en el espectro de B Lyrae se observan líneas de emisión y que tanto las líneas de emisión como las de absorción se desplazan con el mismo periodo de 12,9 días de la estrella binaria, pero las líneas de emisión se desplazan con multitud de fases diferentes.
Pretendemos obtener espectros de baja, media y alta resolución en toda la amplitud visual del mismo. En su momento podrán ser relacionados con la fase de la estrella y determinado el origen de cada grupo de líneas espectrales obtenidas.



ESTUDIO 300L/MM

Comenzamos el estudio de Blyre con el espectro obtenido el 2/7/2014 a través del Telescopio Mons en el Observatorio Astronómico del IAC en Izaña, Tenerife. Utilizamos el espectrógrafo Lhire III con una rejilla de 300l/mm y una ccd Atik 314L.


A lo largo de estre trabajo nos referiremos a las dos componentes binaraias como estrella primaria, B Lyrae A o estrella donante, y estrella secundaria, B Lyrae B o estrella receptora.

Despues de calibrar la imagen con un espectro químico de referencia (neón), podemos distinguir distintas lineas de fuerte emisión de Helio e Hidrógeno B y otras que deberán ser identificadas y estudiadas en una mayor resolución para poder referenciarlas con una de las zonas de posible emisión del sistema. Bisikalo, et al. 1999, identifican seis distintas zonas de emisión.

En la segunda gráfica hemos incluído espectros de comparación de clases A, F y G de la secuencia principal, con la intención de identificar el tipo espectral de la estrella secundaria que se encuentra embebida en un disco de acrección receptor. Observando las diferentes lineas de absorción y sus intensidades, descartamos la clase G y el tipo F5, pareciendo que las lineas más aordes de la secuencia principal podrían corresponder al tipo A7 o F0.

En las gráficas inferiores hemos añadido en la primera los subtipos I, II, II y IV, los cuales podemos comparar con el tipo A7V y el resto que presentamos nuevamente en la subsiguiente gráfica.




  Después de un minucioso estudio tipo a tipo, parece que la gráfica de referencia más acorde con la mayoría de lineas de absoción de Blyre sea la del tipo F2IV. Las lineas de Mg en 5172 y 5183 A parecen descartar que BlyreB sigue manteniéndose en la secuencia principal. La intensidad en la absorción de la linea He I en 4388 A y la ausencia de intensidad de absorción en las lineas cercanas de    Fe I y II y Ti 2, hacen ver que la estrella receptora no ha ido más allá del tipo IV. (Estas lineas deben ser objeto de un estudio a alta resolución para confirmar la hipótesis).


 Más difícil parece ajustar el tipo específico dentro de la subclase IV. Será necesario obtener espectros de referencia de estrellas desde el tipo A7IV hasta el tipo A6IV al F5IV, aunque atendiendo a la linea Fe XIV en 5303 A podríamos atrevernos a pensar que la estrella secundaria de BLyrae puede ser clasificada como F0IV.

  La reducción de las imágenes ha sido realizada con el programa iris. Todo el análisis espectral y ajuste de los espectros con BASS:
 http://www.astrosurf.com/buil/us/iris/iris.htm
 Thanks to Christian Buil


 Thanks to John Paraskeva

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BLYRAE III
 

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