Variaciones de largo Período de la Estrella Be 88 Her Anahí Granada y Lydia Cidale Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas U.N.L.P

Estrellas Be. Estrella B no supergigante que emite o ha emitido alguna vez en una o más líneas de la serie de Balmer. Características observadas: Rotación rápida. Líneas en emisión formadas en envolturas circunestelares. Variaciones fotométricas y espectroscópicas, de largo período (V/R, transiciones entre apariencias de línea Shell y emisión) y de corto período (debidas a pulsaciones no radiales, rotación con presencia de manchas estelares o nubes corrotantes) Estructura doble en el salto de Balmer. Excesos IR. Polarización. Interferométricamente se encuentra envoltura achatada.

Las Estrellas Be no forman un grupo homogéneo. Diversidad de fenómenos descritos No puede desarrollarse un modelo que permita interpretar todos los eventos que manifiestan las estrellas Be. Las Estrellas Be no forman un grupo homogéneo. Aún no está claro la influencia de binaridad y el estado evolutivo en estas estrellas. El efecto de los campos magnéticos no ha sido bien estudiado. No se ha determinado la importancia de la transferencia de masa ni cómo se transfiere momento angular a la envoltura.

Estrella 88 Her. - Resulta un excelente escenario para el estudio de mecanismos causantes de variaciones en estrellas Be. - Presenta variaciones fotométricas y espectroscópicas de corto y largo período. Conforma un sistema binario. - Se cuenta con un gran número de observaciones que cubren los períodos relacionados con las variaciones mencionadas.

Variaciones Fotometricas, Hirata (1995)

Características de la estrella: Estrella 88 Her. Características de la estrella: Tipo espectral B6IV Vrad=-16.3 Km/s Vrad=-11.6 Km/s Líneas de Balmer con núcleos en absorción angostos Ha en emisión con núcleo central en absorción intenso Espectro dominado por Ca II y Fe II. Slettebak, 1966 Divan & Zorec, 1982 Adams, 1915 Harmanec et al., 1974

Observaciones utilizadas. 15 espectros UV de alta dispersión en el rango 1800-3200 , adquiridos por el satélite IUE. Muestra representativa del ciclo de variación de largo período, bien distribuida sobre la fase orbital. IMAGEN D.J Fecha No. IMAGEN D.J Fecha No. LWR11278 2444816.16 09/08/81 1 LWP03408 2445842.78 22/05/84 7 LWR12530 2445008.92 08/02/82 2 LWP06213 2446230.53 14/06/85 8 LWR14265 2445238.87 26/09/82 3 LWP07305 2446413.98 14/12/85 9 LWR15124 2445361.88 27/01/83 4 LWP08088 2446544.61 24/04/86 10 LWR15992 2445475.75 21/05/83 5 LWP09222 2446705.11 01/10/86 11 LWR16229 2445510.47 24/06/83 6 LWP11036 2446964.7 18/06/87 12 LWP12562 2447184.93 24/01/88 13 LWP17906 2448026.57 15/05/90 14 LWP23358 2448796.45 22/06/92 15

Observaciones realizadas. Se eligen transiciones de Fe II, multipletes UV1, UV2, UV3. 1.5E-11 1E-12 1.5E-11 1E-11 5E-12 5E-12 Imagen 4 Imagen 7

Descripción de la envoltura extendida de 88 Her Modelo de envoltura. Descripción de la envoltura extendida de 88 Her Estudio espectroscópico de perfiles de líneas de Fe II Forma de perfil Ha Análisis de velocidad radial de líneas de Fe II Viento lento Modelo cuasiestático de envoltura (Cidale & Ringuelet, 1989)

Modelo de envoltura. Modelo semiempírico de Cidale & Ringuelet, 1989. Propiedades de las regiones de formación de líneas: -Ubicación -Te -Densidad Determinaremos Re/R* - Evolución temporal de la ubicación de la región de formación de las líneas. - Analizar mecanismos físicos.

Modelo cuasiestático. El flujo de radiación de la línea es Determinaremos t y Re/R* de la región de formación de las líneas de Fe II para los multipletes UV1, UV2 y UV3

Modelo cuasiestático. Re/R* Estimación de la función fuente (Mihalas, 1978): -Átomo de dos niveles ligados y uno continuo -Equilibrio estadístico -Redistribución completa -Líneas de Fe II son colisionales a Re/R*

Las mejores estimaciones de a y t serán aquellas que minimicen Método para estimar a y ti. -Medimos -Mediante la relacion entre profundidades ópticas: -A partir de Fl/F* se tiene una función que relaciona a y t, con el valor de la intensidad residual teórica Las mejores estimaciones de a y t serán aquellas que minimicen la función de costo

Corrimientos Doppler de las líneas de los multipletes UV1, UV2 y UV3 Resultados y discusión. Corrimientos Doppler de las líneas de los multipletes UV1, UV2 y UV3 Variaciones temporales de las velocidades radiales Harmanec et al., 1974

Variaciones temporales de Re/R* y de Intensidades Residuales

Nuestros resultados concuerdan con la idea de que las variaciones Resultados y discusión. El Inicio de fase Shell se corresponde con un acercamiento de la región de formación opaca hacia la estrella. Este desplazamiento se extiende hasta partes más internas de la atmósfera afectando el flujo del continuo y el salto de Balmer. Moujtahid (1998) Desarrollo de segunda discontinuidad de Balmer en absorción Región de formación del continuo más compacta y próxima a la estrella Nuestros resultados concuerdan con la idea de que las variaciones observadas son producidas por variaciones en las dimensiones del disco.

CONCLUSIONES. Se encuentra que la variación en velocidad radial de las líneas de Fe II ajustan con el período del sistema binario (86.7 días). En cambio, las intensidades de las líneas de Fe II tienen un ciclo de variación de ~1560 días. La fase Shell más intensa comienza 2 años antes de que ocurra el mínimo en el continuo UV (Smith, 2001) y finaliza 2 años después. Encontramos que en la fase shell las regiones de formación de las líneas son internas, y cuando la estrella vuelve a la fase B normal estas regiones son externas.

CONCLUSIONES. La atenuación del flujo de continuo UV y el inicio de la fase shell, puede interpretarse por la formación de una región compacta ubicada cerca de la estrella. Este resultado está de acuerdo con la propuesta de Moujtahid acerca la pesencia de una región compacta próxima a la estrella responsable de la segunda discontinuidad Balmer en absorción. Como posible mecanismo para explicar la variabilidad proponemos eyecciones periódicas de material, que lentamente se diluyen el alejarse de la estrella.