Con el propósito de estudiar a los posibles miembros de la asociación estelar Centaurus OB1, se observó a la estrella HD 112364 ((α, δ)J2000 = (12:57:28, -59:47:47)), con el espectrógrafo REOSC echelle en el modo dispersión cruzada (DC). Varias de las líneas en absorción que posee su espectro presentan perfiles dobles o triples, esto podría indicar un sistema binario a dos espectros (SB2). Los criterios de clasificación espectral aplicados fueron los del catálogo de Walborn & Fitzpatrick (1990) indicando ellos un tipo espectral B0.7 Ib para la componente primaria. En los espectros se puede observar que ambas componentes presentan perfiles de intensidad similar, con lo cual se podría suponer que se trata de un sistema binario de estrellas supergigantes. En cada espectro obtenido de HD 112364, se calculó la velocidad radial de cada componente del sistema, la cual se mantuvo aproximadamente constante durante las 3 noches de observación, sugiriendo este resultado que HD 112364 es un sistema binario de largo período. Esto último resulta consistente con el hecho de que no se ha encontrado evidencia de interacción entre ellas, como podrían ser líneas en emisión, aunque aún quedaría por investigar el perfil de Hα.In the course of a study of members of the Centaurus OB1 association, observations of HD 112364 ((α, δ)J2000 = (12:57:28, -59:47:47)) were obtained with the REOSC crossdispersed echelle spectrograph. Its spectra show several absorption lines with double or triple profiles, indicating a doublelined binary system (SB2). The spectral classification criteria of Walborn & Fitzpatrick (1990) indicate a spectral type for the primary component of B0.7 Ib. The lines from both components have similar intensities, indicating a double supergiant system. The radial velocities of each star are approximately constant over the 3-night interval covered by the observations, suggesting that HD 112364 is a long-period binary system. That case would be consistent with the lack of emission lines in a non-interacting system, although the Hα profile remains to be investigated.Fil: Corti, Mariela Alejandra. Provincia de Buenos Aires. Gobernación. Comision de Investigaciones Científicas. Instituto Argentino de Radioastronomía. Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas. Centro Científico Tecnológico Conicet - La Plata. Instituto Argentino de Radioastronomia; Argentin

Corti, Mariela Alejandra

LAReferencia - Red Federada de Repositorios Institucionales de Publicaciones Científicas Latinoamericanas

Asociación Argentina de Astronomı́aBAAA, Vol. 55, 2012A.C. Rovero, G.E. Romero, L. Pelliza & M. Lares, eds.PRESENTACIÓN MURALHD 112364: un sistema binario SB2Mariela A. Corti1,2(1) Instituto Argentino de Radioastronomı́a (IAR) (CCT - La Plata).(2) Facultad de Ciencias Astronómicas y Geof́ısicas - UNLaPlata.Abstract. In the course of a study of members of the Cen-taurus OB1 association, observations of HD 112364 ((α, δ)J2000= (12:57:28, -59:47:47)) were obtained with the REOSC cross-dispersed echelle spectrograph. Its spectra show several ab-sorption lines with double or triple profiles, indicating a double-lined binary system (SB2). The spectral classification criteria ofWalborn & Fitzpatrick (1990) indicate a spectral type for theprimary component of B0.7 Ib. The lines from both compo-nents have similar intensities, indicating a double supergiantsystem. The radial velocities of each star are approximatelyconstant over the 3-night interval covered by the observations,suggesting that HD 112364 is a long-period binary system. Thatcase would be consistent with the lack of emission lines in anon-interacting system, although the Hα profile remains to beinvestigated.Resumen. Con el propósito de estudiar a los posibles miem-bros de la asociación estelar Centaurus OB1, se observó a laestrella HD 112364 ((α, δ)J2000 = (12:57:28, -59:47:47)), con elespectrógrafo REOSC echelle en el modo dispersión cruzada(DC). Varias de las ĺıneas en absorción que posee su espectropresentan perfiles dobles o triples, esto podŕıa indicar un siste-ma binario a dos espectros (SB2). Los criterios de clasificaciónespectral aplicados fueron los del catálogo de Walborn & Fitzpatrick(1990) indicando ellos un tipo espectral B0.7 Ib para la com-ponente primaria. En los espectros se puede observar que am-bas componentes presentan perfiles de intensidad similar, con locual se podŕıa suponer que se trata de un sistema binario de es-trellas supergigantes. En cada espectro obtenido de HD 112364,se calculó la velocidad radial de cada componente del sistema, lacual se mantuvo aproximadamente constante durante las 3 no-ches de observación, sugiriendo este resultado que HD 112364es un sistema binario de largo peŕıodo. Esto último resulta con-sistente con el hecho de que no se ha encontrado evidencia deinteracción entre ellas, como podŕıan ser ĺıneas en emisión, aun-que aún quedaŕıa por investigar el perfil de Hα.12 Corti, Mariela A.1. IntroducciónLa estrella HD 112364 ((α, δ)J2000 = (12:57:28, -59:47:47)) es una estrella tem-prana considerada un miembro de la asociación estelar Centaurus OB1, de acuer-do al “Catalogue of Stars in Stellar Associations and Young Clusters”(VizieRService, V/44) de Humphreys & McElroy (1984). El mismo es un catálogo fo-tométrico que presenta 106 estrellas miembros de Cen OB1. Los posibles miem-bros de Cen OB1, han sido investigados mediante el análisis de datos astrométri-cos y espectrofotométricos (Corti & Orellana, trabajo en preparación). Las dis-tintas bases de datos consultadas v́ıa INTERNET, proporcionan para HD 112364los tipos espectrales B0, B1, B0.5 Ib y B1 III, todos ellos correspondientes a unaestrella simple. Hasta el momento no hab́ıa sido observada como sistema múlti-ple.2. ObservacionesLas observaciones espectroscópicas de HD 112364, las estrellas patrones de velo-cidad radial HR 2806 y HR 7773 y varias de las estrellas patrones de tipo espec-tral (TE), empleadas en el atlas digital de estrellas OB de Walborn & Fitzpatrick(1990) (WF90), fueron obtenidas con el telescopio “Jorge Sahade”de 2.15 m delCASLEO, San Juan. Se emplearon el espectrógrafo REOSC Cassegrain echelley la red de 400 l mm−1. Se trabajó con el detector TEK CCD (1024 x 1024px), cubriendo un rango de 3800 Å - 6500 Å con una dispersión rećıproca de0.2 Å pix−1, poder resolvente R = 12600 y una relación 20 ≤ S/N ≤ 50.Los datos espectroscópicos fueron reducidos con IRAF. Los datos fotométricosfueron obtenidos del catálogo Tycho-2 y luego corregidos al sistema de Johnson(Bessell & Brett 1988).3. Desarrollo3.1. Clasificación espectralLa clasificación espectral de esta estrella se estudió empleando el trabajo deWF90. Debido a que la resolución espectral de los datos en estudio, es algosuperior a la empleada por WF90 (0.5 Å pix−1 ), se obtuvieron algunos espectrosde estrellas patrones de tipo espectral, con la misma configuración instrumentalque la empleada para HD 112364. Se empleó una rutina del software IRAFpara presentar los espectros en dispersión cruzada como espectros en dispersiónsimple. Los mismos se muestran en la Fig. 1, con la correspondiente identificaciónde sus perfiles de absorción. Los criterios de clasificación espectral con los quese trabajó fueron:(i) Presencia de la ĺınea de He II λ4686 en absorción, mostrando que no puedetratarse de un TE B1 III (Wright et al. 2003) o B1 Ib (Garrison et al. 1977).(ii) Valor aproximadamente unitario del cociente Si III λ4552 / Si IVλ4089, criterio principal para la clasificación horizontal en B0.7(iii) Cociente de la ĺınea Si IV λ4089 con sus ĺıneas vecinas He I λλ4026,4121 y/o 4144, como también Si III λ4552/He I λ4387, para clasificarlacon CL = Ib.HD 112364: un sistema binario SB2 3Figura 1. Espectrogramas de HD 112364. En cada uno de ellos se indicala fecha juliana (HJD) en la que fueron obtenidos y se identifican varias desus ĺıneas de absorción (mencionadas en el texto). La escala de intensidadestá normalizada en unidades del continuo.3.2. Velocidad radialPara HD 112364 sólo se obtuvieron dos espectros, entre los cuales hay 3 d́ıas dediferencia. En ambos espectros se observan con perfil doble las ĺıneas de absorciónde He I comprendidas entre λ4009 y λ4921; Mg III λ4038; Mg II λ4481; O IIentre λ4070 y λ4677; Si IV λ4089 y Si III λλ4553-75, 5219, 5740. Algunas deellas se muestran en la Fig. 2.Las ĺıneas de absorción de O II λλ4070, 4415-17 son perfiles triples debido a quelas ĺıneas opuestas de los espectros de ambas estrellas se suman en el medio. Lavelocidad radial heliocéntrica promedio, obtenida en cada espectro del conjuntode perfiles de He I y He II que pudieron medirse para ambas estrellas, fue:HJD 2454939.78, Vr = -69 ± 8 km s−1 (primaria) y Vr = 20 ± 5 km s−1(secundaria); HJD 2454942.76, Vr = -61 ± 12 km s−1 (primaria) y Vr = 21 ±6 km s−1 (secundaria).3.3. DistanciaLa distancia se obtuvo empleando una magnitud V = 7.4 y color (B − V) = 0.1.Los valores de ı́ndice de color intŕınseco (B − V)0 y la magnitud absoluta visualMv, asociados al tipo espectral de la componente primaria del sistema, fueronobtenidos del Schmidt-Kaler (1982), resultando una absorción visual Av = 1.2magnitudes y una distancia D = 2.8 ± 0.6 kpc. Esta última concuerda muy biencon la correspondiente a la asociación Cen OB1 (Humphreys & McElroy 1984;Corti et al. 2012)4 Corti, Mariela A.Figura 2. Ĺıneas de absorción con perfiles dobles y triples propios de un SB2.4. Resumen• La similitud en intensidad de ambos conjuntos de ĺıneas pareceŕıa indicarque se trata de un sistema de 2 estrellas supergigantes.• No se observan indicios de interacción entre ambas estrellas, ya que no hayĺıneas de emisión, aunque aún queda por investigar el perfil de Hα,por lo cual ambas componentes estaŕıan alejadas.• De lo dicho previamente y del hecho de que la velocidad radial de cadacomponente no haya cambiado en 3 d́ıas, se podŕıa suponer que se tratade un sistema binario con una órbita de largo peŕıodo.• Su TE B0.7 Ib, su movimiento propio y su distancia de ∼ 2.8 kpc conducena identificarla como miembro de la asociación estelar Cen OB1.• Se necesitan mas espectros de HD 112364 para conocer mejor a este SB2.ReferenciasBessell M. S., Brett J. M., 1988, PASP, 100, 1134Corti M. A., Arnal E. M., Orellana R. B., 2012, A&A, 546, A62Garrison R. F., Hiltner W. A., Schild R. E., 1977, ApJS, 35, 111Humphreys R. M., McElroy D. B., 1984, VizierSchmidt-Kaler Th. 1982, In Landolt-Bornstein New Series, Group VI. Vol. 2b., eds. K.Schaifers & H. H. VoigtWalborn N., Fitzpatrick E., 1990, PASP, 102, 379Wright C. O., et al., 2003, AJ, 125, 359

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HD 112364: un sistema binario SB2

CONICET Digital

Asociacio´n Argentina de Astronomı´aBAAA, Vol. 55, 2012A.C. Rovero, G.E. Romero, L. Pelliza & M. Lares, eds.PRESENTACIO´N MURALHD 112364: un sistema binario SB2Mariela A. Corti1,2(1) Instituto Argentino de Radioastronomı´a (IAR) (CCT - La Plata).(2) Facultad de Ciencias Astrono´micas y Geof´ısicas - UNLaPlata.Abstract. In the course of a study of members of the Cen-taurus OB1 association, observations of HD 112364 ((α, δ)J2000= (12:57:28, -59:47:47)) were obtained with the REOSC cross-dispersed echelle spectrograph. Its spectra show several ab-sorption lines with double or triple profiles, indicating a double-lined binary system (SB2). The spectral classification criteria ofWalborn & Fitzpatrick (1990) indicate a spectral type for theprimary component of B0.7 Ib. The lines from both compo-nents have similar intensities, indicating a double supergiantsystem. The radial velocities of each star are approximatelyconstant over the 3-night interval covered by the observations,suggesting that HD 112364 is a long-period binary system. Thatcase would be consistent with the lack of emission lines in anon-interacting system, although the Hα profile remains to beinvestigated.Resumen. Con el propo´sito de estudiar a los posibles miem-bros de la asociacio´n estelar Centaurus OB1, se observo´ a laestrella HD 112364 ((α, δ)J2000 = (12:57:28, -59:47:47)), con elespectro´grafo REOSC echelle en el modo dispersio´n cruzada(DC). Varias de las l´ıneas en absorcio´n que posee su espectropresentan perfiles dobles o triples, esto podr´ıa indicar un siste-ma binario a dos espectros (SB2). Los criterios de clasificacio´nespectral aplicados fueron los del cata´logo deWalborn & Fitzpatrick(1990) indicando ellos un tipo espectral B0.7 Ib para la com-ponente primaria. En los espectros se puede observar que am-bas componentes presentan perfiles de intensidad similar, con locual se podr´ıa suponer que se trata de un sistema binario de es-trellas supergigantes. En cada espectro obtenido de HD 112364,se calculo´ la velocidad radial de cada componente del sistema, lacual se mantuvo aproximadamente constante durante las 3 no-ches de observacio´n, sugiriendo este resultado que HD 112364es un sistema binario de largo per´ıodo. Esto u´ltimo resulta con-sistente con el hecho de que no se ha encontrado evidencia deinteraccio´n entre ellas, como podr´ıan ser l´ıneas en emisio´n, aun-que au´n quedar´ıa por investigar el perfil de Hα.12 Corti, Mariela A.1. Introduccio´nLa estrella HD 112364 ((α, δ)J2000 = (12:57:28, -59:47:47)) es una estrella tem-prana considerada un miembro de la asociacio´n estelar Centaurus OB1, de acuer-do al “Catalogue of Stars in Stellar Associations and Young Clusters”(VizieRService, V/44) de Humphreys & McElroy (1984). El mismo es un cata´logo fo-tome´trico que presenta 106 estrellas miembros de Cen OB1. Los posibles miem-bros de Cen OB1, han sido investigados mediante el ana´lisis de datos astrome´tri-cos y espectrofotome´tricos (Corti & Orellana, trabajo en preparacio´n). Las dis-tintas bases de datos consultadas v´ıa INTERNET, proporcionan para HD 112364los tipos espectrales B0, B1, B0.5 Ib y B1 III, todos ellos correspondientes a unaestrella simple. Hasta el momento no hab´ıa sido observada como sistema mu´lti-ple.2. ObservacionesLas observaciones espectrosco´picas de HD 112364, las estrellas patrones de velo-cidad radial HR 2806 y HR 7773 y varias de las estrellas patrones de tipo espec-tral (TE), empleadas en el atlas digital de estrellas OB deWalborn & Fitzpatrick(1990) (WF90), fueron obtenidas con el telescopio “Jorge Sahade”de 2.15 m delCASLEO, San Juan. Se emplearon el espectro´grafo REOSC Cassegrain echelley la red de 400 l mm−1. Se trabajo´ con el detector TEK CCD (1024 x 1024px), cubriendo un rango de 3800 A˚ - 6500 A˚ con una dispersio´n rec´ıproca de0.2 A˚ pix−1, poder resolvente R = 12600 y una relacio´n 20 ≤ S/N ≤ 50.Los datos espectrosco´picos fueron reducidos con IRAF. Los datos fotome´tricosfueron obtenidos del cata´logo Tycho-2 y luego corregidos al sistema de Johnson(Bessell & Brett 1988).3. Desarrollo3.1. Clasificacio´n espectralLa clasificacio´n espectral de esta estrella se estudio´ empleando el trabajo deWF90. Debido a que la resolucio´n espectral de los datos en estudio, es algosuperior a la empleada por WF90 (0.5 A˚ pix−1 ), se obtuvieron algunos espectrosde estrellas patrones de tipo espectral, con la misma configuracio´n instrumentalque la empleada para HD 112364. Se empleo´ una rutina del software IRAFpara presentar los espectros en dispersio´n cruzada como espectros en dispersio´nsimple. Los mismos se muestran en la Fig. 1, con la correspondiente identificacio´nde sus perfiles de absorcio´n. Los criterios de clasificacio´n espectral con los quese trabajo´ fueron:(i) Presencia de la l´ınea de He II λ4686 en absorcio´n, mostrando que no puedetratarse de un TE B1 III (Wright et al. 2003) o B1 Ib (Garrison et al. 1977).(ii) Valor aproximadamente unitario del cociente Si III λ4552 / Si IVλ4089, criterio principal para la clasificacio´n horizontal en B0.7(iii)Cociente de la l´ınea Si IV λ4089 con sus l´ıneas vecinas He I λλ4026,4121 y/o 4144, como tambie´n Si III λ4552/He I λ4387, para clasificarlacon CL = Ib.HD 112364: un sistema binario SB2 3Figura 1. Espectrogramas de HD 112364. En cada uno de ellos se indicala fecha juliana (HJD) en la que fueron obtenidos y se identifican varias desus l´ıneas de absorcio´n (mencionadas en el texto). La escala de intensidadesta´ normalizada en unidades del continuo.3.2. Velocidad radialPara HD 112364 so´lo se obtuvieron dos espectros, entre los cuales hay 3 d´ıas dediferencia. En ambos espectros se observan con perfil doble las l´ıneas de absorcio´nde He I comprendidas entre λ4009 y λ4921; Mg III λ4038; Mg II λ4481; O IIentre λ4070 y λ4677; Si IV λ4089 y Si III λλ4553-75, 5219, 5740. Algunas deellas se muestran en la Fig. 2.Las l´ıneas de absorcio´n de O II λλ4070, 4415-17 son perfiles triples debido a quelas l´ıneas opuestas de los espectros de ambas estrellas se suman en el medio. Lavelocidad radial helioce´ntrica promedio, obtenida en cada espectro del conjuntode perfiles de He I y He II que pudieron medirse para ambas estrellas, fue:HJD 2454939.78, Vr = -69 ± 8 km s−1 (primaria) y Vr = 20 ± 5 km s−1(secundaria); HJD 2454942.76, Vr = -61 ± 12 km s−1 (primaria) y Vr = 21 ±6 km s−1 (secundaria).3.3. DistanciaLa distancia se obtuvo empleando una magnitud V = 7.4 y color (B − V) = 0.1.Los valores de ı´ndice de color intr´ınseco (B − V)0 y la magnitud absoluta visualMv, asociados al tipo espectral de la componente primaria del sistema, fueronobtenidos del Schmidt-Kaler (1982), resultando una absorcio´n visual Av = 1.2magnitudes y una distancia D = 2.8 ± 0.6 kpc. Esta u´ltima concuerda muy biencon la correspondiente a la asociacio´n Cen OB1 (Humphreys & McElroy 1984;Corti et al. 2012)4 Corti, Mariela A.Figura 2. L´ıneas de absorcio´n con perfiles dobles y triples propios de un SB2.4. Resumen• La similitud en intensidad de ambos conjuntos de l´ıneas parecer´ıa indicarque se trata de un sistema de 2 estrellas supergigantes.• No se observan indicios de interaccio´n entre ambas estrellas, ya que no hayl´ıneas de emisio´n, aunque au´n queda por investigar el perfil de Hα,por lo cual ambas componentes estar´ıan alejadas.• De lo dicho previamente y del hecho de que la velocidad radial de cadacomponente no haya cambiado en 3 d´ıas, se podr´ıa suponer que se tratade un sistema binario con una o´rbita de largo per´ıodo.• Su TE B0.7 Ib, su movimiento propio y su distancia de ∼ 2.8 kpc conducena identificarla como miembro de la asociacio´n estelar Cen OB1.• Se necesitan mas espectros de HD 112364 para conocer mejor a este SB2.ReferenciasBessell M. S., Brett J. M., 1988, PASP, 100, 1134Corti M. A., Arnal E. M., Orellana R. B., 2012, A&A, 546, A62Garrison R. F., Hiltner W. A., Schild R. E., 1977, ApJS, 35, 111Humphreys R. M., McElroy D. B., 1984, VizierSchmidt-Kaler Th. 1982, In Landolt-Bornstein New Series, Group VI. Vol. 2b., eds. K.Schaifers & H. H. VoigtWalborn N., Fitzpatrick E., 1990, PASP, 102, 379Wright C. O., et al., 2003, AJ, 125, 359

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