Variables de tipo SU UMa

Las variables de tipo SU UMa son sistemas binarios formados por una estrella de la secuencia principal que gira en torno a una enana blanca. La secundaria llena su lóbulo de Roche, de manera que pierde material, el cual cae sobre la enana blanca formando un disco de acreción.

Los periodos de las variables cataclísmicas no se distribuyen uniformemente. Apenas se conocen estrellas con periodos entre 2.2 y 2.8h (ese intervalo se denomina “gap” de periodo o “gap” orbital). Todas las SU UMa conocidas, menos una, están por debajo del “gap”. La excepción es TU Men, con 2.8h.

Las variables SU UMa tienen además 2 tipos de outburst: los normales y otros más brillantes y duraderos denominados “superoutburst”. Es durante un superoutburst cuando aparece un rasgo fotométrico que es característico de estas estrellas y que las diferencia del resto de cataclísmicas: los “superhumps”. Se trata de unas oscilaciones con un periodo ligeramente mayor que el orbital y una amplitud que puede ir de unas centésimas a unas pocas décimas de magnitud. Aunque muchas veces el perfil es aproximadamente triangular, ocasionalmente muestran dobles picos, o formas más complejas. Tanto el periodo, como la amplitud y el perfil de estas oscilaciones van cambiando con el paso de los días.

El modelo de superhumps más aceptado hoy en día recurre a dos tipos de inestabilidades en el disco. En un principio, todos los outburst se originarían cuando el disco acumula suficiente materia y rebasa una masa crítica, aumentando su temperatura, y por tanto, su luminosidad. Esto trae consigo también un aumento en el radio.

En algunos outburst, el disco rebasa un radio crítico y aparece una segunda inestabilidad. Las mareas creadas por la secundaria hacen que el disco se vuelva elíptico y empiece a precesionar. En esa situación, las resonancias orbitales provocan que las partículas se crucen en determinadas zonas del disco, de manera que éste no tiene un brillo uniforme. Es el movimiento orbital de esas zonas más brillantes el que originaría las oscilaciones de los superhumps. Por otra parte, el hecho de que el periodo de los superhumps sea ligeramente mayor que el orbital se explica por la precesión del disco.

De lo anterior se deduce el interés que presenta la observación de los superhumps, ya que pueden aportar bastante información sobre la dinámica del sistema, la estructura y propiedades del disco, y en última instancia, de los procesos de acreción que tiene lugar en estas estrellas.

Si la variable en cuestión, además es eclipsante, el interés se multiplica porque se pueden usar los eclipses para obtener el periodo orbital, y con alta resolución temporal, la forma de los mismos permite “cartografíar” el sistema y en especial, el disco.

Los datos obtenidos en el Observatorio se envían a la VSNET, dentro del programa coordinado por Taichi Kato, de la Universidad de Kioto.

PUBLICACIONES

Artículos que incluyen datos obtenidos en el Observatorio:

The orbital and superhump periods of the deeply eclipsing dwarf nova SDSS J150240.98+333423.9 (Jeremy Shears)

Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. II: The Second Year (2009–2010) (Taichi Kato)

Discovery of Negative Superhumps during a superoutburst of January 2011 in ER Ursae Majoris (Tomohito Ohshima)

Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. III: The Third Year (2010–2011) (Taichi Kato)

Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. IV: The Fourth Year (2010–2011) (Taichi Kato)