(Traducido e implementado por Miguel Regalado)

1. Introducción

V. Simon, el Observatorio Ondrejov y el grupo MEDUZA han preparado una campaña observacional para QR And. El Observatorio mencionado, es un centro de la astrofísica profesional en la República Checa. MEDUZA es un grupo de observadores perteneciente, también, al B.R.N.O -Brno Regional Network of Observers- la sección de estrellas variables de la Sociedad Astronómica Checa.

2. Por qué observar QR AND?

QR AND es muy interesante, además de ser una variable relativamente brillante, y perteneciente al hemisferio celeste Norte. Ha sido detectada una emisión en la región de los rayos-X blandos, que procede de dicha variable, se ha identificado como una variable y el tipo al que pertenece se desconoce por el momento, (Beuermann et al. 1995, A&A, 294, L1). Dado que QR AND no está  en ningún programa observacional de cualquier otra sociedad de observadores de variables no existen observaciones prolongadas de la misma, por ello los observadores no son conocedores de su particularidad. Los astrónomos profesionales necesitan más observaciones para explicar su comportamiento. Por esa razón hemos decidido hacer un llamamiento a todos los observadores del planeta para una campaña mundial de seguimiento de esta variable.

3. Variabilidad óptica de QR AND

Hemos elegido algunos comentarios acerca de la misma a partir de la única curva de luz a largo plazo, existente, deducida del archivo fotográfico de Harvard y Sonneberg (Greiner and Wenzel, 1995, A&A 294, L5):

(a) Modulación orbital (P=15.8 horas) con una amplitud en brillo de 0.5 mag parecido a una variable tipo Beta Lyr, i.e. el brillo varia "suavemente", en la curva de luz no existen zonas de pendiente nula o "llanas". La modulación es notablemente variable de ciclo a ciclo (Meyer-Hofmeister et al., 1998, A&A, 331,612), 0,6604565 * E, el cual ha sido válido, al menos durante los años 1955-1993.

(b) Fluctuaciones irregulares en periodos de tiempo que van de semanas a meses - amplitud en torno a 1 mag.

(c) Variaciones de largo periodo, al parecer no periódicas, con periodos temporales de hasta 20 años y con una amplitud de 2 mag. Hay dos grandes incrementos de brillo en torno a 1 mag., el del año 1969 fue menor a 10 meses, mientras que en 1931/32 fue en torno a los 14 meses. Ambas subidas de brillo, fueron seguidas de un periodo de relajación de unos 20 años

Tanto si hubo, como si no, una subida de brillo a finales del último siglo, lo que implicaría de manera aproximada, un período recurrente de unos 40 años, no puede ser aceptado debido a la escasez en el seguimiento de la misma. No obstante, a pesar de la escasez de observaciones, el objeto ha mostrado el máximo de amplitud de variabilidad(>1 mag). Existen fluctuaciones en brillo a escalas temporales de semanas a meses, y el modelo de variabilidad es diferente de año en año. Por ello, una considerable porción de la dispersión puede asignarse a estas fluctuaciones irregulares de periodo corto, con la resultante media dependiente de los diferentes episodios de aumento y caída de brillo.

4. Por qué es QR AND única?

QR AND es miembro de las, así llamadas, fuentes de Rayos-X superblandos. De acuerdo con el modelo presente (van den Heuvel et al., 1992, A&A, 262, 97), estos objetos son binarias cerradas(Close Binaries Systems, o CBS), similares a las clásicas variables cataclísmicas(CV). Difieren de estas, en que la estrella "donante", es de mayor masa. Esta estrella es incluso más masiva que su acompañante, enana blanca. Por consiguiente, la materia fluye de la estrella más masiva hacia la compañera menos masiva - es la así llamada "evolución en la escala termal de tiempo". Esta fase es un breve episodio en la evolución de una binaria- la tasa de transferencia de masa es extremadamente elevada en este periodo de tiempo, mucho mayor que en las clásicas CV, y la estrella que pierde masa se vuelve menos masiva que su compañera. Debido a la brevedad de esta fase, hay muy pocas posibilidades para su detección. QR AND es una de esas raras excepciones.

La alta transferencia de masa dm/dt, hace que el disco de acreción sea más luminoso que en la CV comunes. Es m s, la gran cantidad de masa acretada es capaz de mantener el hidrógeno quemándose(como lo hace en el núcleo o distintas capas -dependiendo del estado evolutivo de la estrella-, de la estrella) en la superficie de la enana blanca. Esta reacción termonuclear es una potente fuente de rayos-X blandos, no observados en ninguna otra clase de binaria con acreción así de compacta. Una parte de estos rayos-X, es absorbida por el disco de acreción, el cual aumenta su temperatura, y vuelve a radiar la energía en la región óptica. La luminosidad de la binaria, pues no proviene únicamente del proceso de acreción si no de los rayos-X reemitidos lo cual la hace mucho más brillante que las clásicas CV. Desafortunadamente, aunque la binaria es una fuente muy potente de rayos-X blandos, raramente pueden ser observados, por que son fácilmente absorbidos por el medio interestelar. La emisión de rayos-X procedente de QR AND, ha sido observada, lo cual la convierte en una mayor excepción. Estudiando el comportamiento de su curva de luz, en la región de la luz visible, hará  más fácil la identificación de miembros de este tipo de binaria, que se hallen a mayores distancias, cuyos rayos-X se habrán extinguido demasiado pronto para ser observados. La bien conocida V Sge, parece ser una buena candidata (Steiner and Diaz, 1998, PASP, 110, 276).

5. Como observarla, donde mandar las observaciones?.

Dada la variabilidad en diferentes escalas de tiempo, seria ventajoso efectuar diversas estimaciones visuales o CCD, por noche, pero si no es posible una única observación por noche, huelga decir, que también es buena. Se ruega enviar todas las estimaciones visuales a: sobotka@physics.muni.cz  ,y todas las mediciones CCD a: simon@sunstel.asu.cas.cz

Si no se tiene acceso al correo-e, enviad vuestras observaciones a:

Petr Sobotka
Nicholas Copernicus Observatory
Kravi hora 2, 616 00 Brno
República Checa

En Noviembre pasado, se preparó una carta de búsqueda para QR AND, haciendo uso del Catálogo Tycho(del satélite Hipparcos), y el GSC. QR AND varia entre 11.5 - 13.0p. Su amplitud, en la región visual, se desconoce(recordad que las únicas mediciones históricas conocidas son del archivo fotográfico de Harvard y Sonneberg), por ello las estrellas de comparación cubren un amplio intervalo 9.98 - 13.9 V. Pueden existir objeciones ante las magnitudes de las estrellas de comparación, debido a que la precisión del catálogo GSC es bastante pobre(en torno a un error de 0.4 mag), pero ello no es problema, ya que nosotros vamos a realizar medidas de las estrellas de comparación con CCD.

En nuestra base de datos, no sólo vamos a almacenar las magnitudes y fecha de las estimaciones, también la información(e.g. magnitudes de comparación) de las estimaciones. De este modo, nos aseguramos de que, ahora y en el futuro, volver a procesar el contenido de la base de datos, respecto a mejores estimaciones de la magnitud de las estrellas de comparación.

6. Formato de envío de las Observaciones

Se ruega enviar todas las observaciones con el siguiente formato:

Position 1                 11                  25        35                       55                           65

Entry      Star name JD                 Mag     Date (UT)          Observer's Code     Estimate or Estimates

Ejemplo QR And    2451139.256 11.28    1998-11-21.756    PM                            E4V2F, E4V9G

El día juliano(JD) y la fecha(date), se redondean a tres decimales, y la magnitud(mag) a dos. El código del observador le será asignado después de la llegada de su primer envío. En caso de más de una estimación, al mismo tiempo, se ruega escribirlas todas en la misma línea y separadas por comas.(NOTA: La posición, o position en anglosajón, es el número de columna donde debe colocarse la información tal y como se relata en el ejemplo, dicha información nos la da cualquier editor ascii, como el de DOS, a la hora de poner la información solicitada huelga decir que pondremos sólo tal y como está en el ejemplo, la primera y segunda fila, la tercera es la del ejemplo, son sólo para informarnos de la posición donde deben empezar cada columna y la segunda nos explica el título de cada columna).

Para la denominación de las estrellas de comparación, se ruega utilizar los carácteres dados, respectivamente, en la carta facilitada por MEDUZA. Por favor, enviadnos vuestro nombre y apellidos, dirección postal y electrónica, si tenéis.

Para mediciones CCD, utilizar como estrella de chequeo(check star), la estrella de comparación "C", GSC 1185:1414, V= 10,55, B-V= 1,46.

Dr. Vojtech Simon