Magnitudes diferenciales individuales

Sobre los eclipses: Se cree que estos eclipses ocurren cada 5.54 años y están aparentemente correlacionados con una atenuación de líneas de alta excitación (como He I 10830 A) lo cual ocurre con la misma periodicidad. Para explicar esto, se ha propuesto la hipótesis de que η Carinae conforma un sistema binario en el cual la emisión en rayos X proviene de un frente de choque producido cuando el viento de η Carinae impacta con el viento de la estrella menos masiva (aunque más caliente). En este caso, el eclipse puede producirse a medida que el frente de choque alrededor de la compañera queda detrás del denso viento de η Carinae. Ésta fue la tercera vez que se observó este evento tipo eclipse en rayos X. La primera fue una observación casual del satélite ROSAT pero esta oportunidad fue la primera en que el evento pudo ser seguido paralelamente mediante observaciones espectroscópicas y fotométricas en múltiples longitudes de onda (rayos X, óptico, infrarrojo, ondas milimétricas, Radio) obtenidas tanto desde tierra como desde el espacio (a través de las misiones y telescopios Chandra, RXTE, XMM, INTEGRAL, Hubble).

Curva de luz histórica de η Carinae

Esta curva muestra el brillo aparente en el rango visual de η Car desde 1820 hasta la fecha. Está basada en las publicaciones de Innes (1903), Hoffleit (1933), Vaucouleurs & Eggen (1952), O'Connell (1956), Feinstein (1967), Feinstein & Marraco (1974), Sterken et al. (1996), Sterken et al. (1999), van Genderen et al. (2003), Fernández Lajús et al. (2003, 2004, 2005) y las observaciones actuales. Contiene observaciones visuales, fotográficas, fotoeléctricas y CCD, obtenidas a través de filtros visuales de distintos sistemas fotométricos, las cuales han sido ajustadas para dar consistencia al conjunto de todos los datos. Los puntos en rojo son observaciones realizadas en La Plata: los triángulos son valores medios de las observaciones fotoeléctricas de Feinstein (1967) y los círculos corresponden a nuestras observaciones CCD hasta la actualidad.
El sistema continúa aumentando su brillo a razón de 0.12 mag/año, tal como lo viene haciendo desde 1940. Desde finales de 2003 ha superado casi definitivamente la magnitud V=5, no alcanzada por la estrella desde 1865, cuando η Car se encontraba en su fase de decaimiento luego de la erupción de 1843.

Referencias
- Feinstein A. 1967, Observatory 87, 287.
- Feinstein A. & Marraco H.G. 1974, A&A, 30, 271.
- Fernández Lajús E., Gamen R., Schwartz M., Salerno N., Llinares C.; Fariña C., Amorín R., Niemela V., 2003, IBVS, 5477, 1.
- Fernández Lajús E., Fariña C., Gamen R., Llinares C., Salerno N., Schwartz M., Simontacchi L., Torres A., Niemela V., 2004, Boletín Asoc. Argent. de Astron., 47, 127.
- Fernández Lajús E., Schwartz M., Torres A., Salerno N., Fariña C., Llinares C., Simontacchi L., Gamen R., Niemela V., 2005, Boletín Asoc. Argent. de Astron., 48, 158.
- van Genderen A.M., Sterken C. & Allen W.A., 2003, A&A, 405, 1057.
- Hoffleit D., 1933, Harvard Bull. 893, 11.
- Innes R.T.A., 1903, Cape Annals, 9, 75B.
- O'Connell D.J.K., 1956, Vistas Astron. 2, 1165.
- Sterken C., de Groot M.J.H., & van Genderen A.M., 1996, A&AS, 116, 9.
- Sterken C., Freyhammer L.M., Arentoft T., van Genderen A.M., 1999, A&A, 346, L33.
- Vaucouleurs G. de, Eggen O.J., 1952, PASP 64, 185.

El primer reporte de nuestros datos BVRI de η Car obtenidos antes y durante el evento en rayos X ha sido publicado en el IBVS 5477.

Contactos: Eduardo Fernández Lajús: eflajus@fcaglp.unlp.edu.ar

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