University of Groningen

Perfiles multicolores de cúmulos globulares australesCalderón, J. H.; Dessaunet, H.; Forte, J. C.; Méndez, M.

Published in:Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía

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Publication date:1984

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Citation for published version (APA):Calderón, J. H., Dessaunet, H., Forte, J. C., & Méndez, M. (1984). Perfiles multicolores de cúmulosglobulares australes. Boletín de la Asociación Argentina de Astronomía, 30, 83-83.

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BOLETINDE LA

ASOCIACIONARGENTINADE

ASTRONOMIA

Ns30 (1984)

BOLETINDE LE

ASOCIACIONARGENTINADE

ASTRONOMIA

N° 30 (1984)

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Asociacion Argentina de Astronomía Porsonería Jurídica 11811 Prov. de Buenos Aires

COMISION DIRECTIVA 1984 - 1987

Presidente: Dr. Roberto F. SisteróVicepresidente: Dr, Juan José ClariáSecretario: Dra, Zulema G . de López GarciaTesorero: Sr. Juan Guillermo SanguínVocales Titulares: Lie. Jesús H. Calderón

Dr. Wolfgang PoppelVocales Suplentes: Dr. Juan Carlos Forte

Dr. Roberto H. Méndez

COMISION REVISORA DE CUENTAS 1983 - 1986

Sr César A. Mondinalli Dra. Estela E. Agüero Dr. Fernando R. Colomb

COMITE NACIONAL DE ASTRONOMIA 1985 - 1988

Secretario: Dr. José Luis Sérsic Miembros: Dr. Marcelo E. Arnal

Dr. Osvaldo E. Ferrer Lie. Carlos E. López Sr. César A. Mondinalli

R E U N I O N X X X a

Realizada en San Juan en

Setiembre - 1984

E D I T O R I A L

Los trabajos incluidos en este Boletín (No.30) fueron presentados en la Trigésima Reunión Anual de la Asociación Argentina de Astronomía llevada a cabo en la Ciudad de San Juan entre los días 17 y 21 de setiembre de 1984*

La tarea editorial de este Boletín estuvo a cargo de la Dra. Zulema López García y del Lic. Fancisco Lpez García*

E1 contenido de los artículos es responsabilidad de sus autores*

La impresión del Boletín fue posible gracias al aporte parcial de fondos por parte del CASLEO y del CONICET. El Obser­vatorio de Córdoba y el CASLEO suministraron el papel necesario.

Desde el Boletín No*30 se adopta imprimir en la tapa el numero y año de la Reunión Anual correspondiente*

R.F.Sisteró

ABUNDANCIAS QUIMICAS

5

ABUNDANCIA DE LOS ELEMENTOS DE LA FAMILIA DEL FEEN LA ATMOSFERA SOLAR

Alejandra A.E. Mil o n e

Observatorio Astronómico de Córdoba

Resumen: En este trabajo se persiguen dos objetivos:1) determinar la abundancia de los elementos de la -familia del Fe en la atmósfera solar y 2) analizar la con-f i ab i 1 i dad de las tuerzas de oscilador utilizadas. Se emplea la técnica

i

de la curva de crecimiento con análisis fino, ya que las mismas se construyen de acuerdo al modelo de Holweger & Mu- 11er para la atmósfera solar, aplicándola a 1 ineas de los primeros iones, pues las probabi1 idades de transición que se desean controlar son la versión corregida de los valores de Warner para dichos elementos.

Este trabajo de determinación de abundancia de los ele­mentos de la -familia del Fe en la atmósfera solar, a través de lineas de los primeros iones, se planteó inicialmente co­mo un control a nuestros valores corregidos de las -fuerzas de oscilador de Warner (Milone & Milone 19B4). Sin embargo, con su desarrollo ha adquirido interés por si mismo.

Becaria del Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas.

Bol.Asoc.Arg. de Astr. 7

La técnica utilizada es la de la curva de crecimiento con análisis -fino, o sea construidas teniendo en cuenta la variación de sus parámetros a través de la atmósfera. A tal «fin recurrimos al modelo de Hol weger-Mul 1 er (Holweger & liu-- 11er 1974).

Construyendo las curvas empíricas con lineas por encima de la discontinuidad de Palmer, no blendadas y tomando sus anchos equivalentes reducidos del Atlas del Espectro Solar 2935 A a 8770 A (Moore, Minnaert & Houtgast, 1966), las abundancias que se hallan son las que -figuran en la tabla si gui ente:

ELEMENTO ESTÉ TRABAJO R0SS-ALL.ER UNSGLD WARNER1976 1977 1968

Se + 3. 0 -+■ 3. 04 + 3.0 + 3.04Ti 4- 4. 4 + 5.05 + 4.8 4- 4.50V 4 - 4. 1 + 4. 02 O

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■3’ + 3.92Cr 4- 6.3 + 5.71 + 5.6 + 5.47

Mn f * 5.4 (1) + 5. 42 + 5.4 4 - 4, 88l + 6.2 <2)

Fe 4 - 6. 65 + 7.50 + 7.6 4“ 6.51Co 5.0 + 4.90 + 5.0 + 3.53Ni + 6.75 + 6. 28 + 6. 25 4- 5.08

(1) Usando las lineas «fuertes(2) Usando las lineas débiles

8 Bol .A s o c . Ar q de Astr

Las Abundancia» se encuentran expresadas en la escala logarítmica log «* 1 2 .

Hemos usado una única curva de crecimiento teórica para 4000 A y un potencial de 4'ev.

Por la, maneca Como corregimos las -fuerzas de oscilador tenemos razones para esperar errores de 0,1 a 0,3 dex en las abundancias. Bajo esa hipótesis aceptamos como buenos los valores resultantes para Se, V y Co, en tanto para el resto de los elementos hay que analizar las posibles causas de de sacuerdo.

Los casos del Mn y Ni son bastante difíciles de tratar por la poca cantidad de lineas que se pueden utilizar; n bien porque en el espectro solar no se observan más (caso del Mn II), o bien porque Warner determinó las probabiliria des de transición para una pequeña cantidad (caso del Ni II). De ambos el más critico es el del Ni, ya que si en el Mn II no consideramos las lineas débiles -de dudosa i denti ficación en el Atlas de Moore, Minnaert & Houtgast- obtene­mos un valor "casi demasiado bueno" para la abundancia.

Con el Fe se plantea una situación bastante extraña. Por las condiciones impuestas para construir las curvas L crecimiento empíricas, los log <gf) están corregidos en una cantidad constante igual a -0.74. Sin embargo, nuestro valor de abundancia sólo se incrementa en +0.34 respecto del c a ­llado por Warner <1968).

A pesar de estos resultados nosotros pensamos que 1 as ■fuerzas de oscilador corregidas permiten obtener abundancias en mejor acuerdo con las modernamente aceptadas, ya que hay otros -factores que influyen en estas determinaciones.

B o l. A soc.A rg. de A str 9

Por ojamplo, tocias las 1 inora* fton m*dí anamonte intensa* y •• localizan »n «1 hombro de la curva, lo cual dificulta la *up«trpo*ición da la rama teórica por dos motivos: no hay p-ritos quw fijen la parte recta de la curva y, pequemos •rrores en • V * y/o log <gf) aumentan de manera apreciable la disperaión.

Adema*, en esta teoría, la velcftidad más probable de la* partícula* (y por ende la de ei cfoturbul ene i a) no e* un parámetro libre qué *e determina ppr Pimple desplazamiento vertical. E* necesario suponer un valor para calcular la curva teórica; se Obtienen distintas curvas teóricas para diferentes velocidades de microturbtilerteia. Nosotros adopta­mos el' valor de 1 fcm/seg constanté para toda la atmósfera sugerido por los autores del modelo utilizado; sin embargo,f•Misten trabajos más "modernos en los que se utiliza otro va­lor para ese parámetro.para el modelo de Holweger-Muller. Esto nos dice que será necesario probar con diferentes valo­res de ^ .

Finalmente, lo que a nuestro juitio constituye la máyor fuente de error son los procedími entes numéricos. Este tra­bajo de determinación de. abundancia implica una cantidad im­portante de integraciones numéricas, con integrandos de com*- portamiento bastártte complejo, por lo cual hay que elegir muy bien el método de integración para evaluar la función donde es significativa.

Con los métodos empleados en este trabajo, a manera de control, hemos trátado dé reproducir los resultados de algu­nos trabajos clásicos (como el tíe Goldberg, Muíler & Aller , 1960). Asi resultó que integrales impropias que resolvíamos por los métodos de Gaus*—Laguer re o fSauss—Hermite, de orden 15 ó 12, se aproximan mejor a los resultados publicados si se limita el intervalo de integración al definido por el rango aei modelo y luego se ¿idiciqnck una estimación Ue 1 o

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qu e v a le l a i n t e g r a l e n e l in te r v a lo que n o s e in c lu y ó en la

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ciones a a p l ic a r a lo s anchos e q u iv a le n te s e in c r e mentar la s

l in e a s del Ni tomando s us qf del tra b a jo de Kurucz -P e y tre -

mann (1975), ya que esos v a lo re s no presentan d i spers ión

grande r e specto de o t r os va lo res c o n f ia b le s .

AGRADECIMIENTOS

La autora agradece al Dr. Luis A. Milone la dirección del presente trabajo.

REFERENCIAS

Goldberg, L. • , Mu i 1 er , t . A , and Ai 1 er , L.. H. 1960, Ap-J-üüppi» Ser. V N° 45, 1.

Holweger , H. and Mui ler, E „ A „ 1.974, Balar Rhysici» 39, 119. Kurucz, R.L. and Peytremann , Í-.. .1975, Smithsonian Ap. Otos.

Bp ec i a I Repor t. 362.hilon», A.A.E. and Miione, L .A » 1984, enviado para publicar

en Astroph. Bp. Be.Moor®, C.E., Minnaert, and Houtcjast., »J. i 966, The

Solar Spectrum 2933 A to d//0 A, ^National Bureau af Standards Monograph 61.

Ro#s, J.E. and Aller, L.H. lv/6, Science 191, 172.3.Urveold, A. 1977, E i Nuevo liosmos, 218.Warner, B. 1967, Mem- R.A.B. 70, 163. ikarner, B. 1969, M.N.R.A.S. 138, 229.

©Bl.A»op.Arg- do Aetr- 1 1

Comúni cae i ón

COMPARACION DE FUERZAS DEL OSCILADOR CORREGIDAS CON OTROSVALORES MODERNOS

A.A.E. Milone y Luis A . Milone

Observatorio Astronómico de Córdoba

Para lineas de los elementos de la -familia del Fe unat

vez ionizados, se comparan los valores obtenidos por noso­tros corrigiendo las -fuerzas de oscilador de Warner, con otros modernos consi aerados dignos de confianza (principal­mente los de Blackwell y colaboradores y los de Moity). Los resultados se consideran satisfactorios, ya que no muestran un andar sistemático con la energía de los niveles, o con la longitud de onda, o con la fuerza de oscilador.

Se hacen algunas consideraciones sobre las fuerzas de oscilador calculadas por Kurucz y Peytremann.

Becaria del Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas.

12 Poi >.soc . Arq . de Astr .

ASOCIACIONES ESTELARES

dCBol.Asoc.Aro. Aetr . 13

4

ARA OBI: E8 UNA ASOCIACION ESTELAR FORMADA COMO CONSECUENCIA DE UN EVENTO ENERGETICO?

E . M . Arn a l y J . C. Cersosimo

* Instituto Argentino de Radioastronomía Villa Elisa, Buenos Aires

o Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasLa Plata

+ Miembro de la Carrera del Investigador Científico del CONICET

Comunicación

La región de la asociación estelar Ara OBI ha sido ob­servada en la transición de 21 cm del hidrógeno neutro- La distribución observada muestra la presencia de una estructu­ra de casi cuatro grados de diámetro anquíar, que se expande a una velocidad del orden de 10 km-1- Se propone una rela­ción genética entre la asociación estelar y la estructura en expansión.

Bol.Asoc-Arg. de Astr- 15

Comúni cae i ón

MULTIPLICIDAD EN LA ASOCIACION DE 9C0RPIQ-CENTAURO

H. Levato*’**, S . Malaroda * ’ *, N. Morrell * ’ yB. Solivella1

* Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasLa Plata

Miembro de la Carrera del Investigador Científicodel COMICET

Miembro de la Carrera del Investigador Científicode la CIC

Becaria de la Comisión de Investigaciones de la*7 +Provincia de Buenos Aires (CIO

Utilizando datos de la 1 iteratura astronómica sobre ve­locidad radial , binari dad vi suaJ y datos provistos por téc­nicas interferométri cas y por ocultaciones de'estrellas por la Luna a los cuales se les ha agregado alrededor de 600 ve­locidades r adi al es provistas por los autores del presente trabajo se analiza la mu i 1 1 p 1 i r i d ad total de esta i niportante asociación estelar. Sobre una muestra de 74 probables mi cim­bros de la asociación se han detectado observaci onal mente 38 estrellas simples, 21 dobles, 9 triples, 3 cuádruples, 2 quintuples y una sextupie o sea una razón simple; doble:tri­ple, etc., de 51: 2 7: 13: 4: 3: 1. Sumando componentes se han ob­servado 74 primarias, 36 secundarias, 15 terciarias, 3

16 Bol.Asoc.Arq. de Astr.

cuaternar i as, 2 quinarias y una sentaría. Esto implica 1,83 componente» i- i si «tama. Se rusenten .1 ofectoa de selec­ción que conducen a una mayor cantidad de objetos múltiples inclusive con masas interiores a 0-07 masas solares.

Bol.Asoc.Arg de Astr 17

Informe de Trabajo

ESTADISTICA DE BINARIAS EN LA ASOCIACION DE ORION

Nidia Mor reí 1

Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasLa Plata

Becaria del CONICET

Se obtuvieron espectros para determinación de velocidad radial.de los 96 posibles miembros más brillantes de la Aso­ciación OB 1, a razón de aproximadamente 10 espectros por estrella- Todo el material -fue reducido en el Observatorio Astronómico de La Plata, así como numerosas placas de estre­llas standars de velocid¿*d radial correspondientes a cada turno de observación. Se utilizaron criterios estadísticos para la detección de variabilidad (test E/l análisis de va­ri anz a) de los cuales se desprende un porcentaje de 3¿>“/. de binarias espectroscópicas- Diez de las variables ya eran co­nocidas y cuentan con órbita publicada en el 7mo. Catálogo de Elementos Orbitales de Batten. En los otros casos se in­tentó, combinando nuestros datos con los publicados en la literatura por los diferentes observadores, obtener una so— lución que proveyera parámetros orbitales provisorios, lo cual se ha logrado para unos 13 sistemas. Discutimos también la incidencia de binarias de corto periodo y de estrellas peculiares magnéticas, en relación con la velocidad de rota­ción axial proyectada de ia Asociación comparada con la de las estrellas de campo de los misinos tipos espectrales, en la perspectiva de 1 a correlación propuesta por Abt y colabo­radores -

18 Bol . Asoc . Arq . de Ast.r .

In-forme de Trabajo

ESTUDIO ESPECTROFOTOMETRICO DE LA ASOCIACION ESTELARCARINA 0B2

Beatriz Garcia

Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasLa Plata

Se comenzó el estudio de la Asociación Car GB2, objeto de gran interés astronómico desde el punto de vista de la evolución estelar y de la estructura galáctica- Consiste no sólo en un elevado número de estrellas G y B sino también varias estrellas B y A más tardías. Hasta hoy no se han rea­lizada estudios detallados sobre la realidad física y su po­sible relación con otros cúmulos abiertos de la zona. Nos proponemos obtener información completa sobre el contenida estelar de la Asociación, Información cinemática, segregar estrellas miembros y obtener conclusiones sobre el medio in­terestelar en el que se encuentra la Asociación. *

* Becaria del CONICET

Bol .Asoc.Arg. de Astr. 19

ASTROFISICA TEORICA

£?a'L . Ai:;ac.. Ar c¿. de? A'itr 21

Comúnicación

ANALISIS DE LA ESTABILIDAD DE LA IONIZACION DEL HIDROGENO EN ESTRELLAS B

A . F . Hernaiz y J . M . Fontenla

Instituto de Astronomía y Física del Espacio

Se estudia la estabilidad y relajación en el tiempo de la ionización, para un gas de hidrógeno puro en el caso defuna envoltura de estrella B.

Para ello se utiliza un modelo con un solo nivel y el continuo y se resuelven simultáneamente las ecuaciones de equilibrio estadístico, teniendo en cuenta el término depen­diente del tiempo y las ecuaciones de transporte radiativo en -forma detallada.

b o l .Asoc.Arq. de Astr . 23

Comuni cac ión

BALANCE ENERGETICO DE LA ATMOSFERA SOLAR DURANTE LASFULGURACIONES

P . Mauas* y M. Machado* '*

Física del Espacio San Miguel

Instituto de Astronomía y ** Centro'Espacial

En el presente trabajo se estudia el balance energéticotde la atmósfera solar, en particular de la región del mínimo de temperatura, durante las fulguraciones.

Primeramente, se detallan distintos métodos propuestos anteriormente para la transferencia de energía de la corona a las capas pro-fundas de la atmósfera durante una -fulgura­ción, y se concluye que son insuficientes para explicar el aumento de la temperatura de la cromós-fera.

Se determina en -forma detallada la influencia del ión negativo del hidrógeno, H , en el calentamiento de la zona del mínimo de temperatura durante el desarrollo temporal de las fulguraciones, be incluye en el estudio un efecto no considerado anteriormente, la irradiación por lineas ultra-cr —violetas producidas en zonas de mayor temperatura (10'JUK) , que afecta el balance de ionización del Si I.

Para esta deter mi nac i ón se utilizan técnicas de cálculo de transporte de radiación en un medio opaco aplicadas a m o ­delos ya existentes de la atmósfera solar quieta y durante fulguraciones.

bol . Asoc . f \ r q .24 cJ ce Actr .

Finalmente se propone un nuevo test observacional que permite la determinacion de la estructura del minimo de tem- peratura y el estudio de su evolucion temporal durante las fulguraciones solares.

&&1. Asoc . Arq , de r»«:-;t.r . 25

In-forme de Trabajo

ESTUDIO HIDRODINAMICO DE ATMOSFERAS ESTELARES

A. Costa, J.M. Fontenla y A.E. Ringuelet

Instituto de Astronomía y Física del Espacio

Analizando la propagación de ondas en medios estrati­ficados ,y sobre la base de modelos de Mihalas y Kurucz, se obtienen resultados cuantitativos que permiten su compara­ción con observaciones de atmósferas de estrellas pulsantes.

To.L SC j u . (\t CJ26 d e A s t r .

B g 3 . Aí¿oc . Ar g . elc* Astr . 27

BINARIAS ESPECTROSCOPICAS

Comúni caca ón

LA BINARIA ESPECTROSCÜPICA NS105-67° EN LA NUBE MAYORDE MAGALLANES

V.S. Nieme1a * y N. Morrell

* Instituto de Astronomía y Física del EspacioBuenos Aires

* Facultad de Ciencias Astronómicas y Geo-flsicasLa Plata

Hemos descubierto que la estrella NS 105-67° en la Nu­be Mayor de Magallanes es una binaria de doble espectro con un periodo de 3-3 días- Presentamos un análisis de la órbita espectroscópica de esta binaria, determinando valores de ma­sas minimas para ambas componentes que son de tipo espectral 04-f y 07-

*' Becaria del CONICET

B o l .A s o c .A r g . de Astr. 29

Comúni c:sc.ión

HD 94546, UN SISTEMA MULTIPLE?

C.H. Mandrini, V.S. Ni emela y R.H. Méndez

Instituto de Astronomía y Física del EspacioBuenos Aires

HD 94546 es un sistema binario que espectroscópicamente aparece compuesto por una UJN4 + Ü. Niemela (1980) determinó la órbita preliminar del mismo.

Con el objeto de mejorar los parámetros orbitales de HD 94546 se obtuvieron 46 espectrogramas adicionales, entre 1981 y 1984, en el Observatorio Interameri cano de Cerro To­l d o con el telescopio de 1 m.

El análisis de las variaciones de velocidad radial de las lineas de emisión de la estrella WN y de las absorciones con-firma la existencia de un periodo de 4.385 días y muestra que la velocidad del centro de masa del sistema varia de época en época de observación, sugiriendo que se trata de un sistema múltiple. Se analizan los elementos orbitales de es­te sistema.

He;i . n uoc. . Ar y .30 de ftr.tr.

Bol -Asoc.Arq. de Astr. 31

B IN A R IAS E C LIPSANTES

i

ANALISIS ESPECTROFOTOMETRICO DE LA VARIABLE ELIPSOIDAL y470 CYGNI

.E. Lapasset y J-G. Funes

Observatorio Astronómico de Córdoba

Resumen: El sistema V470 Cyg es una binaria espectroscópi cacuya variación de brillo alcanza una amplitud de 0 m0 2 en el rango visual y azul. Esto sugiere que se trata de una varia­ble de tipo elipsoidal. La distancia determinada a partir de la linea interestelar K del Ca II (1120 pe) implica la ob­tención de valores típicos de secuencia principal para las magnitudes absolutas de ambas componentes. La fotometría fo­toeléctrica BV de Ebbighaussen y colaboradores, complementa­da por datos de velocidades radiales de Pearce, ha sido ana­lizada por el método de Wilson y Devinney con el fin de de­terminar parámetros físicos fundamentales del sistema. Se desarrollan por el procedimiento de correcciones diierencia- 1 e s , cinco soluciones independientes variando fundamental­mente el valor de la inclinación, orbital .. Aún cuando las cinco fulguraciones resultantes son compatibles con las cur­vas de luz observadas, se desc¿\rtan las soluciones con in­clinaciones pequeras (i = 30° e i = 40°) que implican valo­res excesivos de las masas de ambas componentes. La solución con

Miembro de la Carrera del Investigador Científico del Con­sejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas(CONICET).

B a l .A s a c .A r o . do A s t r . 33

i = 64° produce residuo?, fotométri eos demasiado grandes. Por último, se pr* espn tan pp$p-; -fj, pa 1 *%y; 1, *• obteni­das con valores intermedios de. J^.incJ inación (i=51°) , las cuales permiten deducir masas, temperaturas super-f i cíales, luminosidades y dimensiones absolutas del sistema.

1. INTRODUCCION

V470 Cyg -fue descubierta como binaria espectroscópica por Pearce (1946) quien se clasificó como B2+B2. Este autor obtuvo además las curvas de velocidades radiales y derivó los siguientes parámetros -fundamentales: el periodo orbital P * 1^8742, las semi ampl i t.utíes de las curvas = 192.6km/seg y l< 2 — 219.5 km/seg y la relación de luminosidadesl-2 /E^ = 0.797. Calculó también la distancia al objeto de1 . 1 2 0 pe a partir de la intensidad media de la línea interes­telar K dei Ca .1 i . Póster i ármente, observaciones fotográ-fi —

: ' * -V ' *cas (Capasehk i n , 1949) y f a to© 1 éci r i c.as < Maga 1 ash vi 1 1 y Kum— sishvili, 1966) mostraron variaciones periódicas en el bri— lio de V4 7u Cyg menores que O01!., La fotometría más precisa y reciente realizada por Ebbi ghaussen y otros (1975) que con­tiene más de 2000 mediciones en el sistema B V , revela una variación de magnitud de sólo 0^021. La forma sinusoidal y la

« .*■. ’' * ?• iescasa amplitud de las curvas de J uz z de V470 Cyg llevó a estos autores a suponer que no se producen eclipses geomé­tricos, es decir que se trataría de una variable de tipo el i psoi dal.

; *

El propósito del presente trabajo es analizar las men­cionadas curvas de luz BV de este sistema binario mediante los métodos computacional es de Wi 1 son y Devinney (1971) y determinar de esta -forma, los elementos orbitales y -fotom^- tricos compatibles con los datos espectroscópieos existen­tes.

G -34 B o l - ! t ,ü i: d e ñ s t r .

4*. m ANALISIS DL LAS CURVAS DE LUZ

C o n o c i e n d o el h e c h o de que el a n á l i s i s f o l o m t t r i c o de e s t e tipo de variabi ss os d i f i c u l t o s o d e b i d o a 1 a p o s i b i l i ­dad de r © p r e s e n t a r las cu r v a s de luz por medio de d i f e r e n t e s conf i qur aci oncs f i si cas , s © r e s o .1. vi ó est a.b 1 ec:er pr evi amente los slgu i e n t ca s p ¿a ráin e t r o s n o ¿< j u s t a ble s : ¿\) la r e l a c i ó n demasas, para la cual se adoptó el valor e s p e c t r o s c ó p i c o q — 0.378; b) la t e m p e r a t u r a de .1 a c o m p o n e n t e principal =2 0 500 ° K , d e d u c i d a del tipo espectral B2 según las c a l i b r a ­c i o n e s de Norton y Adams (1968) para e s t r e l l a s de s e c u e n c i a principal; c) los c o e f i c i e n t e s de o s c u r e c i m i e n t o hacia el limbo, d e r i v a d o s de ios m o d e l o s de a t m ó s f e r a s e s t e l a r e s de C arbón y G i n g e n c h (1969) piara la m e n c i o n a d a temperatura; d) el c o e f i c i e n t e de o s c u r e c i m i e n t o q r a v i t a t o r i o (q = q 2 -1.0) y el al boda bol ornó t r ico (A - A<::, = 1.0), cuyos valores c o r r e s p o n d e n a a t m ó s f e r a s de tipo radiativo.

La primeara par t e del a n á lisis se realizó m e d i a n t e la g e n e r a c i ó n de c u rvas de luz s i n t é t i c a s que se fueron a p r o x i ­m a n d o a .las o b s e r v a d a s por medio de c o r r e c c i o n e s empíricas. Se trató de esta forma de rep r o d u c i r p r i n c i p a l m e n t e la a m ­plitud de la v a riación de las c u r v a s BV con d i f e r e n t e s c o n ­f i g u r a c i o n e s de los p a r á m e t r o s f í s i c o s del sistema. El p a r á ­m e t r o c r i t i c o es, en este caso, la incli n a c i ó n orbital y su d e t e r m i n a c i ó n de n t r o de un r a ngo a c e p t a b l e de error es el p r i n c i p a 1 o b j e t i. y o del pr © s e n t © e s t u dio- Lo s c ó m putos fueron i n i c: i* ados con un amplio e s p e c t r o de v a l o r e s de i: áü , 40 ,50°, 56° y 64°. V a l o r e s m a y o r e s de 1 ¿a inclinación implican1 a ex i st ene i a de ec: 1 i p ses y h ac en práctic amen te i mp os.» 1 b 1 e la r e p r e s e n t a c i ó n de las observaciones.

Bol.Asoc.Arg. de Astr. 35

Una posibilidad quevfue analizada para altas inclina-ciones es la existencia de una tercera componente mediante la inclusion del parametro I3 (tercera luz) . Sin embarqo,aún en el caco de i = 64 y adoptando dimensiones normales para estrellas de tipo B2V, un valor de I3=0,7 fue obteni- do- No existiendo evidencias fotomátricas ni sspectroscópi- cas de una compañera tan luminosa de V470 L y g , esta posibi­lidad fue descartada.

Las pruebas realizadas mediante el programa de curvas de luz se continuaron luego por medio de ajustes por correc­ciones diferenciales, a. fin de optimizar cada una de las po­sibles soluciones. Para ello, se determinaron a partir de las observaciones 51 y 52 puntos normales en el rango V y B, respectivamente. Los parámetros ajustables de este proceso iterativo fueron: la inclinación ( 1 ), la temperatura de la componente secundaria (T2), los potenciales gravitatorios modificados (/I^ y y la luminosidad relativa de la compo­nente principal <L^). En todos los casos, los cómputos fue­ron detenidos cuando las correcciones a estos cinco paráme­tros resultaban menores que los errores probables del ajuste por minimos cuadrados. Las cinco soluciones fina1mente de— termi nadas no mod 1 f i caron sustanci al mente los val ores ini­ciales del parámetro i. Ellas se encuentran listadas en la Tabla 1.

36 , B o 1 . Asoc . P.r g . de Astr

TABLA 1

S O L U C I O N E S I UlUME I 'RICAS I 'KLLIMI N A RES DE V470 CYÜ

Sol tic i ón I I I I I I IV V

3 0 ° 5 4 3 ° 0 5 0 ° 1 5 2 ° 5 6 2 ° 218500 18500 17500 1 7800 185004. 48 5.00 5. 04 5. 16 5.034. 18 4.60 5.85 5. 72 4.93

0 . 850 0.864 0. 439 0.504 0.7370,824 0.839 0. 421 0. 485 0. 716

0- 0005 0.0007 0. 0 0 0 5 <:).0005 0.006654.7 22. 6 13.6 14.4 10.448.0 19.8 11.9 12.6 9.2

3. R E S U L T A D O S Y D I S C U S I O N

\ Las s o l u c i o n e s p r e s e n t a d a s en la Tabla 1 repre s e n t a n a c e p t a b l e m e n t e las o b s e r v a c i o n e s con la excepción de la s o ­lución V (i = 64°) en- la cual la suma de los res i d u o s al c u a d r a d o a d q u i e r e v a l o r e s c o m p a r a t i v a m e n t e grandes- Por este motivo, puedp ser d e s c a r t a d a esta solución.

Por otra parte, algu n a s c o n s i d e r a c i o n e s sobre las masas de las c o m p o n e n t e s del sistema, nos permiten considerar como muy po c o p r o b a b l e s otras soluciones- En efecto, si a d aptamos la d i s t a n c i a a la bina r i a V470 Cyq dada por Pearce (1946) y la rel a c i ó n e s p e c t r o s c ó p i c a de l u m i n o s i d a d e s podemos derivar las s i g u i e n t e s m a g n i t u d e s a b s o l u t a s de ambas componentes:

P c j 1 .Aso c . A r y . d c* A s t r •. 37

S e g ú n l a s c a l i b r a c i o n e s de A l ien (19/3) , e s t a s m a g n i t u d e s c o n c u e r d a n c o n las de e s t r e ­llas B 2 d e s e c u e n c i a p r i n c i p a l . A u n c o n s i d e r a n d o q u e l a d i s - t a n c i a h a y a s i d o s u b e s t i m a d a e n u n 5 0 % , l o s v a l o r e s d e l a s m a g n i t u d e s a b s o l u t a s s e m a n t e n d r í a n d e n t r o de 1os t í p i c o s de la c l a s e V de l u m i n o s i d a d . C o n s i d e r e m o s a h o r a las m a s a s .in­d i v i d u a l e s de 1 as c o m p o n e n t e s . E l l a s p u e d e n c a l c u l a r s e a pa r t i r de las s i g u i e n t e s e x p r e s i o n e s :

(1 )

(2 )

que se d e d u c e n de la t e r c e r a ley de Kepler. La s e p a r a c i ó n de las c o m p o n e n t e s (a) se r e l a c i o n a con las s e m i a m p l i l u d e s de las c u r v a s de v e l o c i d a d e s r a d i a l e s de la s i g u i e n t e manera:

(3)

d o n d e “e" es la e x c e n t r i c i d a d de 1 a ó r b i t a y n = 21T/P. R e e m p l a z a n d o ios v a l o r e s de "a" c o r r e s p o n d i e n t e s a CcLda v a ­lor de "i" de las d i s t i n t a s s o l u c i o n e s en las e c u a c i o n e s (1) y (2) o b t e n e m o s J.os v a l o r e s de las m a s a s m^ y nv> , los q ue también se han l i s t a d o en la T a b l a 1. C o m o resultando de e s t a d i s c u s i ó n p ueden ser d e s c a r t a d a s las s o l u c i o n e s I y II. En el primer caso, las m a s a s que se o b t i e n e n son aún m a y o r e s q ue para e s t r e l l a s B2 superqi g a n t e s y, en el s e g u n d o casp, son c o n s i d e r a b l e m e n t e m a y o r e s que T a s c o r r e s p o n d i e n t e s a la s e c u e n c i a principal p a r a ese t i p o e s p e c t r a l (Alien 1973).

36 Bo 1 . Asoc::. Arq . ci e A s t r .

Aparecen pues l¿xs soluciones III y XV como las configu- racnirifü que mejor representan al conjunto de datos observa- ciorialüs, tanto f otométr i eos como espectr oscópi eos. Estas bo'j soluciones se? presentan separadamente en Ja labia 2 don­de puede observarse que .los valores -finales de? los paráme­tros son prácticamente convergentes dentro de un rango lógi­co de error. Por esta razón, no se incluyen los errores del ajuste por mínimos cuadrados para cada solución, puesto que de la comparación de ambas soluciones surge mejor el rango de valores más probables de cada parámetro ajustable. En la

Figura 1 : Puntos normales deducidos de la fotometría de 9470 Cyg publicada por Ebbighaussen y otros (1975). Las lineas enteras representan las curvas de luz teóricas co­rrespondientes a la solución III del presente trabajo.

Pul . Asoc.. Arq . de Asir. 39

Figura 1 se han representado los puntos normales utilizados en el presente análisis de las curvas de luz junto con las curvas sintéticas correspondientes a la solucion III.

TABLA 2

SOLUCIONES FOTOMETRICAS FINALES DE V470 CYG

Soluci ón I I I IV

50? 1 52?50. 878 0.87820500 2050017535 178145. 04 5. 165.85 5.721.0 1.01.0 1.0

0. 439 0.5040. 421 0. 4850.36 0. 360.47 0. 470.00 0.00

0. 239 0. 2320. 242 0.2350. 246 0.2390. 183 0.1890. 184 0. 1890. 186 0. 191

* Parámetros no ajustados.

40 Bol . Acoc: . Ar q. do A

Los resui t¿\dos e n c o n t r a d o s pueden ser c o m p a r a d o s con una solución de .la misma -fotometría BV de E~.bb i qhaussen y otros (1973) p u b l i c a d a r ec i en t emente por Rus so y c o l a b o r a d o r e s (19112). Lstos a u t o r e s utilizan el m é t o d o de Wi 1 son y Devin- ney y o b t ienen el valor de? 1.1 para la relación de masas. C o m o c o n s e c u e n c i a de ello, e n c u e n t r a n que el m ínimo p r i n c i ­pal c o r r e s p o n d e al p a s a j e más c e r c a n o al obs e r v a d o r de la c o m p o n e n t e más m a s i v a y más g rande (pero de menor t e m p e r a t u ­ra superficial). Esto se halla en o p osición con los datos e s p e c t r o s c ú p i e o s . De igual manera, la rel a c i ó n de l u m i n o s i ­d a d e s está inver t i d a con r e s p e c t o a la o b t e n i d a e s p e c t r o s c ó - picamente. Por lo demás, los p a r á m e t r o s f u n d a m e n t a l e s que est o s a u t o r e s d educen (inclinación, dimensiones, t e m p e r a t u ­ras) son s i m i l a r e s a los o b t e n i d a s en el p r e s e n t e estudio.

TABLA 3

P A R A M E T R O S F U N D A M E N T A L E S DE V470 CYG

51? 3 + 0 ?819.3 + 0.34.6 + 0. 13. 6 + 0. 1

14.0 + 0.312. 3 0. 3

2 0 3UÜ17673 + 993.53 + 0. 023.06 + 0. 02

B o l.Asoc:.A r g . de A s i r . 41

Por último., en la Tabla 3 hemos listado los valores me­dios de los parámetros -fundamentales de V470 Cyq - Estos va­lores corresponden a los promedios de las dos soluciones fi­nales obtenidas. La determinación de la separación absoluta entre las componentes y sus masas se realizó en base a las ecuaciones (1), (2) y <3) de la presente sección. Las dimen­siones absolutas y las luminosidades se derivan .inmediata­mente? de los radios relativos de las componentes, de sus temperaturas y de su separación.

AGRADECIMIENTOS

Los cómputos desarrol 1 ados en el presente trabajo -fueron realizados en el Centro de Cálculo de? la Universidad Nacio­nal de Córdoba, a cuyo personal se aoradece la colaboración brindada. Uno de ios autores (J.G.F.) agradece el otorga­miento de una Beca de Estimulo por parte de la Universidad Nacional de Córdoba, la cual posibilitó el desarrollo de es­te estudio.

.REFERENCIAS

Alien, C.W. (1973), en Astrophysical Üuantities (3a.Edición) , Londres, Ath1one Press.

Carbón, D. y Ginqerich, Ü. (1969), en Theory and übservation o-f Normal Stellar Atmospheres, Cambridge, MI T Press, p. 401.

Ebbi ghaussen, E.G. , Lester, D. , Stearns, S. , Stroton, P. ySykes, M. (197U), Publ. Astron. Soc. Pacific 87, 923.

42 Bol . Asoc:. Arg . de Astr .

Gaposchkin, S. ( J. 949), Per- Svezdy 7, 30.Maqalashvi1 i , N.L.. y Kumsishvi1 i , J.J. (1966), Abastumani

Astron. Bul 1. 34, 1.Morton, D.C. y Adams, T.F. (196Ü), Astrophys. J. 151, 611. Pearce, J.A. (1946), Publ- Astron, Soc. Pacific 5B, 247. Russo, G . , Milano, L. y Macerani, C. (1982), Astron. Ap.

109, 368.Wilson, R.E. y Devinney, E.J. (1971), Astrophys. J. 166,

605.

Bol . A líül . Ar q . de Af-.tr . 43

• I n f o r m e de T r a b a j a

OBSERVACIONES ESPECTROGRAFICAS DEL SISTEMAV379 CENÍAURI

O .E. Ferrer ’ f , N. Morrell * ’ y J. Sahade -*

Facultaid de Ci concias Astronómicas y GeofísicasLa Plata

Instituto Argentino de Radioastronomía Vi lia El i s a , Buenos Ai res

Miembro de 1 Carrera del Investigador CientíficoCÜNICET

,y‘ Becar i a del CCJNI CET

E s t a b i n a r i a e c l i p s a n t e , rnuy p o c o c o n o c i d a , t i e n e un p e r i o d o dé 45 h o r a s y ha s i d o o b s e r v a d a e s p e c t r o s e ó p i c a m e n t e d e s d e el O b s e r v a t o r i o Interameri c a n o de C e r r o T o i o l o en u n a d i s p e r s i ó n de 43 A/mrn.

El t i p o e s p e c t r a l ’ de la p r i m a r i a es E-íSV y no B9 c o m o se la e n c u e n t r a en la literatura.

Es p a s i b l e r e a l i z a r la p r i m e r a e s t i m a c i ó n de s us p a r á ­m e t r o s o r b i t a l e s y t a m b i é n de las masas, ya que en las c u a ­d r a t u r a s se d i s t i n g u e n las l ineas c o r r e s p o n d i e n t e s a la c o m ­p o n e n t e secundaria.

D oí - A s o <::. A r q . d e? A s tr.44

In-forme de Trabajo

OBSERVACIONES DE ALTA DISPERSION DEL SISTEMARS SAGITTARII

O.E. Ferrer ,+ y J. Sahade ’*

Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasLa Plata

o^ Instituto Argentino de Radioastronomía

Villa Elisa, Buenos Aires Carrera del Investigador Cienti-fico del CONICET

Esta binaria eclipsante cuyo periodo es de 58 horas ha sido reobservada con el espectrógrafo Coudé del Observatorio Interameri cano de Cerro Tololo, con una dispersión de 9 A/mm. La amplitud de la variación de velocidad radial es ma­yor en el Helio que en el Hidrógeno- No se advierten clara­mente indicios de la componente secundaria en las líneas de dichos elementos. La linea H muestra una emisión incipiente.

Bol.Asoc.Arg. de Astr. 45

In-forme de Trabajo

VARIACION DE PERIODO Y CURVA DE LUZ DE FT LUPI

S . L . L i p a r i y R . S i s t e r o

O b s e r v a t o r i o A s t r o n ó m i c o de C ó r d o b a

Se p r e s e n t a n e s t u d i o s de v a r i a c i ó n de p e r i o d o y c u r v a de luz, del s i s t e m a b i n a r i a FT L u p i , b a s a d o s en m e d i c i o n e s ■f otoel éctr i cas UBV (1200 o b s e r v a c i o n e s en c a d a banda) r e a l i ­z a d a s en la E s t a c i ó n A s t r o f í s i c a de B o s q u e A l e g r e e n t r e los af-íos 1980-1984. El s i stema, ¿ai p r e s e n t a r d e s a c o p l e t é r m i c o (y ser de contacto) y v a r i a c i o n e s en su p e r i o d o ( p o s i b l e m e n ­te d e b i d o a t r a n s f e r e n c i a de materia) es c o n s i d e r a d o de s u m a i m p o r t a n c i a para c o n s t a t a r T e o r í a s de E v o l u c i ó n en s i s t e m a s de contactos.

. A s o c . Ar . d e46 Bol Ast r .

COMETAS

E ol - Av:ac . A¡ g - do:? Astr 47

Comúni cación

EFEMERIDES DEL COMETA HALLEY EN EL INTERVALO 1 DE ENERO 1985 - 31 DE DICIEMBRE 1906

F. López García

Observatorio Astronómico "Félix Aquilar"San Juan

Se presentan los resultados de una e+emérides del Come­ta Halley, obtenida a partir de los elementos osculadores dados. Se calculan las coordenadas angulares y rectanquíares medias geocéntricas, las variaciones diurnas, las distancias geocéntricas y heliocéntricas y las magnitudes del núcleo y total.

i-;i> t r .Bol . As o c. • A t y ■ d e 49

de TrabajoI nfor m..-?

OBSERVACION DE COMETAS EN EL IAR

J.C. Cersósimo, F-R. Colomb, R. Morras, W. Poppel,M.E. Arnal y E. Bajaja

Instituto Argentino de Radioastronomia Villa Elisa, Buenos Aires

Se describen los i de CJH en IB cm. en los nes de observación del

ntentos de observación de 1

Cometas 1983 E y Crommelin Cometa Halley en 1986.

as 1 1 neas y los pía-

Bol . A jüc: - Arq . de f .... 1;r .50

'V.i.f M.. . n r q . L r - .Bol 51

CUMULOS ABIERTOS

Común i c: ac i ón

DETERMINACION DE ABUNDANCIAS FOTOMETRICAS Y SELECCION DE MIEMBROS FISICOS DE ALTA LUMINOSIDAD

EN 11 CUMULOS ABIERTOS

J.J, Claria*

Observiítorio Astronómico de* Córdoba

Resumen: Se analizan y discuten nuevos datos -fotoeléctricos de alta precisión de estrellas G y K de los siquiente?s cúmu­los: NGC 2232, NGC 2264, NGC 2335, NGC 2343, Ruprecht 1 h , NGC 2451, Ruprecht 46, NGC 2527, NGC 2546, NGC 2548 y NGC 25¿>7. La discriminación entre posibles miembros físicos y estrellas del campo galáctico se llevó a cabo usando dos criterios -f otométr i eos independientes- Contrariamente a lo suqeri do por algunos autores, se eneuentra que los c:úmu .1 os jóvenes NGC 2232, NGC 2264 y NGC 245 J. (Tiuy pr ob ablemon t. e n o poseen qigantes rojas- Usando métodos apropiados y recientes calibraciones del sistema DDO, se determinaron excesos de color, distancias, abundancia de elementos pesados, tempera­turas efectivas, gravedades superficiales y masas de las

* Miembro de la Carrera del Investigador Científico del CÜNICET.

Bol - (V c e - Ar q . ció Astr . 53

i

gigantes rajas. Se presentan nuevas evidencias obse r v a d ana­les del efecto- de pérdida de masa en la mayoría de los cúmu­los estudiados. Las abundancias determinad *s f otométri cámen­te oscilan entre [Ve/hlj 3 - 0 . 2 en Ruprecht 4 6 y [Ve/Plj 3 +0.3 en NGC 2546.

I. INTRODUCCION

El estudio de la metal icidad en estrellas tardías evo­lucionadas de cúmulos estelares ha permitido develar gran parte del enigma que durante muchos arios representó la evo­lución de la composición química del disco galáctico. Por otra parte, este tipo de estudio ha permitido detectar la existencia de gradientes de metalicidad, tanto radial como axial, en nuestra galaxia. Sin embargo, cuando sólo se con­sideran cúmuigs_abi_ertgs y en particular jóvenes, los estu­dios de metalicidad de estrellas tardías evolucionadas se ven severamente limitados por el hecho de que la mayoría de estos agregados sólo contienen un número comparativamente pequeño de estrellas G y/o K evolucionadas. 'Esto hace que sólo en unos pocos casos puedan efectuarse comparaciones de­talladas de secuencias evolutivas teóricas y observadas. Además, la gran dispersión en magnitudes existente en las ramas evolucionadas de los cúmulos abiertos complica aún más el panorama ya que objetos del campo galáctico pueden fácil­mente confundirse con estrellas tardías evolucionadas.

Precisamente, el presente trabajo persigue los siguien­tes objetivos principales: (1 ) examinar la probabilidad deque un cierto número de estrellas tardías ubicadas en la re­gión de varios cúmulos seleccionados puedan ser miembros gi­gantes o supergigantes; (2 ) determinar abundancias fotomé— ^r *cas l°s miembros de alta luminosidad y otras variables

bol. .. íYijíoc. .. Ai q . (.je A 1 , • .54

i

astrofísicas fundamentales, tales como Te.f, gravedades su.~ perf i c.i al e s , .luminosidades y masas. Las dos primeras varia- bles son importantes porque permiten ubicar las estrellas *'n un diagrama HR teórico y, por lo tanto, permiten efectuar comparaciones con la teoría.

Presentaremos aquí sólo los principales resultados o b ­tenidos con relación a este proyecto. Las observaciones i n ­dividuales, los errores medios involucradas y un análisis minucioso de los resultados obtenidos en cada cúmulo, pueden verse en una versión más completa y detallada del presente estudio (Clariá 1984).

1I. MATERIAL OBSERVACIONAL

El material observaci onal s e l e c c i o n a d o en este traba id consiste en fotometría fotoeléctrica L)L)Ü~UE<V obtenida inte - qramente con los telescopios de 41 cm v 91 cm del O b s é r v a l o rio Interameri cano de Cerro Tololo (Chile). Las estre l l a s de tipos G y/o K observadas se encuentran en las re g i o n e s de 11 cúmulos abiertos indicados en la Tabla 1. Tal como se a p r e ­cia en dicha tabla, la muestra incluye cúmulos abiertos s e ­leccionados en la región 2 0 0 ° 1 260° v - 8 o + 6 ocon edades que oscilan entre 3 y 1000 millones de arlas.

Bol -Asoc.Ary. de Asir. 55

i

POSICIONES Y EDADES DE LOS CUMULOS SELECCIONADOSTABLA 1

CUMULO ñ b Edad (años)

NGC 2232 214.2 -8.0 2xl07NGC 2264 202.9 +2.2 JulO4NGC 2335 223.6 -l.l 10BN6C 2343 224.3 -1.2 6* 10BRuprecht 18 239.9 -4.9 6*107NGC 2451 252.1 -4.0 2xl07Ruprecht 46 238.4 +5.9 109NGC 2527 246.1 +1.9 109NGC 2546 254.9 -2.0 3xl07N6C 2546 227.9 +15.3 2*10®NGC 2567 249.8 +3.0 10B

III. SELECCION DE MIEMBROS FISICOS DE ALTA LUMINOSIDAD

Con relación al primero de los objetivos propuestos, se decidió hacer uso de una ventajosa posibilidad que o-frece la combinación de datos obtenidos en los sistemas UBV y DDO pa­ra determinar enrojecimiento interestelar de estrellas tar- d 1 as.

De la misma manera que se de-fine el parámetro 0 de Johnson, pueden definirse en el sistema DDO tres parámetros libres de enrojecimiento intereste!ar, a saber:

Q4 2 / 4 5 = C<42 ~45) - <B-V> , (1)E <B—V)

Bol {i :,ru í u u56 i i

( 2 )

< 3)

en las cuales las coeficientes E (c < i - i )J /É(B--V) =' °íi ■ pue den obtenerse a partir de algunas de las versiones conoc i dar. de la curva de enrojecimiento (Whit-ford 1958, Whiteoak 1966. Nandy et al. 1975, Schild 1977).

Por otra parte, si se comparan los col ores DDÜ de e s ­trellas Gí y K ubicadas a distancias menores que 50 pe del sol (estrellas prácticamente no enro iecidas) se encuentra que, par-a las gigantes clase III, la relación entre los In­dices de color intrínsecos CQ <42/45) y CQ <45-48) es prácti­camente lineal. Algo similar ocurre entre Las variables G 4 7 / 4 5 V el color <E^-V)Q de Johnson. Las ecuaciones resol tantes sons

siendo Bj y B 9 ligeramente dependientes de la curva de e n r o ­jecimiento elegida. Para el caso particular de la curva de Whit-ford (1958), resultan B^ = 0.639 y B2 = -0.018.

EIs evidente gue no todas .las estrellas de la clase III caen sobre las lineas rectas en ambos diagramas. No obstante ello, si denotamos <5j Y S 2, a las correspondí entes desviacio­nes en absisas respecto de las lineas rectas en ambos dia- oramas, se encuentra que dichas desviaciones están a su vez correlacionadas de la siguiente maneras

B o l •A s o c .A r g . de ttstr. 57

(6)

(7)

(8 )

Combinando algebraicamente todas estas e>:presiones y eliminando las variables Q y <§-* , es -fácil mostrar

42/45que <B-9)Q y, en consecuencia también E(B~V) , admite una expresión lineal en términos de los colores (B~V), L(42-45)V C (45-48) observados. La ecuación resultante para el exceso de color es:E(B-V) = A 1 (B-V) + A 2C <45-48) + A-H42-45) + A 4„ _

'(9)

Los coeficientes A^ de (9) han sido originalmente obtenidas por McClure y Bacine (1969) usando la curva de enrojecimien­to de Whit-ford. Los valores encontrados son: Aj = 2-175. A-.> = — 1,420, A:r“--2.380 y A4 = 1-841- Estos coeficientes cambian relativamente poco en -función de la curva de enrojecimiento uti 1 i 2 ada, Más reci entemente, Janes ( 19 7 7) usando b ásicamen- te estas mismas ideas describió un método iterativo para calcular excesos de color de estrellas tardías, con un rancio de ap1 icabi 1 i dad mayor.

Para analizar la probabi1 i dad de pertenencia a un cúmulo de cada estrella observada, hicimos uso del método de Janes para calcular el exceso de color, denotando EÍB-V^j.. y com­putamos también la desviación standard CT^ de dicho exceso a partir de la siguiente ecuación:

Ara58 í '• ) I . M" I (

(lo)

en la cual a4b/48 V a4?/45 representan desviacionesstandard y los coeficientes A1 han sido obtenidos por McClu- re y Racine (1969). Formamos luego la diferencia 6E(B--V> - | E (B-V) (.-[.:• - E(B~V)cjp| , en la cual E(B-V)pp os el

enrojecimiento obtenido para las estrellas de la secuencia principal y, coherente con lo definido en un trabajo ant.p - r i or (Clariá y Lapasset 19133), cuando la estrella verifica alguna de las 3 relaciones siguientes:

interpretamos ese resultado admitiendo que la misma tiene una alta, mediana, o muy baja probabilidad de ser miembro del cúmulo, respectivamente. Simbolizamos estas 3 posibili dades como es usual con las notaciones m, pm y nm, respecti­vamente.

Por otra parte, dado que los cúmulos seleccionados t i e ­nen distancias bien conocidas, comparamos la clase de lumi­nosidad derivada de los índices DDO, previamente desenrojo- cidos y desafectados por efectos de metalicidad (Janes 1979), con aquella que le corresponder i a al ob jeto si fuera miembro del cúmulo. Para ello formamos la diferencia si- quiente: ó L = |CL(DDO)-CL(predi cha)| , y denotamos nuevamente con m, pm y nm las tres alternativas siguientes: 6L J./2GL; 1/2CL <5L < 1CL; ÓL > 1CL.

Teniendo en cuenta las diferentes combinaciones que pueden resultar al aplicar dos criterios, decidimos conside­rar como miembros físicos de los cúmulos sólo aquellas es­trellas que resultan ser tales a partir de ambos criterios, o bien cuando un criterio implica pertenencia al cúmulo y el otro probabilidad de pertenencia. Si uno o ambos criterios implican "nm”, la estrella se considera un objeto del campo galáctico y, sólo si ambos criterios simultáneamente impli­can "pm", se la considera un probable miembro del agregado.

Hit 1 . A «■,!;t - Arq. d r Astr . 59

IV. RESULTADOS

En la Tabla 2 se ilustran los resultados obtenidos al aplicar los dos criterios fotométri eos independientes des­criptas en la sección anterior. Aproximadamente el 507. de las estrellas tardías observadas resultan con una alta pro­babilidad de constituir miembros físicos, en tanto que la gran mayoría de las restantes tienen muy baja probabilidad de estar físicamente vinculadas a los cúmulos.

Por otra parte y contrariamente a los resultados abte- nidos recientemente por Pastoriza y Ropke (1983), los cúmu­los jóvenes NGC 2232 y NGC 2451 muy probab1 emente no poseen gigantes rojas. Esta conclusión inferida a partir de los criterios fotométricos se ve reforzada con otros argumentos adicionales. En efecto, en el caso de NGC 2232, la única po­sible gigante roja <HD 45398) de acuerdo al diagrama HR ob-

t

tenido por Clariá (1972), tiene una velocidad radial de (+77 ± 0.5) km/seg medida con el CÜRAVEL por Mermilliod (1984). Si comparamos este valor con la velocidad radial del cúmulo de (16 ± 4) km/seg' defi ni da por las 3 estrellas tempranas más brillantes de la secuencia principal, debemos desechar a HD 453.98 como posible miembro evolucionado, lo que refuerza el presente resultado fotométrico. Con respecto a NGC 2451, nuestros resultados también se ven reforzados por el hecho de que: (1) las distancias individuales (ver Tabla 3) difie­ren significativamente de los valores publicados por varios autores para el cúmulo (Williams 1967a, 1967b, Feinstein1966, Eggen 1974, Lynga y Wramdemark 1984); (2) las masasindividuales determinadas siguiendo el procedimiento des­cripta por Clariá y Lapasset (1983), resultan considerable­mente diferentes de 1 as que deberíamos esperar para objetos de la rama gigante de NGC 2451, teniendo en cuenta la edad del cúmulo (ver Tabla 3).

i O 1 . í'l" - I60 .. Hi q

TABLE 2

SELECCION DE MIEMBROS FISICOSCUMULO ESTRELLA e(b-vi6K NK(DDQ) CRITERIOS> CLASIFICACION(A) <B)

NGC 2232 4 0.06 K3-4 IIl-IV na P» naN6C 2264 37 0.08 K4 III-IV na na69 0.09 K3-4 III-IV na na73 0.04 62-5 IV na na229 0.07 Kl-2 III-IV na na237 0.43 G9 111 oa pa23B 0.08 K2-3 III a a239 0.09 K1 III-IV pa paN6C 2335 4 0.47 65-8 II pa a a9 0.07 - na - naNGC 2343 2 0.29 65 II pa a aRuprecht 18 15 0.62 69 III a a aN6C 2451 154 0.08 K5 IV pa na na163 0.09 K0 IV pa na na191 0.08 K0 III-IV a na na223 0.19 65-8 m na • na

254 0.10a K4 Ib na a na269 0.00 K4 III-IV a na na306 0.27 65-8 III na pa naRuprecht 46 2 0.07 69 III ■ a aNGC 2527 10 0.08 G8 III a a a124 0.10 GB III a a ir.NGC 2546 356 0.14 K0 Ib-II a a aN6C 2548 B 0.11 G9 II-1II pa a a15 0.02 68 II a p# a58 0.05 65-0 III a a a

66b 0.07 62-5 V a na n»1’108 0.04 K0 11 a pa ■NGC 2567 l6c 0.00 65 II-III na p* na?54c 0.14 G2-5 II a a a61 0.00 K0-1 11l na a naa: exceso de color deterainado a partir del tipo espectral (K5 Ha) asignado por Levato y Malaroda (1975). b: binaria espectroscópica (Herulliod 1984). c: estrella doble, andas coaponentes se nidieron siaultáneanente.

Bol » í’-ur , Ara, do Ar; U .. 61

ABUNDANCIAS, DISTANCIAS Y NASAS DERIVADASTABLA 3

CUMULO Estrella CFe/H) "v V"v HasaP I Clasificación

NBC 2232 4 -0.14 -2.0a B.7 IB.6 naN6C 2264 37 -0.14 1.0 6.9 9.1 na69_ -0.15 1.3 7.0 B.7 na73c - - - 12.3 na229 +0.04 1.5 6.8 12.7 na237 +0.19 0.6 7.6 3.2 pa238 +0.16 0.9 6.8 1.6 a239 -0.04 1.7 7.4 5.5 ' paNGC 2335 4 +0.22 -2.0b 10.3 11.4 aNGC 2343 2 -0.15 -2.0b 9.9 3.6 0Ruprecht IB 15 +0.02 0.6 9.1. l.B iNGC 2451 154 -0.05 - - 1.3 na163 +0.04 2.1 3.9 1.5 na191 +0.05 1.8 4.7 15.5 na223 +0.41 M b 5.3 na254 -0.74 -2.0° 5.1 2.0 na269 -0.35 1.4 4.9 0.9 na306 +0.25 0.2 6.3 1.3 naRuprecht 46 2 -0.22 1.0 10.0 1.0 a

N6C 2527 10 +0.30 1.5 6.0 3.2 a124 -0.02 1.0 9.0 1.0 aNGC 2546 356 +0.26 -2.0 10.0 1.2 aNGC 2548 e +0.20 -0.1 8.0 2.6 a15 +0.05 -0.4 9.0 0.7 a58. +0.18 1.4 8.1 2.8 a66c - - - - na?108 -0.42 0.2 9.4 0.5 a?NBC 2567 16- -0.03 0.3 11.5 2.1 na?54° +0.22 -0.5 10.9 2.2 a?61 +0.10 0.7 10.3 0.5 naa: aagnitud absoluta espectroscópica (Clariá 1972). b: aagnitud absoluta determinada a partir de la calibración de Scnaidt-Ka)er (¡965).c: indices DÜO fuera del rango de calibración de Janes.d: V fue corregida en 0.75 debido a la presencia de una coapaÑera.

Con relación a NGC 2264 debamos aceptar que la reconocida existencia de enrojecimiento diferencial en la reqión (Strom et. al. 1972, Younq 1978) di ti culta la discriminación entre miembros y no miembros. Aún asi, la aplicación del segundo

62 Un'\ t n.:.. (\i u . f r . { i

criterio -fotométrico sugiere sólo las estrellas Nos. 237. 238 y 239 tienen probabi 1 i dad de pertenecer al agregado; las restantes exhiben muy baja probabilidad de pertenencia. embargo, las 3 estrellas mencionadas se encuentran muy ale­jadas del centro del cúmulo y tienen masas demasiado dife­rentes en comparación a las masas de las gigantes roías del grupo 1. de Harris (1976) , ai cual pertenece nor edad NüC 2264. fcs pues muy probable que, al igual que NGC 2232 y N'.’L 2451, el. cúmulo abierto NGC 2264 de extremada juventud tam ­poco posea gigantes rojas.

TABLA 4COMPARACION DE PARAMETROS OBTENIDOS A PARTIR DE BIGANTES ROJAS Y ESTRELLAS DE LA SECUENCIA PRINCIPALCUMULO E(B-V) V"v M J n w 0

N6C 2335 (0.40)0.47 (10.05)10.30 +0.22 2.4 (3-4)

N6C 2343 (0.20)0.26 (9.91)9.89 -0.15 3.6 (3-4)

Ruprecht 18 (0.67)0.62 (10.06)9.60 +0.02 1.8 r 5)

Ruprecht 46 (0.07)0.07 (9.40)9.90 -0.28 1.0 r 2)

N6C 2527 (0.10)0.06 (8.70)8.85 0.00 1.6 r 2)

NGC 2546 (0.17)0.14 (9.96)9.98 +0.2B 1.2 (6-8)

NGC 2548 (0.04)0.06 (9.00) 8.68 +0.14 1.6 13-4)

N6C 2567 (0.12)0.14 (11.15)10.91 +0.22 2.2 (3-4)

En la Tabla 4 se consignan valores medios de los e..\, cesos de color, módulos de distancia, abundancias de? hiei - o

v masas obtenidas para las qiqantes roías reconocida- en ca­da cúmulo. Las cantidades entre paréntesis corresponden a

Pol - f ' i - - ' »c:. Ar g . do As tr . 63

los parámetros determinados a partir de estrellas de la se­cuencia principal. Se aprecia en general un buen acuerda en­tre los excesos de color y las distancias medias derivadas usando uno y Otro tipo de estrellas. Las razones hierro a hidrógeno han sido derivadas a partir de las anomalías de S cianóqeno, usando la calibración [f e/H^ versus CN recien­temente obtenida por Clariá y Lapasset (1983). Los valores de [f s /h ) encontrados oscilan entre +0-28 y -0.28 en NGC 2546 y Ruprecht 46, respectivamente.

Finalmente, cabe mencionar que si bien las masas indi­viduales se han determinado con un error de ¿0.2 en e'J. loo TT|, ios valores derivados para las gigantes roías en cada cúmulo son en general algo más bajos que los valores teóri ­cos esperados (indicados entre paréntesis en la labia 4), de acuerda a la edad de cada agregada. Esta tendencia, usualmen te interpretada como debida al -fenómeno de pérdida de masa, ha sido igualmente detectada en muchos otros cúmulos abier­tos (Dawson 1978, Clariá 1979 y Clariá y Lapasset 1983).

AGRADECIMIENTOS

E1 autor agradece al Director de3. (..)bservat.or i o I nter- arner j. c a.n o d o Cer r o To 1 o .1 o , Dr „ P at r i. c k Osmer , p or' h ab er I e? permitido disponer- de Jas -facilidad e s d e e s e 0 b s e r v a t o rio. Este trabajo ha sido en parte -financiado por- e 1 Consejo N a ­cional de Investigaciones Ci ent I -f i cas. y Técnicas (CÜNIÜET) de la Rcepública Argentina.

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8 o 1 .A:»c * c .Ara. d o A o t r . 65

CONTAMINACION POR ELEMENTOS DEL GRUPO CNO EN ATMOSFERAS DE GIGANTES ROJAS DE NGC (C1501-541)

J.J. C lariá* y E. Lapasset*

Observatorio Astronómico de Córdoba Astrónomo Visitante del Observatorio Interameri cano de Cerro Talóla (Chile), operado por AURA, Inc.

RESUMEN: Algunos resultados obtenidos en cúmulos estelares parecen demostrar que las metal icidades de gigantes rojas determinadas fotométricamente usando distintas regiones del espectro, en ocasiones no coinciden. Ante la presunción de que este desacuerdo pueda deberse a la presencia de bandas moleculares de CN y CH (tipicas de estrellas G y K) que afectan ciertos parámetros de abundancia, decidimos usar una técnica observacional que permite separar el efecto blanketing molecular de aquél debido a las lineas especificas del hierro. En este trabajo presentamos resultados obtenidos en el Observatorio de Cerro Tololo a partir de fotometría CMT^T^" DDG y UBV de la rama q i gante del cúmulo abierto NGC 5822. Hemos podido detectar una notable uniformidad en las anomalías de cianógeno y excesos ultravioletas de las estrellas de la rama gigante, incluyendo también aquellas de la "seudo-rama horizontal". Este resultado permite considerar como muy poco probable que en NGC 5822 se hayan mezclado por convección elementos químicos desde el interior hacia la superficie de las estrellas. El estudio de metal icidad efectuado usando

í'.'-o ! i' \ v. • c . i \ i < i ..66

distintos indicadores de abundancia demuestra que las atmós­feras de las gigantes rojas están levemente contaminadas cor elementos del grupo CNU. Con relación a este punto, se pre­sentan argumentas que permiten especular con la formación de NGC 581*'.’ a partir de un gas ya enriquecido en elementos del grupo CNU.

I. INTRODUCCION

E.3 presente trabajo forma parte de un proyecto qsnernl que hemos iniciado con la intención do investigar la natura - leza real del gradiente qaláctico de metal ici d a d . Dicho pro­yecto está siendo desarrollado sobre la base de la detección fotométrica del grado de contaminación de el caven tos del g r u ­po CNÜ en las atmósferas de gigantes rojas de cúmulos abier­tos v i r i o s o de edades intermedias. Para llevar a cabo en Ja práctica este proyecto estamos usando una técnica observar: i onal que permite separar el efecto blanketinqmolecu i ar debido a 1 as bandas de CN y CH (típicas doestrel 3. as tardí as) , del efecto blanketi nq rnet á 1 i co dob idoprincipalmente a las lineas del hi erro <C1 ar i á y Lapasset.1983a, 1983b, Clariá 1984), El proyecto incluyeaoroximadamente 40 cúmulos con ramas evol ur i onad«?s discre t. a men te p ob i ad as c orí gigantes r o j a s . Un o d e e 1 Los e s NGC 5822, un cúmulo abierto cuyo diagrama color-maqm1 luí revela una secuencia principal corta con bastante dispersión y su punto de desvio en la región de las estrellas A intermedias (ver Fiq. 1 de Bozkurt 1974). Dicho diagrama revela además la presencia de unas pocas "bine straqgJers’ y una rama gigante discretamente poblada con un pequefTo qrupito de estrellas que podrían quizás representar una incipiente "seudo-rama horizontal". Se trata pues de un

R a l . A s e e . A r q . d o A s t . r . 67

cumulo con carácter 1sticas ti picas de un objeto de edad in- termedia.

En este trabajo sólo mostraremos los principales resul­tados obtenidos en relación a las gigantes rojas de NGC 5822. Las observaciones individuales, los errores medios in­volucrados y una discusión detallada de los resultados obte­nidos puede verse en una versión más completa del presente estudio (Clariá y Lapasset 1984).

II. FOTOMETRIA C M T ^ , DDO y UBV

Hemos observado -f otométr i camente desde el Observatorio Interameri cano de Cerro Talóla (Chile) 14 estrellas de la rama gigante de NGC 5822. Las observaciones -fueron realiza­das en 11 bandas espectrales por estrella, a saber: 4 bandasdel sistema -fotométrico de Washington (Canterna 1976), 4 del sistema de banda intermedia DDO (McClure 1976) y 3 del s i s ­tema UBV (Johnson y Morgan 1953). En total efectuamos apro­ximadamente 500 mediciones con los filtros mencionados, usando distintos telescopios y -fototubos.

III. CONTAMINACION POR ESTRELLAS DEL CAMPO Y ENROJECIMIENTO INTERESTELAR

Como resultado de aplicar los dos criterios +otométri - eos independientes descriptos por Clariá y Lapasset (1983a), sólo tres estrellas resultan sin ambigüedad ser objetos tar­díos del campo galáctico, mientras que las once restantes presentan una alta probabilidad de pertenencia al cúmulo.Estos resultados se aprecian en la Tabla 1, en la cual laprimera columna incluye los números de las estrellas asigna­dos por Bruck y otros (1968), la segunda los excesos de co­lor obtenidos por el método de Janes (1977) y la tercera

o í .. .. A.-68 L.VI

1 oís tipos císpectrales derivados de los indices DDü dnsenro- •ecidos. Las tres restantes columnas de la Tabla 1 muestran los resultados obtenidos al aplicar los dos criterios -fotr- métricos separadamente y la clasificación -finalmente asigna­da a Ja estrella (m = miembro, pm = probable miembro y nm ~ no miembro).

TABLA 1SEPARACION DE hIEMBROS FISICOS Y ESTRELLAS DEL CAMPO

Estrella E(B-V)6K HK(DDO) Criterios (A) (B) Clasificación

1 0.20 KO-1 II-III R R R2 0.12 68 III P«■

R R3 0.18 68 11I-IV P»R

•e 0.12 6B III ■ R10 0,15 K0-1 III ■ 1 R11 0.13 65 III 1 R R46 0.14 65-8 III i R R50 0.15 65 III • R i65 0.17 68 III-IV R P«R

R06 0.13 K5 III R I87 0.05 85-8 11 n i P«■

na97 0.07 68 III-IV flR na148 0.27 69 III n i R o h157 0.15 68 III • R R

Puede notarse la apreciable diferencia existente entre ios excesos de color de las tres estrellas del campo v 1

restantes. El enrojecimiento interestelar medio resultante es <E<B~V>0 K> « 0.15 ± 0 . 0 1 < om > y no existen evidencias deenrojecimiento diferencial en la región. El exceso de color obtenido es casi idéntico al derivado por Stetson (1981) a partir de datos ubvy-H^ , pero di-fiere significativamente de las estimaciones previas hechas por Bruck v otros (1960), Bozkurt (1974), Jennens y Hel-fer (1975) y Dawson (1970).

Bol - í'V f •<.; , Ar q . Asi r . 60

IV ABUNDANCIA METALICA SUPERFICIAL A PARTIR DE FOTOMETRIA DDO Y UBV

Hemos calculado para cada gigante roja de NGC 3622 el exceso o deficiencia (en magnitudes) del indice fotométrico CQ (41-42), con respecto al valor normal de una estrella de la misma gravedad y temperatura gue la gigante roja en cues­tión. Estas cantidades, conocidas como anomalías de cianóqe— no y denotadas <5 C N , resultan todas positivas para las es­trellas de la rama gigante de NGC 5822 (ver Tabla 2).

TABLA 2ANOMALIAS DE CIANOGENO, EXCESOS ULTRAVIOLETAS Y ABUNDANCIASDE HIERRO

Estrella <S CN S (U-Bl CFb/h} DDq M I » M ht

1 0.008 0.03 -0.09 +0.2 -0.32 0.074 0.00 +0.20 +0.2 -0.23 0.077 0.03 ♦0.22 -0.1 -0.4B 0.021 0.05 -0.04 -0.3 -0.410 0.046 0.07 +0.08 ♦0.3 -0.111 0.003 -0.02 -0.12 -0.5 -0.546 0.034 0.08 ♦0.02 +0.2 -0.258 0.008 -0.04 -0.09 -0.6 -0.565 0.039 -0.01 ♦0.05 -0.2 -0.386 0.006 -0.02 -0.10 -0.2 -0.487* -0.045 -0.05 -0.33 -0.8 -0.797» -0.059 -0.09 -0.40 -1.3 -l.l148» 0.148 0.14 +0.54 +0.6 0.0157 0.023 0.01 -0.03 -0.4 -0.6«~’r¡5’ííei6r5

El valor medio 6CN> =■■ +0.031 ± 0.008 resulta ser mayor queel correspondí ente a las gigantes rojas de la vecindad solar- pero menor que la anomalía media de las Hyades. Usando la relación empírica 6CN versus (f b /h) de Janes (1975), con el punto cero recientemente modificado por Clariá y Lapasset (1983a), resulta entonces para NGC 5822 una abundancia metá­lica prácticamente solar (< (Fe/H)DDQ> = +0.04). Nótese que

P')! r A : o ; h u. f.k. P.<v.i ..

1 ai, entr i\l \ a» «1 i mi oadao como pcv-i bl es mi t»mbr ov t i citen mo- ma ? \ a» d»T r: i anóqono muy di 1 ereni f?r do 1 iv. qiqtmlerf r o i •* tJo) cúmulo, futid» not arse ademas que rn lo que? tfjnc iRf ne a <v r4l , no «»e pr•fc-ü-iontifr «videncia» de .e?>trel 1 as o qnipos de « Mire- ilns anímalas en composición, l.n efecto, la anomal ' a media de la» fstrel U s tlrí la posible "acuda-rama hori :*orttal"(< óuN > sr h :: 0.035 i O.OIB) d i -f i r»r e poco de? la a n orna lia «»edi » de las guiantes rojas» propiamente dichas (< 6( > 1 fjr --- o. o. o t

O. OJO). Enta dispersión rol at i va mente penuefia rn las anofM- lías de c ianiqeno nos conduce a considerar - orno muy poco probable eme elementas pesados el abor ad<• en r I Ínterin? do estas estrellas» no hayan podido mezclar, por- mecani smu<:: con v e d i vos , ron elementos de las rapas su per -í i r. i « .* ns de »•v.t.vr; estrellan . O en todo caso, si este precioso -fín ico re.d mente ocurrió, creemos que, o bien no es detectabl o -í otomét 1 ico mente, lo que contradice’ experiencias previ a * UlcClurc? A 97*1. Hesser y otros 1977, Dawson 1981, Smith 1987), o bien ocurre? dt? una manera sor prenden temen te similar c?n tocias A as n-* re lias de la rama gi gante de NGC 5822, Nos» inclinamos entonces: a aceptar que no ha habido mezclas por convección en las at-- mósferas lie las estrellas observadas.

••Hemo*-; examinada también la abundanc ia do el omentos pe­sados a partir • de ios ex c esos ul'travi ol. ot a:- de J aT. estrella* ■Observadas. Estos excesos los cal cul amov- con r ?. . •»-r*c.to v 1 ?- estrel 1 ar- ai gantes K del. campo y no respecto n 1 a-;-; cii«.» »nt?^ de 1 as Myades, como es usual, para poder compartir los resul­tado» (ver Tabla 2) con los obtenidos a partir do las /*noma 1 í,is de c j anógeno. Esta comparación es posible debido •> que ■1 as" anama J i as de cianógeno tamtoidn se basan en estrelles:; gi­gantes fc del campo. Para el cálculo previo del exceso do co­lor E(U-B) usamos la siguiente e)ipresión deducida por Janes(19/9) :

í<ol ,yv-w:. »

ftr a- de> A»tr. 71

la cual reproduce dentro del 1"/. del E(B~9) los resultados de Craw-ford y Madwewala (1976) en el rango G8 III a K5 III- El exceso ultravioleta medio es < 6(U-B)> = 0.00 ± 0-01, lo queimplica óCW = 0.02 usando la calibración de Janes (1979) y, por lo tanto, obtenemos como antes una abundancia típicamen­te solar ( [Fe/H^yg^ = -0.01).

0. ABUNDANCIA METALICA SUPERFICIAL A PARTIR DE LA FOTOMETRIA DE WASHINGTON

El sistema -fotométrico de Washington ha sido desarro­llado por Canterna (1976) para ser aplicado preferentemente a estrellas tardías de tipos espectrales 0 y K. El sistema, definido para ser usado con un fototubo de Ga-As (RCA 31034) de elevada eficiencia cuántica en el infrarrojo, consta de cuatro filtros denominados C, M, T^ y T ^ , respectivamente. Las bandas Tj y T2 , cuyas longitudes de onda efectivas sono o6330 A v 8050 A respectivamente, yacen en regiones espectra­les prácticamente libres de efecto blanketing metálico y mo-

olecular. Por su parte, la banda M < ~ 5085 A) incluyefundamentalmente lineas metálicas, particularmente del hie­rro, y evita las bandas de CN en A3595, A3883, A4215 y laobanda G en A4300. Finalmente, la banda C( Ae.f = -3910 A) ha sido elegida de tal manera que incluya los efectos totales del blanketing molecular (bandas de CN y CH) e incluye tam­bién lineas metálicas (en estrellas G y K).

En el sistema de Washington se definen dos parámetros de abundancia, denotados A(M-T^) y A(C-M), los cuales repre­sentan , respectivamente, los excesos (o deficiencias) de los índices (M-T^) y (C-M) respecto de los correspondientes v a ­lores normales para una determinada temperatura efectiva o

72 ] '• •' - ' V U(.. . t ‘:| (.} .

índice ( r l'"'r2) • Canterna y Harria (1979) han calculado empí­ricamente y teóricamente estos dos parámetros en términos de las razones hierro a hidrógeno. Ambas calibraciones presen tan un excelente acuerdo de manera pues que pueden usarse i ndi st i m á m e n t e .

En el presente trabajo corregimos primero por enrojeci­miento Jos colores CMTjT^ observados usando las correspon- d i entes relaciones dadas por Canter na (1976) y calcularnos después ios dos parámetros de abundancia A(li-Tj) y A'X--1,; Finalmente, usando las calibraciones empíricas, obtuvimos las abundancias denotadas £ Fe/H^-j- y (V:e/! ij, )v,, la primera ríe las cuales proviene de de un índice? sensible a 1 a. abun dancia metálica, particulármente del hierro, mientras que ]a segunda proviene de un índice sensible a la abundancia decl hierro, pero contaminada por la presencia de elementos de! grupo CMC).

En las columnas (5) y (6) de la labia 2 se muestran las ¿Abundancias metálicas superficiales derivadas de la -fotome­tría de Washington. Se aprecia claramente que las razones [i son sistemáticamente más bajas que las razonesÍFe/Hlí-M. Los valores medios obtenidos son:

N o s otros interpretamos la diferen c: i a e n t r e I. a. s abun d \ n c i halladas admitiendo que la misma se debe a que las atmósfe­ras de las gigantes rojas de NGC 5822 están contaminadas o enriquecidas en elementos del grupo CNCJ. Puesto que hemos visto que no existen evidencias claras de mezclas por efec­tos convectivos, una atractiva posibilidad es que el cúmulo se haya formado directamente a partir de un gas previamente contaminado por elementos del grupo GNU. En cualquier caso, resulta gratificante haber podido constatar que los paráme­tros de abundancia óCN, Ó(U-B> y 6(C-M> -todos basados en la

73

región azul-ultraviol©ta del espectro :‘v , por ende, afectador» por la presencia de bandas moleculares-- conducen a resulta­dos enteramente consistentes dentro de los errores + otomé? * tríeos- Naturalmente que hemos preferido ¿adoptar para NGC 5822 la abundancia metálica superficial determinada a partir de las lineas del hierro.

VI- DISTANCIA Y EDAD DEL CUMULO

Suponiendo R = Av/E(B-V) = 3.0 y haciendo uso de las magnitudes visuales medidas, los excesos E(B-V)^. calculados y la calibración de los Indices DDL) en términos de M Clanes 1975, 1.979), obtuvimos los módulos de distancia indicados enla Tabla 3. La distancia resultante (d = 570 pe) es algo m e ­nor que cualquiera de los valores calculados previamente por otros métodos (ver, por ejemplo, Bruck y otros 1968, Bozkurt 1974, jennens y Helfer 1975, Dawson 19/8, Stetson 1981).

TABLA 3DISTANCIAS Y NASAS DE GIBANTES ROJAS DE NGC 5822Estrella V Hv(DD0) V v rr\ rvj

l 9.098 0.17 8.33 1.02 9.539 1.00 8.18 1.13 10.331 1.79 8.00 2.1B 10.402 1.12 8.92 1.410 9.648 1.02 8.18 1.511 11.034 0.79 9.85 1.846 10.260 0.46 9.28 1.758 10.378 0.67 9.26 2.265 10.834 1.94 8.38 2.386 10.106 0.7B B.94 -157 10.973 1.41 9.10 1.6

Por otra p¿irte, teniendo en cuenta que la magnitud ab­soluta media de las estrellas de la "seudo-rama horizontal" es <MV > = l.Ul ± 0.29, 1 ¿i edad resultante para el cúmulo de acuerdo al método de Mermilliod (1981) es 7.8x10® aftos.. NGC 5822 es pues ligeramente más viejo que el cúmulo de las Hya- des.

I . í ;« ül , (74 !•.,.! .. A :;o

valor do 2 predicho par las secuencias evolutivas téttr icas de iben <1967), suponiendo para el cúmulo una edad de BuO millones de afíos. Nuevamente, debernos notar que no e x i s ­ten evidencias de desviaciones sistemáticas, respecto de Ja masa media, de ningún grupo de estrellas en particular- Bi bien reconocemos la •fragilidad del método usado para calcu­lar masas, pensamos que los resultados obtenidos no sugieren efectos de pérdida de masa," ni siquiera entre las estrellas dé la posible "seuda-rama horizontal". Dos argumentos m's refuerzan esta conclusión: (1) Para el- cálculo de la mar-amedia de las gigantes rojas hemos usado el módulo de distan­cia VD Mv = 8.77 obtenido en él presente trabaja, el "cual e< menor que cualquiera de las estimaciones previas. bin em­bargo, si adaptamos el promedio de los módulos de distancia derivados por otros autores (Vn - Mv =* 9.24). la masa media resultante para las qiqantes rojas es (2¿9 ±0.6) ro- Estevalor es muy pocd mayor que el predichtí teóricamente para estrellcus que han evolucionado sin perder masa. <2) bi al qu- na o algunas estrellas hubieran perdido masa en forma signi­ficativa, las gravedades Superficiales deberían ser anormal­mente bajas y deberían además conducir a módulos de distan­cia incrementados artificialmente, lo que se opone a nues­tros resultados.

AGRADECIMIENTOSLos autores expresan su aqradecimiento al Director del

Observatorio Interamericano de Cerro Tololo, Dr. Patrick Os- mer, por haberles permitido disponer de las facilidades de ese Observatorio- Estre trabajo ha sido financiado en parte por el Consejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicas (CÜNICET) y por el Consejo de Investigaciones C i e n ­tíficas y Tecnológicas de la Provincia de Córboda (CON1COR).

B o l . Amoc.Arg. dé Astr 75

REFERENCIAS

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Bol.Asoc.Ar£. de Astr 77

ln-forme de Trabajo

BINARIDAD EN IC 2391

H. Levato*, B. García y N. Morrell

Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasLa Plata * CONICET

Se han medido alrededor de 10 espectrogramas por estre­lla de 31 miembros del cúmulo abierto IC2391 con el objeto de detectar las binarias espectroscópicas de corto periodo. Los resultados preliminares indican dos objetos S B 2 , cuatro ¿B1 y probablemente un par de objetos con periodos i araos. Be discute la incidencia de binarias en este cúmulo con res­pecto a la correlación entre el porcentaje de las mismas v *V sen i.

.Asoc.Arq. de Astr.78 Bol

Aforro* el» Trabajo

FRECUENCIA EN BINARIAS ESPECTROSCOPICAS EN Cr 228

H. Levato*, S. Malaroda** v N. Morrell

facultad de Ciencia» Astronómicas y Geo-fisicasLa Plata* CONICET w# CIC

Dentro del programa que se lleva a cabo cobre f recae»* cía de binarias en cúmulos hemos estudiado Cr 228, cúmulo jjdven ’e la zona de Carina- Botare un promedio de 10 espec­tros p n» estrella y sobre un total de b8 estro 11 as en La z • r na del túmulo -hemos medido velocidades radiales las aue lie­mos analizado estadísticamente y extraído conclusiones sobre la naturaleza binaria de tales objetos.

B o l . Asoc.Arg de A s tr . 79

Informe? de 1 ra b a 10

ESTUDIO DE CUMULOS ABIERTOS JOVENES

A. Feinstein y R.A. Vázquez

Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofisicasLa Pl a ta PROFDEG

Un a nueva ZAMS observaci onal es* á si en do deter mi nada mediante cúmulos abiertos jóvenes. A partir rJt? datos -fotornó

icos =■?:-. i stent es en la literatura se está realizando un análisis que tiene como punto de partida la reducción de t o ­dos ellos en forma homogénea. F£ste punto es considerado de □ ran importancia. Se intenta calibrar en el sistema ■fotomé- trico UBU la magnitud visual absoluta en función de ambos indices cié color para aquellas estrellas más tempranas que BU-

Bol . Asoc.. Ar q . de As t r .80

Bol.Asoc.Arg. de Asir-

CUMULOS GLOBULARES

Lomuni c«3c. i. ón

PERFILES MULTICOLORES DE CUMULOS GLOBULARES AUSTRALES

J.H. Calderón**, H. Dessaunet.**, J.C. Forte*#,^ ,,',< yM . Méndez**

Observatorio Astronómico de Cordoba Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofisicas

La Plata * PROFDEG

Instituto de Astronomía y Física del Espacio+ CONICET

Se presentan perfiles BVRI para cúmulos qalácticos aus­trales obtenidas can un detector linea! Reticon. Se anal iza la estructura de los perfiles con ref er ene: i a a la ovontun • presencia de gradientes de calor y de objetos estelares en fases particulares de su evolución.

B o l -Asoc.Arg. de Astr 83

B o l .Asoc.Arq- de Astr 85

ESTRELLAS DOBLES VISUALES

In-forme d e Trabajo

PROGRAMA DE MEDICION DE ESTRELLAS DOBLES VISUALES

G. Torres

Observatorio Astronómico de Córdoba

Continúa en Córdoba el desarrollo del programa de ob­servación micrométrica al sur de —60° con el refractor ecua­torial de 30 cm« Se han medido hasta el momento alrededor de 220 pares, incluyendo 15 que no están catalogados en el IDS. Se presentan resultados preli mi nares de un estudio de la ecuación personal en ángulo de posición y distancia.

B o l . Aiiüc:: . Ar q . lv, \ 87

Lomuni c ae i án

NU CARINAE, UNA BINARIA VISUAL ABI + B

V .S. Niemela v C .H . Mandrini

Instituto de Astronomía y Física del EspacioBuenos Aires

Espectrogramas obtenidos con el espectr óara-f o con su. - presor de cielo en el telescopio de 1 m del Observatorio In­ter americano de Cerro lololo muestran que la componente mas débil de la binaria visual Nu Carinae tiene espectro del ti po B temprano y no FO como -figura en las publicaciones.

Se comparan los parámetros del sistema binario Nu Car con otros sistemas similares y se discute su estado evoluti­vo.

. i H q .88 i !

Da i - ftsac. •• r-l d a A ' . í t r .. 89

IDENTIFICACION DE ELEMENTOS QUIMICOS EN HD 3473‘ ' f i ■ * . .

Z. López Barcia y V. Bargiulo

Observatorio Astronómico "Félix Aquí lar"San Juan

Resumen: Se estudia el espectro de la estrella HD 3473 y seidentifican los elementos químicos presentes en dos niaras CotAdá de 16.9 A/mm de dispersión. Be encuentra Fe en los tres estadas de? ionización. Si II y Mq II ron anómala sobre- abundancia, como asi también se identifican satisfactoria­mente N II, 0 II, Si III, C1 II. La II, Se II, Ti II, Cr II. Mn II, Ni II, Sr II, Zr II y algunas tierras raras. Be com paran los resultados con los de algunas estrellas B normales y otros objetos anómalos.

I. XIMTRQDUCTION

HD 3473 was íound to be peculiar object by Bidel man <1966) who classified it as A2p--Si~Mq. Cowley (196b), usii'U spectrograms oí 125 A/mm identiíies stronq linos at > 4l2k! and 14130 de Si II and X 4481 oí Mq II, and also, many other high excitation lines oí both elements.

Naítilan (1977) períormed a detailed model atmospher e anal ysi s usinq three coudé spectrograms, two in the bine

* Member of the Carrera del Investigador Científico delConsejo Nacional de Investigaciones Científicas y Técnicasde la Argentina.

Bol . Asoc:. Ar q . de» Asir . 91

(dispersión o-f 15 &/mm and 33 £/mm) and one in the redo(dispersión o-f 16 A/mm). He obtained the -following

atmospheric parameters: Te^ . = 9750°K, loq q = 3.4. This valué o-f the temperature is acord with the abscense o-f certain elements, as Si III, Fe III, He I, C II, but not with the extreme weakness o-f the neutral metal 1 ines. He also observed the presence o-f emission -fill-in in the cores o-f the stronqer Si II and Mq II lines.

H. Levato obtained two spectroqrams o-f HD 3473 usinq the coudé system at Kitt Peak 2 . .lOm telescope which cover the normal photographic región. They have a linear

odispersión o-f 16.9 A/mm and are calibrated usinq the devicé described by Furenlid (1971). Usinq this observati ona.l material Z. López—Sarcia (1981) published a new description o-f the spectrum, con-firming the presence o-f emission -f i 1 1

-in in the cores o-f the stronger lines and the absence o-f1 r

neutral metáis. But certain elements, as Si III and Fe III, proper o-f hotter stars, are identi-fied satisfactorely. Usinq a compar i son o-f H pro-files generated with BALMER praqram o-f Peterson (1969) which uses ESW broadening theory, a determi nat i on o-f the atmospheric parameters qave the -followinq results; Te^^ - 11500°K loq q = 3.4,.

In view o-f the di serepanees in the parameters determined in both papers and in the existen ce o-f double ionized elements, a detailed i dent i-f i cat i on o-f the complete spectrum o-f HD 3473 was then undertaken usinq the observational material taken by Levato. An abundance analysis using -fully line blanketed rnodel atmospheres i s been per-formed and will be published soon.

II. IDENTIFICATION OF ATOMIC SPECIES

In Table I we have listed the wavelenqth measurements (X) -for HD 3473, the intensity (I) and the proposed

B o j. . A s o c . Ai - ' u .92 de i

LIME IDEWTIFICATIONSTable I

X obs ;nt A lab Ident Mult. \ ubs Int K lab Ident Mult.

3701.. A 01.39 Un 1 1 70.37 Fe li 1923701.- 01.90 :r II lbfa 37/9.65 2/3 79.58 Fe II 233703. unid. 3/80.42 1 unid.3703. . 4 03.85 H 16 2781.60 1 81.51 Fe II 1303704. 3/4 05.00 He I 25 3 7B l .60 1 B1.62 Ce 11 -05.14 He 1 25 3/82.49 2/3 92.30 v II 613708. 3/4 unid. 3783.49 4 83.35 Fe 11 143709.bS 4/5 09.2<v Ce II 83.74 Cr II -09.93 Ce II - 3",97.32 3 ó 7 .24 V I! 1 0 03711.v 11.97 H 15 86.94 Fe 11 i 713714.^ ;/4 15.2? Mn II - 3787.90 3 unid.3715.ó 7 c. 16.36 Ce 11 - 3788.88 2 86.75 Ce II -

3719. - 19.48 Mn II - 88.91 Fe III 1 0 23720. 19.94 v e ; 5 88.70 Y II 73721.B- 21.94 H 14 3 --.94 1 90.83 La II -3727.i" 3/4 27.04 Fe II 192 ?'-:.4B 3 *1.41 Si i i ! 527.33 G íi 7 V ' o M 1 / 2 92.33 Ce II -

27.37 ír II 117 3?93.63 3 C 7 .53 P I! -3728.3 2/3 28.42 Ce II - 37-4.44 3 = :t.4tí 0 ii 3428.74 F II 3795.28 3 95.36 Si II 7.083729./ a J 2 unid. 3795.61 3 es. 5 5 Si I; 7,083731. «ib .13 31.26 Zr Ii 1 1 2 3796.28 3 c,. 1 ! Fe Ii 2331.26 Sil 11 9tj. 1 i Si 1! 53732.- 32.76 V II 15 3 ^ .90 7 9 7.90 H 1 -7733.■- unid. 37v9.i>3 7 -’9. G 1 Ti ¡ i: 133734.I' / 34.3? H 13 3800.95 3 0 1 . 2 1 Cr II -3,'36. 35.98 5n 1 1 - 38i!2. i 6 3 unid.3737.r i 3/4 37.13 Fe I 5 3806.15 n 06.54 Si i!i : 53740.i. ; / 2 39.92 0 1 1 v i 3806.82 3 06.82 Fe II 1533741.3b 7 41.56 Fe II íj 3807.34 2/3 unid.

41.63 Ti !1 72 3809.52 2 (>.46 C1 11 -3743.44 :/3 43.36 Fe I 21 3813.90 9 14.00 Cr II -3743.44 2/3 43.39 Mn II - 14.12 Fe II 153

43.40 Fe III - 3614.70 4 14.58 Ti II 1 23744.4t ¿,/Z 44.40 P II - 3815.54 2 15.38 V II 1663745.7 7 V 4 45.81 V II 15 3818.22 1 / 2 18.34 Y II 7

45.90 Fe I 5 3819.BB 1 \9.67 Eu íi 145.97 Zr II 1 1 2 3821.40 1 / 2 .1.68 0 11 34

3746.32 s/ unid. 3822.56 1 unid.3750.12 • 50.15 H 12 3824.57 4 .-.44 Fe i 43751.2* • unid. 24.91 Fe II 293/53.6 ¿ unid. 3027.98 2/3 27.82 Fe I 453754.B5 5/6 54.59 Cr II 20 3829.12 3 29.35 Hq l 33756.64 56.41 SlD II - 3829.08 3/4 29.80 H il 303757.7; 4 57.60 Ti lí 72 3832.47 4 32.30 Mq I 33759.40 4 59.29 Ti II 13 3874.96 5 35.38 H 9

59.46 Fe II 154 3841.01 2/3 41.05 Fe I 453761.45 4 61.32 Ti II 13 3843.02 2/3 unid.3763.82 4 63.76 Mn II - 3843.72 3/4 unid.

63.79 Fe I 2 1 3844.50 4 44,17 Mn Ii -3764.7*' 7 unid. 3046.40 3 46.31 Fe II 1283756.45 65.62 Cr II 20 46.51 c u 33.023766.42 T 66.65 Cr II 20 3B46.26 4 48.24 Mg 1 1 53767.87 3/4 67.51 C1 II - 3849.70 3 49.58 Ni 11 1 13768.26 3 unid. 49.97 Fe I : 203770.60 60.63 H 11 3850.74 3 50.97 C1 II -3772.64 4 unid. 3851.41 1 51.38 C1 II -3774.26 3/4 74.33 Y II 7 51.65 C1 113775.75 4 76.06 Ti II 72 3852.26 1 / 2 unid.3778.40 4 78.32 Mn II - 3853.50 5 53.66 Si II 1

B o ld o A'.:>t.r - t

93. Arq

Table I (continuad)

X obs Int X lab Ident Mult. Xob s Int X lab Ident hult

3B56.46 6 56.02 Si II 1 3928.71 1 28.60 C1 II3858.65 2 unid. 3929.52 2 29.73 V II 1 03860.5 i 2 60.80 C1 11 - 3930.65 3 30.50 Eu II 53862.68 6 62.60 Si II 3931.18 3 31.09 Ce 11 -

3866.21 5 6 6 . 0 1 Cr II 130 31.37 Ce II -

66.16 Al 11 17 3931.90 2 32.02 Ti II 3466.54 Cr II 130 3933.45 8 33.66 Ca II 1

3867.30 1 67.48 He I 20 3937.90 2 unid.67.63 He I 20 3938.42 3 38.29 Fe 11 3

3871.93 3 71.78 Su II - 3939.68 1 unid.3873.87 2/3 unid. 3941.32 3 41.22 Mn 11 -

3875.50 1 unid. 41.51 Nd 1 1 -

3B76.62 2/3 76.06 C II 33 3942.27 2 42.15 Ce II -

76.19 C II 33 3942.74 2 42.75 Ce II -

76.41 C II 33 3943.98 2 44.01 Al i 176.53 C 11 36 44.19 C 11 3276.66 C II 33 3945.36 3 45.00 C 11 323878.20 4 78.02 Fe I 2 0 45.05 0 1 1 678.03 C II 33 45.20 C 11 323878.9E 4/5 79.00 Mn II 3947.00 3 47.08 C II 323879.60 79.64 C II 33 47.72 C íl 323881.68 3 81.92 Ni II 1 1 47.72 C II 313882.50 2 82.45 0 II 1 1 3948.38 2 48.33 C II 3282.45 Ce II - 3950.24 2 50.36 Y II 63883.4(.i 3 8 3.7B C1 II - 3952.27 3 51.97 V II 1 03804.54 7 unid. 52.06 C II 323805.90 4 86.26 Fe I 4 52.54 Ce 11 -

3889.05 B 89.05 H 8 3954.61 6 54.30 Si II 7.073889.44 3 unid. 54.51 Si 1 1 7.073892.í2 3 92.15 Cr II 167 54.3B Fe III 1 2 03892.79 3/4 unid. 3956.00 5 55.74 Si II 2 13894.50 3 unid. 3957.20 3 unid.3896.50 3 96.30 0 1 1 1 1 3957.82 4 57.66 Fe 11 133897.00 7J 96.80 Ce II - 3958.45 2 unid.3898.18 3 98.07 Hn II - 3959.22 2 unid.98.12 Mq I 47 3959.72 3 unid.9B.27 Ce II - 3961.24 3 61.52 Al I3900.70 3 00.55 Ti II 34 3961.88 4 61.63 Cí 1 1 -

0 0 . 6 8 Al II 1 3962.56 4 unid.3903.2! 3 03.27 V II 1 1 3963.34 3 unid.3904.u/ 2 unid. 3964.75 3 64.82 Pr II -

3905.75 6 05.52 Si I 3 3965.70 3 unid.05.64 Cr II 167 3966.94 3 67.05 Ce II -3907.30 3 07.10 Eu 1 1 - 3968.47 1 unid.07.29 Ce II - 3970.04 8 70.07 He3907.9'.i 3 08.03 Pr II - 3973.68 3 73.64 V II 93909.10 2 09.25 Cr II 129 73.76 C II 37.383911.88 1 11.96 0 1 1 17 3975.84 3 75.34 C 11 383914.36 3 14.48 Fe II 3 75.95 C 11 353917.20 2 17.32 Mn II - 3976.68 3 76.88 Fe III 693918.40 3 18.2B Ce II - 3979.00 ' 3 * 78.76 C II 3718.51 Fe II ■: -191 3979.56 3 79.42 Fe 111 1 2 03919.10 2 18.98 ' C II , 4 79.52 Cr II 18319.00 Si I I " 2 1 3981.70 3 61.61 Fe 11 319.01 n ir 17 3982.18 3 82.06 Pr 1119.29 0 II 17 82.59 1 II 63920.85 J 20.69 C 4 3983.24 3 82.90 Ce II -

3923.78 2 uníf. 3983.79 4 83.96 Hq 11 -

3925.04 25.46 Pr II - 3964.64 3 84.68 Ce II -

3926.65 2 26.5B 0 II 1 1 3985.72 3/4 unid.

94 ' ■ ' * . íV.. rv «V (.K

Table I (continuad)

Xobs Int Xlab Ident Hult. X obs Int X lab Ident Huí t .

3907.02 3 unid. 40.48 Nd 1 13908.03 3 unid. 4042.32 1 42.58 Ce II -

3990.40 3 90.15 Cl 1 1 - 4043.52 1 43.54 H 1 1 393991.il y} 91.14 Zr 1 1 30 4045.35 2 unid.3992.27 6/7 91.77 Si 1 1 20 4046.20 4 45.82 Fe I 433993/':' 2 93.82 Ce II - 46.34 Ce II -

3995.20 3 95.00 N II 1 2 4072.22 1 unid.3 9 9 5 / 2 3 95.73 Ti II - 4048.68 2/3 48.68 Zr 1 1 433996.16 3 95,86 Al 1 1 47 48.82 Fe 1 1 17296.10 Al II 47 4049.06 3/4 48.B3 Fe II 17296.36 Fe II 190 49.14 Cr II 19396.38 Al 1 1 47 4050.12 3 50.32 Zr II 433998.4: 6 98.01 Si 1 1 20 4051.25 2 51.08 Fe III 983 9 9 9 / : “>i. 99.24 Ce II - 51.21 Fe II 1724000.64 2 unid. 4053.78 2 55.59 Fe III 984002.20 3 02.07 Fe 1 1 Z i 53.81 Ti II 87

02.40 Cr II 1 6 6 53.81 Ce II -

02.55 Fe II 190 4054.67 2 54.86 Pr II -

4002. E ' 1 4 03.33 Cr 1 1 194 54.99 Ce II -4 0 0 4 / 6 2 05.07 V 1 1 215 4055.63 2/3 uní d.4005.66 3 05.71 V II 32 4 / 7 . 0 0 5 56.99 Si ii 7.IB4007.48 1 07.55 Cr II - 4058.36 3 unid.

0 7 / 2 Fe II 189 4059.85 2 unid.4006. t 08.71 Pr 1 1 - 4061.12 1 61.09 Nd 11 -

4012.55 4 12.25 Nd II - 4063.50 4 63.60 Fe I 4312.38 Ce 1 1 - 4066.88 273 67.50 Ni II 1 112.39 Ti II 1 1 67.05 Cr 11 19312.47 Fe 1 1 126 4070.12 2/3 69.88 Fe 1 1 18812.50 Cr II - 70.03 Fe 1 1 2 2

4 0 1 3 / 2 4 13.80 Hg 1 1 - 4071.35 3 71.74 Fe I 434015.50 3 15.20 Fe 1 1 142 4072.46 4 72.56 Cr 11 26

15.50 Ni II 12 7 2 / 1 Si II 3.014016.68 4 16.22 Si 1 1 19 4073.77 1 / 2 73.80 Nd II -

4017.04 2 17.28 C II 27 4075.66 4/5 75.45 Si 1 1 3.014 0 1 7 / 4 2/3 17.96 Cr II 166 75.85 C 1 1 364019.21 2 19.53 P II - 75.87 0 II 104021.42 3 21.17 C II 27 75.95 Fe II 214021.94 3 22.37 Cr II 183 4076.50 5/6 76.78 Si II 3.014022.68 n

L 22.36 Fe III 45 76.87 Cr 11 194 0 2 3 / 0 1 23.39 V II 32 4077.48 6 77.50 Cr II 194024.44 2 24.45 Zr 1 1 54 77.62 C 11 35.01

24.49 Ce II - 77.71 Sr 11 124.55 Fe II 127 77.78 C 1 1 35.01

4025.54 3 25.07 Fe III 53 4079.00 3 unid. 1194026.39 2 26.19 He I 18 4081.17 2 61.19 Fe III26.36 He I 18 81.22 Ce 1 1 “

4029.34 1 / 2 29.68 Zr 1 1 41 81.42 Fe 11 1884030.52 2/3 30.28 Cr II 19 4082.46 2 82.30 Cr 1 1 165

3 0 / 5 Si III 8.05 4083.12 2 83.23 Ce 1 1 -

4031.13 2 31.34 Ce 1 1 - 4085.48 3 85.23 Ce 11 -

31.46 Fe II 151 4087.02 3 87.16 0 II 484032.54 2 32.95 Fe II 126 87.27 Fe II 284035.06 2 35.09 N II 39 4089.54 2/3 89.49 Cr 11 1644 0 3 6 / 5 2/3 37.04 V 1 1 - 4090.22 2 unid.4037.59 3 unid. 4091.66 1 / 2 92.94 unid.

104030.27 2 38.03 Cr 1 1 194 4092.67 2 0 II4039.24 2 39.12 Fe III 45 4093.44 2 93.55 Ce II •4039.24 2 39.30 Al II 62 4094.04 2 94.IB 0 1 1 1 0

39.40 Al II 62 4095.53 2 unid.2 14040.40 2/3 40.76 Ce II - 4096.42 2 96.54 0 II

de; A; d -.Da I. - r ViKJc: „ ru u

Table 1 (continued)

X obs Int A lab Ident Hult. A obs Int Alab Ident Hult

409B.09 3 98.27 0 II 46 71.92 Cr II 164101.70 9 01.73 H 4173.20 3 73.45 Fe II 274104.52 3 04.74 0 II 2 0 4174.38 3 74.27 Fe III -4105.68 3 unid. 74.32 Hn II -

4106.4B 2 unid. 4175.42 3 unid.4110.56 4 10.52 Ce 11 29 4176.20 1 76.16 N II 424113.92 3 13.82 0 II 37 76.44 Fe II 1494114.B3 2 14.90 Ce II - 4178.92 5 *78.48 P II -

4116.12 1 unid. 78.86 Fe II 284118.14 3 18.35 Ce 11 - 4180.94 2 80.97 Fe II 1484119.18 3 19,22 0 II 17 4181.74 2 81.50 Cr II 1814125.70 2/3 unid. 4182.79 2 82.69 Fe II 1494128.42 7 28.07 Si II 3 4183.97 3 84.09 Fe III 2 24131.32 7 30.89 Si II 3 4185.80 3 85.45 0 II 84135.66 2 35.77 Cr 11 163 4187.02 6 87.14 Si 1 1 7.17

4188.35 2 unid.4136.56 3/4 36.94 Un II - 4190.62 5 90.72 Si II 7.264137.B4 3/4 37.93 Fe III 118 4191.40 3 unid.38.21 Fe II 150 4193.74 2/3 93.14 Hg 114139.68 3 39.37 Fe III 118 4194.58 2 unid.4140.54 2 40.51 Fe III 118 4195.42 2 95.41 Cr II 1614141.55 3 41.21 Pr II - 4198.13 3 98.13 Si II 7.264142.95 3/4 43.07 Fe II 188 419B.7B 3 98.72 Ce 11 -

4143.58 3 43.87 Fe III - 99.09 Fe 11 14143.87 Fe I 43 4201.12 6 0 0 . 6 6 Si II 7.0643.76 He I 53 00.90 Si II 7.0<64145.10 2/3 45.00 Ce II 9 4202.82 4 02.94 Ce 11 -

45.10 S 11 44 4205.50 4 05.05 Eu II 14145.60 3 45.74 Fe 111 - *05.40 Hn II 245.77 Cr II 162 05.48 Fe II 2 24146.06 4 46.23 Ce II - 4207.03 2 07.37 Cr 11 2606.74 Pr II -

4146.94 3/4 47.04 Cl II - 4208.21 J unid.47.26 Fe II 141 4212.42 2 unid.4149.14 2 49.22 I r II 41 4214.94 2 unid.4150.72 2 50.97 I r II 42 4216.12 3/4 15.52 Sr II 14151.32 2 51.00 Cr II 163 4217.98 2 18.18 Ti II 3351.46 N II 6 4218.66 1 unid.4151.99 2 51.97 Ce II - 4220.49 1 20.32 Fe III -

4153.17 l 52.98 Fe II 45 4222.34 2 22.39 Fe III -

53.10 S II 44 4223.11 2/3 22.98 Pr 11 -

4154.18 2 unid. 4225.00 3/4 24.85 Cr II 1624155.36 l unid. 4226.87 3/4 26.83 Al II 464157.55 1 unid. 4228.20 1 / 2 unid.4158.80 1 58.45 Fe II 1 2 4229.30 1 unid.4160.52 4 60.28 Fe II 149 4230.39 2 30.32 P II -

60.56 P II 30 4232.77 4 32.86 Si II 7.0160.62 Fe 11 39 4233.44 5/6 33.17 Fe II 274161.42 5 61.80 Sr II 3 33.26 Cr II 314164.43 2 64.19 Pr II - 4235.92 2/3 35.73 y II 564.79 Fe III lie 35.94 Fe I 1524167.54 3 67.26 Hg 1 15 4236.58 2 36.93 N 11 4867.27 Hq I 15 37.05 N II 4867.69 Fe 11 149 4237.64 3 37.57 Al II 234169.84 1 69.98 Fe II 1 2 4238.66 3 38.78 Fe III 1044171.20 2 *71.04 Hn II 40 38.B0 Hn II -

*71.51 Hn II 50 4239.84 2/3 39.91 Ce II -

*71.60 N II 43 4240.70 3/4 40.75 Al II 364171.86 3 71.51 Hn II - 4242.57 4/5 *42.34 Hn 11 1 0 071.90 Ti II 105 42.38 Cr II 31

Tibie 1 (continued)

X o b s Int X lab Ident ñult. X obs Int Xlab Ident Hult.

42.47 Mq 1 1 4310.32 1 10.37 Fe III 1 2 14244.82 2 44.63 P 1 1 - 4311.70 2 unid.44.80 Ni 11 9 4313.22 3 13.03 Ti II 2 2 04246.84 4 46.82 5c 1 1 7 13.10 C II 284248.59 2/3 48.68 Ce II - 4314.36 3/4 14.08 Se II 154249.94 2/3 49.95 Fe III - 14.29 Fe 11 324250.59 3 50.13 Fe I 152 4315.06 3 14.98 Ti 11 414251.24 3 51.11 6 a 1 1 - 4317.27 1 / 2 17.14 0 1 1 251.16 6 a II - 17.26 C II 284262.64 3 52.62 Cr II 31 17.32 Zr II 404253.40 3 53.38 C1 II - 4318.80 2 18.60 C II 284254.54 i 54.35 Cr I 1 18.94 S« II -

4255.70 2 55.64 6 a 1 1 - 4321.10 2/3 20.74 Se II 1555.70 6 a II - 21.34 Fe II 2 2 055.74 6 a II - 4321.60 1 / 2 21.65 C 11 28

4258.34 4/5 58.16 Fe 11 28 4324.96 3/4 25.01 Se II 15»5B.35 Fe II 2 1 25.03 Hn II -

4260.02 3 unid. 4327.30 2 27.84 0 1 1 414261.40 4 unid. 4329.17 2 29.02 S« 11 -

4261.87 3/4 61.92 Cr II 31 4329.99 3 30.26 Ti 11 944264.40 1 / 2 unid. 4330.66 3 30.71 Ti II 414266.08 1 66.23 Cr II - 4331.36 3/4 31.53 Fe II -

4266.75 1 / 2 6 6 . 8 8 Fe III - 4336.78 2 36.07 0 11 24269.12 3 69.29 Cr II 31 4338.85 3 3B.70 Fe II 324270.28 2/3 70.39 Fe II 125 4340.62 9 40.47 h y4271.46 3 71.15 Fe I 152 4341.96 3/4 unid.4273.83 2/3 73.42 Fe III 1 2 1 4342.65 3/4 unid.4275.70 1 / 2 75.57 Cr II 31 4343.94 4 43.98 Un II -

4277.42 1 unid. 4346.16 2/3 unid.4278.22 3 78.10 Cr II 161 4347.85 4 47.80 Su 1 1 -

78.13 Fe 11 32 4350.15 2/3 unid.4278.81 2/3 unid. 4351.64 4 51.76 Fe II 274282.22 3 82.47 Hn 1 1 - 4353.91 3 unid. 2134284.25 3 84.21 Cr II 31 4354.44 3 54.36 Fe 11

*84.42 Un II 6 4355.08 2/3 55.03 Fe II 2 0 24285.60 2 unid. 4356.09 2/3 unid.4286.44 2 86.13 Fe III 1 2 1 4358.11 2/3 58.17 Nd II -

86.13 Fe II - 4358.82 2/3 58.73 Y II 54287.78 3 B7.B9 Ti 11 20 59.12 Fe II 2024288.79 3 88.60 P II - 4360.08 2/3 . 60.03 Fe II 1484289.74 3/4 89.94 Ce II - 4361.31 2 61.25 Fe II -

4290.59 4 90.22 Ti II 41 4362.16 2/3 62.10 Ni II 94292.35 2/3 92.24 Un II - 4362.80 3/4 62.93 Cr II 1794292.98 2 unid. 4363.66 2/3 unid.4294.34 3/4 94.10 Ti II 20 4365.00 3 64.66 Ce II “

4295.34 3 unid. 64.89 Fe II 2 0 24296.36 3 96.57 Fe 11 - 65.22 Hn II *

4297.42 1 / 2 97.62 C II 41 4365.98 2 66.16 Fe 11 21697.76 Pr II - 4366.B6 2 66.90 0 1 1 2

4299.78 4 00.05 Ti II 41 4367.76 4 67.66 Ti II 1044300.46 3 00.33 Ce II - 4368.41 2/3 68.26 C 11 45-464303.02 4/5 03.17 Fe II 27 68.33 Pr II ”

4304.08 3 03. B2 0 II 54 4369.06 2/3 69.28 0 II 264304.70 2/3 04.81 Fe III 1 2 1 4370.06 2 69.86 C II 454305.84 3 05.45 Sr II 3 4370.90 3 70.66 C II 46

05.76 Pr II - 4371.74 1 / 2 71.59 C 11 454307.12 2 unid. 4372.43 3 72.22 Fe 11 334308.00 4/5 07.90 Ti II 41 72.35 C II 46

*07.91 Fe I 42 72.35 C II 450B.16 fin II - 72.49 C II 45

d í:- A s t r .E<o 1 . Asoc: Ar q . 97

Table I (continued)

A obs Int Alafa Ident nuit. A obs Int A Jab Iaent Mult

4373.60 3/4 unid. 4455.28 3 55.26 Fe 114374.44 3/4 74.27 C II 45 4455.62 2/3 55.85 Fe II 140

74.46 Se II 14 4457.42 2 unid.4375.12 2 75.01 C II 45 4461.52 2 61,43 Fe II 264377.14 5 76.96 Si II 7.16 4464.05 1 / 2 unid.437B.98 2 unid. 4464.72 2 64.46 Ti II 404379.67 1 / 2 79.61 Mn II - 4465.40 2 65.40 0 II 944380.50 3 unid. 4468.77 2 68.49 Ti II 3143B1.84 2 61.79 Fe II 9 4470.00 2 unid.4383.43 3 63.55 Fe I 41 4473.00 3 72.92 Fe II 374384.54 6 *84.33 Fe II 32 4474.26 2/3 74.19 Fe II 171

84.64 Mg II 1 0 4476.18 1 unid.4385.71 2/3 B5.38 Fe II 27 4477.70 2 77.74 N 11 2 14386.90 1 / 2 8 6 . 8 6 Ti II 104 447B.93 3 79.64 Mn II -

4387.91 2 67.93 He I 51 4481.24 7 81.23 Mq II 44383.70 i unid. 44B3.66 2 83.35 P II -

4390.63 4/5 90.58 Mg II 1 0 63.90 Ce 11 -

4393.64 1 / 2 unid. 4484.92 1 / 2 84.93 Fe 11 94394.64 3/4 95.03 Ti II 19 4487.14 1 86.91 Ce II -

4395.66 2/3 95.78 Fe III 4 44B7.82 1 / 2 87.72 ü II 1044396.50 2/3 unid. 4486.30 3 88.32 Ti II 1154399.38 2/3 99.76 Ti II - 44BB.B1 4 89.18 Fe II 374400.76 3 00.36 Se II 14 4490.08 2 unid.4403.06 1 / 2 0 2 . 8 8 Fe II - 4491.54 2/3 91.40 Fe 11 374403.74 2 03.51 Hn II - 4493.27 2 93.58 Fe II 2 2 24406.10 1 / 2 05. B5 Pr II - 4494.22 2 unid.4408.96 3/4 08.84 Pr II - 4497.16 1 / 2 96.96 Zr II 4009.16 C II 40 4499.78 2 unid.4410.14 l 09.9B C II 39 4500.33 3 *00.32 Ti 11 184410.81 2 11.16 C II 39 4501.47 2/3 01.27 Ti 11 314414.18 3/4 14.28 P II - 4504.84 2 unid.4415.86 3 15.56 Se II 14 4506,84 1 *07.19 Cr 11 164416.38 4 16.62 Fe II 27 07.20 Fe II 2134417.74 3 17.72 Ti 11 40 4507.65 2/3 07.56 N II 2 14418.90 3 18.7B Ce II - 4511.92 1 / 2 11.82 Cr II 1914419.92 3 19.59 Fe III 4 4514.80 2/3 unid.4421.10 l 20.71 P III - 4515.68 4 15.34 Fe II 374423.28 l unid. 4516.30 4 16.50 Cr 11 1914424.12 i 24.07 P II - 4519.00 1 / 2 IB.60 Mn II -

24.34 Sn II - 4520.02 2/3 2 0 . 2 2 Fe II 374427.32 1 27.21 N II 56 4522.39 3 22.59 Eu II 44427.99 2 28.00 Hg II 9 22.63 Fe II 384430.74 3 30.95 Fe III 4 4537.73 2 unid.4433.86 4/5 33.99 Mq II 9 4525.06 1 / 2 *25.21 Ti II 184435.06 3/4 35.58 Eu 1 1 4 4525.75 3 25.75 Fe II 94436.31 5/6 36.48 Mq 11 - 4528.45 2/3 28.51 V II 564439.48 t 39.13 Fe II 32 4529.10 3/4 29.46 Ti II 824442.20 3 unid. 4529.80 2/3 29.56 Fe 11 1714443.72 3 43.80 Ti II 19 4543.20 4/5 *33.97 Ti II 504444.46 2 44.39 Ce II - 34.17 Fe II 3744.56 Fe 11 2 0 1 34.26 Mq II -

4446.22 3 46.25 Fe II 187 4534.80 4/5 uñid.4447.03 2/3 47.03 N 1 1 - 4536.51 3 36.72 C1 II -

4448.20 2 48.21 0 II 35 4537.56 3 unid.4448.88 273 unid. 4539.75 2 39.62 Cr II 394449.82 2/3 49.66 Fe II 222 39.76 Ce 11 -

49.86 Pr II - 4541.18 2/3 41.52 Fe 11 364451.41 2 51.55 Fe 11 - 4542.22 1/2 unid.51.57 Nd II - 4544.30 2 44.07 Ti II -4453.94 1 unid. 4545.20 1/2 *45.14 Ti II 30

98 Bal .. A:-ícic: . Arq . dí;i Av.rhr „

Table 1 (continuad)

A obs Int X U b Ident Huí t . A o b s Int X lab Ident Hult-4545.98 3 unid. 4584.77 3/4 85.00 C1 II4546.64 2 unid. 4587.66 3/4 unid.4550.05 4/5 49.47 Fe II 38 4588.56 4 8 8 . 2 2 Cr IÍ49.62 Ti II 82 4589.96 3/4 89.89 Cr II 444551.38 1 unid. 89,96 Ti II 504553.10 3 52.62 Si III 2 4590.68 2 90.97 0 II 154553.58 2 unid. 4591.85 3/4 92.09 Cr II 444554.08 2 54.03 Ba II 1 4592.70 2/3 unid.4554.76 2/3 54.83 P II - 4595.52 1 95.68 Fe II 3855.01 Cr 11 - 4596.46 2/3 96.17 0 II 154556.20 2 55.89 Fe 11 37 4597.75 1 unid.4557.80 3 58.00 P II - 4604.02 1 unid.4558.30 4 58.58 Fe II 20 4604.70 2/3 unid.4558.80 4 58.66 Cr II 44 4605.62 1 / 2 unid.4559.46 3/4 59.09 Fe 111 - 4608.54 1 unid.4560.76 1 / 2 60.96 Ce II - 4611.40 1 unid.4562.54 1 / 2 unid. 4612.42 1 / 2 unid.4563.54 3 63.76 Ti II 50 4612.78 2 unid.4564.94 3 unid.. 4614.04 2/3 13.87 N II 54565.84 3 65.78 Cr II 39 4614.94 1 unid.4566.86 2/3 unid. 4616.80 3/4 16.64 Cr II 444567.70 2 67.82 Si III 2 16,95 Fe III 1084569.93 2 69.82 Fe III 82 4618.14 2 unid.4570.44 1 / 2 70.34 Fe ¡II 66 4616.98 3 18.83 Cr II 444571.68 3/4 71.97 Ti II 82 4619.48 2 unid.4573.14 2 73.14 Fe III - 4620.84 3/4 20.51 Fe II 38'4575.00 2/3 74.16 Si III 2 4621.54 6 21.42 Si II 7.054575.90 2/3 76.33 Fe II 38 21,72 Si II 7.054576.88 2/3 unid. 4626.02 3 25.91 Fe II 1864579.08 2 unid. 4626.83 3 26.83 Fe III 1084580.05 3 80.06 Fe II 26 *26.61 P II 154580.72 3 80.45 Ti II - *26.78 Fe II 1704581.80 2 81.71 P II - 4627,31 2 27.44 C II 5082.12 Fe 11 19 4628.45 1 / 2 28.16 Ce II -

4582.94 2/3 82.84 Fe 11 37 4629.25 3 29.34 Fe II 374584.10 4/5 83.83 Fe 11 38 4629.94 3 29.70 Al 11 3529.9B C II 49

The i dent i -f i c.at i ons with * are tentati ve.

identifications. The later were done on intensity tracinas o-f both spectrograms made with the PDS o+ Kitt Peak combined with wavelengths measuremente made at the Grant machine o-f La Plata Observatory. The intensities are qiven in thescale published by Levato and Malaroda (1977). The sources for the line i dent i -f i cat i ons are these given by Adelman and Sni jders

Bol - Aíáoc:. Arq « de? Astr . 99

(1974) and Adelman (1978X. As the rotational velocitv o-f HD 3473 is relatively high (75 km sec” ) allowance has to be made -for it when considering the interval -for thecoincidence oT the observed wavelength and laboratory valué.

A visual inspection o-f the pro-files o-f the most intensity lines o-f both spectrograms show that theequivalent widths o-f them di-f-fer by al most 307-, but it isolear that aditional material is necessary to clariTy thispoi nt .

All atomic species with ionization staqes three or lower, -for which line-list exist in the reTerenees qiven above were looked -for- So the atomic species which do not appear in the summary given in Table II have not been -found or the evidence o-f their presence is consi dered very weak. To be included in the -final list o-f Table I a feature had to be present on both tracings. The i dent i-f i cat i ons between parenthesis are tentative.

In Table II we have indicated the atomic species whichwe believe are de-finitely present and possibly present inthe spectrum o-f HD 3473- An atomic specie has beenconsi dered as possibly present when very -few lines wereidenti-fied or the main features appeared blended- Let usmake same comments about each particular species:

*

1 . HI. H /j. is the last Bal.mer 1 ine detected-2- He I. Only A4026 is identi-fied.3. C II. Multiplets 4 and 33 are present and a.l so some

weater lines, but multiplet 6 , with the most intense lines is not observed-

4. N II. Lines o-f intensities stronger than 6 are present.5. 0 II. The strongest multiplets 2, 5, 6 and 10 are seen.

Some weaker lines are present.

Bol . A boc:: .. Ar g . do100 As ti-.

6 . Mg I. Al 1 linea are blended.7- Mg II- Al 1 the stronqeat linea are present. They are of

unusual intensity.8 . 8 i II- Multiplets 1 and 3 are present. with lines o-f a

grat. intensity- üther high excitation lines are also present.

9. Si III- Multiplet 2 is observed.1 0 - P II- Gnly soine weak lines are identi-fied.1 1 . C1 II- The strongest lines are present.12- Ca II- H and K lines are present.13. Se II- The strongest lines o-f multiplets 7 and i5 are

seen.14. Ti II- The strongest .lines o-f multiplets 13, 19, 20, 31,

34, 41 and 52 are present.15. 0 II. Only the strongest lines are weakly present.16- Cr II- Lines brighter than intensity 20 are present.17- Mn II- The strongest lines are seen.18. Fe I- The strongest lines o-f multiplets 4, 5, 20, 43 and

4 5 are seen.19. Fe II. A lot o-f lines have been found.20. Fe III. Many strong and intermedíate lines are seen.2 1 . Co II. The strongest line X 4160.69 is observed blended

with Fe II.22. Ni II- The strongest lines o-f multiplets 9, 10, 11 and

1 2 are present.23- V II- It is not sati s-f actorel y identi-fied.24- Zr II- Stronq and intermedíate lines o-f multiplets 16,

30, 41 and 43 are identi-fied.25- Rare Earths. Numerous lines o-f Ce II, Pr II, Nd II, Sm

II and Eu II are well identi-fied.26- Hg II- The presence o-f X 3983-96 is con-firmed.

Bol -Asoc.Arg- de Astr. 101

Table II

De-f i ni tel y

Present

Possi bly present

ELEMENTS IN HD 3473

H, NII, Olí, MGII, Sill, SilII, G U I , Calí,Se 11, T i 11, CrII, Mnll, Fell, FelII, Ni 11, Sr11, Zrll, Cell, F’rII, Ndll and EuII.

He I , C U , A H I , PII, VII, Fe I , Col! and YII.

Table III

Campari son with Normal B Stars

Atomic Species HD 3473

Hel vwCII PPNII n□ II nMgl PPMgll vsAl 11 PPSi II vsSilII sPII PP

Normal B Stars Adelman (1984)

nnannnnnaa

Bo 1 .. As>oc::Aq .. c 1 í \ r1 0 2

Table III (continued)

Speci es HD 3473 Normal B Adelman <

C1 II n aCali n nSe II 55 nTi II 5 nVII PP aCr 11 5 nMn 11 n aZel PP nFell 5 nFelII 5 aCol I PP aNi 11 n nSrll 5 nY11 PP aZrll 5 aRare Earths P aHgll P a

Bol . Asáac . Ar g . de Astr 103

St.ars : 19B4)

Atomi c

Tabli IV

Coaparison uith Other Peculiar Objects

Atoaic

Species

HD 3473 HD 213918

H (1981)

Sel

J - S (1961)

Hel VM M N

CII PP n n-ss

N1I n a n

Ol í n N S *

Hgll v s n-ss n-ss

A l l í PP p n - s s

Si I I V 5 s 5 5

Si I I I 5 5 5 n

PI I PP P P

P i l i a P a

S U a P n

C1II n P 5

Cali n s s S S

Se 11 • s PP S

T i l l s 5 S S

Ti 111 a P a

Vil PP a s

Crl a PP a

CrI I 5 P s

Hnl a PP a

Un I I n SM 9

Fe I PP P a

F e l l s S s

Fe I I I s 5 P

Coll PP a a

104

3 Cen A Hft 1100 HD 34452 HD 200311

B (1960) H ( 1982) T . e t a l (1970) A (1974)

w N M a

ss n n ssn n n a

M N a P P

n n-ss n 5 5

a a a PPn s s S

n ss P P

P P P a

P P a a

a PP P P

a p P P

n 5 5 n-se ssn-ss PP P PP

s P P P

a P a N

s PP a a

a PP a a

5 P P Pa PP a a

a P PP P

a P a Pss S S p P

a P a P

a PP a P

.Asac.Arq. de

T i b í » IV (continuad)

Atoiic HD 3473 HD 21391B Sel 3 Cen A HR 1100 HD 34452 HD 2<XSpecies H (1961) J-S(1961) B (1960) 11(1982) T.etal(1970) Al 191

Ni II n a a a PP P PNi 111 a a a a P a PP6all a PP a P P a D

Srll s 5 s a 5 5 P 55

YII PP a a a P a PYIII a a a a P a PPZrll s PP a a P a PPCdll a a a a PP a aCsII a PP a a a a a

Rare Earths P P a a P a PPtlI a a a a P a pHgll P P a a P a

Syabols and Reaarks to Tables III and IV\

11(1901) Halaroda (1981)H (1982) Halaroda (1962)J-SI1961) Jugaku and Sargent (1961)B (1960) Bidelaan (1960)T. et a l . (1970) Tonley, Nallerstein and Holff (1970)A (1974) Adelaan (1974)va: very weakm : aeakn: noraals: strongss: siightly strongvs: very stronga: absentP*- presentpp: possibly present

Bol - Asoc:. Ar g . de Asir. 1C5

III . COMPARISON WITH NORMAL B STARS. .

In Table III we present a compar i son o-f HD 3473 with a group o-f B normal stars studied by Adelman (1984).

From the table we deduce the -f-ollowing di i -f erences between HD 3473 and the normal B Starss1) He is weaker in HD 3473, Mg and Si are strongly

re-forsed.2) The presence in HD 3473 o-f C1 II, Mn II, Fe III., Zr II,

Rare Earths and Hg II, all o-f them absent in the normal B stars.

IV- COMPARISON WITH OTHER PECULIAR OBJECTS

Table IV shows a comparison o-f the elements present in the spectrum o-f HD 3473 with the behaviour o-f t. hp.se present in the spectra o-f other peculiar abjects: namely, HD 213918-c( Seúl ptor i s , 3 Centaurus A, HR 11Ó0, all o-f them classi-fi^d as He-weak stars; and HD 34452 and HD 200311, two Si stars.

The most important di-f-f erences with the group o-f He- weak stars are:1 ) the g r eat er i n t. en s i t y o-f Mq II and B i I I i n HD 34 73.2) the probable absence o-f P II, S II (not. seen al so in 3

Gen A) and Ga II, which is not. present in o( Sel also.3) the de-finite presence of Zr II in HD 3473, which is only

identi-fied in HR ÍÍOO, but other elements present :i n this star, as P III, Ni III, Y III and Pt II are not seen in HD 3473.

4) Rare Earths are not seen in some stars o-f the group.

The di-f-f erences with the Si stars HD 34452 and HD 200311 are concerned mainly with G II, which is present in both stars; Fe III, Zr II and the Rare Earths are «absent in

! »i r_» i r .106 Bol . Asoc:. Ar q .

HD 34452 but present in HD 3473 and HD 200311: Ga II, Y II and Pt II are present in HD 200311 but not in HD 3473 and HD 34452.

We can -final ly say that HD 3473 shares the principal characteristics o-f the He- weak stars and the Si stars (groups CP2 and CP4 o+ Preston's classification): Helium lines weak.ened and Si II and Si III enhanced.

We have undertaken a detailed abundance determination in view. a-f abtain a more clear picture o-f this object.

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E S T R E L L A S O

Bol.Asoc.Arg. de Astr 109

In-forme de Trabajo

ESTUDIO DE ESTRELLAS MAS TEMPRANAS QUE Ü7

G. Solivella , V.S. Niémela , N. Morrell* v B. García

**

Facultad de Ciencias Astronómicas y Geo-flsicasLa Plata

Instituto de Astronomía y Física del EspacioBuenos Aires

Presentamos los primeros resultados, principalmente de estudios de velocidades radiales, de un grupo de estrellas 0 tempranas- Las estrellas -fueron seleccionadas para su estu­dio en base a anterior detección de espectro con posibles líneas dobles, o de velocidad radial anómala, para descubrir nuevos sistemas binarios. El -fin óltimo es llegar a determi­nar la relación masa-luminosidad que actualmente no se cono­ce.

Bol.Asoc.Arg. de Astr 111

Comunicación

ANALISIS COMPARATIVO DE TRES ESTRELLAS O*

D.O. Gómez y V.S. Niemela

Instituto de Astronomía y Física del EspacioBuenos Aires

Se analizaron 41 espectros correspondi entes a las es­trellas de tipo Of LSS 2063, HD 163758 y HD 1.1.7797; 37 de ellos obtenidos en el Observatorio Interameri cano de Cerro Tololo y los 4 restantes en la Estación Astrofísica de Bos­que Alegre del Observatorio de Córdoba.

Se efectuó un estudio comparativo de las distintas ca­rácter í st i cas Of de estas estrellas tales como progresión de Balmer, ciertas lineas en emisión, presencia de perfiles P-Cygni, etc.

Se discute la correlación entre las características Of y la tasa de pérdida de masa determinada por comparación de perfiles observados de H y He 4686 con perfiles teóricos calculados por Klein y Castor <1978).

1 1 2 Bol.Asoc.Arg. de Astr.

Bol . Asoc.. Ar g de Astr 113

ESTRELLAS TIP 0 R CORONAEBOREALIS

Comúni cación

DETERMINACION PE MOVIMIENTOS PROPIOS PE UN GRUPO PE ESTRELLAS VARIABLES;PE *Lm CLASE R CORONAE BOREALIS

G. Torres^ L.A. Milone* y M, Villada de Arnedo

Observatorio Astronómico de Córdoba♦ Miembro de la Carrera del Investigador del CÜNICE7

En base a posiciones -fotoqrá-f i cas actuales obtenidas en Córdoba y tomando en cuenta todas’las posiciones anteriores disponibles (fotográficas y meridianas) se determinaron mo­vimientos propios anuales en el sistema FK4 para .las estre­llas IJW.Cen, Y Mus* B Aps, RS Tel y RY Sqr , pertenecientes a la clase R CrB. Las estrellas R CrB, XX Cam y LJ Aqr también se incluyeron en la discusión con valores tomados directa mente de la literatura- En general los movimientos propios que resultan de este trabajo son relativamente pequeños, c o ­mo corresponde a estrellas de este brillo; nuestros valores para RS Tel y RY Sqr muestran un acuerdo razonable con 1 os obtenidas par otras autores, aunque para RY Bar se obtienen distintos valores según se consideren las posiciones -foto­gráficas o las meridianas.

Bo1.Asoc.Ar g i de As tr 115

Comúni caeión

PROPIEDADES CINEMATICAS DE LAS ESTRELLAS DEL TIPOR CQRONAE BOREALIS

■g.L .A. Milone , G. Torres y M. Villada de Arnedo

Observatorio Astronómico de Córdoba Miembro de la Carrera del Investigador del CÜNICET

Se presentan resultados que sugieren que estas estre­llas no participan completamente de la rotación qaláctica. Este hecho, sumado a su distribución y velocidades . espacia­les, indica que las estrellas R CrB son objetos "suavemente" del halo de la Galaxia, en un sentido similar a como las es­trellas extremas de He lo son.

116 Bol.Asoc.Arq. de Astr

G A L A X X A S

bol . Asoc.. A r g . de Astr. 117

PERFILES DE GALAXIAS CON NUCLEOS PECULIARES O ACTIVOS

J.H. Calderón*, J.C. Forte** y E.I. Vega'"'

J nforme de? Traba io

Observatorio Astronómico de Córdoba y Miembro de la Carrera del Investigador del CÜNICET * * F acuita c:l de Ciencias Astronómi c a s v 0 g o f i s i c a s

de La Plata, PRÜFÜEG e Instituto de Astronomía y Físicadel Espacio, Buenos Ai res

Facultad de Ciencias Astronómicas y Cení i si cas de La Plata y PRÜFÜEG

Empleando el telescopio de 1.5ü m del (Jbservator 1 0 de Córdoba se ha observado un reducido número de galax i as me di. ante un detectar Retí con. El objeto de tales observaciones es estudiar la -factibilidad de encarar un programa m ás am p I i o q u e i n c 1 u iría unas 3 0 gala x i a s a uc: t r a J. e s. L a i w l o nci ón del mismo es el análisis del contenido estelar así como Ja detección de eventuales variaciones de brillo.

Bol.Asoc.Arg. de Astr. 119

CONDICIONES FISICAS EN NGC 4945

E. Agüero y G . Carranza*

Observatorio Astronómico de Córdoba* Miembro de Carrera del Investigador del CONICET

In-íorme de T r a b a j o

tediante obsErvaciones espectroscópicas se han estudia­do las variaciones de las condiciones físicas del cas iorii- ..ado en NfaL 494b, encontrándose variaciones radiales de den-- s*dad y temperatura semejantes a las encontradas en otras galanías de tipo semejante.

icü Bol A soc.Arq. de Astr

Informe de Trabajo

ABUNDANCIA DE ALGUNOS ELEMENTOS EN NGC 6164/65

G. Carranza y E . Aguero

Observatorio Astronómico de Córdoba Miembro de la Carrera del Investigador del CONILET

Mediante observaciones espectroscópi cas se han estudia­do las variaciones en las abundancias relativas del N, O y b en esta nebulosa. Be constata asi que en las regiones más conspicuas (NGC 6164 y NGC 6165) el nitrógeno es sobreabun­dante en relación al resto del complejo.

Bol -Asoc.Arg. de Astr. 121

GEODESIA SATEL ITARIA

B c j l . A í s o c . A r q . de? A s t r 123

CAMPAÑA ARGENTINA DE RASTREO DOPPLER DE SATELITES TRANSIT

R.A, Perdomo, D . del C o g í i a n o * y C.A. Mondinalli

^acul t ad de C i e n c i a s A s t r o n ó m i c a s y Geofís i c a sLa Plata

* CONICET y EARG

I N T R O D U C C I O N

Las t é c n i c a s s a t e l i t a r i a s de posi c i onaini. ento han revo l u c i o n a d o ¿a la G e o d e s i a y a la A s t r o n o m í a Geodésica, por do • r a z o n e s principales: la sencillez de operación de ciertose q u i p o s y la prec i s i ó n que se alca n z a con técnicas de r e d u c ­ción apropiadas-

E s t a situación, s umada a la p o s i b i l i d a d de obtener los p a r á m e t r o s de la r o t a c i ó n terr e s t r e con ésta y otras t é c n i ­cas modernas, ha c o n d u c i d o a la organiz a c i ó n de camparlas 1 0

ternacnonaJ.es importantes: MEE IT (.1) para comparar- las m e n ­c i o n a d a s t é c n i c a s que determi nan la rotación de la í i erra v C O T E S <2) para p r o curar el e s t a b l e c i m i e n t o de un sistema t e ­r r e s t r e c o n v e n c i o n a l .

La -fase o b s e r v a d onal de la camparía MEE 11 /CU I ES se de­s a r r o l l o del l-IX-83 al 30--X-84, con un trimestre de o b s e r ­vación i n tensiva en abril, mayo y .junio de 1984.

En este m a r c o internacional se real i z ó una campana in t e n s i v a de r a s t r e o Doppler en n u e s t r o país, a propuesta do la PCA V G, bajo la dirección y c o o r d i n a c i ó n del bruno de T r a b a j o de G e o d e s i a Satelitaria. Este Grupo del Subcomité

B o 1 , A sc> c . A r u . d o A s t r - 125

<

Nacional de Geodesia del Comité Nacional de la Unión Geofí­sica y Geodésica Internacional -fue creado por resolución del VI Congreso Nacional de Cartografía realizado en Ju.iuy (1983).

1. Objetivos d e .. X Camp aftaNacionals El primer objetivo -fue la observación simultánea e intensiva de satélites TRANSIT con posi c i orladoras DUPPLER , en d i st: i ntos puntos del país, que permitiera el establecimiento de un banco de datos propio, que -fuera fuente de distintas trabajos» Estos trabajos se orientarán a resolver problemas Loca les y contribuir al logro de objetivos globales que pue­den resumirse del siguiente modo;

a) Contribución a MERIT-COTES. La observación simultánea de satélites TRANSIT, con otros sitios en el mundo, nos permitirá insertar nuestra red en un sistema glo­bal, asi como contribuir con nuestra información al mejor cubrimiento orbital de los satélites durante el periodo de observación intensiva internacional. Las principales resoluciones referentes a M E RIT/COTES se adjuntan como anexo al -final de este trabajo.

b) Solución de aspectos prácticos de esta técnica de posicionamiento. Básicamente es necesario dominar la información original grabada en cassettes (por equi­pos distintos, con formatos diferentes) de manera de poder tratarla del mismo modo, interpretar resultados obtenidos con micro procesadores de distintas marcas, determinar parámetros de transformación, etc.

Bol . Aooc;. .. Ai q .126 'Jo Asir.

c) Atacar el problema de la Geodesia Satelitaria desde un punto de vista científico, procurando generar nuestras propias soluciones a partir de los datos ob­servados.

. i p c i ó n d e la Camparía übservaci onal: Be eligió elmes de mayo/84 para su realización para coincidir con el mes central de la camparía intensiva internacional. La selección de estaciones se realizó procurando satisfacer aspectos que hacen al logro de los ob j et i vos serial a dos / asimismo aprovechar para abaratar costos equipos que es­tuvieran operando.

Resultaba -fundamental lograr una buena distribución a nivel nacional y cubrir las cuatro estaciones astromé­tricas que estaban trabajando en MERI'T en el marco de las técnicas clásicas. Con estas premisas se instalaron posi ci orladores en San Martin (IGM), Punta indio (UNLP-SHN) , San Juan (IJNSJ) y Rio Grande (UNLP-SHN—GTF - CONICET).

Esta distribución "obligada" -fue considerablemente mejorada con una estación en Tartaqal (Salta), otra en Córdoba y una tercera en El Maitén. En total se regis­traron aproximadamente 2.UUU pasajes sat.e.l i tar i os. En todas las estaciones se registraron datos metereolóqi eos en superficie.

En una primera etapa la información fue procesada en la forma habitual por cada grupo propietario de equi­po. La siguiente etapa es de homoqenei zaci ón de?l mate­rial y confección del banco único de datos de la camparía (más un documento informativo para su utilización).

Bol -A s o c .A r g . de Astr. 127

3- PerspectivasInmediatas: La amplia gama de trabajos que pueden encararse a partir de este banco de datos deberá producir un impulso que nos permita dominar esta tecno­logía en pocos arlos y encarar la ut i 1 i z ac i ón de la nueva generación de sistemas satelitarios para Geodesia, con conocimientos pro-fundos en la materia y recursos humanos capaces de plani-ficar esta actividad en el ámbito nacio­nal .

Mencionamos, sin pretender agotarlos, algunos tra­bajos que ya pueden encararse:a) Elaboración de software propio capaz de procesar

cualquier -formato original con distintos grados de comp 1 e j i dad -

b) Estudio de distintas técnicas de ajuste orbital para mejorar el posicionamiento relativo.

c) Vinculación de la red nacional a estas estacionesf •’

Doppler y por su intermedio, al sistema global CTS.d) Comparación de resultados obtenidos con distintos

equipos y micraprocesadores. *e) Comparación de resultados Doppler vs. Astrométri-

eos. Relación entre ambos sistemas.f) Estudio de modelos troposféricos e ionosféricos para

corregir los efectos de la propagación en las seriales sateli tari as.

Estos trabajos requieren la labor ordenada de distintos grupos y disciplinas. Su coordinación está a cargo del Grupo de Trabajo de Geodesia Satelitaria.

REFERENCIAS:

1- Project MERIT: Report on the short campaiqn andGrasse workshop with observations and results on Earth

. 11 Asi. s128 I.¡i) J. Asoc:. Ai'" u .

Ed- W i 1 k i ns (RGÜ) androtation during 1980-August-üctober.Feissel (BIH), 1982.

2. MERIT Campaigri; Connection o-í reference ■frames. Implementation plan. IUGG-IAG-IAU MERI'T/CUTES Jaint Work i na Groups. Bureau International de l'Heure, 1983. *

* Los trabajos señalados están en ejecución por el Grupo EARG (FCA y G ~ CGNICET).

Bol.Asoc.Arg- de Asir. 129

ANEXO I

En la Reunión de la UAI celebrada en Montreal, Canadá, en 1979, las Comisiones 4, 19 y 31 propusieron Endorse the proposal of the joint working qroup on the determination of the rotation o-f the Earth tor a special period o-f i nternat i onal col 1 aborat i on in the monitorinq of Earth-rotation and in the intercompari son o-f the techniques o-f observation and analysis.f-Scognize. that the responsi bi 1 i ty -for the orqanization of thi's project MERIT should be shared with the International Union of Geodesy and Geophysics, andrequest that the nati onal and internati onal orqanizations concerned qive full technical and financia! support to the development of the proposal and to the implementation of the project.

Análogamente, la Asamblea General de la Unión Interna­cional de Geodesia y Geofísica, en la Reunión de Canberra en 1979 expresóNoting that the International Astronomical Union set up a Working Group on the Determination of the Rotation of the Earth, welcomes the resolution adopted by Commissions of the International Astronomical Union at the XVII General Assembly of the Union in 1979, which recoqnizes that the responsibi1 ity for the orqanization of Project MERIT should be shared with the International Union of Geodesy and Geophysics, recommends that the International Astronomical Union be invited to reconstitute the Working Group on the Determination of the Rotation of the Earth as a Joint IAU/IUGG Working Group, with added representation, and urges that the national and internati onal agencies concerned provide full technical and financial support to the development and implementation of Project MERIT.

130 Bol - A s a r . A¡ a . '•.Ir At: r ..

Las siguientes dos resoluciones fueron adoptadas por la Reunión Internacional de Geodesia, Tokio 1982.

Resolución N° 1

Noting that the results to be obtained durinq the MERIl Main Campaign will be o-f long—term bene-fit to geodesy and its applications,

st.rPQQ Ly endorses the proposals of the COTES and MEE I T Wor ki n q Gr oups t h at d ur i n q the Camp a i qn

a) Ver y Lonq Baseline Interf erometric ¿\nd Batel lite andLunar Láser Eanqing systems be used for co- 1ocatedobservations of high precisión at the recommended sites, and

b) observations be made intensive.lv -for a Limited period to detect: any short-period variations in the derived earth-rotation parameters, and

urges that the appropiate resources and -fácil i ti es be made available for these activities by the countries i nvolved.

Resolución N° 2

Considering that it is important that observati onal programa for the new terrestri ai reference trame to be derived trom hi qh-preci si on measurements durinq the lll. El I Main Campaign should be extended and reí. ated to existinq Services as accurately and quickly as possi ble,

urges that coordinated precise positioninq observations be made during the Campaign by sateiI i te radio-trackinq systems at the Very Long Baseline Inter-f erometr i c , Lunar and Sateilite Láser Ranging sites as wel1 as at a larger number o-f wel 1 distributed sites around the world.

B o 1 . A r.:> u c . A r q . d e? A s t r . 131

INSTRUMENTAL Y TECNICAS DEREDUCCION

Bol.Asoc.Arg. de Astr 133

CAMARA RETICON DEL OBSERVATORIO ASTRONOMICO DE COR'DubA

Jf. M. M. M- -M■J - H, Calderón , E . Pittau , A . R . Casagrande ' G.A. Giovanola y P.G. Recabarren

Observatorio Astronómico de Córdoba v Prnqrama J*»IE(CON i CE T)

***übservator i o Astronómico de C6 rdotaa

centro Microscopía Electrónica (U.N.C.. ) - C O N « • -E !

Rl.SUMENs Se ha disertado y construido una cámara deM retar a t» • a sei «sores de estado sólido lineales tipo RE I ICON ríe h a s ­ta 1024 'anales con sistema de enfriado por hi> i. o seco.

El equipo está comandado totalmente por una. comen, cade: i Al -'LEí . ( r Se comentan características técnicas de? las parte- mecánicas y electrónicas y del software empleado.

INTRODUCCION

El presente traba 1 0 tiene como ob íeto continuar c on 1 1

.1 i nea de desarrollo instrumental inici ar la en o .i Depai -\me?nto de Astronomía Extragal áctica del Observatorio Astronómica c íe

Lor doba a principios de 1980 con el proposito de disponer de t peñol oai a propia, al menos en el campo de l o s instr omentos auxiliares para observación astronómica, cuyos beneficies resulta obvio mencionar.

Durante los arios 19ÜU—81 en colaboración con R. Marabi ni , se construyó y puso en funcionamiento una primera ver ~ sion de este equipo como aplicación de un detector de estado sólido RETICÜN (tipo IDA) de 128 canales (RL. 1288)- Esta

B o l .A s o c .Arg. de Astr. 135

versión se caracteriza porque el control del sistema se rea liza integramente por "hardware". Dado que no se previo en­friamiento del detector, sólo es posible el uso a temperatu­ra ambiente, lo que limita sus posibilidades de aplicación a objetos muy brillantes (estrellas hasta magnitud /, n Cari- nae, etc.) ya que el máximo tiempo de integración admisible es de unos 1 2 segundos a partir del cual los diversos "rui­dos" generados alcanzan a cubrir la serial útil en más de un 507. de su rango dinámico. Entre otras limitaciones podemos citar la necesidad de acompasar el equipo de un osciloscopio (preferiblemente con memoria) para la correcta ubicación del ob jeto sobre el detector, y la poca ver sat. i 1 i dad para la v i ­sual ización y análisis de los datos ya que deben almacenar­se en una memoria intermedia antes de pasarlos a la com p u t a ­dora. Las desventajas citadas no deben interpretarse como ■falencias de concepción sino como las propias de un prototi­po experimental, pensado para familiarizarse con esta clase de detectores.

Sobre la base de la experiencia adquirida se concibió y construyó una nueva cámara con importantes innovaciones tra­tando que la misma resultase un instrumento de uso profesio­nal .

Las caracteristi cas principales de este equipo son el comando a través de software y la posibilidad de enfriamien­to del detector.

Como principal requerimiento para su diserto se conside­ró como objetivo lograr la observación de imágenes directas o espectroscópicas de objetos de bajo brillo superficial (núcleos de galaxias, regiones HII extragalácticas, cúmulos globulares lejanos, etc.). Esto hace imprescindible el e n ­friamiento del sensor, para ello se contruyó un cabezal con sistema de enfriado mediante pastillas de hielo seco (se eligió esta técnica por ser sencilla, confiable, económica y

136 Bol.Asoc.Arg. de Astr.

suficientemente conocida en el Observatorio Astronómico). be ^sta manera se disminuye la corriente de oscuridad en varios órdenes de magnitud.

Par a evitar la condensación, el sensor y los preampli-- ticadores se encuentran alojados en vacio < 0 . 1 Torr). fc. I cabezal posee además ventana de cuarzo, un dispositivo de enfoque fino del detector, sensores de temperatura y vacio. El sistema de acople es del tipo bayoneta compatible can la cámara newtoniana y el. espectrógraf o nebuí ar del telescopio de 1.54 m de la Estación Astrofísica de Bosque Alegre.

El diserto electrónico responde a la necesidad de me i o rar la relación serial ruido y de aumentar Ja opera! i vi dad del sistema.

Para obtener aún una mejor relación sería! ruido se uti liza la red "fantasma" del detector lográndose compensar los ruidos inducidos en el mismo. También se ha logrado eliminar la casi totalidad de los ruidos generados por los elementos activos con un adecuado desarrollo del sistema de muestreo y retención necesario en la etapa posterior.

La operatividad del sistema mejora notablemente al v i n ­cularse el detector más directamente con la computadora en este caso una APPLE II PLUS con 48 K RAM. Las 8 seríales de control del detector (4 fases, start, reset y restauración de continua) son generados con un programa de lenguaje de maquina y enviados a éste a través de una interfase de en­trada-salida. Las seríales de control de ios circuiros de muestreo y retención (SH) y de conversión analóqico-diqitai (ADC) son también provistos por la computadora. La ínter fase se construyó originalmente con un ADC de B bits (256 nive­les) de discriminación y 80 ys de tiempo de conversión. Para mejorar la resolución, actualmente se encuentra en construcción una interfase con ADC de 10 bits (1024 nive­les).

Bol.Asoc.Arg. de Astr 137

Una vez completada el tiempo de integración, loe datos leídos en el detector son inmediatamente incorporados en la memoria para su análisis y gra-ficados en la pantalla de la computadora para su observación. Esto se realiza mediante una subrutina de gra-ficación rápida en lenguaje Assembler, lo que elimina la necesidad de un osciloscopio para el cen­trado de los objetos sobre el sensor.

El diagrama en bloque del sistema puede verse en la Fi­gura 1 .

F i g u r a 1

PRINCIPIOS GENERALES DE FUNCIONAMIENTO DEL SENSOR.

Estos sensores son arreglos lineales constituidos por 12B, 25¿), t»12 ó 1024 -f ot. odi odos de silicio. La extracción de la serial de cada -fotódiodo o pixel se realiza con llaves electrónicas tipo MOS controladas por un registro de despla­zamiento dinámico.

El circuito equivalente esquemático del detector puede verse en la Figura 2.

138 B o l .A s o c .A r q . de Astr.

F i g u r a 2

Cada fotodetector tiene asociada una capacidad de jun­tura la que mediante una serial de control - Reset - quedacargada polarizando inversamente al -fotodiodo al valor de "Reset bias" (5V). En condiciones de exposición los lotodio- dos conducen cargas en sentido inverso, la corriente que se produce es proporcional a la intensidad de fotones inciden­tes en su juntura, lo que hace variar la carga inicial mente almacenada en C r. En el momento de lectura la serial de sal i-t ‘da es proporcional a la descarga de y en consecuencia setiene una respuesta lineal con respecto a la intensidad dela iluminación incidente para un mismo tiempo de exposición.La respuesta espectral es la de un -fotodiodo de silicio conganancia de conversión máxima en 7500 A y se extiende en unrango comprendida entre el ultravioleta y el infrarrojo cer-©cano (3.000 a 11.000 A).

Son tres los -fenómenos que aportan nivel de carpa en estos sensores cuando no hay serial luminosa incidente:

- Ruido de origen termodinámico en la circuitería in­terna del sensor que, sumado al de los elementos activos y pasivos utilizados en etapas posteriores es del orden del IX del rango dinámico.

- Ruido de conmutación originado en la inducción capa­citiva desde el sistema de pulsos a la linea de vi­deo, esta interferencia es muy evidente siendo del orden del 5X del nivel de saturación.

Bol. Ab o c . Ar g . def Astr. 139

- Corriente de oscuridad en los i ot od i odos s serial deorigen termodinámico que resulta despreciable concortos tiempos de exposición ( 1 0 segundos o menos),pero que se hacen muy importantes en exposicionesprolongadas (1 0 *“ - 1 0 ség) como las necesarias enobservaciones astronómicas. Esta corriente a-fecta a

— 1 2la serial en el orden de 1 0 coulombios en un .segun­do, saturando al detector en pocos segundos a tempe­ratura ambiente, depende -fuertemente de la temperatu­ra duplicándose por cada 7°C de aumento de la misma. Para la determinación de parámetros en ensayos de la­boratorio, se empleó un diodo de silicio BPX 90 cuyas características son iguales a las de los -fotodiodos del sensor.

Los efectos térmicos -fueron minimizados utilizando unj 7

cabezal di seriado para que el sensor trabaje a temperaturas de hasta -78,5° como mínimo, utilizando CÜ-. sólido, lo que permite exponer en oscuridad durante periodos de más de dos horas con sólo un 307. del nivel de saturación.

El ruido termodinámico es minimizado aún más con un sistema de integración en la etapa previa al de muestra y retenci ón.

Los ruidos de conmutación -fueron eliminados utilizando la serial sincrónica generada internamente en el enc^psulad-o por un circuito (circuito -fantasma: "dummy") gemelo al cir­cuito activo que tiene un comportamiento análogo a éste. Una salida diferencial de ambos da como resultado una serial de­pendiente, en principio, exclusivamente de la luz incidente-

1 4 0 Bol . Asoc . Ar g . de fistr.

CARACTERISTICAS GENERALES DE LA ETAPA DE PROCESAMIENTO ANALOGICO

Sedales de control:

El sensor está constituido por un arreglo lineal de -fó- toiodos y dos registros de desplazamiento (Figura 3), uno de los cuales realiza la lectura de los diodos impares (.linea impar) y el otro la de los pares (linea par) trabajando sin­crónicamente de tal manera- que se obtiene una salida secuen­cia! de todos las diodos.

Figura 3Las seríales necesarias para el accionamiento (Figura 4)

son las siguientes:

B o l .A s o c .A r g . de Astr- 141

El registro de desplazamiento,necesitas- una serbal de inicio ("Start") para linea par y otra

para la impar.- dos seríales de -fase y # 2 » linea par.- dos seríales de -fase y $ ^ 1 linea impar.El restablecimiento de lás condiciones iniciales en ca­

da diodo requiere:- una serial "Reset" para pares.- una serial "Reset" para impares.

Figura 4La serial de "Start" tiene que abarcar totalmente la

primera serial de -fase impar y quedar activada durante la primera serial de -fase par, pero desactivada antes del -final de esta última. Otra manera de lograr el disparo de.l regís— ero es alterar 1 a secuencia de los primeros pulsos de tase a fin de tener un pulso "btart" más corto con lo que los pri­meros pulsos de tase correspondientes a los pi. ;;ei es J. y 2 no deberian ser tenidos en cuenta. Esto se realizó con un pro­grama adecuado gue genera las seriales de control (ver más adelante).

142 B o l .A s o c .A r q . de Astr

En caso de no disponerse de un computador donde puedan generarse las seriales de control requeridas, pueden emplear­se circuitos similares a los que se han diseñado en nuestro laboratorio para generar estas sedales que se esquematizan en la Figura 5.

Figura 5Extracción de la seríais

La serial que se obtiene en las lineas de video es una sucesión de niveles que responden a la evitación luminosa a que fue sometido cada uno de los pixeles durante el tiempo de exposición. De cada pixel se lee un nivel, el ancho de este pulso está comprendido entre el comienzo'del pulso de •fase y el comienza del pulso de reset correspondiente. El valor mínimo de estos niveles depende de seriales inducidas y generadas por efectos térmicos, el máximo, de las caracte­rísticas constructivas de cada sensor, fundamentalmente del número de pixeles, de la tensión con que se polarizan los fotodiodos y de las capacidades parásitas de la linea de vi­deo.

Bol.Asoc.Arg. de Astr. 143

Es -fundamental determinar la magnitud de estos niveles ya que es 1 a base de partida para el di serio de las etapas póster i ores.

Considerando que en el RL1285 empleado, la capacidadCd , asociada a cada juntura, y la capacidad parásita de la

— i 2linea de video son ambas de 3x10 F y que también la ca-~- 1pacidad de entrada del preampl i-f i cador C¿ es 3x10 "“F, el

circuito equivalente para cualquiera de las lineas de video (par o impar) es el de la Figura 6.

Figura 6De'la misma se concluye que

dondeVcdx = potencial en los terminales del capacitador al

comenzar la lectura.VQ — nivel de la serial de video a la salida del detector

correspondí ente al pixel referido.= potencial de "Reset bias" empleado, en nuestro caso

+5V.

144 Bol . A s o c .A r q . de Astr.

■ (IM-l)

N = número de pícelesC 1 y C2 son capacidades parásitas de las llaves MUS que ac­tivan a cada sensor.

De la Figura / se desprende el diagrama de extracción de seí^al que corresponde a cada pixel, donde ~C ( '1 0 - 9 seq) es la constante de tiempo del transitorio que depende de la resistencia de las llaves MUS en estado activadas y tv el tiempo que dura la exposición.

Figura 7£n el cabezal, próximos a la pastilla sensora, se colo­

caron cuatro amplificadores de potencia, de ganancia unita­ria en tensión, los preamp 1 i-f i cador es utilizados fueron cua­tro LF156H, seleccionados con carácteristi cas apareadas y

Bol.Asoc.Arg. de Astr 145

probados activamente a temperaturas de hasta -QO°C. La c a p a ­cidad e impedancia de entrada a temperatura ambiente son 3pK- y 1 0 1 Ühm respectivamente, lo que da las condiciones reque­ridas para esta aplicación especifica.

Las seríales que se extraen del cabezal son las activas de pixeles pares, activas de impares y las dos fantasmas co­rrespondí entes .

Las señales de las lineas de video entran directamente a la entrada positiva del preamplificador, trabajándose con real i mentación total negativa. La corriente de Bias con al i mentación de 12V a temperatura ambiente es de 6x.1.0 * A, a

O — 1 v-75 C es de 0.5x10 A 1 o que nos brinda condiciones ópti­mas de trabajo.

Acondicionamiento de la serial.

Las serial es son tr anspor tadas al exterior de la cámara dea vacio a través de una pasante, construida especialmente para este caso v que asegura la retención del vacio, e in­gresan a una unidad amplificadora y procesadora de seriales de video analógicas, que las conforma para el conversar en tre -5 y +5V.

Esta unidad contiene las siguientes etapas:1) Amplificadora diferencial de ganancia ajustabie.2) Muéstreo y retención.3) Separadora de salida.Para la etapa amplificadora diferencial de ganancia

aiustable se ha empleado el integrado ILG74 cuyas caracte­rísticas lo hacen apto para nuestro di serio.

La configuración empleada para las seriales pares que ce muestra en la Figura 6 (para las impares se emplea una si mi — lar) es tal que las seríales activas y fantasmas se restan en un circuito amplificador diferencial, cuya ganancia es ajus- table al efecto de balancear las seríales activas pares

146 B o l .A s o c .A r g . de Astr

r e s p e c t o a los impares, a inste que se hace a un nivel medir' de i. i um i 11 ac i ón c on barrí dos sec uen cíales. Existen p ot en c i ó - met r o s de ajuste independientes para las lineas de video ac ti vas e r la entr a d a a los amplifi c a d o r e s que permiten ana rear los niveles previos a su amplificación v de esa manera •facilitar el «ajuste de ganancia, que se hace a priori.

Péu a estos • i ustes que, por el momento deben real :i zar se con ayi-M-, de un ose i loscopio, se ha previsto poro no imple ment ado v.m , un si stema de i ndi cación 1 umi nosa qu.e ac t. u a ei cond i c i oí ios de ’ control de cal i br ¿ic i on i nd i caí icio el c ..^tad...) de a j u c o .

La etapa s i g u i e n t e es un circuito restaurador de nivel de continua, el objeto es condicionar la c omponente de ':en sión c o n t i n u a del capacitor c o n e c t a d o en serie, a un val o requerí do como linea de base pau a el con ver soi anaicqi ..o qital. La con-í i curación empleada se muestra en la ti aura v.

F i g u r a 9

Bol.Asoc.Arg. de Astr . 147

La llave que actúa en paralelo está controlada por una serial que se deriva de un circuito de monoest.abl.es que son activados por las seríales obtenidas a partir de las seríales de tase (Figura 10) ■

Control poro rostouroclo'n do CC

♦ 5 V

El accionado de TEi se realiza en un momento en que la linea no contiene información (Figura 11)-

El tiempo II es el necesario para garantizar que la se ríal activa no esté presente. El tic-ampo Í2 es el necesario para garantizar, a través de la resistencia de la 1 1 avea en

1 4 8 Bo1.Asoc.Mr q . de Hstr.

estado cerrado, un r éqi men de corrient.e n\j I. a . E I va1 c>t de .1 ■ capacidad se determina de tal manera que en el tiempo 1 2 de la linea de serial adquiera el valor de tensión de referencia (Eret dentro de la precisión requerida, tomando los siouien­tes criterios):T'2 = Tj6 y que E Linea <E) no di-fiera de Er en 10 ^ de Er

El capacitor empleado puede ser más pequeño une el va lar antes determinado, pero con la condición que en el tiem­po de muestreo que tiene la linea correspondiente, la serial pueda ser transferida dentro de la precisión requerida. Como después de la etapa de determinación de la componente conti­nua se incluye otro circuito separador con características de i-mpedancia de entrada muy alta, el valor de este capaci­tor puede ser muy chico.

El circuito separador anteriormente mencionado tiene como objetivo además del indicado, de excitar a una etapa de muestra y retención. En esta etapa se multiplexan también las dos lineas de seriales correspondi entes a los pixeles pa­res y a los impares- Las llaves de control que actúan en es­ta etapa se derivan de circuitos monoestables que son acti­vados a partir de las señales de control. El amplificador utilizado en esta etapa actúa como separador de salida (I i gura 1 2 ).

En nuestro caso 1/2 Tjfi = 5x10 segundos, Er ■“ +5V aplicando la ecuación necesaria s»e determina C == ü . O S x l u F-.

Bol.Asoc-Arg. de Aatr 149

En las Figuras 13a, b, circuito empleado en nuestro

Figura 13 a

c y d se muestran un esquema del desarrollo.

AMPLIFICADOR

Figura 13 b

Figura 13 c

150 Bol . Asoc . ¿-»r q . de Mstr

Figura 13 d

Referencias Figuras 13 a, b, c y d:

A.B - Muestras de señal para implementar indicadores de apareamiento de las lineas de video.

C — Salidas con niveles compatibles MüS al cabezal-D — Inteqiradores para e 1 i m inar ruidos.E — Suma lógica de pul. sos de f:ase, para activar los

temporizadores en 1 os que se generan los pulsoscontrid 1 para restaurad ón cont i nua.

F - Pulso 0 l impar.tí — 0 2 impar.H — 0 x par.I - 0 2 par.J - Reset. i mpar.K - Reset par.

Bol.Asoc.Arg. de Astr.

de

L - Start.M - Pulso Triqqer para generar seríales de control para

Sample-Hold.N - Generación de pulsos de control del Restaurador de

conti nua.fí - Potenciómetro de ajuste de nivel de continua (1) y

potenciómetro de compensación de diferencias de valores de de las llaves (C4066) del Restaurador deconti nua.

O - Amplificador diferencial.P - Capacitores de restauración de continua.Q - Capacitares de entrada a interfase TTL~PIÍÜS.R - Diodos desplasadores de nivel.S - Control de niveles de serial activa.U - Atenuación de niveles de lineas fantasmas.

CARACTERISTICAS GENERALES DEL PROCESAMIENTO DIGITAL

Esta etapa contiene un puerto de salida de 8 bits de palabra, un conversor analógico-diqital monolítico también de 8 bits de resolución y los circuitos lógicos necesarios para generar los pulsos de control y comando tanto del p u e r ­to como del conversor.

Desde el punto de vista hardware, la etapa está consti­tuida por una tarjeta que fue di seriada para ser insertada en los conectores (slots) para periféricos de la computadora APPLE II PLUS manteniendo una total compatibi I i dad con la tecnología de CI estipulada en el manual de referencia del procesador.

Para el uso especifico de esta tarjeta, comandar el de­tector muíticanal RETICON RL128S, se escribió un programa en lenguaje de máquina que genera tanto las seriales de control

152 Bol.Asoc.Arg. de Astr

y trenes de pulsos para el comando del detectar como 1 se­ríales necesarias para activar el conversor y realizar el a l ­macenamiento de los datos digitalizados.

En la computadora usada las lineas íbuses) de control, de di receionamieñto y de datos, presentes en todos los slots per i -f ér icos, tienen capacidad de proveer mayor corriente pa­ra aumentar en cada linea el número de cargas, lo que se le­gra con CI tipo "line driver" que permiten un rango de car­gas LS-TTL, que van de dos cargas para el caso de la linea R/W (Read/Write), a diez cargas para cada linea de direc ción. Un caso critico es el bus de datos donde cada lineatiene solamente una cargabilidad (-fan out) de una carga

\

LS-TTL» Todos los datos -fueron obtenidos del manual de la computadora (Re-ference Manual, pgs. 106 a 109). La asigna­ción de seríales a cada pata (pin) de los conectores para pe­riféricos se muestra en la Figura 14.

Figura 14

En virtud de ello, para el puerto de cionó el CI 74LS373 que consiste en ocho con linea de habilitación activa por balo (cerrojo) activa por alto. La ubicación de

salida, se selec- Flip-Flops tipo D y linea de "Latch" este puerto en el

Bol.Asoc.Arg. de Astr 153

esquema de la computadora, -fue configurar (mapping) la e n ­trada-salida (I/D) como lugares de memoria dentro del sector de la misma asignando a estos slots periféricas, el cual tiene el rango a $CFFF (■£ = hexadecimal) <49152 ai53247 en decimal). El lugar exacto de memoria que ocupa el. puerto depende del slot donde se lo ubique puesto que cada slot contiene una linea denominada DEVICE SELECT (DE) que se activa por bajo cuando en el bus de direcciones esta presente una dirección entre #Cjüín(¡íf y $C]jÁnF, donde "n" es el número del slot involucrado más -ÍB. Es decir, esta linea de control, OS decodifica los tres nibbles (nibble = 4 bits) más significativos, y $ n , quedando para el diseñador elnibble menos significativo del bus de direcciones: Ar), A¿ „A-, y A-?;. En este caso, el puerta de salida fue ubicado en la dirección lo cual implica el uso del slot de orden 3únicamente, estableciendo una decodificación absoluta de los cuatro bits menos significativos solamente, ya que el resto de bits es decodificado en la computadora al generar la se­ñal DS. Al hacer referencia a un lugar de memoria para poder distinguir si es un proceso de escritura o de lectura y por ende usar instrucciones especificas, se hace uso de la linea de control R/W para combinarlas con cada decodificación en forma apropiada. En resumen, el circuito decodificador emite un pulso por cada dirección decodificada. La conexión del Cí 74LS373 como puerto de salida es según Figura 15.

154 B o 1.A s o c .A r g . de Astr

La ecuación lógica de la señal LATGH ENABLE es:

LE = DS.A3 .A2 -Aj .Ar,.R/W

El circuito decodificador se implemento con compuerta: NAND y ÑOR de dos entradas, los integrando?, 74LS00 v 74LS0.2.

Respecto a la salida del puerto, diremos que su capar:i dad de carga no fue aumentada ya que el uso especifico de esta tar jeta es activar un dispositivo de tecnología bino- lar, coma la es el CI MMH0026 Dual NOS Llock Lriver, compa­tible en 1.a entrada con tecnología TIL.

La señal proveniente de la etapa analógica tiene un rango de excursión de -5V a +5V siendo adecuada para ingre­sar al conversor A/D, el cual es un ADC80Ü de 8 bits de re­solución, tecnología PMOS ion implantado, del tipo aproxima­ciones sucesivas. Las principales ventajas para nuestro caso son: bajo costo, rangos de entrada +5V ó + 10V, tiempo deconversión bu ys, salida con 'T'RI-STATE y LATCH, compatibi­lidad TIL., MOS v CMÜS, etc.

Las tensiones de alimentación y referencia para el ADC se tomaron de la computadora a través del mismo slot aunque ello traiga el inconveniente que la etapa diqitai y la ana lógica tengan masa común, pero se disecó de esta manera ya que el conversor carece, por razones constructivas, de masas separadas- No obstante, para minimizar el problema de ruido captado en la entrada analógica, el circuito impreso se construyo de tal forma que las líneas que transportan sería­les digitales estuvieran separadas -físicamente de 1 a entrada analógica. Las tensiones de alimentación para el ADC son:

Vss = sv VGG = - 1 2 V UDD - ÜVAl tomar VQS = 5V se compatibi1 iza la salida digital con tecnología TT'L. Las tensiones de referencia son +ÓV, las co­nexiones de alimentación y referencia mostrados en la F- i gura

Bol.Asoc.Arg. de Astr. 155

16 son las mismas recomendadas por el fabricante en la hoja de datos.

El conversor y la lectura de la conversión funcionani *baja comanda de software, ello implica que la serial de co­

mienzo de conversión (start) y de habilitación de salida ÜE (output enable) deben ser tratadas como lugares de memoria. Esto permite hacer referencia a ellas con una instrucción de escritura para activar el conversor y luego .leer el resulta­do de la conversión con una instrucción de lectura haciendo referencia a otro lugar de memoria. Las dos direcciones asignadas son:

STAR T: $C^A2

INPU T: -Í CJOAj

El reloj para el conversor se obtuvo de la misma compu­tadora tomando la fase <P del mi cr oprocesador cuya frecuen­cia es 1023 KHz, obteniéndose de esta manera un total sin­cronismo entre los dos circuitos. No obstante <p ¿ tuvo que

= DE.A 3 .A2 .A 1 bA 0 .E/W

= BS.A .75 ."Á . A . R/W

156 Bo l .A s o c .A r g . de Astr

~'er di vi rudo por dos para poder entrar el r anqo de fre­cuencia del ADL, lo que se logra mediante un integrado 74LS74- El circuito utilizado se muestra en ia Figura 17.

Figura 17

De acuerdo con la hoja de datos del mi croprocesador , r i R6502 de Kockwel1 y anal izando las señales de control , de direccionamiento v de datos (Figura 18) v su comportamiento en el tiempo ítiminq) llegamos a las siguientes conclusio­nes:

La duración del pulso de start obtenido mediante la drcodi­ficación de la dirección asignada a esta linea de control del conversorn es de medio periodo de reloj, es decir 4üü,/ ns despreciando los retardos de los CI » El periodo de reí oí del conversor es de 1,956 s , que sequn la hoja de datos, requiere un ancho de pulso de start comprendido entre l y 1 / 2 periodos del reloj, por lo que hubo que ampliar el. pulen original de start mediante un circuito monoestcible (Figura 19). El dispositivo usado -fue un CI CD4098 tecnología L'Müb . serie E, que tiene una capacidad de carga a la salida de 5 unidades lógicas» TIL (UL7TL equivale ::r 8 mó; /(jh ~ '■ '/-J9;I(JL ~ VÜL ~ Vd d = 5V) . El cambio de tecnología

B o l .A s o c .A r g . de Astr. 157

Figura J.B

realizado, no critico en el aspecto electrónico, se debió a la disponibilidad de materiales en plaza.

Figura IV

158 B a l .Asoc.Hrq. de Astr .

Consid®rando la hoja de datos del componente, ei tiempo de retardo, Tx , depende de dos elementos externos al chips Resistencia R y capacitor C. Se eligió Tx de tal manera que valiera 1 1/2 periodos de reloj (2934 ns). El cálculo R y Cse realiza mediante la siguiente ecuación:Tx = 1/2 RC estableciendo C = 1.5 F s e obtiene R = 3.91 K -ft.

E1 ajuste -final de la resistencia se hizo en -forma práctica tomando un capacitor cuyo valor nominal sea ei pre­visto y una resistencia variable tipo trimpot, visualizando en el osciloscopio se lleva el ancho de pulso al valor re­querido, la resistencia obtenida fue de 1 K S L .

Del análisis de la hoja de datos del conversor se des­prende que el tiempo de establecimiento de la salida digi­tal, cuando se habilita la linea de control ÜIJ1 RUT ENABLE, es de 1 s máximo. Haciendo -funcionar el conversor en unaplaqueta de prueba se verificó ese dato, debiendo en conse­cuencia adoptarse algún circuito auxiliar para obviar este inconveniente, ya que la CPU tiene muy corto tiempo de acce­so en un proceso de lectura más el agravante que el pulso que habilita la lectura tiene solamente 480,8 ns de dura­ción. Tomando el timing del 6502 (Figura 18) se analizaron los tiempos que interesaban, de donde se concluye que la sa- lida digital debiera estar presente y estable en 375 ns lue­go de habilitada la serial 0E del conversor (el pulso habili­tante es también de corta duración <1 y^s. Como ello no ocu­rre, se hizo funcionar el ADC con la salida permanentemente habilitada, es decir ÜE en alto, pero teniendo la precaución de intercalar un dispositivo que presente alta impedancia (TRI-STATE) a la salida para no interferir el Bus de Datos del conversor cuando éste no funcione ya que tiene la pro­piedad de enclavar la salida digital al final de la

Bol.Asoc.Arg. de Astr. 159

conver sión . El di sposi t i vo seleccionado fue otro 74LS373 donde la serial de control usada como luqar de memoria -fue la línea Ü E , dejando la serial LE en alto permanente para "transparentar" el CI. Es decir

CÍE - ra.S3 .752.^i. A q .R/F - «CJDAjEl esquema de la parte digital del ADC se muestra en la Fi­gura 2 0 .

Figura 2 0

Una alternativa hubiese sido usar la .l inea de control , d e n o m i n a da Fin de C o n versión (E ü C - E n d o f c:: o n v e r s i o n ) d e 1 ADC, que en aplicaciones con microprocesadores es apta para activar las entradas de interrupción y atender el dispositi­va que interrumpe mediante? una rutina apropiada, la cual se­ria el inqreso de los datos digitales.

El tiempo de conversión, según especificaciones del -fa­bricante, es 40 periodos de reloj, si la -frecuencia del mis­mo es 511.5 KHz el periodo es 1,955 / * s y el tiempo cié? con­versión es 78.2 J J i s.

La imp1ementación del decodi ficador de dir ecciones se hizo con el menor número posible de compuertas NAND y ÑOR de dos entradas. Las tres direcciones a decodificar son:

160 Bol,Asoc.Arq. de Astr

Ü U T P U T ! (operación escritura)S C üÍa / «= DS.Á ,Á .A .Á .R/W

INPUT : *C(¡ÍAj » DS.Á .A .A .A .R/W (operación 1 ectura)

STAR! : *C(¡JA2 = DS.Á .Á .A ."Á .R/W (operaci ón escr i tura;

Analizando funciones lógicas vemos que existe un térmi­no común Tü = DS.A .A- , el cual será i mpl ementado una vez y usado en todas» Aplicando dos inversiones al mismo para no variar su condición y usando las leyes de De Morqan se ob­tiene:

IC = DS»A'7 . A-., de donde TC ~ DS + como la restricción es usar compuertas NAND y NÜR de dos e n ­tradas concluimos el proceso.

Entonces las funciones anteriores se convierten en: OUTPUT : TC.At.A0 .R/W

INPUT : TC.Aj .Aq .R/W

START : TC.Aj_.Aq . R/WEl circuito implementado puede verse en la Figura 21 v

el circuito esquemático general en la Figura 22.

Bol.Asoc.Arg. de Astr 161

Figura 22

PROGRAMA DE CONTROL

f ílLa tarjeta está destinada a proveer las señales necesa­rias para la activación del detector y la del conversor m e ­diante un programa de lenguaje de? máquina absoluto. Este programa permite emitir, vi a un puerto de salida de B bits, las siete señales que? activan el detector además de una se­ñal adecuada para excitar el circuito de muestreo y mante­nimiento. Las siete señales para el detector están expli ci­tad as en F i q . 4.

El timinq establecido entre estas señales y la del S/'H se muestra en la siguiente -figura.

El -formato de estos trenes de pulsos se debe a las con­diciones de -funcionamiento impuestas al dispositivo, las que -fueron debidamente analizadas anteriormente, Ressumiendo, di­remos que el funcionamiento de cada pixel se realiza en dos etapas, una de puesta en condiciones iniciales y otra de lectura. El modo de producir este -funcionamiento es emitien­do trenes de pulsos idénticos en ambas etapas, salvo que en

162 B o l .A s o c .A r g . de Astr

is de lectura, se habilita también el conversar A/D para el posterior almacenamiento del valor digital, resultado de es ta conversión, en un sector de memoria predeterminado.

Figura 23

Entre la emisión de los dos trenes de putees pertene­cientes a ambas etapas transcurre un intervalo de tiempo, cuya duración puede controlarse a voluntad durante el cual se integra la luz captada por el sensor.

La asignación de cada linea del puerto de salida a las señales usadas es la siguiente:

Lincea ^ - Btart, único para ambos sectores del sensor

5 = Reset6 = Reset 17 = S/H

B o l .A s o c -Arg de Astr 163

La turma de obtener los frenes do pulsos requ-v" ido'- consiste en dividirlos en sectores de acuerdo u los cambios de estado que deban ocurrir en alguna de Jas lineas, lueao a cada sector se asigna un byte donde cacia bit reí le..ia f-J es­tado lógico que debe poseer la línea asociada en el ser. ido dei arder* creciente de lineas, posteriormente, mediante su.b rutinas de retardo se mantiene ese byte a la salida tocio el tiempo r equerido por las especiticaciones de di seno, puesto que el puerto tiene caracteristi cas "latch" o cerró lo.

Sea por ejemplo, el siguiente tren de pulsos qi i O S €? muestra en la ti gura

de acuerdo a ella, la asignación de bits a cada linea v por carta sector esi

Sector i S 101 (durante> i 2 i 11 1 < m t2>n 3i 110 < M *3»n 4i 010 < H t4)n Si ooo < H t.)«Jn 61 001 < H *6>n 7 1 101 < n t7)

*i

Un diagrama de -flujo simplificado para obtener el tren de pulsos propuesto en el ejemplo en el siguiente:

164 bol.Asoc.Hrq, do úst r .

Diagrama DI

La subrutina de retardo se conforma decrementando hasta cero un registro contador precargada con un valor N adecuada al tiempo que se pretenda retardar. Para determinar este v a ­lor de precarga, se contabiliza el numero de periodos del reloj maestro del microprocesador n que le lleva ejecutar 'la cantidad de instrucciones que conforman la subrutina y se organiza una ecuación de primer orden en N ya que la subru­tina es, en realidad, un lazo alrededor del decremento.

El cuadro siguiente esquematiza lo mencionado.

LDB -¿"NUMERO; Carga acumulador con valor N STA ÍCÜNTADÜR; Transfiere a registro contador DELAVs DEC ¿CONTADOR; Decrementa una unidad el registro.BIME DELAY; Vuelva si no es cero (loop); siga si es cero.Los periodos de reloj son:LDA # STA * DEC * BNE *

-i -£■f 4 * 6-> 2/3* significa 2 periodos si el salto no se realiza v lleva a cabo.

o- si

El recuento es como sigue: n = 2 +4+(6+3) (N~l)+6+2. t.l término (6+3) (n-1) se debe a que las instrucciones Dl-C v ENE realizan N-1 decrementos ya que en el último decremento, cuando llegó a cero el registro contador, no se cumple ia

Bol.Asoc.Arg. de Astr. 165

condición de salto y por ende no se efectúa. De aquí que el último término sea 6 + 2 .

En consecuencia la ecuación de primer orden en N es:9N + 5 = n

Esta ecuación está dada en números de periodos*, para .llevarla a tiempo <H la multiplicamos por el periodo de re­loj tc , queda entonces

T = (9N + 5) . tcDado el tiempo de retardo T se despeja el valor de N ¿*

decrementar. Debemos tener presente que un registro, en una computadora de 8 bits, no puede almacenar valores mayores a 255, por ello si N resultara mayor que ese valor debemos apelar a otras subrutinas que permitan el uso de dos o más registros contadores en configuración loop dentro de otro 1 oop.

En el caso especifico que nos ocupa y teniendo presente el análisis hasta aquí realizado, en la Figura 25 se mues­tran los diagramas de flujo genéricos para los trenes de pulsos generados en ambas etapas de activación del detector.

Aquí se debe hacer una aclaración respecto a la bifur­cación condicionada que se realiza en el diagrama de flujo en cuanto a la pregunta de ULTIMO GRUPO DE CUATRO PIXEL.ES?,

esto se debe a que los trenes de pulsos deben acabar cuando se ¿Active el último pixel en ambas etapas, el 128 en nuestro caso.

Es evidente que en ambos diagramas de flujo los cuadros donde se menciona una rutina de retardo para igualar los tiempos es porque ambos cuadros homólogos deben durar exac­tamente el mismo lapso. La lectura del pixel con su consi­guiente conversión y almacenamiento de datos tiene una dura­ción perfectamente determinable ya que comprende al tiempo de conversión 'tc:onv) y al tiempo de almacenamiento •

166 B o l .A s o c .A r q . de Astr

Figura 25

Elmi ento

bloque donde se realiza la se desglosa de .la siguiente

conversi ón manera:

V al macena--

Di agrama L)2

. de Astr.B o l .A s o c .Arg 167

25

08000800080008000G0008000800oeooOBOO080008000000oeoo0800OBOOOBOO080008000800OBOO0800OBOO08000800OBOOOBOOoeoooeoo080006000500UBOOoeoo0800080008000900500050005000

Recomendamos un análisis conjunto de las figuras 23,y D2.

Las Tablas I, II y III muestran el listado completo de los programas de Assembly y en BASIC implementados para elfuncionamiento del equipo.

El programa RETICON 1;2 establece las condiciones-ini­ciales, el RETICON 3;2 realiza la lectura, ambos son ejecu­tados desde el BASIC (versión APPLESOFT) con el programa CAL5 que permite introducir el tiempo de .integración y mues­tra en pantalla lectura realizada (Fig- 28).

TABLA 11 ;DIRECI0NES ABSOLUTAS:2 SALIDA EQU $C0A03 INPUT EQU SALIDA+14 START EQU SALIDA+25 BUFFER EQU $6000 ó ;7 ¡DIRECCIONES PAGINA CERO:S ZERGPG EPI $F910 -ASIGNACION DE BITS:11 ;BIT 0=START12 ;B11 1=FASE I IMPAR13 ;BIT 2=FASE It “14 ¡BIT 3=FASE I PAR15 ;BIT 4=FASE II 116 ¡BIT 5=RESET IMPAR17 -BIT 6 =RESET PAR18 ¡BIT 7=FLANC0 PARA EL MUESTRE0 1 ? ¡20 ;CONSTANTES:21 ;DAT0Ú EQU $6022 ;DAT0 1 EQU $6 B23 ;DAT02 EeU $6124 ;DATG3 EQU $4525 ;DAT04 EQU $C526 ;DATÜ5 EQU $E527 ;DAT06 EQU $BL 26 ;DAT07 EQU $3129 ;DATOS EQU $7030 ;DAÍ09 EQU $4231 ;DAT0A EQU $C232 ;DAT0B EQU $E233 ;DATQC EQU $AB34 ;DAT0D EQU $2835 ;DAT0E EQU $ 6 836 ;37 ¡CONDICIONES INICIALES:30 0R6 $500039 A 6 AIN:A2

168 Bol.Asoc.A rg. de Astr

i

00 40Tabla I (cont.)

LDX fc$005002 A920 41 LDA M 205004 85F9 42 STA ZEROPG5006 A960 43 LDA ADATOO5008 BDAOCO 44 STA SALIDA5008 A932 45 LDA M 3 2500D B5FA 46 STA ZEROPG+1500F 47 DELAYO:500F C 6FA 40 DEC ZEROPG+15011 DOFC 49 BNE DELAYO5013 50 if5013 51 ;RESETEO:5013 A96B 52 LDA ADAT015015 BDAOCO 53 STA SALIDA5018 A90E 54 LDA AIOE501A B5FA 55 STA ZEROPG+15 0 1C 85FA 56 STA ZEROPG+1501E 57 DELAY:501E C 6 FA 58 DEC ZEROPG+15020 DOFC 59 BNE DELAY5022 60 f5022 A961 61 LDA ADATQ25024 BDAOCO 62 STA SALIDA5027 A90E 63 LDA A*OE5029 85FA 64 STA ZEROPG+1502B 85FA 65 STA ZEROPG+1502D 66 DELAYi:502D C6 FA 67 DEC ZEROPG+1502F DOFC 6B BNE DELAYI

5031 69 f5031 A961 70 LDA AI615033 BDAOCO 71 STA SALIDA5036 A901 72 LDA A*01503B 85FA 73 STA ZEROPG+1503A 74 DELAYN:503A C 6 FA 75 DEC ZEROPG+1503C DOFC 76 BNE DELAYH503E 77503E A941 78 LDA A$415040 BDAOCO 79 STA SALIDA5043 A901 80 LDA A$Ol5045 B5FA 81 STA ZEROPG+15047 B2 DELAY':5047 C6 FA 83 DEC ZEROPG+15049 DOFC 84 BNE DELAY'504B 85 *5048 A945 86 LDA &DAT03504D BDAOCO 87 STA SALIDA5050 A901 88 LDA A*015052 B5FA 89 STA ZEROPG+15054 90 DELAY2:5054 C6 FA 91 DEC ZEROPG+15056 DOFC 92 BNE DELAY2505B 93 í5058 A9C5 94 LDA &DATQ4505A BDAOCO 95 STA SALIDA505D BD0040 . 96 STA $40005060 A904 97 LDA AI045062 85FA 9B STA ZEROPG+15064 99 DELAY3:5064 C 6 FA 1 0 0 DEC ZEROPG+15066 DOFC 1 0 1 BNE DELAY3506B 1 0 2 j5068 A9E5 103 LDA ADAT05

Bol.Asoc.Arg. de Astr 169

Tabla I (cont.)

5o6A BDAOCO 104506D A906 105506F 65FA 1065071 83FA 1075073 10B5073 C6 FA 1095075 DOFC 1 1 05077 1 1 15077 A9E1 1 1 25079 BDAOCO 113507C A901 114507E 85FA 1155080 1165060 C 6 FA 1175002 DOFC 11850B4 1195064 A9A1 1 2 05086 BDAOCO 1 2 15009 A901 1.225oe& 85FA 123508D 12450BD C6 FA 12550BF DOFC 1265091 1275091 A9B1 1285093 BDAOCO 1295096 A901 1305098 85FA 131509A 132509A C 6 FA 133509C DOFC 134509E 135509E A931 13650A0 BDAOCO 13750A3 BD0040 13850AÓ A904 13950A8 B5FA 14050 A A 14150AA C 6 FA 14250AC DOFC Í4350AE 14450AE A970 145SOBO BDAOCO 14650B3 A906 14750B5 B5FA 14850B7 85FA 14950B9 15050B9 C 6 FA 15150BB DOFC 15250BD 15350BD 15450BD A960 15550BF BDAOCO 15650C2 A901 15750C4 B5FA 15B50C6 15950C6 C6 FA 16050i6 DOFC 16150CA 16250CA A940 16350CC BDAOCO 16450CF A901 16550D1 05FA 1665003 Í67

STA SALIDA LDA « 0 6 STA 2ER0PB+1 STA ZEROPG+1DELAY4:DEC ZEROPG+1 BNE DELÁV4LDA « E l STA SALIDA LDA « 0 1 STA ZEROPG+1DELAYZ:DEC ZEROPG+1 BNÉ DELAYXLDA « A l STA SALIDA LDA « o í STA ZEROPG+1DELAY*:DEC ZEROPG+1 BNE DELAYfLCA ftDATQó STA SALIDA LDA « 0 1 STA ZEROPG+1DELAY5:DEC ZEROPG+1 BNE DELAY5LDA M A T 0 7 STA SALIDA STA *4000 LDA « 0 4 STA ZEROPG+1DELAYó:DEC ZEROPG+1 BNE DELAYÓLDA íiDATOB STA SALIDA LDA « 0 6 STA ZEROPG+1 STA ZEROPG+1DELAY7:DEC ZEROPG+1 BNE DELAY7

¿TRO;LDA « 6 0 STA SALIDA LDA « 0 1 STA ZEROPG+1DELAY":DEC ZEROPG+1 BNE DELAY"LDA « 4 0 STA SALIDA LDA « 0 1 STA ZERQP6+1DELAY!;

i. Astr.170 B o l .A s o c .Arg

50D3 C6 FA 16850D5 DOFC 16950D7 17050D7 A942 17150D9 8DA0C0 17250DC A901 17350DE B5FA 17450E0 17550E0 C 6 FA 17650E2 DOFC 17750E4 17850E4 A9C2 17950E6 BDAOCO 16050E9 A904 1 B 150EB BD0040 18250EE B5FA 18350FO 18450F0 C 6 FA 18550F2 DOFC 15650F4 1B750F4 A9E2 1BB50F6 BDAOCO 1B950F9 A906 19050FB B5FA 19150FD B5FA 19250FF 19350FF Cóf A i 94510.1 DOFC 195510J 1965103 A9E0 19751C5 BDAOCO 1985 i 08 A901 199510A B5FA 2 0 0510C 2 0 1510C C 6FA 2 0?51 GE DOFC 2035110 2045110 A9A0 2055112 BDAOCO 2065115 A901 2075117 B5FA 2 0 B5119 2095119 C6 FA 2 1 05 1 1B DOFC 2 1 151 ID 2 1 251 ID A9A8 2135 1 1F BDAOCO 2145122 A901 2155124 85FA 2165126 2175126 C 6 FA 2 1 B5128 DOFC 219512A 2 2 0512A A92B 2 2 1512C BDAOCO 2 2 2512F A904 2235131 BDOOCO 2245134 B5FA 2255136 2265136 C 6 FA 2275138 DOFC 2 2 B513A 229513A A96B 230513C BDAOCO 231

DEC ZEROPG+1 BNE DEL A Y 1

lda m mSTA SALIDA LDA m i STA ZEROPS+1DELAYB:DEC ZEROPG+1 BNE DELAY8

LDA ADATOA STA SALIDA LDA M 0 4 STA $4000 STA ZEROPG+1DELAY9:DEC ZEROPG+1 BNE DELAY9LDA ADATOB STA SALIDA LDA A$06 STA ZEROPG+1 STA ZEROPG+1DELAYA:DEC ZEROPG+l BNE DELAYALDA AÍEO STA SALIDA LDA A$01 STA ZEROPG+1DELAY=: DEC ZEROPG+1 BNE DELAY=LDA fi$A0 STA SALIDA LDA Ft$01 STA ZEROPG+1DELAYQ: DEC ZEROPG+1 BNE DELAYQLDh fiDATQC STA SALIDA LDA M C I STA ZEROPG+1

DELAYB: DEC ZEROPG+1 BNE DELAYBLDA ADATOD STA SALIDA LDA fi$04 STA $4000 STA ZEROPG+1

DELAYC: DEC ZEROPG+1 BNE DELAYCLDA ADATOE STA SALIDA

Bol -A b o c . Arg. de Aetr

Tabla I (cont.)513F A906 232 LDA fc$065141 85FA 233 STA ZEROPG+15143 B5FA 234 STA ZEROPG+15145 235 DELAYD:5145 CAFA 236 DEC ZEROPG+15147 DOFC 237 BNE DELAYD5149 238 >5149 A960 239 LDA ft$60514B BDAOCO 240 STA SALIDA514E A901 241 LDA m \5150 B5FA 242 STA ZER0P6+15152 243 DEL AYT í5152 CAFA 244 DEC ZEROPG+15154 DOFC 245 BNE DELAYT515A 246 y515A A940 247 LDA M 4 0,5158 BDAOCO 24B STA SALIDA515B A901 249 LDA m \515D 85FA 250 STA ZEROPG+1515F 251 DELAYP:515F CAFA 252 DEC ZEROPG+15161 DOFC 253 BNE DELAYP5163 2545163 A944 255 LDA M 4 45165 8DAÚC0 256 STA SALIDA5168 A901 257 LDA &*01516A B5FA 259 STA ZEROPG+1516C 259 DELAYZ:516C CAFA 260 DEC ZEROPG+1516E DOFC 261 BNE DELAYZ5170 262 y5170 A9C4 263 LDA M C 45172 BDAOCO 264 STA SALIDA5175 A904 265 LDA m \5177 8D00C0 266 STA $4000517A 85FA 267 STA ZEROPG+1517C 268 DELAYH:517C CAFA 269 DEC ZEROPG+1517E DOFC 270 BNE DELAYH5180 271 *5180 A9E4 272 LDA A$E45182 BDAOCO 273 STA SALIDA5185 A90A 274 LDA M 0 65187 85FA 275 STA ZEROPG+15189 B5FA 276 STA ZERDP6+151BB 277 DELAYG:51BB CAFA 278 DEC ZEROPG+15180 DOFC 279 BNE DELAY6518F 280 y51BF A9E0 281 LDA M E O5191 8DA0C0 282 STA SALIDA5194 A901 283 LDA M 0 15196 B5FA 284 STA ZEROPG+15198 285 DELAYH:519B C 6 FA 286 DEC ZEROPG+1519A DOFC 287 BNE DELAYH519C 288 y519C A9A0 289 LDA M A OS19E BDAOCO 290 STA SALIDA5 1 Al A901 291 LDA M 0 11A3 B5FA 292 STA ZEROPG+151A5 293 DELAX:51A5 CAFA 294 DEC ZEROPG+151A7 DOFC 295 BNE DELAYX

172 Bol -Asoc.Arg de Astr *

Tibia I (cont.)51A9 296 4519A A9B0 297 LDA M B O51AB BDAOCO 298 STA SALIDA51AE A901 299 LDA M 0 151B0 B5FA 300 STA ZEROPS+15182 301 DELAYK:51B2 C6 FA 302 DEC ZEROPG+151B4 DOFC 303 BNE DELAYK51B6 30451B6 A930 305 LDA fc*3051B8 BDAOCO 306 STA SALIDA51BB A904 307 LDA ft*0451BD BD0040 308 STA fi$400051C0 B5FA 309 STA ZER0P6+151C2 330 DELAYF:51C2 C 6FA 311 DEC ZEROPG+151C4 DOFC 312 BNE DELAYF51C6 313 «51C6 A970 314 LDA ADAT0851C8 BDAOCO 315 STA SALIDA51CB A9G6 316 LDA ft*0651CD 85FA 317 STA ZEROPG+151CF B5FA 318 STA ZEROPG+151D1 319 DELAYV:5101 C 6FA 320 DEC ZEROPG+151D? DOFC 321 BNE DELAYV51D5 322 «5105 C 6FÜ 323 DEC ZERDP8+151D7 F003 324 BEQ INTEGR5ÍD9 4C6D50 325 JMP OTRO51DC 326 INTEGR:51DC A960 327 LDA fiDATOO5 IDE BDAOCO 32B STA SALIDA51E1 60 329 RTS330 ENDm u END OF ASSEMBLY

t ** SYMBOL TABLE - V 1,5 *i t

LA8 EL. LOC. LABEL. LOC. LABEL. LOC. « ZERO PA 6 E VARIABLES:2ER0PG OOF9*f ABSOLÜTE VARABLES/LABELSSALIDA CGAG DAT01 006B DAT07 0031 DATOD 0028 DELAYM 503A DELAY* 50BD DELAY! 50D3 DELAYB 5126 DELAYM 517C DELAYV 51D1

1 NPUT COAl START C0A2 BUFFER 6000 DATOO DAT02 0061 DAT03 0045 DAT04 00C5 DAT05DATOfi 0070 DATÜ9 0042 DATOA 00C2 DATOBDATOE 0066 AGAIN 5000 DELAYO 500F DELAYDELAY' 5047 DELAY2 5054 DELAY3 5064 DELAY4DELAY5 509A DELAY6 50AA DELAY7 50B? OTRODELAYB 5OE0 DELAY9 50FO DELAYA 50FF DELAY=DELAYC 5136 DELñYD 5145 DELAYT 5152 DELAYPDELAYB 51BB DELAYH 5198 DELAYX 51A5 DELAYK1NTE6R 51DC

SYMBOL TABLE STARTINB ADDRESS:6000 SYMBOL TABLE LEN6TH:01D2

Bol■A s o c .A r g . de Asir. 173

TABLA I I

0600 1 DIRECCIONES ABSOLUTAS:0800 2 SALIDA EQU <C0A00800 3 INF'UT EQU SALIDA+10B0Q 4 START EQU SAL1DA+20800 5 BUFFER EQU <60000800 6 •

i DIRECCIONES PAGINA CEI0800 70800 8 2ER0PG EPZ *F90800 9 tf0800 10 ; ASIGNACION DE BITS:0800 11 ; BIT 0=START0800 12 ; BIT 1=FASE I IMPAR0800 13 ; BIT 2=FASE I I 80800 14 . ; BIT 3=FASE I PAR0800 15 ;B IT 4=FASE I I "0800 16 ;B IT 5=RESET IMPAR0800 17 ;B IT 6=RESET PAR0800 18 ; BIT 7=FLANC0 PARA EL0800 19 •

4

0800 20 ; CONSTANTES:0800 21 OATOO EQU «600800 22 DAT01 EQU <6B0800 23 DAT02 EQU <610800 24 DATQ3 EQU <450800 25 DAT04 EQU IC50800 26 DAT05 EQU <E50800 27 DATÜ6 EQU <B10800 28 DAT07 EQU <3i0800 29 DATOB EQU <700800 30 DAT09 EQU <420800 31 DATOA EQU <C2oeoo 32 DATOB EQU <E20900 33 DATOC EQU <AB0800 34 DATQD EQU <280800 35 DATOD EQU <6808000800

3637 Co n d i c i o n e s i n i c i a l e s :

53FF 38 ORG <53FF53FF 39 A6AIN:53FF A200 40 l d x m o5401 A920 41 LDA A<205403 85F9 42 STA ZEROPG+15405 A96Ü 43 LDA ADATOO5407 BDAOCO 44 STA SALIDA540A A932 45 LDA A<3254QC B5FA 46 STA ZEROPG+1540E 47 DELAYO:540E C6FA 48 DEC ZEROPG+15410 D0FC 49 BNE DELAYO5412 50 •

«

5412 51 íRESETEO:5412 A96B 52 LDA ADAT015414 BDAOCO 53 STA SALIDA5417 A90E 54 LDA A<0E5419 85FA 55 STA ZER0P6+1541B B5FA 56 STA ZEROPG+1541D 57 DELAY:541D C6FA 58 DEC ZER0P6+1541F D0FC 59 BNE DELAY5421 605421 A961 61 LDA ADAT025423 BDAOCO 62 STA SALIDA5426 A90E 63 LDA A<OE

174 Bol.Asoc.Arq. de Asir-

Tabla II (cont.)

A¿% 65FA 64 STA ZER0P6+1542A B5FA 65 STA ZEROPG+1542C 66 DELAYl:542C C6 FA 67 DEC ZEROPG+1542E DOFC 6B BNE DELAY15430 69 4

j430 A961 70 LDA M 6 15432 B0A0C0 71 STA SALIDA5435 A901 72 LDA M 0 15437 B5FA 73 STA ZEROPG+15439 74 DELAYH:5439 C6 FA 75 DEC ZER0P6+1543B DOFC 76 BNE DELAYH543D 77 *543D A941 7B LDA RÍ41543F BDAOCO 79 STA SALIDA5442 A901 B0 LDA FitOl5444 B5FA B1 STA ZEROPG+15446 62 DELAY':5446 C 6 FA 83 DEC ZEROPG+1544B DOFC B4 BNE D EL AY 1544A 85544A A945 B6 LDA M A T D 3544C BDAOCO 87 STA SALIDA544F A901 BB LDA M 0 15451 B5FA B9 STA ZEROPG+15453 90 DELAY2:5453 C6 FA 91 DEC ZEROPG+15455 DOFC 92 BNE DELAY25457 93 *5457 A9C5 94 LDA fcDATD45459 BDAOCO 95 STA SALIDA545C 8DA2C0 96 STA START545F A904 97 LDA M 0 4546í B5FA 98 STA ZEROPG+15463 99 DELAY3:5463 C6 FA 1 00 DEC ZEROPG+15465 DOFC ÍOi BNE DELAY35467 1 0 2 15467 A9E5 103 LDA M A T Q 55469 BDAOCO 104 STA SALIDA546C A905 105 LDA ftí05546E 85FA 106 STA SALIDA5470 107 DELAY4:5470 C6 FA 1 0 B DEC ZEROPG+1•>472 DOFC 109 BNE DELAY45474 ADA1C0 1 1 0 LDA INPUT5477 49FF 1 1 1 XOR M F F5479 F. 6 1 1 2 INX547A 9D0060 113 STA RUFFER,X54 7 D 114547D A9EI 115 LDA M E 1547F BDAOCO 116 STA SALIDA5482 A901 117 LDA M 0 154B4 B5FA 118 STA ZEROPG+15466 119 DELAYX:54B6 C 6 FA 1 2 0 DEC ZEROPG+1540B DOFC 1 2 1 BNE DELAY*54BA 1 2 2 154BA A9A1 123 LDA M A 154BC BDAOCO 124 STA SALIDA54BF A901 125 LDA m i5491 B5FA 126 STA ZEROPG+l5493 127 DELAY*:

B o l .A s o c .A r g . de Astr 175

Tabla 11 (cont.)5493 C6FA 128 DEC ZER0P6+15495 DOFC 129 BNE DELAY!5497 130 j5497 A9B1 131 LDA ADAT065499 BDAOCO 132 STA SALIDA549C A901 133 LDA A$01549E 85FA 134 STA ZER0P6+154A0 135 DELAY5:54A0 C6FA 136 DEC ZEROPG+l54A2 DOFC 137 BNE DELAY554A4 138 i54A4 A931 139 LDA DAT0754A6 BDAOCO 140 STA SALIDA54A9 BDA2C0 141 STA START54AC A904 142 LDA M0454AE B5FA 54B054B0 C6FA 54B2 DOFC 54B454B4 A970

143144145146147148

54B6 B0A0C0 14954B9 A905 54BB B5FA 54BD54BD C6FA 54BF DOFC

150151152153154

54C1 ADA1C0 15554C4 49FF 54C6 E8

156157

)4C7 9D006Q 15B54CA54CA54CA A960

159160 161

54CC BDAOCO 162 54CF A901 163 54D1 B5FA 164 54D3 165 54D3 C6FA 166 54D5 DOFC 167 54D7 168 54D7 A940 169 54D9 BDAOCO 17054DC A901 54DE B5FA 54F.054E0 C6FA 54E2 DOFC 54E454E4 A942 54E9 BDAOCO 54E9 A901 54EB B5FA 54ED54ED C6FA 54EF DOFC 54F154F1 A9C2 54F3 8DA0C0 54F6 A904 54F8 GDA2C0 54FB B5FB 54FD54FD C6FA

DELAYÓ:STA ZEROPG+1

DEC ZEROPB+1 BNE DELAYÓ

DELAY7:

LDASTALDASTA

DECBNELDAXDRINXSTA

ftDATOBSALIDAft!05ZEROPB+1

ZEROPB+1 DELAY7 INPUT M F F

BUFFER,X

ÓTROs

DELAY“ :

LDASTALDASTAi

DECBNE

A*60SALIDAA01ZEROPG+1

ZEROPG+1DELAY"

171172173174175176177 17B 179 1B0 181 182 1B3 184 1B5 186 187 18B189190191

DELAY!:

LDA f»$40 STA SALIDA LDA M O l STA ZEROPG+1

DEC ZEROPG+1 BNE DELAY!

DELAY0:

LDASTALDASTA

DECBNE

ADATQ9SALIDAm \ZEROPG+1

ZEROPG+1DELAYB

DELAY9:

LDASTALDASTASTA

NDATOASALIDAN$04STARTZEROPB+1

DEC ZEROPG+1

1 7 6 Bol.AsocaArq- de Asir

Tabla II ícont.) BNE DELAY9 O

4

i- jv.'t- C 19,5 d 01 1935501 A9t¿ 1945503 BDAOCO 1955506 A905 1965508 85FA 19755CA 198550A C 6 TA 199550C DOFC 20 0550E ADAICO 2 0 15511 49FF 2 0 25513 EB 2035514 900060 2045517 2055517 A9E0 2065519 8DA0C0 207551C A901 2 0 05 5 1E 85FA 2095520 2 1 05520 C 6 FA 2 1 15522 DOFC 2 1 25524 2135524 A9AO 2145526 BDAOCO 2155529 A901 216552B B5FA 217552D 216552C C 6 FA 2 2 0552F BOFC 2 2 05531 2 2 15531 49AB 2 2 25533 eüfiOCO 2235536 A901 2245536 65FA 225553A 226553A C 6 FA 227553C DOFC 228553E 229553E A920 2305540 BDAOCO 2315543 A904 2325545 BDA2C0 2335548 B5FA 234554 A 235554A C 6FA 236554C DOFC 237554E 233554E A968 2395550 BDAOCO 2405553 A905 2415555 B5FA 2425557 2435557 C 6 FA 2445559 DOFC 245555B ADAICO 246555B 49FF 2475560 EB 2485561 900060 2495564 2505564 A960 2515566 BDAOCO 2525569 A901 253556B 85FA 254556D 255556D C6 FA 256556F DOFC 257

IDA ftDATOB STA SALIDA LDA At05 STA ZER0P6+1DELAYA: DEC ZEftOPG+1 BNE DELAYA LDA INPUT XOR AtFF INXSTA BUFFER,XLDA ftfEO STA SALIDA LDA &toi STA ZEROPG+1DELAY=:DEC ZEROPG+1 BNE DELAY=LDA AtAO STA SALIDA LDA AtOl STA ZEROPG+1DELAYQ: DEC ZEROPG+1 BNE DELAYQLDA ftDATOC STA SALIDA LDA AtOl STA ZEROPG+1DELAYB: DEC ZEROPG+1 BNE DELAYBLDA ADATQD STA SALIDA LDA At04 STA START STA ZEROPG+1DELAYC: DEC ZEROPG+1 BNE DELAYCLDA ADATOE STA SALIDA LDA AtÚ5 STA ZEROPG+1DELAYD: DEC ZEROPG+1 BNE DELAYD LDA INPUT XOR AtFF INXSTA BUFFER,XLDA At60 STA SALIDA LDA AtOl STA ZEROPG+1DELAYT: DEC ZER0P6+1 BNE DELAYT

Bol.Asoc■Arg. de Astr 177

*

Tabla II (cont.)5571 2585571 A904 259 LOA M405573 6DA0C0 260 STA SALIDA5576 A901 261 LDA M015576 65FA 262 STA ZEROPG+1557A 263 DELAYPs557A C6FA 264 DEC ZERQPB+1557C DOFC 265 BNE DELAYP557E 266 i557E A944 267 LDA 614455B0 8DA0C0 268 STA SALIDA5503 A901 269 LDA M015565 85FA 270 STA ZEROPG+15587 271 DELAYZ:5587 C6FA 272 DEC ZERDPG+155B9 DOFC 273 BNE DELAYZ559B 274 í55BB A904 275 LDA MC455BD BDAOCO 276 STA SALIDA5590 A904 277 LDA M045592 8DA2C0 278 STA START5595 85FA 279 STA ZER0P6+15597 280 DELAYH:5597 C6FA 281 DEC ZEROPG+15599 DOFC 2B2 BNE DELAYH559B 2B3 1559B A904 2B4 LDA ft*E4559D BDAOCO 2Ü5 . STA SALIDA55A0 A905 286 v LDA fi$0555A2 B5FA 2B7 STA ZEROPG+155A4 2 G8 DELAYG+1:55A4 U F A 289 EEC ZEROPG+15546 DOFC 290 BNE DELAYS55AB ADA1C0 291 LDA INPUT55A3 49FF 292 XOR M F F55AD EB 293 1NX55AE 9DÜ060 294 STA BUFFER,X55131 295 f *55B1 A9EÚ 296 L&A ft$EO55B3 BDAOCO 297 STA SALIDA5506 A901 298 ./LDA ftíOl553B B5FA 299 ■ STA ZEROPG+155BA 300 DELAYH:55BA CóFA 301 DEC ZEROPG+155BC DOFC 302 BNE DELAYH55BE 303 955BE A904 304 LDA m o55C0 8DA0C0 305 STA SALIDA55C3 A901 306 LDA m \55C5 B5FA 307 STA ZEROPG+155C7 30B DELAYX:55C7 C6FA 309 DEC ZEROPG+155C9 DOFC 310 BNE DELAYX55CB 311 *55CB A9B0 312 l d a m o55CD BDAOCO 313 STA SALIDA55D0 A901 314 LDA M0155D2 B5FA 315 STA ZEROPG+155D4 316 DELAYK:55D4 C6FA 317 DEC ZEROPG+155D6 DOFC 318 BNE DELAYK55DB 319 y55D6 A930 320 LDA ft$305505 BDAOCO 321 STA SALIDA55DD A9Q4 322 LDA M0455DF 8DA2C0 323 STA START55E2 85FA 324 STA ZEROPG+155E4 325 DELAYFs55E4 C6FA 326 DEC ZEROPG+155E6 DOFC 327 BNF DELAYF

178 B o l . A s o c . A r q - d e A s i r .

Tabla II (cont.)

55EB 32B55EB A970 329 L D A M fcDATOB55EA BDAOCO 330 STA SALIDA55ED A905 331 LDA M 0 555EF B5FA 332 STA ZEROPG+155F1 333 DELAYV:55F1 C6FA 334 DEC ZEROPG+155F3 DOFC 335 BNE DELAYV55F5 ADA1C0 336 LDA INPUT55FB 49FF 337 XOR A$FF55FA EB 338 INX55FB 9D0060 339 STA BUFFER,X55FB 340 t55FB C6F9 341 DEC ZEROPG+15600 F003 342 BEQ INTEGR5602 4CCA54 343 JMP OTRO5605 344 1NTE6R:5605 A960 345 LDA ADATOO5607 BDAOCO 346 STA SALIDA560A 60 347 RTS348 END

***** END OF A S S E H B U

* ** SYMBOL TABLE -- V 1.5 *4 44 « 4 t 4 t f 4 4 4 4 4 4 4 4 4 4 4 4 4 4 4 4 4 4

l ABEL. l o c . l a b e l . LOC. l a b e l . l o c .44 ZERO PASE VARIABLES:ZEOPG 00F9

44 ABSOLUTE VARABLES/LABELSSALIDA COAO INPUT C0A1 START C0A2 BUFFER 6000 DATOODAT01 006B DAT02 0061 DAT03 0045 DAT04 00C5 DAT05DAT07 0031 DATOB 0070 DAT09 0042 DATOA 00C2 DATOBDATOD 0028 DATOE 006B AGA1N 53FF DELAYO 540E DELAYDELAYW 5439 DELAY 5446 DELAY2 5453 DELAY3 5463 DELAY4DELAYf 5493 DELAY5 54A0 DELAY6 54B0 DELAY7 54BD OTRODELAY! 54E0 DELAYB 54ED DELAY9 54FD DELAYA 55A0 DELAY=DELAYB 553A DELAYC 554A DELAYD 5557 DELAYT 556D DELAYPDELAYH 5597 DELAYB 55A4 DELAYH 55BA DELAYX 55C7 DELAYKDELAYV 55FI INTEGR 5605SYMBOL TABLE STARTING ADDRESS:6000SYMBOL TABLE LENBTH:01D2

Bol.Asoc.Arg. de Astr 179

TABLA I I I

10 REH PROGRAMA CALS 20 HOME '30 DI-CHRI (4)40 PR1NT DBj'BLOAD RETIC0Nl;2a50 PRINT Dti'BLOAD RETIC0N3[2*60 PRINT 'ESCALA TIEMPOBi'iPRINT “ l SE6 APROX. N«700" 70 IttPUT 'TIEMPO DE INTEGRACION N-H;N 80 PONE 10.761 PONE ll.OOt PONE 12,00 90 1-UGR (0)100 FOR K • O TO Nt NEXT K110 PONE 10,76j PONE U,25i PONE 12,83120 X ■ USR (0)130 G06UB 190140 FOR J - 1 TO 128150 Y « PEEN (24576 + J): PRINT Y160 HPLOT J § 2,Y t 160 / 256170 NEXT J180 GOTO 250190 HGR : HCOLOR= 3200 HPLOT 0,0 TO 279,0 TO 279,159 TO 0,150 TO 0,0 210 FOR L = 1 TO 13220 HPLOT 0,(159 / 13) * L TO 5,(159 / 13) * L 230 NEXT L 240 RETURN 250 GOTO 70

CARACTERISTICAS PRINCIPALES DEL CABEZAL

El cabezal ha sida diseñado para ser usado con el es­pectrógrafo de alta luminosidad del Observatorio Astronómico de Córdoba, pudiendo además acoplarse también a la cámara newtoniana para uso directo- Un corte .Longitudinal puede verse en la Figura 26- Consta esencialmente de dos partes: una cámara que alo;ia, en vacio, el detector y la etapa pre- ampl i f i cadora y un receptáculo en el que se alojan pastillas de hielo seco elaboradas ad hoc. El sistema de acople, tipo bayoneta, es compatible con el de ios instrumentos ya exis­tentes .

Para asegurar la estabilidad térmica el sensor está apoyado en el extremo de un conductor térmico que está vin­culado a una “masa térmica" importante (externa a la cámara de vacio) en la que se apoyan las pastillas de hielo seco convenientemente presionadas por un resorte helicoidal.

1 8 0 B o l .A s o c .A r q . de Astr.

La pastilla de hielo seco de aproximadamente 200 q r s . dura unas 3 hs,

El detector puede desplazarse longitudinalmente alqu- nos milímetros para realizar un ajuste -fino del enfoque m e ­diante una cuña micrométrica que puede comandarse desde el exterior.

Es posible medir la temperatura del sensor mediante una termocupla adosada al mismo y verificar el vacío dentro de .la cámara mediante un detector de vacio que consiste en un helicoide de alambre (espesor 0 , 0 1 mm) de tungsteno de 0 . 1

mm de diámetro cuya conductividad varia de acuerdo al vacio ex i stente.

Fue necesario colocar un sistema para calentar la ven­tana de cuarzo que permite la entrada de luz a la cámara ya que ésta se congela debido a la proximidad (unas pocas déci­mas de milímetro) con la ventana de cuarzo del detector. Es ta cercanía se debe a la gran convergencia con que los ra­yos luminosos salen de la lente de alta luminosidad del

Bol -Asoc.Arg. de Astr. 181

espectrógrafo- El dispositivo sopla aire seco y caliente so­bre la ventana de la cámara asegurando de esta forma un per­fecto deeempeKamiento de la misma. Una foto puede verse en la Figura 27.

Figura 27

FUNCIONAMIENTO

Como muestra del funcionamiento del instrumento puede verse la Figura 2 0 que visualiza lineas espectrales del ob— jeto ^ Carinas en la zona de la linea H obtenidas con el mismo en combinación con el espectrógrafo de alta luminosi­dad. El tiempo de integración fue de IOS seq., los datos se presentan tal como ios entrega el sensor sin corrección por corriente de oscuridad.

132 Bol.Asoc-Arq. de Astr

Figura 28

AGRADECIMIENTOS

Los autores agradecen a las Instituciones que proveye­ron los -fondos necesarios para la concresión de este desa­rrollos el CONICET y el CONICOR (Consejo de Investigaciones de la Provincia de Córdoba) y la eficiente colaboración del personal del Departamento de Servicios Técnicos del Observa­torio Astronómico de Córdoba, que construyó las partes mecá­nicas y ópticas de la cámara; la Srta. M.A. Pizarro que rea­lizó pacientemente el mecanografiado; el Sr- J.U. Arias por el trabajo -fotográfico y la Sra. M. Perez de Amaya por sus tareas de dibujo.

BIBLIOGRAFIA

Arnold, E. y otros. 1971, IEEE Trans. Electr. Dev. Vol.18.

Dyck, R.H. y otro. 1971, SOL. STATE TECHNOLOGY.

Bol.Asoc.Arg. de Astr 183

Tiemann, J.J. y otros. 1974, IEEE Trans. Electr. Dev. Val.21 N° 5,.

Shannon, J.N. y otro. 1974, IEEE Trans. Electr. Dev. Vol.21, N° 11.

Eqerzon, R.F. Ann. Frac. Electron Micrascopy Vol. 39. Gequin, C.H. y otras. 1976, IEEE Trans. Electr. Dev. Vol.

23, N° 2.Livinstong, W.C. 1976, IAU Collaquim N° 40, 22-1.Perci val , J. W. y otro. 1980, PASP 92.Mar ab i n i , R. J. 1981, Bol. As oc. Arq. de Astr . IM° 26 .Calderón, J.H. 1981, Trabajo •final , IMAF. No pub 1 i ciado.Calderón, J.H, y otros. 1982 , Espectrómetro Muít i canal ,

Observatorio Astronómico de Córdoba.APPLE COMPUTER INC. REFERENCE MANUAL, 1979. ES y 0 RETICON, DATA SHEET.

184 B o l .A s o c .Arq de Astr.

Comunicación

DETECCION DE IMAGENES ASTRONOMICAS DIGITALIZADAS SOBREFONDO VARIABLE

J.C. Forte*, H.G. Marracó* v A-M. Tessadro

Facultad de Ciencias Astronómicas y Geo-f isicasLa Plata

* F^RQFOEG, IAFE

Se describe los programas que -forman parte de un módu­lo de procesamiento de imágenes que incluye filtr¿^do por me diana o por moda, búsqueda automática de imágenes, di ser i mi nando su carácter estelar y fotometria automática» Be pre­senta, como ejemplo, el caso de las regiones H II de la G a ­laxia NGC 1566.

Bol.Asoc.Arg de Astr 185

Comunicación

INTERFEROMETRIA ESTELAR SPECKLE APLICADA A LA DETERMINACION DE DOBLES ESPECTROSCOPICAS

J*.R.B. Orellana y G. Weigelt

Facultad de Ciencias Astronómicas y Geo-f isicasLa Plata

Physikalisches Institut, Erlangen, Alemania Federal

La técnica de i nter-f erometr i a Speckle permite, a través de métodos del análisis de Fourier, obtener imágenes estela

t *res con una resolución próxima al limite por difracción del telescopio, a partir de imágenes registradas con determinado grado de degradación- Se discuten dos técnicas de análisis, una analógica (óptica) y la otra digital, efectuando una comparación de ambas en base a la resolución final alcanzada para la separación y ángulo de posición- Se discute la fle­xibilidad y la velocidad de procesamiento en ambos casos. Se presentan resultados experimentales de unas diez dobles es - pectroscópi cas, heibiéndose obtenido una resolución para la separación de 0"03. Todos los registros fueron obtenidos con el telescopio de 3-6 m del ESO (Chile).

186 Bol -A s o c .A r q . de Astr

Bol -Asoc-Arg- de Astr 187

MECANICA CELESTE

LA CONVERGENCIA Y LA DIVERGENCIA DE LAS SERIES ASTRONOMICAS

C..A. Altavista

Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasLa Plata

La investiqación del problema del Hessiano nulo en Ne-- cánica Celeste y Dinámica Estelar conduce a un resultado ci'tcluvente si se examinan las circunstancias en que ello tif?ne lugar- En efecto se demuestra que la anulación del Hessiano de la parte no perturbada del Hamiltoniano en los casos conocidos en Mecánica Celeste y Dinámica, no puede utilizarse como criterio para discernir entre soluciones •formales y soluciones convergentes de las ecuaciones de mo viíTiiento. La cuestión de la conver gene i a de las series de las perturbaciones clásicas depende de la existencia de p e ­queras divisores, problema que puede dilucidarse por aplica­ción de teoremas clásicos.

Bol . Asoc . Arq de Astr 189

Informe de Trabaja

UN CRITERIO DE ESTABILIDAD EN MECANICA CELESTE

C.A. Altavista

Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas i La Plata

Las ecuaciones diferenciales del movimiento planetario del método de Hansen son invariantes respecto de un sistema de coordenadas móviles. Se puede inducir de las mismas un criterio de estabilidad, pues el momento anquíar aparece en

i «

los denominadores de ciertas expresiones básicas. La solu­ción de los casos particulares puede encararse de una teoría conocida de la Geometría Diferencial. *

*

190 B o l .A s o c .A r q . de Astr

Bol.Asoc.Arg. de A*tr.

ESTUDIO DE M17 Y 0333.3-0.4 EN H166o(

•J.C. Cersósimo, I.N. Azcárate y F.R. Colomb

Instituto Argentino de Radioastronomía Villa Elisa, Buenos Aires

RESUMEN EXTENSO

Estas dos regiones HII M17 y G333.3, -0.4, -fueron ob­servadas en la linea H166 y en el continuo en 1420 MHz.M17 ha sido observada en varias lineas de recombinación (con -frecuencias entre 408 MHz y 22 GHz) , en el óptico (Gou.dis, 197¿)) , Cü <l..ada y otros, 1974) , l-UCO (Whiteoak y Gardner, 1974). Las observaciones de esta región han sido hechas en general en altas -frecuencias (>5 GHz), y haces <4' (Rein-fes- tein y otros, 1970; Wilson y otros, 1970; Downes y otros, 1980; Me Gee y Newton, 1981) , siendo más sensibles al qas

T •ionizada de alta densidad (Ne ~ 500-1000 cm '■') . Nuestra ob­servación de 9 posiciones en la región de MI 7 en H166 cX (-frecuencia 2 1425 MHz) y con un haz de 34', es más sensible

*-ra.l gas ionizado de baja densidad (Ne ~ 1-10 cm “) . Los tiem­pos de observación para cada punto fueron de 4 a 5 horas (utilizando el método de conmutación en frecuencia). L¿*s ob­servaciones del continua se hicieron mediante barridos, para distintas declinaciones, en ascensión recta.

De las observaciones de H166 o( y el continuo en 1420MHz en M17 obtenemos un valor medio de la temperatura elec-

, . 4 -6trónica de 5500 K, medida de emisión de 1.04x1o pc.cm

B o l •A s o c .A r g . de Astr 193

y densidad electrónica 2 12 cm Las observaciones de alta frecuencia de (315-0,—0-7 (centro de la región observada) muestran valores de densidad y medida de emisión unos dos órdenes de magnitud mayores que los obtenidos por nosotros. Esto se debe al hecho ya explicado anteriormente de que nuestras observaciones son más sensibles a las partes más extendidas y difusas de la nebulosa.

G333-3,—0-4 ha sido observada en H109 c?( (Wilson y otros, 1970), H76 0( (Me Gee y Newton, 1981), Cü (Gillespie y

^otros, 1977,’ De Graauw y otros, 1981), H^CO (Whiteoak y Gardner, 1974). Fue observada por nosotros en H166 o( en 9posiciones y en el continuo en 1420 MHz. Las observaciones tanto de la linea como del continuo se hicieron de igual ma­nera que para M17- De las mediciones de H16ó y el continua se obtuvieron valores de temperatura electrónica de 5100 K, densidad 2 7 cm y medida de emisión 8.5x10'"’ pc.cm

Igual que para M17, observaciones de más alta frecuen­cia (Wilson y otros, 1970,* Me Gee y Newton, 1981) dan como resultado valores de densidad y medida de emisión un orden o dos mayores que los nuestras. Aquí vale también la misma e x ­plicación que para M17.

Para ambas regiones parece ser válido un modelo de re­gión central de alta densidad y una zona extendida de baja densidad. Esto está de acuerdo con resultados, para otras regiones HII, de Cersosimo (1982), Cersosimo y otros (1984) y Cersosimo y Loiseau (1984).

REFERENCIAS

Cersosimo, J.C. 1982, Astrophys. Letters 22, 157.Cersosimo, J.C., Azcárate, I.N., Colomb, F.R. 1984,

Astrophys. Letters 24, 1.Cersosimo, J.C., Loiseau, N. 1984, Astron. Astrophvs. 133,

93.

194 B o l .A s o c .A r q . de Astr

De Graaüw, T. Lidholm, J., Fitton, B. , Beckman, J., Israel,F*P,, Nieuwenhuijzen, J., Vermue, J. 1981, Astron. Astrophys. 102, 257.

Downfcs, D . , Wilson, T.L., Bieqing, J., Wink, J. 1980,Astron. Astrophys. Suppl. 40, 379.

Goudis, C. 1976, Astrophys. and Space Science 39, 273. Gillespie, A.R., Huggings, P.J., Sollner, T.C.L.G.,

Phillips, T.G., Gardner, F.F., Knowles, S.H. 1977, Astrophys. 60, 221.

Lada, C.J., Dickinson, D.F., Pen-field, H. 1974, Astrophys.J. Letters 189, L35.

Me Gee, R.X., Newton, L.M. 1981, M.N. R. A.S. 196, 889.Rei *f enstein , E.C. III , Wilson, T. L. , Burke, B.F., Mezger,

P.G. , Al tenho-f -f , W. J. 1970, Astron.Astrophys. 4, 357.

Whiteoak, J.B., Gardner, F.F. 1974, Astron. Astrophys. 37,389.

Ulilson, T.L., Mezger, F'.G., Gardner, F.F., Milne, D.K. 197u,Astron. Astrophys. 6, 364.

Bol.A*oc.Arg. de Astr 195

Comúni cación

ESTUDIO DE LA DISTRIBUCION Y CINEMATICA DEL HIDROGENO NEUTRO

EN LOS ALREDEDORES DEL REMANENTE DE SUPERNOVA G296.5 +10.0

G. Dubner, F.R. Colomb y E.B. Giacani

Instituto Argentino Villa Eli s a ,

de Radioastronomla Buenos Aires

Se analiza la distribución del HI en una zona de 9°:;b'° alrededor del remanente de supernova G296.5 +10.0- Se obser­va la presencia de pequeñas nubes con velocidades anómalas, aparentemente asociadas al remanente y a otra fuente débil de emisión en 408 MHz ubicada en las vecindades.

Se presentan resultados de observaciones en continuo de radio en 1410 MHz en dirección a esta segunda fuente. Se discute su origen y posible interacción con el remanente in- vesti gado.

196 B o l .A s o c .Arq de As t r

Comunicación

OBSERVACIONES EN HI DE UN FILAMENTO CON VELOCIDAD ANOMALA

J.C. Testori, F.R. Colomb y E. B. Giacani

Instituto Argentino de Radioastronomía Villa Elisa, Buenos Aires

Se presentan los resultados obser vaci onal es de un -fila­mento de hidrógeno neutro.

El mismo posee una velocidad anómala de aproximadamente 12 km/seq. Parte de este filamento es coincidente con otroi ren emisión H o( de 20° de longitud descubierto por de Vaucou- 1eurs.

Se discute el origen y la posible asociación entre los mi smos.

B o l .A e o c -Arg de Astr 197

Comúni cación

MODELO DE DISTRIBUCION DE MATERIAL INTERESTELAR

A. Clocchiatti y H.G. Marracó

Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicasy PRÜFOEG, La Plata

En este trabajo, se propone a la Función Estructural del Material Interestelar como herramienta para analizar las caracteristi cas de distribución a escala de distancias este­lar del material interestelar oscuro. A tal -fin se propone un método de cálculo para la misma que, de acuerdo con la comparación con modelos de distribución ideales, (cuya reso­lución teórica se presenta) da buenos resultados. Posterior­mente se desarrolla un modelo de material interestelar com­puesto por "eiqen-c1ouds" de simetría esférica con distribu­ción de densidad dada por:

D (r) = Do * EXP (— (r/ro)**2)

Se analizan las condiciones dinámicas y observacional es que deben cumplir las nubes para ser útiles de acuerdo con el método de reducción empleado y se describe el desarrollo de modelos para el caso particular del cúmulo NGC 2516 y su comparación con las observaciones. Se presentan los paráme­tros de distribución que mejor ajuste dan para este caso.

198 Bol.Asoc.Arq. de Astr.

Informe de Trabajo

UN OBJETO DE HI PECULIAR EN CORONA AUSTRAL

M.D.P. van der Bij y E.M. Arnal

Instituto Argentino de Radioastronomía Villa Elisa, Buenos Aires

En un estudio de esta zona llevado a cabo hace unos aftas, en algunos puntas una linea de HI en emisión a la ve­locidad peculiar de — 10 km/seg -fue encontrada- Recientemente una zona de aproximadamente 200 qrados cuadradas ha sido ob­servada con el objeto de investigar el comportamiento de es­ta linea- La misma se ve claramente en una región de 4 qra-i *dos cuadrados- Mapas de velocidad radial versus declinación, hechos a través de esa zana, indican claramente que el gas a bajas velocidades (gas local) ha sido perturbado, ütra per-* turbación en la emisión de HI a bajas velocidades es una es­pecie de “stream" que se extiende desde la zona ocupada por la componente a — 10 km/seg, hacia el plano galáctico. A una distancia angular de 3°, sobre el lado opuesto ai "stream", se encuentra la asociación T de Corona Austral v una nube molecular. Observaciones de Cü de esta reqión muestran una región de emisión perpendicular a la dirección del "stream”.

La reqión tal como es observada en la línea de 21 cm de HI es muy compleja. Además del objeto a — 10 km/seq y el qas local, líneas de HI a —20 km/s y +40 a +60 km/seg son obser­vadas. Parece ser que la línea — 10 km/seg también se encuen­tra presente en otra parte de la zona observada. Una inves­tigación detallada se ha iniciado para revelar la posible conexión entre estos distintos componentes, con el objeto de descifrar la morfología de la región.

B o l .A s o c .A r g . de Astr 199

Informe de Trabajo

ORIGEN DE LAS NUBES DE TAURO

C-A- Olano y W.G.L. Poppel

Instituto Argentino de Radioastronomía Villa Elisa, Buenos Aires

En base a ios parámetros cinemáticos abservacional es de las Nubes Oscuras de Tauro, se computan sus probables órbi­tas en la zona local de la Galaxia, analizando luego la po­sibilidad de que las Nubes se hubiesen originado por des-

? pprendimiento en anteriores -fases evolutivas del anillo de gas en expansión asociado con el Cinturón de Gould-

200 Bol.Asoc.A rq . de Astr.

METODOS DE OBSERVACION

B o l .A s o c .A r g - de Astr 201

RESULTADOS DEL ENLACE POR TV EN LA EARG

C. Mondinalli* y J.L. Hormaechea**

Facultad de Ciencias Astronómicas y Geofísicas** CONICET - EARG

RESUMEN

El enlace por TV es un medio económico, eficaz y muv utilizado para la comparación entre patrones muy precisos de tiempo, en distancias cartas (1). A partir de 1983 se lo im­plantó en -forma experimental en la EARG (distancia 2-500 km de los patrones de cesio del IBM y ONBA)- Los resultados ob­tenidos a lo largo de un intervalo de 450 di as (240 medidas) mostraron discrepancias mayores de las características del sistema TV para distancias cortas. Atribuimos el origen de éstas a variaciones de la serial a través de la mi cr oonda Bs. As-—Rio Grande- No obstante los resultados obtenidos son ap­tos para -fines astrométri eos y de mejor calidad que los lo­grados por comparación de señales radiohoranas. (Es posible obtener el estado de.l reloj comparado con una indetermina­ción de 100 microsequndos aproximadamente).

E.l equipa necesario para efectuar las medidas es muy sencillo. Consiste en un receptor especial de TV, que provee los pulsos de sincronismo vertical obtenidos de la señal de video (cada 20 ms). Mediante un contador decimal medimos (al microsegundo) el intervalo de tiempo transcurrido entre un

B o l .Asoc.Arg. de Astr 203

pulso de sequndo del reloj que se está comparando y el pulso de sincronismo vertical más próximo- Si en los mismos ins­tantes se mide esta diferencia en el reloj patrón y se tie­nen en cuenta los tiempos de retarde involucrados entre la misma emisora de TV y cada uno de los relojes, por diferen­cia se obtiene el estado del reloj comparado respecto del reloj patrón. Es condición indispensable que el estado del reloj comparado sea menor que 20 ms (para poder comparar en los mismos instantes).

Como conclusión, digamos que por las fluctuaciones de la seftál TV en Ri'o Grande, este sistema puede ser utilizado como control externo independiente aproximado del sistema de comparación en frecuencia utilizado desde hace cinco arios en la EARG (VLF-ümega Trelew) (2) -

Además es un método relativamente expeditivo para sal­var una falla imprevista en el sistema de tiempo, puesto que

t f

provee el estado del reloj comparada.

REFERENCIAS

(1) Annual Report for(2) C. Mondinalli, R.

1 0 2 .

1983, BIH, París, 19B4~Tabia 13. Perdomo. Bol. Asoc. Arg. Astr. N°

204 B o l .A s o c .A r g . de Astr

Informe de Trabajo

LA REFRACCION ASTRONOMICA. LA TEMPERATURA DEL AIRE Y LA REDUCCION DE LAS OBSERVACIONES DE ASTROLABIO

R.A. Perdomo, A. Brunini y C.A. Mondinalli

Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasLa Plata

Teniendo en cuenta la importancia que el cálculo co­rrecto de la refracción atmosférica tiene en la reducción de las observaciones, se intenta mostrar una manera diferente?

tde calcularla, en base a medidas reiteradas y precisas de la temperatura del aire. Desde agosto de 19B3 se ha instalado un termómetro digital en el recinto de observación de la EARG que permite obtener lecturas precisas de las temperatu­ras varias veces durante la observación de un qrupo. Estas lecturas de la temperatura permiten calcular una adecuada variación de la refracción a lo largo de las observaciones. Se procesó parte del material observacional y se compararon las residuos y el acuerdo externo en distancia cenital. Se proyecta adoptar finalmente el procesamiento que minimice ambas cosas.

Bol.Asoc.Arg. de Astr 205

Comunicación

REEMPLAZO DE LAS RUEDAS DE CONTACTO EN EL ASTROLABIO DANJON

A. Serafino y E. Molina

Observatorio Astronómica "Félix Aquilar"San Juan

No lleva resumen.

206 B o l .A s o c .A r q . de A s t r .

informe? de Trabajo

MEJORAMIENTO DE POSICIONES DE LAS ESTRELLAS DEL CATALOGODEL TUBO CENITAL FOTOGRAFICO

O .J. Cáceres y F. Arias

Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasLa Plata

Se calculan las correcciones a las posiciones de 1 ¿ estrellas que hasta la fecha conforman el proqrama observa cional del Tubo Cenital Fotográfico de Punta Indio. Par ello se utilizan resultados de tiempo y latitud cal culados partir de placas fotográficas obtenidas entre 19/1.5 1982.5.

Bol.Asoc.Arg de Astr 207

METODOS NUMERICOS

Bol - Asoc ■ A*' 9 de Astr 2 0 9

Común i cae lón

COLAPSO Y RELAJACION DE SISTEMAS DE N CUERPOS

D. C a r d a Lambas*, M.B. Mosconi* v J.L. Sérsic*^

Observatorio Astronómico de Córdoba* CONICOR

** CONICET

Se discuten las propiedades cualitativas y cuantitati­vas del colapso, relajación y escapes en sistemas esferoide les autoqravitant.es de N partículas, basadas en varias ex pe r i e n d a s numéricas.

Bol.Asoc.Ar q. de Astr 211

Comunicación

MODELO PARA RELAJACION VIOLENTA DE SISTEMAS DE PARTICULASAUTOGRAVITANTES

D. García Lambas , M.B. Mosconi y J.L. Sérsic

Observatorio Astronómico de Córdoba* CONICOR

** CONICET

Se constituye un modelo global aue permite describir cuantitativamente la evolución del momento de inercia del sistema, la -fracción de masa que escapa y el indice estruc­tural en el curso del tiempo- El modelo describe razonable­mente las experiencias numéricas realizadas. Se discute ade­más su significado teórico.

Bol . A scdc : . Ar g de íVrtr.212

Informe de Trabajo

TRANSFERENCIA DE MOMENTOS ANGULARES ENTRE SISTEMASAUTO GRAVITANTES

D. García Lambas y M.B. Mosconi

Observatorio Astronómico de Córdoba y CONI.COR

A partir de experiencias numéricas se estudia la adqui sición de momento angular intrínseco a expensas del momento orbital en un par de sistemas débilmente interactuantes.

Bol . Asese. Arg . de Astr. 213

. de Asir.Bol.Asoc.Arq 215

NUBES DE ALTA VELOCIDAD

Comunicadlún

RELEVAMIENTQ DE NUBES DE ALTA VELOCIDAD EN EL HRMISFERIOAUSTRAL

E. Bajaia, C. Cappa de Nicolau. J.C. Cersósimo. N. Loiseau M.G. Martin, R. Morras* C.A. Olano y W.G. Poppel

Instituto Arqentinó de Radioastronomía Villa Elisa, Buenos Aires

Se D''esentrn los resultados -finales de un extense» rele- v^mient.f.j de todo el hemis-fério austral al sur r)r DCC 'lvJ ■ Las obse^'v ación es -fueron realizadas en el IttN* sobre un. qr illa ríe 2°/cos & x2°, cubriendo un rancio de velocidades entre -¿>50 y +650 km seq con una resolución a n q u í d e34' (HPBUO y una resolución en velocidad de 16 km seq - E.1r.m.s. de los espectros es de 0.025 K.

Los datos del IAR fueron combinados con otros del he mis-ferio norte para presentar una distribución de nubes dealta velocidad en todo el cielo.

&

Bol.Aeoc.Arg. de Astr 217

Informe de Trabajo

NUBES DE ALTA VELOCIDAD EN EL INTERIOR GALACTICO

E.M. Arnal* y R. Morras

Instituto Argentino de Radioastronomía Villa Elisa, Buenos Aires

Facultad de Ciencias Astronómicas y GeofísicasLa Plata

Se presentan resultados observad onal es de tres N.A.V. en regiones de bajas longitudes galácticas, arriba y debajo del plano galáctico- Si estas nubes son interpretadas como material que cae hacia la galaxia desde la per i -feria, una cota inferior a su distancia puede ser dada. Se derivan pa­rámetros de masas y energías de las mismas.

218 Bol.Asoc.Arg. de Astr.

NUBES MAGALLANES

Bol . Asoc.. Arg de Astr- 2Í9

D E

In-forme de Trabajo

ESTUDIO INTERFEROMETRICO DE LA NUBE MENOR DE MASALLANES

G. Torres y G. Carranza

Observatorio Astronómico de Córdoba* CONICET

Mediante observaciones i nter-f erenci al es de oran campo en H se está estudiando el campo global de velocidades ra­diales de la Nube Menor de Magallanes. Se presentan algunos resultados preliminares.

Bol.Asoc.Arg. de Astr 221

In-forme de Trabajo

LA CORRIENTE NAGALLANICA

R. Marras

Instituto Argentino de Radioastronomía Villa Elisa, Buenos Aires

Se presentan resultados observad onal es de una región de la Corriente Magallánica (CM) . Las mismas -fueron realiza­das con gran sensibilidad y resoluciones en velocidad de 16 y 2 km.s Dichas observaciones muestran componentes adi-

t p

d ó n a l e s de la CM y ponen en evidencia la extrema compleji­dad de la distribución de velocidades de la misma. Estos he­chas deben ser tenidos en cuenta en los modelos que tratan de explicar su existencia.

222 B o l .A s o c .A r q . de Astr

Y PEQUEÑOS PLANETAS

Bol•Asoc.Arq• de Astr. 2 2 3

i

OBSERVACIONES DE PLANETAS Y PEQUEROS PLANETAS REALIZADAS EN 1983, EN EL CIRCULO MERIDIANO REPSOLD DE CERRO CALAN

G . Carrasco y P. Loyola

Observatorio Astronómico Nacional de Cerro Calén Departamento de Astronomia, Universidad de Chile?

RESUMEN

Se presentan los resultados de 34 Dbservpriories, dife­renciales, en ascensión recta de los planetas Urano v Meptu no y de los pequeños planetas Ceres, Juno y Ves t a . realiza das con el Circulo Meridiano Repsold de Lerro Calán. El error medio de cada observación es 6^ eos & - ¥ ufv.'lfe vse dan ios valores de la ascensión recta observada v los (U-C) para cada una de las observaciones en el sentido ins­trumento - American Ephemeris.

J.NIRÜDUCCÍÜN

En el arto 1983 se comenzaron las observaciones, dito- renciales, en ambas coordenadas, ascensión receta y declina­ción, incluyéndose estas observaciones en el programa de Pe­trel 1 as Fundamental es Débi1 e s , FKSZ.

La descripción del telescopio, de sus accesorios v a e la investigación de sus constantes están descritas por Un - quita et al. (1975).

Bol.Asoc.Arq. de Astr 225

L A S O B S E R V A C I O N E S

Tres observadores obtuvieron un total nes en ascensión recta, excluyendo las de te, Júpiter y Saturno. Los resultados de en declinación serán publicados una vez lectura de las películas -f otoqr á-f i cas del nación.

de 49 observad o- 1 os planetas Mar­ías observaciones que se termine la Circulo de Decli-

REDUCCION BE LAS OBSERVACIONES

La reducción de las observaciones fue hecha con el com­putador IBM-370-J.4S de la Universidad de Chile.

Se usó la -fórmula de Bessel para las reducciones de las observaciones en ascensión rectas

= T + <u+m) + n tan £ (1)en que o( es la ascensión recta aparentes T, el tiempo del pasaje de la estrella, corregidos por colimación y aberra­ción diurna; u, la corrección del reloj; y, m y n, los pará­metros de posición del telescopio.

Los parámetros n y <u+m), para cada serie de observa­ciones -fueron determinados con el método de? cuadrados míni­mos con las estrellas del catálogo fundamental FK4 compren- di das entre 30 de declinación. Estos valores se usaron posteriormente para el cálculo de la ascensión recta obser­vada del planeta.

Los valores CJ-C, en el sentido Círculo Meridiano Eep- sold - American Ephemeris calculados con la relación:

0 - c - ^ OBS + A * " *AM (2)donde:

A d = 0?035 + Q*0B5 <T -- 19.50) (3)es la corrección del equinoccio del FK4 para la época i de la observación (Fricke, 1982).

226 B o l .A s o c .A r q . de Astr

LAs correciones por las irregularidades de las muestras por ser muy pequeñas, no se aplicaron en estos resultados (Anguita et al. 1975).

R E S ü i J A D O S

ios resultados de las observaciones, con un error medio en ascensión recta de eos « á 0?016 (Carrasco y Lo- yola 1901) están dados en la Tabla 1. Para *da planeta. se da eJ número de serie; el clamp; el observador; la ^ooca. en tiempo universal; la ascensión recta observada; y vi valor del O L n El gráfico de los valores <P--C> ve sus la época de 'a observación para cada planeta está en la Figura 1 (ex­cluí do Ceres).

TABLA IResultados de las Observaciones en Ascensión Recta

Planeta o Serie Claep Obs. Epoca 1963 I T . U. ) 0=C(2) Pequeño (1) Hes día «(observada (U :07001) Planeta

Urano 414 H Loy 06 24.11960 16h16*51?321 -23Urano 415 H Car 06 25.11677 16 16 42.320 -46Urano 420 N F io 08 05.00208 16 12 44.705 ♦36Urano 423 E Fio 08 16.97194 16 12 36.077 ♦55Urano 424 N Car 08 17.96922 16 12 36.721 tilNeptuno 421 W Car 08 09.05557 17 45 45.508 - 3bNeptuno 422 N Car 08 13.0444B 17 45 30.625 -75Neptuno 424 W Car 08 18.03062 17 45 14.80B -32Neptuno 425 E Car 0B 20.02500 17 45 09.319 -49Neptuno 428 N Car 09 02.98936 17 44 45.477 -12Neptuno 429 M Loy 09 06.97841 17 44 43.562 ♦04Ceres 446 N Car 10 22.00222 21 24 23.423 ♦54Ceres 447 N Loy 10 12.99508 21 25 55.427 ♦43Juno 452 N Car 11 15.13133 02 01 32.184 ♦ 76Juno 455 N Car 11 19.11922 01 59 48.277 ♦63Juno 456 M Car 11 22.11030 01 58 45.550 ♦57Juno 459 U Fio 11 24.10444 01 58 11.537 ♦60Juno 460 E Loy 11 25.10155 01 57 56.955 ♦53Juno 461 M Car 11 29.09016 01 57 15.488 ♦75Juno 466 E Loy 12 02.08181 01 57 02.758 ♦67Juno 467 E Car 12 03.07907 01 57 02.043 ♦56Juno 468 E Car 12 05.07090 01 57 11.056 ♦43Juno 471 E Car 12 09.06309 01 57 36.628 ♦12Juno 472 E Car 12 13.05285 01 58 36.463 ♦25Juno 473 H Car 12 17.04296 02 00 05.174 ♦31Juno 476 E Car 12 21.03340 02 02 01.859 -06Juno 478 H Car 12 27.01958 02 05 46.946 -18Juno 401 H Car 12 31.01075 02 08 40.869 ♦00

Bol.Asoc.Arg. de Astr 227

TABLA I (continuación)Planeta oPequeroPlaneta

Serie Clanp Obs. Epoca 19B3 (T.U.) (1) Hes dia

0=C(2)^ o b s e r v a d a (U: 07001)

VestaVestaVestaVestaVestaVesta

462 E Fio 11 29.24206 05 36 35.953 +99 465 E Fio 12 01.23523 05 34 36.697 +61 469 * Fio 12 06.21726 0 5 2 9 2 2 . 7 9 3 +103 475 E Fio 12 20.16902 05 13 54.670 +02 479 E Fio 12 27.14478 05 06 34.227 +45 401 H Car 12 31.13118 05 02 43.175 +87

(1) Observadores : Car : 6. CarrascoFio : J. Flores Loy : F'. Loyola

(2) 0-C, en el sentido Circulo Meridiano Repsold - Anerican Ephemeris

CONCLUSION

Será necesario tener un periodo de observaciones más amplio en Cerro Calán y en otros observatorios qlel hemisfe­rio sur. Esperamos .la co.l aboración de otros circuios meri­dianos de nuestra hemisferio, en la observación de miembros del sistema solar par¿a mejorar la determinación del equinoc­cio y del ecuador (IAU, 1983)..

Este trabajo fue f inanci ado p ar c i a 1 men t. e por CON IC Y i con cargo al Fondo Nacional de Desarrollo Científico v 'Tec­nológico (F*royecto .1.23O /83) .

Los autores agradecen al sefíor Jorge F i ores por e l aparte de sus observaciones y a la seriara Mi reva Estrada,, calculista.

2 2 8 Bol .. Asoc . Arq. do Ast.r .

FIGURA 1

VALORES 0-C EN EL SENTIDO INSTRUMENT0-AMER1CAN EPHEMERIS

B o l . f t s o t . . A r q • d e A s t r229

BIBLIOGRAFIA

Angu i t. a ,

Carrasco

Fr i c:k£?. IAU 1983

C . , Carrasco, G . , Lovola, P . , Bedin, V.N., Maumano- va, A.A-, Polojentsev, D.D., Pola.je?ni:seva, T.A., Tavastsherna, K.N. and Zverev, M.S. 1975, Rubí. Dept. Astr. Univ. Chile 2, N° 6, 181.

, G. and Loyola, P. 1981. Publ. Dept. Astr. Univ. de Chile 6, III.

1902, Astron. Astrophys. 107, L13—L16., In-f. Bul 1 . Resolution C6 16.

230 B o l .A s o c .Arq de Astr.

RADIOFUENTES

Bol.Asoc.Arg. de Astr 231

In+orme de Trabaja

OBSERVACION DE RADIO-ESTRELLAS CON EL CIRCULO MERIDIANODE SAN JUAN

R- Carestía, C. Mallamaci, M. Gallego, W„ Castro, R. Márquez, H. Lépez y J-M. Pérez

Observatorio Astronómica "Félix Maullar"San Juan

Se informa sobre el avance del programa de observad de radio-estrellas con el Circulo Meridiano instalado en Observatorio Astronómico "Félix Aquí lar".

on e t

Bol -Asoc.Arg de Astr 233

RELATIVIDAD

Pcj 1 . A '. uc . Ar q . c.l t.' A 11 , 235

In-forme de Trabajo

CORRECCIONES RELATIVISTAS AL MOVIMIENTO DE LOS ASTEROIDESTROYANOS

R.B. Orellana* y H. Vucetich**

* Facultad de Ciencias ** Facultad de

La

Astronómicas Ciencias Ex

Plata

y Geofisicas actas

Se han recopilado observaciones de los seis primeros asteroides troyanos y realizado los programas necesarios pa­ra la reducción de las mismas. Dichos valores serán compa­rados con los obtenidos a partir de un programa de integra­ción numérica que considera no sólo las aceleraciones newto- nianas, sino correcciones de tipo relativista, en particular el efecto Nordtvedt.

B o l .A s o c .Arg de? Ast.r 237

INDICE

ABUNDANCIAS QUIMICAS

Milone, A.A.E. - Abundancia de los elementos de la -fami­lia del Fe en la atmós-fera solar.

Milone, A.A.E. y Milone, L.A. - Comparación de -fuerzasdel oscilador corregidas con otros valores modernos. 12

ASOCIACIONES ESTELARES

Arnal, E.M. y Cersósimo, J.C. - Ara OBI: Es una asocia­ción estelar -formada como consecuenia de un evento energético?

Levato, H.; Malaroda, S.; Morrel1, N. y Solivella, G. -Multiplicidad en la Asociación de Scorpio Centauro.

Morrel1, N. - Estadística de binarias en la Asociaciónde Orión.

García, B, - Estudio espectro-f otométr i co de la asocia­ción estelar Carina 0B2.

16

18

19

ASTROFISICA TEORICA

Hernaiz, A.F. y Fontenla, J.M. - Análisis de la estabilidad de la ionización del hidrógeno en estrellas B.

Mauas, P. y Machado, M. - Balance enerqético de la at­mós-fera solar durante las -fulguraciones.

Costa, A.? Fontenla, J.M. y Rinquelet, A.E. - Estudiohidrodinámico de atmósferas estelares.

Bol.Asoc.Arg. de Astr 2 3 9

15

7

BINARIAS ESPECTROSCOPICAS

Niemela, V.S. y Morrel, N. - La binaria espectroscópicaNS105-67° en la Nube Mayor de Magallanes.

Mandrini, C.H.; Niemela, V.S. y Méndez, R.H. - HD 94546,un sistema múltiple?

BINARIAS ECLIPSANTES

Lapasset, E. y Funes, G. - Análisis espectro-fotométricode la variable elipsoidal V 470 Cygni.

Ferrer, O.E.; Morrel, N. y Sahade, J. ~ Observacionesespectr ográ-f i cas del sistema V379 Centau- r i .

Ferrer, O.E. y Sahade, J. - Observaciones de alta dis­persión del sistema RS Saqittarii.

Lipari, S.L. y Sisteró, R.F. - Variación de periodo ycurva de luz de FT Lupi.

COMETAS

López Garcia, F. - Efemérides del Cometa Halley en elintervalo 1 de enero 1985 - 31 de diciem bre 1986.

Cersósimo, J.C.; Colomb, F.R.ji Morras, R. ; Poppel , W.G.L . 5 Arnal, E.M. y Bajaja, E. - Observación de cometas

en el IAR.

CUMULOS ABIERTOS

Clariá, J.J. - Determinación de abundancias fotométri -cas y selección de miembros -fisicos de alta luminosidad en 1 1 cúmulos abiertos.

240 B o l . A s o c . A r g . d e

29

30

44

45

46

49

50

53

A s t r .

33

Bol . Ase.»;.. Ar g. de Astr ?41

¿'.lariá. 7.J. v l *passet, E. - ontaminacíón por el ©metos del grupo CNO en atmósferas de giqa te- rojas de NGC <C1501~541). /r

ufvato, -«.5 Barcia, B. y Morrei1, N- - Biharíaad en K23V1. /b

.rvato, ' . 5 Mala* oda, S. y Morrell, N. - Frecuencia ebinarias espectroscópica*¿ en Cr 228. 79

^ . nste¿ r.. A. y Vázquez, R.A. Estudio de cúmulosabiertos jóvenes. F

CUMULOS GLOBULARES

C«»a derór. . J.H.; Dessaunet, H-; forte, y Méndez, -i.M - Pe- +;les multicolores de • imulos globulares aus­

trales. k -

ESTRELLAS DOBLES VISUALES

Torres* — Programa de medici :m\ de estrellas doblesví Atales.

Niemelc*. 7.S. y Mandrini, C.H. NU Carinae, una binaria visual A8 I+B.

ESTRELLAS PECULIARES

Lónez García, Z. y Garqiulo, V. - Identificación de e,ementos químicos en HD 34/3. ***

ESTRELLAS O

SuiivBi¡a, G. ; Niemela, V.S . 5 Morreí 1 , N. y García, b.

- trstudio de estrellas más tempranas qui*Q 7 . 1 i L

Gómez, D.O. y Niemela, V.S. — Análisis comparativo detres estrellas 0-f - 112

ESTRELLAS TIPO R CORONAE BOREALIS

Torres, G.; Milone, L.A. y Vi liada de Arnedo, M. - De­terminación de movimientos propios de un grupo de estrellas variables de la clase R Coronae Boreal is. 115

Milone, L.A.; Torres, G. y Villada de Arnedo, M. - Pro­piedades cinemáticas de las estrellas del tipo R Coronae Boreal is. 116

GALAXIAS

Calderón, J .H.; Forte, \3 ■ C ■ y Veqa, E.I. - Per-files degalaxi as con núcleos peculiares o activos. 119

Agüero, E. y Carranza, G. -• Condiciones tísicas en NGC4945. 120

Carrañaa, G. y Agüero, E„ - Abundancia de algunos ele-mantos en NGC 6164/65. 121

GEODESIA SATELITARIA

Perdomo, R.A.j del Cogí i ano, D. y Mondinalli, C.A. -Camparla argentina de rastreo Doppler de satélites Transit. 125

INSTRUMENTAL Y TECNICAS DE REDUCCION

Calderón, J.H.; Pittau, R . \ Casagrande, A.R.u Giovano— la, G.A. y Recabarren, P.G. - Cámara Reticon del Obser

vatorio Astronómico de Córdoba. 135

242 Bol.Asoc.Arg. de Astr.

Forte, J.C.? Marracó, H.G. y Tessadro, A.M. - Detecciónde imágenes astronómicas digitalizadas so bre -fondo variable.

Orellana, R.B. y Weigelt - Inter-f erometr i a estelarSpeckle aplicada a la determinación de do bles espectroscópícas.

MECANICA CELESTE

AltaVista, C.A. - La convergencia y la divergencia delas series astronómicas.

AltaVista, C.A. - Un criterio de estabilidad en Mecáni­ca Celeste.

MEDIO INTERESTELAR

Cersósimo, J.C.; Azcárate, I.N. y Colomb, F.R. - Estu­dio de M17 y G333.3—0.4 en H166

Dubner, G.s Colomb, F.R. y Giacani, E.B. - Estudio dela distribución y cinemática del hidróqe no neutro en los alrededores del remanen te de supernova G296.5+10.0.

Testori, J.C.; Colomb, F.R. y Giacani, E.B. - Observa­ciones en HI de un -filamento con veloci­dad anómala.

Clocchiatti, A. y Marracó, H.G. - Modelo de distribu­ción de material interestelar.

van der Bij, M.D.P. y Arnal, E.M. - Un objeto de HI peculiar en Corona Austral.

01 ano, C.A. y Poppel , W.G.L. - Origen de las Nubes deTauro.

185

186

189

190

193

196

197

198

199

200

Bol.Asoc.Arg. de Astr. 243

M E T O D O S DE O B S E R V A C I O N

Mondinalli, C.A. y Hormaechea, J.L. - Resultados delenlace por TV en la EARG.

Perdomo, R.A.s Bruñí ni, A. y MOndinalli, C.A, - La re­tracción astronómica. La temperatura del aire y la reducción de las observaciones de Astrolabio.

Sera-fino, A. y Molina, E. - Reemplaza de las ruedas decontacto en el Astrolabio Danjon.

Cáceres, O.J. y Arias, F. - Mejoramiento de posicionesde las estrellas del Catálogo del Tubo Ce ni tal Fotoqrá-f i co.

METODOS NUMERICOS

Garcia Lambas, D. ; Mosconi, M. y Sérsic, J.L. - Colapsoy relajación de sistemas de N cuerpos.

Garcia Lambas, D . ; Mosconi, M. y Sérsic, J.L. - Modelopara relajación violenta de sistemas de partícul as autogravi tant.es.

Garcia Lambas, D.; Mosconi, M» - Transferencia de mamentas angulares entre sistemas auto gravi­tantes.

NUBES DE ALTA VELOCIDAD

Baja ja, E. ; Cappa de Nicolau, C. ; Cersósimo, J.C.; Loi^seau, N. ; Martin, M.C.; Morras, R. ; Olano, C.A. yPoppel, W.G.L. - Relevamiento de nubes de alta veloci­

dad en el hemisferio austral.Arnal, E„M. y Morras, R. — Nubes de alta velocidad en

el interior galáctico.

? M B o l .A s o c .A r g . de

2 05

2 0 6

207

211

212

213

217

218

2 0 3

A s t r .

NUBES DE MAGALLANES

Torres, G. y Carranza, G. - Estudio inter-ferométrico dela Nube Menor de Magallanes.

Morras, R. - La corriente magallánica.

PLANETAS Y PEQUEMOS PLANETAS

Carrasco, G. y Loyola, P. - Observaciones de planetas ypequeMos planetas realizadas en 1983, en el Circulo Meridiano Repsold de Cerro Ca~ 1 án.

222

221

RADIOFUENTES

Carestia, R-; Mallamaci, C. ; Gallego, M. ; Castro, W. ; Márquez, R. ; Lepez, H. y Pérez, J.A. - Observación de

radio-estrellas con el Circulo Meridiano de San Juan.

RELATIVIDAD

Correcci obes relativis- de los asteroides troya

237

□rellana, R.B. y Vucetich, H. -tas al movimiento nos.

B o l .A s o c .A r g . de Astr 245