Ajuste de curvas de luz de binarias eclipsantes con componentes esféricas usando un modelo simple

• Autor: Tello Gálvez, Julio César
• Formato: tesis de grado
• Fecha de Publicación: 2024
• Institución: Universidad Nacional de Ingeniería
• Repositorio: UNI-Tesis
• Lenguaje: español
• OAI Identifier: oai:cybertesis.uni.edu.pe:20.500.14076/28216
• Enlace del recurso: http://hdl.handle.net/20.500.14076/28216
• Nivel de acceso: acceso abierto
• Materia: Fotometría; Análisis de datos; Binarias eclipsantes; Curva de luz; https://purl.org/pe-repo/ocde/ford#1.03.03

Un sistema binario eclipsante está compuesto por 2 estrellas orbitando alrededor del centro de masa y cuyo plano orbital está en dirección del observador, ocurriendo 2 eclipses entre las componentes estelares en cada órbita. El flujo luminoso en un sistema binario depende de diversos parámetros como son las propiedades físicas de cada estrella (masa, radio, luminosidad), del periodo orbital y de algunos parámetros geométricos de modo que al ocurrir un eclipse estelar el flujo luminoso del sistema decae temporalmente. Si conocemos los parámetros de cada componente y del sistema podemos calcular el flujo luminoso del sistema y cómo varía con el tiempo. Esto se conoce como el problema directo. Sin embargo, de mayor interés es el problema inverso que consiste en, conociendo el flujo total de la binaria eclipsante y su variación con el tiempo, obtener los parámetros del sistema. De esta forma los astrónomos consiguen decodificar la información fotométrica para obtener información de las propiedades de cada componente y del sistema. En esta tesis establecemos un modelo para calcular el flujo total de un sistema binario eclipsante y cómo varía con el tiempo. El modelo basado en el modelo de Roche supone que las estrellas son esféricas y sus órbitas son circulares. Con ayuda de catálogos estelares usamos información de binarias eclipsantes cuyos parámetros son conocidos para validar nuestro modelo tanto en el problema directo como en el problema inverso. Habiendo validado nuestro modelo lo aplicamos finalmente a 2 binarias eclipsantes para obtener sus parámetros estelares.