UNIVERSIDAD NACIONAL AUTÓNOMA DE MÉXICO PROGRAMA DE POSGRADO EN ASTROFÍSICA INSTITUTO DE ASTRONOMÍA ESTUDIO DE ESTRELLAS BINARIAS Y SISTEMAS MÚLTIPLES EN LA VÍA LÁCTEA. MULTIPLICIDAD ESTELAR DEL CÚMULO ABIERTO ASCC 113 TESIS QUE PARA OPTAR POR EL GRADO DE DOCTOR EN CIENCIAS (ASTROFÍSICA) PRESENTA CARLOS ALBERTO GUERRERO PEÑA TUTOR DR. VALERI ORLOV INSTITUTO DE ASTRONOMÍA MÉXICO, D. F. Marzo de 2014 VNIVEI\',DAD NAqONAL AVfN"MA DE Mrxlc,o UNAM – Dirección General de Bibliotecas Tesis Digitales Restricciones de uso DERECHOS RESERVADOS © PROHIBIDA SU REPRODUCCIÓN TOTAL O PARCIAL Todo el material contenido en esta tesis esta protegido por la Ley Federal del Derecho de Autor (LFDA) de los Estados Unidos Mexicanos (México). El uso de imágenes, fragmentos de videos, y demás material que sea objeto de protección de los derechos de autor, será exclusivamente para fines educativos e informativos y deberá citar la fuente donde la obtuvo mencionando el autor o autores. Cualquier uso distinto como el lucro, reproducción, edición o modificación, será perseguido y sancionado por el respectivo titular de los Derechos de Autor. Agradecimientos Agradezco al Posgrado en Astrof́ısica de la Universidad Nacional Autónoma de México por haberme formado como investigador. Agradezco también al CONACYT por haberme apoyado para llevar a cabo mis estudios de Posgrado. Agradezco al poryecto PAPIIT IN102514 por el apoyo que me brindó para la realización de mi tesis y concluir las actividades académicas del proyecto. Quiero agradecer a los miembros del Comité Tutor por su disposición y enorme ayuda para mejorar mi trabajo de tesis. Tutor Principal. Dr. Valeri Orlov Instituto de Astronomı́a UNAM orlov@astro.unam.mx Miembros del Comité Tutor M. en C. Christine Allen Armiño Instituto de Astronomı́a UNAM chris@astro.unam.mx M. en C. José Hermenegildo Peña Saint Mart́ın Instituto de Astronomı́a UNAM jhpena@astro.unam.mx Dr. Raúl Michel Murillo i Instituto de Astronomı́a UNAM rmm@astro.unam.mx Dr. Luis José Herminio Corral Escobedo Centro Universitario de Ciencias Exactas Universidad de Guadalajara luis.corral@gmail.com ii Agradecimientos a T́ıtulo Personal Con esta tesis termino un ciclo muy importante en mi vida y quiero agradecer a todas las personas que forman parte de ella, por su apoyo y acompañamiento durante estos años. Te agradezco mamá por ser mi pilar y fundamento, sabes que todo lo que hago está inspirado por ti. Gracias a mis hermanos por todo. Daniel, te quiero mucho hermano. Gracias por todo Alfonso. Abuelita, mi papá no pudo acompañarnos, pero yo me quedo en su representación para acompañarte a ti. Te quiero, gracias por todo. Isa, tú siempre tienes un apartado especial en mi vida, eres y serás parte de ella por siempre. Te quiero. Jenny, te quiero mucho guapa, gracias por nuestras inolvidables experiencias jun- tos. T́ıo Pepe, t́ıa Ara, Bere, Yaz. Gracias por su compañ́ıa y su cariño, los llevo en mi corazón. T́ıa Paty, te quiero mucho, gracias a ti por todo tu amor. Argelia Sol-Haret, gracias por todas nuestras interminables pláticas, no sólo yo te ayudo y acompaño a ti, tú también me ayudas y me inspiras a seguir a mı́. Gracias, te quiero mucho. Gracias Miguel Monroy por estos años de convivencia en el cubo que compartimos juntos. iii Dedicatoria Con todo mi cariño y mi amor para la persona que hizo todo en la vida para que yo pudiera lograr mis sueños, por motivarme y darme la mano cuando sent́ıa que el camino se terminaba. A ti mamá, por siempre mi corazón y mi agradecimiento. iv Resumen Muchas estrellas de la Vı́a Láctea se forman como sistemas binarios o múltiples (Goodman & Hut, 1993) y sabemos que la mayoŕıa de las estrellas se forma en cúmulos estelares y en regiones aisladas de formación estelar (Lada & Lada , 2003). Las observaciones muestran que una fracción significativa de las estrellas de campo son binarias o de mayores órdenes de multiplicidad (Duquennoy & Mayor, 1991; Eggleton & Tokovinin , 2008); sin embargo, nuestros estudios de estrellas binarias han demostrado que en realidad sólo una pequeña fracción de estrellas son binarias cerradas o múltiples (Orlov et al. , 2009, 2010, 2011; Orlov, Voitsekhovich & Guerrero, 2012; Orlov, Guerrero & Voitsekhovich , 2014). A partir de observaciones de regiones de formación estelar, sabemos que las es- trellas se forman en sistemas múltiples que vaŕıan desde estrellas binarias hasta asociaciones y cúmulos abiertos; de ah́ı la importancia de estudiar cúmulos estelares, pues nos pueden ayudar a entender cuál es el proceso dominante de formación estelar. Sin embargo, existen varias preguntas abiertas en relación a este tema que no han podido ser respondidas; por ejemplo, si la formación de estrellas se caracteriza por la universalidad en la distribución de multiplicidades, es decir, si la formación estelar se caracteriza por una Función Inicial de Masa (IMF) aparentemente universal y cuál es la forma funcional de la IMF; la aparente variación de la frecuencia de bina- riedad como función del ambiente en el cual ocurre la formación estelar; la falta de conocimiento de las condiciones iniciales para la formación de cúmulos estelares y las dificultades que aparecen en los modelos de fragmentación de nubes moleculares que resulten en las fracciones de estrellas que se observan en la Galaxia. Estos problemas pueden ser atendidos caracterizando con detalle la estructura interna de los cúmulos abiertos, estableciendo constricciones observacionales a partir del conocimiento de la v fracción de multiplicidad y su dependencia con la posición relativa de las binarias en los cúmulos. Sin embargo, hay un desconocimiento total en cuanto a la posición esperada de las estrellas binarias y múltiples dentro de un cúmulo abierto; por un lado se han propuesto modelos jerárquicos de formación estelar en los cuales las estrellas más masivas se forman en la región central de los cúmulos (Elmegreen , 1999; Klessen, Burkert & Bate , 1998), lo que puede inducir un déficit de estrellas binarias en el núcleo de los cúmulos pues éstas serán disueltas debido a interacciones dinámicas, y las que permanecen estarán sesgadas hacia binarias muy cerradas con estrellas principales muy masivas. En las partes exteriores de los cúmulos ocurrirá lo contrario, serán regiones menos densas con un contenido de binarias más abiertas. Por otro lado, Bica & Bonatto (2005) hicieron un análisis detallado usando simulaciones de N cuerpos y concluyeron que para reproducir la morfoloǵıa observada en los diagramas color–magnitud (CMD), es necesaria una fracción mı́nima de binarias en el núcleo del cúmulo de cerca del 11%, y alrededor de 35% a 70% en la corona del cúmulo, dependiendo de la densidad estelar. En este trabajo de tesis abordamos un problema abierto en el campo de la as- trof́ısica estelar que no puede resolverse usando fotometŕıa clásica. Con los datos disponibles en la literatura, en combinación con una técnica de observación de alta resolución espacial que requiere sólo de telescopios pequeños, nos propusimos obser- var estrellas en cúmulos abiertos para determinar la fracción de estrellas binarias y múltiples que los componen y verificar si en efecto la “secuencia de binarias” está compuesta por estrellas “binarias gemelas” como se ha propuesto en la literatu- ra. Presentamos un estudio de alta resolución angular de 239 estrellas en dirección del cúmulo abierto ASCC 113. Nuestras observaciones se realizaron con el Telescopio de 2.1 m del Observatorio Astronómico Nacional, Sierra San Pedro Mártir, México. Combinando nuestros resultados observacionales con los datos obtenidos de la lite- ratura, encontramos una razón entre el número de estrellas individuales y estrellas binarias de 27:7 para los miembros más probables, por lo que la fracción de multi- plicidad de este cúmulo es 20.06%± 3%, para el intervalo de separaciones angulares accesibles a nuestra técnica, a saber, 0′′.055 ≤ ρ ≤ 25′′ para λ = 550 nm. También observamos estrellas de campo en la vecindad del cúmulo y estimamos una razón de vi multiplicidades de 125:27:4:1:0:0:0:1 (entre una y ocho compañeras), equivalente a una fracción multiplicidad de 20.09% ± 1%, en el mismo intervalo de separaciones angulares. Haciendo un cálculo conservador, estimamos que el número de estrellas compañeras no detectadas en la muestra es muy pequeño. Comparando nuestra es- timación de la frecuencia de multiplicidad del cúmulo con la frecuencia del campo, llegamos a la conclusión de que son estad́ısticamente indistinguibles entre śı. Con- clúımos también que la “secuencia de binarias” no puede ser explicada en términos de estrellas “binarias gemelas” pues éstas son muy poco abundantes en la Galaxia y que los modelos de contaminación por estrellas binarias y los modelos jerárquicos de formación estelar deben ser evaluados en términos de las fracciones estimadas en recientes estudios para poder reproducir de forma más fiel los resultados de las observaciones. Otra conclusión importante de nuestro estudio es que la distribución superficial de estrellas binarias en el cúmulo es completamente aleatoria, no hay evidencia de ningún gradiente radial. Finalmente, ofrecemos una breve reseña sobre el tema de la multiplicidad estelar en nuestra Galaxia y en los cúmulos abiertos y conclúımos que tal vez la mayoŕıa de las estrellas de la Vı́a Láctea no son binarias o múltiples cerradas, esta es una afirmación que surgió históricamente debido a un efecto de selección y a limitaciones tecnológicas. vii Abstract In this thesis we address an open problem of stellar astrophysics that cannot be solved using classical photometry. With data available in the literature, in combina- tion with an observation technique of high spatial resolution that requires only small telescopes, we decided to observe stars in open clusters to determine the fraction of binary and multiple stars that compose them and verify if the “binary sequence” consists of “twin binary stars” as proposed in the literature. We present a study of high angular resolution of 239 stars in the direction of the open cluster ASCC 113. Our observations were made with the 2.1 m telescope of the National Astronomical Observatory, Sierra San Pedro Mártir, México. Combining our observational data with results obtained from the literature, we found a ratio of number of individual and binary stars fo 27:7, for the most probable members, so that the fraction of multiplicity of this cluster is 20.06% ± 3%, for the range accessible to our angular separations technique, namely, 0′′.055 ≤ ρ ≤ 25′′ for λ = 550 nm. We also obser- ved field stars in the vicinity of the cluster and estimates a ratio of multiplicities of 125:27:4:1:0:0:0:1 (between one and eight companions), equivalent to a multipli- city fraction of 20.09% ± 1%, in the same range of angular separations . Making a conservative calculation, we estimate the number of undetected companion stars in the sample to be very small. Comparing our estimate of the multiplicity frequency of the cluster with the frequency of the field, we conclude that they are statistically indistinguishable from each other. We also conclude that the “binary sequence” can not be explained in terms of “twin binary stars”, because they are very scarce in the Galaxy and that the models of binary star contamination and hierarchical models of star formation must be evaluated in terms of the fractions estimated in recent studies. Another important finding of our study is that the surface distribution of viii binary stars in the cluster is completely random, there is no evidence of any radial gradient. Finally, we provide a brief overview on the topic of stellar multiplicity in our Galaxy and in open clusters and conclude that perhaps the majority of stars in the Milky Way are not close binary or multiples. ix Índice general Agradecimientos I Agradecimientos a T́ıtulo Personal III Dedicatoria IV Resumen V Abstract VIII Índice general XI Introducción General 1 1. Interferometŕıa de Motas 8 1.1. Reconstrucción de la Amplitud . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 10 1.2. Cálculo y Modelaje del Espectro de Potencias . . . . . . . . . . . . . 12 1.3. Reconstrucción de Fase . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . 14 1.4. Fotometŕıa Relativa de Estrellas Binarias . . . . . . . . . . . . . . . . 15 2. uvby−β Photoelectric Photometry of the Open Clusters NGC 1647 and NGC 1778 17 3. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. I 28 x Índice general 4. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. II 35 5. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. III 44 6. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. IV 53 7. Stellar Multiplicity of the Open Cluster ASCC 113 59 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 72 9. Conclusiones Generales y Trabajo a Futuro 92 Bibliograf́ıa 94 xi Introducción General La multiplicidad estelar es un resultado estándar del proceso de formación estelar, razón por la cual resulta de suma importancia estudiar la frecuencia y las caracteŕısti- cas principales de los sistemas múltiples y su dependencia del medio ambiente y de la masa progenitora; sin embargo, los primeros intentos por hacer estimaciones de la frecuencia de multiplicidad en diferentes entornos estuvieron severamente afecta- dos por sesgos de selección y completez. El desarrollo instrumental de las pasadas dos décadas ha permitido refinar y robustecer el análisis en prácticamente todos los campos de la astrof́ısica observacional, en particular en la búsqueda de estrellas múltiples. La existencia de estrellas binarias fue reconocida poco tiempo después del naci- miento de la astronomı́a moderna. Mitchell (1767) señaló que la presencia de estrellas dobles en el cielo era demasiado alta para ser un efecto aleatorio. Herschel (1802) descubrió y catalogó cientos de estrellas binarias e hizo los primeros cálculos rudimen- tarios para sus determinar parámetros orbitales. A principios del siglo XX decenas de miles de estrellas binarias hab́ıan sido catalogadas (Burnham 1906) y Kuiper (1935) fue uno de los primeros en argumentar que la determinación emṕırica de la frecuencia de multiplicidad y la distribución de parámetros orbitales era de vital importancia para la astronomı́a desde el punto de vista observacional y teórico. A mediados del siglo XX se hicieron estudios muy profundos para establecer la frecuencia de multiplicidad en estrellas de secuencia principal para tipos espectrales F y G. Derivado de estos estudios, se concluyó que la frecuencia de binarias visuales de estas estrellas era del 70%–80% (Heintz 1969; Abt & Levy 1976), es decir, que la mayoŕıa de las estrellas de secuencia principal de tipos espectrales F y G eran binarias. Más recientemente, Duquennoy & Mayor (1991) publicaron un estudio más 1 Introducción General completo de estrellas F y G en el que concluyen que 2/3 de estas estrellas son binarias espectroscópicas o múltiples, pero sólo dentro de la vecindad solar. Raghavan et al. (2010) hicieron el mismo estudio pero sólo para estrellas tipo G dentro de una burbuja de 25 pc con centro en el Sol y concluyeron que el 56% de todas las estrellas de tipo solar son dobles. Estas conclusiones son las que han llevado a pensar que la mayoŕıa de las estrellas de la Vı́a Láctea son dobles o múltiples. Fischer & Marcy (1992) concluyeron además que la frecuencia de estrellas dobles espectroscópicas es función del tipo espectral. Poveda, Allen & Parrao (1982) hicieron un estudio estad́ıstico de estrellas binarias y múltiples en el IDS (Index Catalogue of Visual Double Stars) (Jeffers, van de Bos & Greeby 1963) y encontraron que el catálogo está completo hasta magnitud 10 (en el sistema de magnitudes del catálogo). Usando un criterio de discriminación del 1%, es decir, que a menos de que la probabilidad de encontrar una estrella de campo dentro del radio de un posible compañero sea inferior al 1%, el compañero es rechazado como probable estrella secundaria visual, concluyeron que todas las estrellas deben tener en promedio al menos una compañera f́ısica visual y que una estrella de cada tres en el campo debe ser múltiple. Se ha demostrado que la frecuencia de estrellas binarias declina a partir de las estrellas tipo G. La forma funcional de la IMF ha sido constreñida a partir de ob- servaciones de estrellas de campo (Kroupa 2002) y estrellas en cúmulos estelares embebidos (Muench et al. 2002); sabemos que la IMF del universo presente alcanza su máximo entre ∼ 0.1 y 0.5M⊙, lo que indica que la mayoŕıa de las estrellas que se forman en el disco Galáctico son de tipo M y sin embargo, sólo 35% de las estrellas tipo M son binarias espectroscópicas (Leinert et al. 1997; Reid & Gizis 1997; Siegler et al. 2005). Delfosse et al. (2004) publicaron el estudio más preciso para estrellas tipo M en el que concluyen que 74% de estas estrellas son individuales. Para tipos espectrales más tard́ıos de estrellas enanas (L y T), Gizis et al. (2003) estimaron que sólo el 15% son binarias cerradas y que la frecuencia de binariedad para binarias abiertas es menor al 1.7%, pero estos tipos espectrales son más abundantes que todos los demas tipos espectrales combinados, al menos dos órdenes de magnitud (Artigau et al. 2013), por lo que esta conclusión podŕıa entrar en conflicto con la afirmación absoluta de que la mayoŕıa de las estrellas del Universo son múltiples. Las estrellas de masa intermedia tienen una pronunciada relación masa-luminosidad, 2 Introducción General por lo que es muy dif́ıcil detectar compañeras débiles, lo que puede inducir un sesgo observacional. En 2005, Kouwenhoven et al. estimaron que 37% de las estrellas tipo A en la asociación Scorpius OB2 son binarias visuales; más tarde De Rosa et al. (2011) hicieron un estudio limitado por volumen (< 200 pc) en el que concluyeron que 40% de las estrellas tipo A son binarias visuales o múltiples. En el caso de las estrellas masivas tenemos varios problemas para establecer la fracción de multiplicidad: son estrellas muy distantes (no conocemos ninguna estrella tipo O en la vecindad solar); son extremadamente brillantes (Sana & Evans 2011); la mayoŕıa están en su lugar de nacimiento o en asociaciones OB, sólo ∼ 20% de todas las estrellas tipo O se pueden encontrar en el campo (Chini et al. 2012), por lo que son muestras muy sesgadas e incompletas. Sin embargo, varios autores han tratado de hacer estimaciones de la frecuencia de multiplicidad para este tipo de estrellas. Abt, Gomez & Levy (1990) establecieron un ĺımite inferior para estrellas masivas, concluyen que la fracción de multiplicidad estelar es 60%; posteriormente Shana et al. (2012) estimaron una frecuencia del 70% para estrellas O y también en 2012, Chini et al. encontraron una fracción del 52% para estrellas B tempranas. Sin embargo, Peter et al. (2012) concluyeron que la frecuencia de binarias visuales en estrellas masivas es un efecto de proyección (binarias ópticas), sólo el 45% tienen alta probabilidad de ser binarias gravitacionalmente ligadas. En la literatura también podemos encontrar estudios enfocados a estrellas de Población II. Algunos estudios concluyen que hay un posible déficit de compañeras secundarias (Oort 1926, Abt & Willmarth 1987); sin embargo, más recientemente Goldberg et al. (2002) concluyeron que las estrellas de Población II tienen la mis- ma frecuencia de binariedad que las estrellas de Población I y Rastegaev (2010) estimó que la frecuencia de multiplicidad de las estrellas binarias cerradas de Pobla- ción II es 26%, que es muy similar a las estimaciones encontradas por Latham et al. (2002) para estrellas binarias, también ceradas, de Población I en el disco Galáctico. La situación cambia un poco en regiones de formación estelar, donde encontramos estrellas pre–secuencia principal. Duchêne (1999) encontró un relativo exceso en la frecuencia de multiplicidad de aproximadamente 1.7 veces comparada con la frecuen- cia de las estrellas de secuencia principal en el campo. Sin embargo, no hay evidencia contundente de que haya más estrellas binarias pre–secuencia principal para todas las 3 Introducción General regiones de formación estelar, podŕıa ser un efecto de selección; Brandner & Köehler (1998) concluyeron que la frecuencia general de binariedad de estrellas pre–secuencia principal en regiones individuales de formación estelar no es necesariamente mayor que entre las estrellas de secuencia principal y es del orden de 31%, para binarias abiertas. El caso de los cúmulos abiertos es muy especial, pues a pesar de que son exce- lentes laboratorios para probar teoŕıas de formación y evolución estelar, no se han hecho estudios profundos de multiplicidad estelar. Los cúmulos abiertos son conjun- tos f́ısicos de estrellas que se formaron al mismo tiempo a partir de la misma nube de gas y polvo cósmicos, que se mantienen juntas debido a su atracción gravitacional mutua. Representan ejemplos de estrellas de la misma edad y composición qúımica intŕınseca, que son importantes en el estudio de los procesos de formación y evolución estelar. Tradicionalmente consideramos que los cúmulos abiertos están constreñidos al disco delgado de la Vı́a Láctea y dados sus amplios intervalos de distancia, me- talicidad y edad, resultan excelentes trazadores de los procesos relacionados con la composición qúımica, la dinámica estelar, estructura, formación y evolución de este subsistema Galáctico. Se han descubierto más de 1500 cúmulos abiertos en nuestra Galaxia y se esti- ma que hay muchos más, como lo demuestran recientes estudios sistemáticos que han descubierto nuevos cúmulos abiertos (Karchenko, 2005), aunque el número de cúmulos abiertos estudiados con distancias heliocéntricas mayores a 2 kpc es todav́ıa relativamente pequeño (Glushkova, 2013). El catálogo de Dı́as et al. (2002), es la base de datos de cúmulos abiertos más completa hasta la fecha; sin embargo, la prin- cipal debilidad del catálogo es que está construido en base a una recopilación de datos de varios autores, que hicieron diferentes supuestos y utilizaron diferentes técnicas de observación, instrumentos y calibraciones, reflejados en una falta de homogenei- dad de los datos y su análisis. Los parámetros fundamentales que se pueden obtener mediante la observación de cúmulos abiertos son: enrojecimiento interestelar, módu- lo de distancia, edad y metalicidad, parámetros que tienen un alto impacto en las conclusiones derivadas de su estudio. La técnica que se ha utilizado históricamente para estimar estos parámetros es la fotometŕıa clásica, pero hay un problema obser- vacional por la presencia de estrellas en sistemas binarios o múltiples que no están 4 Introducción General resueltas y que no se toman en cuenta cuando se estiman los parámetros f́ısicos sólo con fotometŕıa absoluta, pues estas estrellas introducen un error en la determinación de los parámetros de los cúmulos (Reid, 1986). El diagrama Hertzsprung-Russell teórico de los cúmulos abiertos muestra una ĺınea bien definida para la secuencia principal. Sin embargo, el diagrama observacio- nal color–magnitud (CMD) muestra que la secuencia principal es una banda con un ancho finito y, además, hay algunas estrellas que se encuentran un poco menos de una magnitud por arriba de la secuencia principal. La dispersión de color entre las estre- llas en el CMD a lo largo de la secuencia principal, desde el punto de partida hasta las estrellas tard́ıas no evolucionadas, se debe en parte a una abundante población de estrellas binarias no resueltas (Daniel et al., 1994). La fotometŕıa puede darnos información sobre muchas propiedades f́ısicas y qúımicas de las estrellas; también sobre su distancia, pero si la estrella se encuentra en un sistema binario o múltiple cerrado es dif́ıcil realizar fotometŕıa con métodos tradicionales, como fotometŕıa de Johnson, Strömgren, etc., pues se introduce un error debido a las magnitudes com- binadas de estrellas que no pueden ser observadas de forma separada. Este problema observacional afecta la determinación de los parámetros de las estrellas de dos formas (Stobie, 1987): la primera es que la luminosidad de la estrella se ve aumentada por la inclusión de la luminosidad de la secundaria y la segunda es que el ı́ndice de color del sistema es más rojo pues, en general, la estrella secundaria es más débil y más roja. Estos efectos combinados subestiman la distancia, situando a las estrellas más cerca de lo que en realidad están, lo que a su vez causa un error en la edad estimada (Jeffery 2009). La fracción de estrellas binarias está dominada por varios procesos. En los cúmu- los estelares, hay una continua formación y destrucción de sistemas binarios debido a la interacción entre estrellas binarias, múltiples y estrellas individuales. Este esce- nario se complica debido a la evolución dinámica de los cúmulos que, en principio, produce gradientes radiales en la frecuencia de estrellas binarias. El modelaje teórico de sistemas estelares que incluyan el efecto de estrellas binarias continúa siendo un reto abierto (Ivanova et al., 2005; Portegies Zwart, McMillan & Makino, 2007; Hur- ley, Aarseth & Shara, 2007; Sollima, 2008). Desde el punto de vista observacional, la fracción de estrellas binarias cerradas sólo se ha estimado en algunos cúmulos glo- 5 Introducción General bulares (por ejemplo, Trimble, 1980; Hesser et al., 1990; Margon, Wilcots & Bolte, 1991; Romani & Weinberg, 1991; Bolte, 1992; Rubenstein & Bailyn, 1997; Bellazzini et al., 2002; Clark, Sandquist & Bolte, 2004; Zhao & Bailyn, 2005; Jun & Bregman, 2013). Estos estudios indican que hay una presencia de binarias cerradas que vaŕıa desde el 11% hasta el 50% dependiendo del cúmulo. Son muy escasos los estudios que investigan la fracción de multiplicidad estelar en cúmulos abiertos (Duchêne & Kraus, 2013), y hay muy pocos ejemplos en la literatura (por ejemplo, Bolte, 1991; Daniel et al., 1994; Bouvier et al., 1997, 2001; Patience et al., 1998, 2002; Duchêne et al., 1999; Mart́ın et al., 2003; Simone et al., 2003; Bouy et al., 2006; Meibon et al., 2006; Geller & Mathieu, 2012; Sandquist et al., 2013). Estos estudios se traslapan y están centrados sólo en cuatro cúmulos abiertos: α Per, las Pléyades, Praesepe y las Hı́adas, y concluyen que la frecuencia de multiplicidad en cúmulos abiertos vaŕıa desde 25%–30% (Duchêne & Bouvier 2008) a un 65%–70% (Kähler 1999) para binarias abiertas. Sin embargo estas conclusiones son derivadas de estudios fotométricos. Sólo recientemente se han llevado a cabo estudios de alta resolución espacial para buscar estrellas múltiples en cúmulos abiertos; por ejemplo, haciendo un estudio con observaciones de óptica adaptativa (AO), Duchêne et al. (2013) concluyeron que la frecuencia de binariedad de las Hı́adas es del orden de 19% para binarias cerradas, (un valor comparable con nuestros resultados). Alcanzar altas resoluciones espaciales no es un problema trivial; se requieren teles- copios y equipos muy poderosos y caros, pero la interferometŕıa de motas (o speckle interferometry) permite a los telescopios en tierra alcanzar una resolución limitada sólo por la difracción, aún sin contar con la corrección de la AO multiconjugada. Son necesrias mediciones continuas de alta resolución espacial de estrellas binarias para estudiar el movimiento orbital en torno a su centro de masa, pues es el único método directo para calcular masas estelares, razón por la cual hemos estado publicando mediciones interferométricas de estrellas binarias desde 2009. Esta tesis comienza con el Caṕıtulo 1 describiendo las bases generales de la in- terferometŕıa de motas, pues es la técnica observacional que utilizamos para llevar a cabo nuestros estudios. En el Caṕıtulo 2 presento el primer art́ıculo en el cual participé como primer autor y que fue publicado durante el segundo año de mi doc- torado; aunque cronológicamente no es mi primera colaboración, śı fue mi primer 6 Introducción General acercamiento a la astronomı́a profesional. En el art́ıculo reportamos un estudio de fotmetŕıa fotoeléctrica de Strömgren de dos cúmulos abiertos, NGC 1647 y NGC 1778. Los Caṕıtulos 3, 4, 5 y 6 resumen las observaciones de estrellas binarias que hemos llevando a cabo desde 2009. Durante mis estudios de Maestŕıa y Doctorado me he dedicado a familiarizarme con la interferometŕıa, y ese proceso me llevó a ser capaz de combinar las dos áreas de interés que han llamado mi atención: los cúmulos abiertos y las técnicas de alta resolución. Esta combinación derivó en la propuesta central de este trabajo: observar estrellas binarias en cúmulos abiertos usando interferometŕıa de motas para tratar de resolver el problema de la “secuencia de binarias”. Los resultados de la investigación están condensados en el Caṕıtulo 7, en un art́ıculo publicado en el Astronomical Journal (Guerrero et al. 2014). El Caṕıtulo 8 contiene el más reciente art́ıculo de la serie de estrellas binarias, ya aceptado para su publicación en la Revista Mexicana de Astronomı́a y Astrof́ısica. Finalmente presentamos las conclusiones generales, el trabajo a futuro y las referen- cias. 7 Caṕıtulo 1 Interferometŕıa de Motas La limitación real de la resolución para los telescopios en tierra no es el diámetro de la apertura, sino la atmósfera. Como resultado, un telescopio de cualquier apertura muy raramente podrá alcanzar una resolución en luz visible menor a 1′′ de arco. La interferometŕıa de motas nos permite alcanzar una resolución de hasta 0′′.07 en la banda R (Orlov , 2013) para el Telescopio de 2.1 m de San Pedro Mártir, y no sólo nos da información sobre las posiciones aparentes de las estrellas, sino también proporciona información sobre la diferencia en magnitudes de los componentes que forman el sistema. Labeyrie (1970) introdujo el principio de la interferometŕıa de motas. Un patrón de motas es un efecto de interferencia en una imagen causado por perturbaciones alea- torias de fase y amplitud inducidas en el frente de onda de la luz incidente, debidas a la turbulencia atmosférica y a las aberraciones del telescopio. Las imágenes tradicio- nales de larga exposición consisten de un gran número de imágenes instantáneas que juntas forman el disco de seeing (ver Figura 1.1). En la interferometŕıa de motas se utilizan grandes aumentos y se toman cientos de exposiciones muy cortas. Cuando estas imágenes se combinan y se analizan (en forma digital), se puede llegar a la resolución ĺımite del telescopio. Si usáramos un telescopio ideal con apertura infinita para observar la imagen de una estrella ideal, puntual y monocromática, produciŕıamos una imagen δ(r) en el plano focal r del telescopio. Sin embargo, los telescopios tienen aperturas finitas y tenemos la atmósfera que vaŕıa continuamente con el tiempo. Lo que se produce 8 Caṕıtulo 1. Interferometŕıa de Motas Figura 1.1: Specklegrama de la estrella Hip 74643, obtenido con el Telescopio de 1.5 m OAN/SPM. La imagen tiene 1 s de tiempo de exposición. entonces es una imagen p(r, t), que es la función monocromática de dispersión de punto (PSF) definida como la distribución de brillo de un objeto puntual después de que pasa por la atmósfera, instantánea y atmosféricamente degradada, del telescopio en el tiempo t. Este es un “patrón de motas” para una estrella no resuelta. La imagen i(r, t) de una fuente real será entonces la convolución entre la PSF y la distribución de brillo del objeto, es decir, la imagen de la fuente o(r): i(r, t) = o(r) ∗ p(r, t). (1.1) La ecuación 1.1 representa la intensidad de la imagen, por lo que puede ser obteni- da directamente usando un intensificador de imagen y una cámara para grabarla. De acuerdo con el teorema de convolución, la transformada de Fourier de la convolución representada en 1.1 es el producto punto a punto de las transformadas: I(u, t) = O(u) · P (u, t). (1.2) Para obtener la imagen a partir de una imagen “speckle” hacemos el siguiente cálculo: O(u) = I(u, t) P (u, t) . (1.3) Sin embargo, es muy dif́ıcil determinar P (u, t), peor aún, es muy ruidosa S/N ≈ 1, 9 Caṕıtulo 1. Interferometŕıa de Motas Figura 1.2: Cuatro imágenes de motas consecutivas del cubo de imágenes de la estrella binaria WDS 00279+234. Entre cada imagen han pasado 500 ms. Estas imágenes muestran el cambio rápido en las distorsiones inducidas por la atmósfera. Debido a que la separación entre las estrellas es pequeña, la distorsión en las dos distribuciones de brillo es similar. Imagen obtenida con el Telescopio de 1.5 m OAN/SPM, en agosto de 2010. sumado al ruido del cielo y el detector. Este cociente tan pequeño de señal a ruido dificulta observar estructuras complejas o estrellas compañeras muy débiles. Por lo tanto, la baja sensibilidad debe ser compensada tomando muchas imágenes para ser analizadas; estas secuencias de imágenes muestran la evolución temporal del patrón de motas: cubo de imágenes (ver Figura 1.2). Sin embargo, un simple promedio sobre las imágenes no generará una imagen al ĺımite de difracción. 1.1. Reconstrucción de la Amplitud El análisis del espectro de potencias (PS) (Labeyrie , 1970) se basa en que la resolución en el régimen limitado por difracción se conserva usando el cuadrado del espectro de potencias 〈 |I|2 〉 en vez del promedio del número de imágenes < i > o del promedio de sus transformadas de Fourier 〈 I 〉 . Cuando se toma una imagen de 10 Caṕıtulo 1. Interferometŕıa de Motas una estrella individual, con un tiempo de integración corto, aparece un patrón de motas aleatorio. El cálculo la autocorrelación (ACF) –la transformada de Fourier del PS– de muchas imágenes, da lugar a un continuo más o menos plano. Cuando una segunda estrella está presente, todos los patrones de motas aparecen dobles con respecto a la separación y razón de flujo de las estrellas. Por lo tanto, la ACF promedio indica claramente la duplicidad por arriba del continuo, debido al máximo en los dos patrones de motas. Si asumimos que la distribución de brillo del objeto es constante durante la ob- servación, la ecuación 1.2 puede ser escrita como: 〈 |Iobj| 2 〉 = |Oobj| 2 · 〈 |Pobj| 2 〉 . (1.4) El promedio del PS de la PSF exhibe solo una moderada variabilidad espacial, por lo que se puede usar una estrella de referencia, es decir, una estrella separada algunos grados del objeto para determinar la PSF. El promedio del espectro de potencias se puede considerar constante hasta algunas horas; entonces, una referencia se puede observar antes o después de la observación. La correspondiente ecuación 1.4 para la referencia es: 〈 |Iref | 2 〉 = 1 · 〈 |Pref | 2 〉 ≈ 1 · 〈 |Pobj| 2 〉 . (1.5) aqúı se ha tomado en cuenta que la función de distribución de brillo de una estrella individual es una delta de Dirac, cuya transformada de Fourier es una constante. Dividiendo 1.4 entre 1.5 tenemos: |Oobj| 2 ≈ 〈 |Oobj| 2 〉 〈 |Pref |2 〉 . (1.6) Cuando observamos, hay que tomar en cuenta el ruido de la electrónica y el ruido del cielo. Estos ruidos pueden ser evaluados de forma simultánea si el objeto no ocupa toda el área del detector. Cuando se resta de los datos obtenemos: |Oobj| 2 ≈ 〈 |Oobj| 2 〉 − 〈 |Oobj,sky| 2 〉 〈 |Pref |2 〉 − 〈 |Pref,sky|2 〉 . (1.7) 11 Caṕıtulo 1. Interferometŕıa de Motas 1.2. Cálculo y Modelaje del Espectro de Potencias T́ıpicamente, cada cubo de datos contiene cerca de 500 imágenes. El PS de un cubo de imágenes se calcula sumando los módulos cuadrados de las transformadas de Fourier de cada imagen: P (fx, fy) = C K N ∑ i=1 |Ii(fx, fy)| 2. (1.8) Las frecuencias espaciales f = fx, fy corresponden a los elementos del arreglo cuadrado de la imagen. La constante de normalización C, se determina a partir de la condición P (0, 0) = 1; en general se usa la frecuencia normalizada K = f/fc, con fc = D/λ la frecuencia de corte, D el diámetro del telescopio y λ la longitud de onda central del filtro. Para poder hacer un modelo de los datos observacionales es necesario conocer la función de transferencia del patrón de motas (STF) P0(f). Como vimos en la Sección 1.1, se usa una estrella de referencia para ese propósito; Tokovinin, Mason & Hartkopf (2010) proponen un método emṕırico para modelar el PS de una estrella binaria. El espectro de potencias de una estrella binaria (ver Figura 1.3) muestra franjas caracteŕısticas. Sin embargo, es más práctico buscar estrellas compañeras en la función de autocorrelación, calculada a partir de la transformada de Fourier del PS. La estructura de dos componentes del PS se conserva y la ACF muestra un disco ancho de seeing y tres picos estrechos, en el caso de una estrella binaria (ver Figura 1.4). Los parámetros que se obtienen del espectro de potencias son: el tiempo de obser- vación T, la separación ρ, que está representada por la separación entre los máximos de las franjas de interferencia, el ángulo de posición θ, obtenido a partir de la in- clinación de las franjas, y la diferencia en magnitudes ∆m. El primer parámetro es arbitrariamente preciso, y los siguientes dos parámetros se combinan en un vector de dos dimensiones r = (ρcosθ, ρsinθ). El ángulo de posición solo puede ser determina- do módulo 180◦ (ver Sección 1.3). El espectro de potencias observado P (f ), después de restar el ruido, puede ser ajustado entonces por el siguiente modelo: Pmod(f ) = P0(f )[A+Bcos(2πfr)], (1.9) 12 Caṕıtulo 1. Interferometŕıa de Motas Figura 1.3: Espectro de potencias de la estrella WDS 00279+234, ρ = 0′′.6 y ∆m = 0.49 mag. Figura 1.4: Función de autocorrelación para la estrella binaria WDS 00279+234. 13 Caṕıtulo 1. Interferometŕıa de Motas Figura 1.5: Ejemplo de un PS, P (f), con f = |f|. La ĺınea entre cortada está dividida por una función gaussiana de tipo T (f) = exp(−k(fx)2) para simular el efecto de distorsión de la atmósfera. La ĺınea punteada es el modelo y la ĺınea continua el PS de la estrella SN 1077 (Tokovinin, Mason & Hartkopf , 2010). donde P0(f ) se obtiene de la estrella de referencia, y A y B están relacionados con la diferencia de magnitud de las estrellas (ver Sección 1.4). La Figura 1.5 ilustra el modelaje del espectro de potencias realizado por Tokovinin, Mason & Hartkopf (2010). La Figura 1.6 muestra el PS de una estrella binaria y su modelo ajustado. El hecho de que el PS esté incluido expĺıcitamente en el modelo ayuda a distinguir entre verdaderos compañeros y la elongación de las motas producidas por la distorsión atmosférica. Un modelo de PS de estrellas triples o múltiples se ajusta de manera similar, pero con un número mayor de parámetros. 1.3. Reconstrucción de Fase Las observaciones con interferometŕıa de motas de estrellas binarias permiten la reconstrucción muy precisa de su estructura (Bonneau et al. , 1980): el ángulo de posición de la estrella compañera, la separación angular entre las dos componentes y 14 Caṕıtulo 1. Interferometŕıa de Motas Figura 1.6: (Parte superior) PS de la estrella FOX 102AB (ρ = 0′′.17,∆m = 0.45 mag). (Parte inferior) Ajuste del modelo (Tokovinin, Mason & Hartkopf , 2010). la razón de flujo definida como la razón entre el flujo de la primaria y la secundaria. Sin embargo, durante el cálculo de la transformada de Fourier perdemos informción de la fase, por lo que el ángulo de posición sufre de una ambigüedad de 180◦. Este problema puede resolverse con otras observaciones y métodos: el algoritmo Knox - Thompson (Knox & Thompson, 1974) o el método Shift-and-add, pero para este trabajo de tesis, no es necesario, sólo lo es en casos interesantes de estrellas múltiples. 1.4. Fotometŕıa Relativa de Estrellas Binarias El contraste β = B/A de las franjas de interferencia en el PS, o la razón de picos en la ACF, β/2, está relacionado con la diferencia en magnitudes entre las componentes de un sistema binario de la siguiente forma: ∆m = −2.5log10[(1− √ 1− β2)/β]. (1.10) Sin embargo, Goodman & Belsher (1976) mostraron que en la determinación de diferencias de magnitud hay que tomar en cuenta el efecto del ruido de fotones de fondo y rayos cósmicos que caen en el detector cuando se están tomando las imágenes. Pluzhnik (2005) propone un método en el que el error introducido por los fotones 15 Caṕıtulo 1. Interferometŕıa de Motas Figura 1.7: Función de autocorrelación de la estrella binaria DF Tau (ρ = 0′′.1,∆m = 0.23 mag), (izquierda) sin la corrección de fotones y (derecha) con la corrección (Pluzhnik , 2005). puede ser determinado como el espectro de potencias normalizado (normalizado al número de eventos) de una imagen de campo plano. La Figura 1.7 muestra la ACF de una estrella binaria sin la corrección de fotones (izquierda) y con la corrección (derecha). Esta corrección es muy importante en la detección de estrellas secundarias débiles, pues pueden ser confundidas con ruido. Cuando se corrige por el error de fotones, la señal de la estrella secundaria au- menta considerablemente, previniendo una falsa detección o que no haya detección. En la sección anterior hablamos de la ambigüedad de 180◦ que aparece al efectuar la transformada de Fourier de la imagen para obtener el PS; este problema también influye la identificación de la estrella primaria y la estrella secundaria cuando la dife- rencia en magnitudes es pequeña (Bagnuolo et al. , 1992), lo que afecta gravemente a la determinación de los parámetros f́ısicos de sistemas binarios. Este problema puede ser corregido usando el algoritmo de Walker (1978), en el que se multiplica cada imagen del cubo de imágenes por una función arbitraria, pero que crece monotónica- mente en dirección de la estrella primaria a la secundaria; esto provocará un cambio en ∆m. El verdadero cuadrante puede ser obtenido analizando el signo de ∆m, que cambiará dependiendo de la dirección de crecimiento de la función. Sin embargo, como dije antes, para mi proyecto no es necesario conocer la posición precisa de las estrellas componentes de los sistemas binarios. 16 ., Caṕıtulo 2 uvby − β Photoelectric Photometry of the Open Clusters NGC 1647 and NGC 1778 En este art́ıculo presentamos los resultados de las observaciones de la fotometŕıa fotoeléctrica que realizamos en dos cúmulos abiertos: NGC 1647 y NGC 1778. Usando fotometŕıa de Strömgren (uvby − β) reportamos los siguientes parámetros f́ısicos: enrojecimiento interestelar, módulo de distancia y edad, y basados en las distancias individuales de cada estrella, establecimos una probabilidad de pertenencia al cúmulo NGC 1647, no aśı para el cúmulo NGC 1778 pues con nuestras observaciones no fuimos capaces de establecer si hay o no un cúmulo en esa dirección. Los cúmulos NGC 1647 y NGC 1778 fueron escogidos por dos razones principales: ninguno de los dos teńıa estudios reportados de fotometŕıa de Strömgren y eran óptimos para observar, dada la temporada observacional que nos fue asignada. La información de la ubicación de los cúmulos, la magnitud visual de sus estre- llas y los estudios que se han realizado sobre ellos, fue extráıda del sitio WEBDA1 (Mermilliod , 1995), que es un banco de datos con información relativa a cúmulos galácticos. NGC 1647 está situado más allá del complejo de nubes oscuras de Tauro, las coor- denadas ecuatoriales de su centro son α(2000) = 4h46m8s.45 y δ(2000) = +19◦04′37′′; 1http://www.univie.ac.at/webda/navigation.html 17 Caṕıtulo 2. uvby − β Photoelectric Photometry of the Open Clusters NGC 1647 and NGC 1778 tiene un diámetro medio de 45′ y es un cúmulo relativamente poblado. NGC 1778 se ubica en dirección del brazo de Perseo y las coordenadas ecuatoriales de su centro son α(2000) = 5h08m04s.56 y δ(2000) = +37◦01′24′′, tiene un diámetro de unos 10′ y es cúmulo muy débil y poco poblado. Llevamos a cabo las observaciones en el Observatorio Astronómico Nacional, Sierra San Pedro Mártir, durante cinco noches de Octubre de 2007, con el telescopio tipo Cassegrain de 1.5 m y el espectrofotómetro Danés multicanal integrado. El proceso de reducción de datos fue hecho con los programas numéricos del paquete NABAPHOT (Arellano–Ferro & Parrao , 1988), los cuales reducen los datos instrumentales al sistema estándar. Los resultados que obtuvimos para el cúmulo NGC 1647 son los siguientes: enro- jecimiento E(b−y) = 0.32 ± 0.02 mag y módulo de distancia V0−MV = 8.75 ± 0.09 mag, correspondiente a una distancia d = 564 ± 106 pc; encontramos las estrellas miembros más probables y calculamos un valor numérico para la edad del cúmulo de log edad (en años) = 7.98 ± 0.23. En el caso de NGC 1778, no pudimos concluir con nuestros datos si en efecto hay un cúmulo en esa dirección, pues las distancias que encontramos para las estrellas observadas fueron muy diferentes; podemos ver que la incertidumbre asociada a la distancia que calculamos usando fotometŕıa no es suficiente para determinar la pertenencia de las estrellas al cúmulo. Sin embargo, en la literatura encontramos otros estudios fotométricos en los que se confirma que NGC 1778 es un cúmulo abierto. (ver Tabla 2 del art́ıculo). Las conclusiones resumen lo descrito anteriormente; reportamos nuevos datos de fotometŕıa fotoeléctrica de Strömgren para estrellas de dos cúmulos abiertos y fui- mos capaces de encontrar un agrupamiento en el caso de NGC 1647; sin embargo, no tuvimos datos estad́ısticamente significativos para extraer alguna conclusión para NGC 1778. En este art́ıculo participé activamente durante todo el proceso. Yo seleccioné los objetos a observar y llevé a cabo las observaciones en el telescopio. Hice las reducciones del sistema instrumental al sistema estándar, analicé los datos y extraje las conclusiones. 18 Caṕıtulo 2. uvby − β Photoelectric Photometry of the Open Clusters NGC 1647 and NGC 1778 Escrib́ı el art́ıculo y lo envié, siendo responsable de todo el proceso por el que atraviesa un art́ıculo para ser publicado. 19 © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o Revista Mexicana de Astronomı́a y Astrof́ısica, 47, 185–192 (2011) uvby − β PHOTOELECTRIC PHOTOMETRY OF THE OPEN CLUSTERS NGC 1647 AND NGC 1778 C. A. Guerrero,1 J. H. Peña,1 and J. P. Sareyan2 Received 2010 October 21; accepted 2011 February 15 RESUMEN Se presenta fotometŕıa uvby − β de 35 estrellas en la dirección del cúmulo abierto NGC 1647 y de 16 estrellas del cúmulo NGC 1778. Del análisis de los datos obtenidos para NGC 1647 se ha determinado un enrojecimiento E(b − y) = 0.32±0.02 mag y un módulo de distancia de V0−MV = 8.75±0.09 correspondiente a una distancia d = 564±106 pc; asimismo, se han encontrado las estrellas miembros y se ha determinado un valor numérico para la edad del cúmulo de log edad (en años) = 7.98 ± 0.23. A partir del análisis de los datos obtenidos para NGC 1778, se concluye que no es posible determinar si hay un cúmulo en esa dirección, pues las distancias encontradas para las estrellas observadas son muy diferentes. ABSTRACT We present photometry uvby − β for 35 stars in the direction of the open cluster NGC 1647 and for 16 stars in the direction of the cluster NGC 1778. From the analysis of the data obtained for NGC 1647 we determine a mean reddening of E(b − y) = 0.32 ± 0.02 mag and a distance modulus of V0 −MV = 8.75 ± 0.09 corresponding to a distance d = 564±106 pc; also, we find the cluster member stars and a numerical value of log age (in years) = 7.89±0.23. From the analysis of data obtained for NGC 1778, we conclude that it is not possible to determine whether there is a cluster in that direction, because the distances found for the observed stars are very different. Key Words: open clusters and associations: individual (NGC 1647, NGC 1778) — techniques: photometric 1. INTRODUCTION Galactic open clusters are ensembles of stars with low concentration and irregular shape, gravitationally-bound systems formed at the same time from the same original cloud. They represent examples of stars of comparable age and intrinsic chemical composition and are important in the study of stellar evolution and star formation. As a conse- quence, the problem of determining the cluster mem- ber stars is very important. For this, it is necessary to know the distance, reddening and absolute mag- nitude of each star. The present work studies two open clusters, NGC 1647 and NGC 1778, using Strömgren photom- etry (uvby − β) to determine their parameters: red- dening, distance modulus and age. The results will 1Instituto de Astronomı́a, Universidad Nacional Autó- noma de México, Mexico. 2Lesia, Observatoire de Paris-Meudon and Observatoire de la Cote d’Azur, France. be compared with those obtained from the Johnson photometry taken from the literature. Based on the individual distances of the stars, we will determine whether they belong to the cluster. There are other important physical characteristics in the study of stellar evolution to characterize a star cluster namely temperature and surface gravity of the stars. Using them we can determine the clusters’ age (Meynet, Mermilliod, & Maeder 1993). NGC 1647 is situated beyond the Taurus dark cloud complex, only a few degrees from the Hyades cluster. The center equatorial coordinates are α(2000) = 4h46m8s.45 and δ(2000) = +19◦04′37′′. The diameter of the cluster is about 45′ and it is a relatively rich cluster that has not been studied by uvby − β photometry. Other authors have re- ported physical parameters (Table 1): Hoag & Ap- plequist (1965) observed 65 stars and reported a dis- tance d = 549 pc, a reddening E(B− V ) = 0.30 and 185 Caṕıtulo 2. uvby − β Photoelectric Photometry of the Open Clusters NGC 1647 and NGC 1778 20 © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o 186 GUERRERO, PEÑA, & SAREYAN TABLE 1 COMPARISON OF PARAMETERS, NGC 1647 Parameter Paunzena Hoagb Turnerc Hebbd Zdanavičiuse Guerrerof E(B − V ) 0.370 0.30 0.29 0.37 0.35 0.35 V0 −MV 9.81 8.7 8.67 8.7 8.42 8.75 d (pc) 540 549 542 550 555 564 log age 8.158 – 8.27 8.3 8.1 7.98 aPaunzen & Mermilliod (2007). bHoag & Applequist (1965). cTurner (1992). dHebb et al. (2004). eZdanavičius et al. (2005). fThis paper. TABLE 2 COMPARISON OF PARAMETERS, NGC 1778 Parameter Paunzena Hoagb Barbonc Joshid Pandeye Xinf E(B − V ) 0.33 6 0.34 0.33 0.34 0.23 0.23 V0 −MV 11.88 10.7 11.11 10.3 10.2 11.53 d (pc) 1469 1380 1670 1062 1100 2023 log age 8.155 – – 8.2 11.3 11.8 aPaunzen & Mermilliod (2007). bHoag & Applequist (1965). cBarbon & Hassan (1973). dJoshi et al. (1975). ePandey (1998). fXin et al. (2007). a distance modulus V0 − MV = 8.7. Using John- son photometry Turner (1992) observed 45 stars, re- ported a distance d = 542 ± 4 pc, and measured a reddening E(B − V ) = 0.29 ± 0.01, a distance modulus V0 − MV = 8.67 ± 0.02 and an age log age = 8.27 years. Hebb, Wyse, & Gilmore (2004) with 53 stars determined a distance d = 550 pc, a reddening E(B − V ) = 0.37, a distance modu- lus V0 −MV = 8.7 and an age log age = 8.3 years. Using the Vilnius seven-color photometric system, Zdanavičius et al. (2005) published a study of 252 stars and reported a distance d = 555±74 pc, a red- dening E(B − V ) = 0.35± 0.01, a distance modulus V0 − MV = 8.42 ± 0.02 and an age log age = 8.1 years. NGC 1778 lies in the direction of the Perseus arm; the coordinates for its center are: α(2000) = 5h08m04s.56 and δ(2000) = +37◦01′24′′. The di- ameter of the cluster is about 10′ and it is a very poorly populated, faint cluster, which has no previ- ously observed uvby− β photometry. Other authors have reported physical parameters (Table 2): Hoag & Applequist (1965) observed 10 stars and reported a distance d = 1380 pc, a reddening E(B−V ) = 0.34 and a distance modulus of V0 − MV = 10.7, using Johnson photometry. In 1973, Barbon & Hassan ob- served 14 stars and reported a distance d = 1670 pc, a reddening E(B − V ) = 0.33 and a distance mod- ulus V0 − MV = 11.11. Joshi, Sagar, & Pandey (1975) observed 85 stars and reported a reddening E(B − V ) = 0.34, a distance d = 1062 pc, a dis- tance modulus V0 −MV = 10.13 and an age log age = 8.2 years. Pandey (1998) observed 16 stars and reported a distance d = 1100 pc, a distance modu- lus V0−MV = 10.2 and an age log age = 11.3 years. Xin, Deng, & Han (2007) using 15 stars determined a distance d = 2023 pc, a reddening E(B−V ) = 0.23, a distance modulus V0 −MV = 11.53 and an age log age = 11.18 years. 2. OBSERVATIONS Observations were made at the Observatorio As- tronómico Nacional, San Pedro Mártir, Mexico, with the 1.5 m telescope and a Strömgren spectropho- tometer. The observing run consisted of five nights from 22 to 26 in October 2007. We chose to observe all the brightest stars up to magnitude 13 (close to the limit of the telescope-photometer system), ac- cording to the chart of Paunzen & Mermilliod (2007, WEBDA, magnitude limit 13). In order to be able to transform the data into the uvby−β absolute system, a set of photometric stan- dards was observed along with the program stars. Caṕıtulo 2. uvby − β Photoelectric Photometry of the Open Clusters NGC 1647 and NGC 1778 21 © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o uvby − β PHOTOMETRY OF NGC 1647 AND NGC 1778 187 Fig. 1. Sample of the transformation correlations be- tween instrumental and standard values for a group of standard stars for the October, 2007 season. 2.1. Data acquisition Each measurement consisted of five ten-second integrations for each star. The obtained values of the standard stars and for all the observed bright stars are the average of these measurements. A ten- second integration of the sky was subtracted from the uvby filters and from the N and W filters that define Hβ. Individual uncertainties were determined by calculating the standard deviations of the fluxes in each filter for each star. The precision of each measurement is a function of both the brightness and the spectral type of each star, but we tried to observe them long enough to obtain a sufficient number of source counts to ensure a signal/noise ratio N/ √ (N) close to a 0.01 mag accuracy. Seasonal errors were evaluated through the difer- ences (calculated minus reported) of the magnitude and colors for the standard stars. Ten to fifteen stan- dard stars were observed each night. Emphasis is made on the large range in the magnitude and color values of the standard stars (see Figure 1). 2.2. Data reduction Standard data reduction procedures have been done with the numerical package NABAPHOT (Arellano Ferro & Parrao 1988). The chosen sys- tem was that defined by the standard values of Olsen (1983), and we also took some bright standard stars from the Astronomical Almanac (2006). The trans- formation equations (1–5) are those given by Craw- ford & Barnes (1970) and by Crawford & Mander (1966); in these equations D, F , H and L are the slope coefficients for (b − y), m1, c1 and β, respec- tively. B, J and I are the color term coefficients of V , m1 and c1. The errors are calculated through the standard stars observed, evaluating the differences in magnitude and colors between the derived values and those of the literature. These differences for V , (b − y), m1, c1 and β are ±0.010, ±0.006, ±0.007, ±0.021 and ±0.004 respectively, providing a numer- ical estimation of our uncertainties when transform- ing into the standard system. V = 19.096 + 1.000(b− y) + yobs, (1) (b− y) = −0.002 + 0.867(b− y)obs, (2) m1 = 0.981 + 0.001(m1)obs + 0.375(b− y), (3) c1 = −0.648 + 1.044(c1)obs + 0.042(b− y), (4) Hβ = 2.978 + 1.237(Hβ)obs. (5) Table 3 lists the photometric values of the ob- served stars of NGC 1647 and Table 4 the values of the NGC 1778 stars, ordered by decreasing β values. Column 1 reports the WEBDA ID of the stars as listed by Paunzen & Mermilliod (2007), Columns 2 to 5 the Strömgren values V , (b− y), m1, and c1 re- spectively; Column 6, the β value, Columns 7 and 8, the reddening-free indexes [m1] and [c1] (inde- pendent of interstellar extinction) derived from the observations. Column 9 lists the spectral types re- ported by Paunzen & Mermilliod (2007), and Col- umn 10 the photometric spectral type obtained from the diagram [c1]− [m1]. 3. METHODOLOGY When studying a cluster it is important to es- tablish membership of its star on a star-by-star ba- sis, taking advantage of the Strömgren photometry, with the calibrations made by Nissen (1988) based on the calibrations by Crawford (1975, 1979) for the A and F stars and by Shobbrook (1984) for early type stars. In the present study the determination of physical parameters, such as the effective temper- ature and surface gravity, has been done through the measured Strömgren photometric data in the stan- dard system, once corrected for interstellar extinc- tion. Theoretical uvby − β indexes, such as those of Lester, Gray, & Kurucz (1986, hereinafter LGK86), allowed us to directly compare our photometry with that obtained theoretically. LGK86 calculated grids for stellar atmospheres for G, F, A, B and O stars in a temperature range from 5500 K up to 50000 K; they also calculated log g and Teff as a function of the Strömgren indexes. The determination was done in the (b− y) versus β diagram and in the [c1] versus β diagram (Figure 2). The evaluation of reddening was done by estab- lishing to which spectral class each star belongs: Caṕıtulo 2. uvby − β Photoelectric Photometry of the Open Clusters NGC 1647 and NGC 1778 22 1í ." ~ : .U . ~ 6.' > 6 . ~ " ~ ::: ~ o. ;: O.e E 0 7 .... 0.7 0,0 09 1,0 :: "'l ,t"""o,d p""- Z O~ ~ 0.0 ~ :; 0' - >" .Q 0: - .. -J.\ ',C,C,C.' ,C.",C, " , " " C ~ CO C. ~ " C-: . C , ";-n" b - V St :>'1d:n " 0 2 ... ~. 1 .2 :J -{)2 00 0.2 OA l " 00 : .0 © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o 188 GUERRERO, PEÑA, & SAREYAN TABLE 3 uvby − β PHOTOELECTRIC PHOTOMETRY OF NGC 1647 WEBDA V b− y m1 c1 [m1] [c1] β MK ST 2 7.465 0.996 0.510 0.245 0.828 0.045 2.893 K0 late 10 11.052 0.398 0.035 0.979 0.162 0.899 2.892 B7.5IV B9 68 10.150 0.361 0.117 0.995 0.232 0.922 2.889 A3 71 10.671 0.312 0.054 0.941 0.153 0.878 2.864 A0 B9 34 10.593 0.257 0.061 0.900 0.143 0.848 2.851 B9 B9 42 9.667 0.246 0.077 0.912 0.155 0.862 2.850 B9.5IV B9 29 10.674 0.259 0.062 0.967 0.144 0.915 2.838 A0 IV B9 49 10.048 0.290 0.083 0.945 0.175 0.887 2.832 B8 B8 31 10.264 0.219 0.082 0.905 0.152 0.861 2.794 B8 B9 48 10.402 0.247 0.075 0.825 0.154 0.775 2.778 A0 B8 5 10.220 0.358 0.056 0.660 0.170 0.588 2.774 A0 B6 37 8.864 0.246 0.040 0.651 0.118 0.601 2.774 B9.5IV B5 57 9.985 0.333 0.041 0.691 0.147 0.624 2.772 A0 B5 70 10.466 0.288 0.062 0.707 0.154 0.649 2.767 B9 B6 419 9.811 0.197 0.047 0.629 0.110 0.589 2.756 B4 51 9.943 0.303 0.080 0.766 0.177 0.705 2.753 B9 IV B7 99 10.059 0.327 0.044 0.794 0.148 0.728 2.753 B9 IV B7 54 10.075 0.290 0.053 0.654 0.145 0.596 2.746 A0 V B5 22 9.067 0.199 0.042 0.739 0.105 0.699 2.742 B9 II B6 59 9.698 0.400 0.008 0.773 0.136 0.693 2.738 A0 B7 3 10.026 0.290 0.055 0.656 0.147 0.598 2.736 B7.5IV B4 94 9.667 0.216 0.047 0.666 0.116 0.622 2.726 B9 III B5 55 10.246 0.341 0.040 0.632 0.149 0.563 2.724 B7 V B4 66 10.246 0.350 0.017 0.913 0.129 0.843 2.721 B8 B8 233 10.136 0.254 0.092 0.571 0.173 0.520 2.708 B4 102 9.307 0.281 0.026 0.770 0.115 0.713 2.702 B9 III B6 45 8.860 0.248 0.039 0.645 0.118 0.595 2.700 B7.5IV B4 44 9.213 0.231 0.033 0.769 0.106 0.722 2.697 B8 IV B8 15 8.561 0.304 0.020 0.644 0.117 0.583 2.620 B8 III B4 65 9.561 0.364 0.153 0.34 0.269 0.267 2.611 G0 late 105 8.391 1.048 0.556 0.214 0.891 0.004 2.585 K2 late 1 5.963 0.727 0.694 0.280 0.926 0.134 2.562 K0 late 84 8.779 1.084 0.840 0.088 1.186 −0.128 2.553 K5 late 16 9.480 0.496 0.232 0.449 0.39 0.349 2.548 K0 V late early (B or early A) or late (late A or F) types; the later-class stars (later than G) were not considered in the analysis since no reddening determination cal- ibration has yet been developed for such MS stars. Further analyses were done considering the numer- ical criteria of Lindroos (1980) for Strömgren pho- tometry. 4. RESULTS The application of the above mentioned numer- ical packages gave the results listed in Table 5 for NGC 1647 and Table 6 for NGC 1778. The following values are listed: the WEBDA identificator, the red- dening, E(b − y), the reddening-free indexes (in de- creasing β values), the absolute magnitude, the dis- tance modulus, the distance (in parsecs), the effec- tive temperature and the surface gravity. When his- tograms of the distances are drawn (Figure 3a), one can see that 24 of the 35 observed stars in NGC 1647 lie around a distance of 564 pc corresponding to a distance modulus of 8.75 ± 0.09. However, when the histogram of distances to the stars is plotted for Caṕıtulo 2. uvby − β Photoelectric Photometry of the Open Clusters NGC 1647 and NGC 1778 23 © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o uvby − β PHOTOMETRY OF NGC 1647 AND NGC 1778 189 TABLE 4 uvby − β PHOTOELECTRIC PHOTOMETRY OF NGC 1778 WEBDA V b− y m1 c1 [m1] [c1] β MK ST 46 13.014 0.570 0.150 0.380 0.330 0.270 2.830 late 33 10.975 0.250 0.020 0.950 0.100 0.900 2.828 A0 B9 36 11.527 0.240 0.050 0.720 0.120 0.680 2.764 B6 8 11.794 0.250 −0.086 0.750 0.280 0.700 2.753 late 5 11.150 0.240 0.010 0.710 0.090 0.660 2.744 B9.5IV B5 39 11.681 −0.200 0.320 0.810 0.250 0.850 2.740 B7 IV-V A3 41 11.964 0.250 0.010 0.620 0.090 0.570 2.740 B4 32 10.283 0.240 −0.010 0.640 0.070 0.590 2.729 B6 III-IV B3 3 10.190 0.480 0.110 0.600 0.270 0.500 2.699 B6 IV late 141 11.285 0.230 −0.065 0.530 0.070 0.490 2.671 B2 7 11.810 0.280 −0.030 0.840 0.060 0.780 2.664 B6 IV-V B6 31 10.197 0.270 −0.020 0.840 0.070 0.780 2.623 B9 III B6 37 11.599 0.470 0.150 0.360 0.300 0.260 2.617 late 140 9.638 0.280 −0.040 0.630 0.050 0.570 2.614 A0 B3 2 10.104 0.860 0.370 0.360 0.640 0.190 2.585 G8 III late 34 11.437 1.000 0.560 0.310 0.880 0.110 2.579 late Fig. 2. Left panels (a) LGK86 isotherms for NGC 1647. (b) LGK86 isogravities for NGC 1647. Right panels (a) LGK86 isotherms for NGC 1778. (b) LGK86 isogravities for NGC 1778. Caṕıtulo 2. uvby − β Photoelectric Photometry of the Open Clusters NGC 1647 and NGC 1778 24 20,-__ --,----_-----,---,:...---'.:NceGTC'--''''6::.47:, 1.5 +-- ~--+--~----1--~--+- ---1 1 .0 +-- ---+-------1-~c--.,, - ::':.~ ~ 4-c~"" . ~ ' . 1000 loF -· -_ . ~ O.5 +-----,---+----,--- ,,'''-~_1'l . ~ ~ __ CC_-.4r2ilOO--- ~:t!~;:+ ~~ ~ -: +14000 0.0 +-- ~=<+,cE'-~ - .:-c • '-2-0 .ccOO+,¿ - ~~ ., .-OO--+- ---1 H-~ ...:: t+ --- + . -0.5 +-__ -'2"'S-"0"'0j-___ ---1 ____ -+_---1 - 1.0 +--_--+--_----1--~-_+-----l -015 -0 10 -005 (b-Yl, (al 000 2.90 +-__ +-_+-_+ ___ +_+-ft_--_- 1":5---1 120 ~ _'!! ¡ 285 +---+--+-+---+ ... --+1-+---1 ~ +.-3 2.80 +---+--+-+----..---1h.-t-+-+---1 1500Oj ,:!. •. \ , j :::: +--- 2 -t f - 0~o ---j <¡D- 1 -0-0:-i\ -l"l"', +L \:f ~r"'{ \c~ ~:I~ [t:- \ - •• T ~ - \ .... r-." \\-\-. 1"1:-5---1 265 +-- -'-'+-+-\.I-~Cof-'~~-"'c~-h4---+'~ --1 ,\ ,\ <:<,\" ... '<1;. 2.60 +- ~ , --i'I '::'c---~'+'-+"+ Y~~ . ++ ~~:"-_~-2~"'f?1é"+y"V- --+~ 2.55 +---+-"'---+--+---+-"+-+---1 ·0 14 · 0 12 · 0 10 ·008 ·006 · 0 04 ·002 000 002 (b'Yl, Ibl • NGC 1778 2.0 ,---_--,----_-----,--_----,-----, 1.5 +-----+------------j----1 -10 +--_--+--_-----,--_----j----1 ·0.15 ·0. 10 · 0.05 (b'Yl, I' l 0.00 2.95 ,--,--_-,--_-,--_-,--_-,--_-,--_-,--_,--_, ·0.1 4 · 0.12 · 0.10 · 0.08 ·0.06 ·0.04 · 0.02 0.00 0.02 Ib.y), lb) © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o 190 GUERRERO, PEÑA, & SAREYAN TABLE 5 REDDENING AND UNREDDENED PARAMETERS OF NGC 1647 WEBDA E(b− y) (b− y)0 (m1)0 (c1)0 Hβ V0 MV DM dist (pc) Teff (K) log g membership 94 0.428 −0.030 0.163 0.898 2.892 9.21 1.23 7.98 395 11000 4.0 n 71 0.343 −0.033 0.162 0.870 2.864 9.20 0.98 8.22 440 11000 4.5 y 34 0.292 −0.035 0.148 0.845 2.851 9.34 0.86 8.48 496 11000 4.5 y 42 0.284 −0.032 0.162 0.874 2.850 9.04 0.84 8.21 438 11000 4.5 y 29 0.287 −0.028 0.148 0.912 2.838 9.44 0.68 8.76 564 11000 4.0 y 49 0.325 −0.030 0.181 0.900 2.832 8.65 0.62 8.03 404 11000 4.0 y 31 0.253 −0.034 0.158 0.857 2.794 9.18 0.18 9.00 632 11000 3.5 y 48 0.293 −0.039 0.164 0.784 2.778 9.14 0.02 9.12 667 12000 3.5 y 5 0.417 −0.051 0.170 0.594 2.774 8.46 0.07 8.39 476 13000 4.0 y 37 0.341 −0.051 0.157 0.591 2.774 8.56 0.07 8.50 501 13000 4.0 y 57 0.382 −0.049 0.155 0.618 2.772 8.34 0.04 8.31 459 13000 4.0 y 70 0.335 −0.047 0.162 0.643 2.767 9.03 −0.04 9.06 649 12000 4.0 y 419 0.248 −0.052 0.123 0.580 2.756 8.75 −0.16 8.91 605 13000 4.0 y 51 0.350 −0.043 0.186 0.712 2.753 8.44 −0.29 8.72 556 12000 3.0 y 99 0.369 −0.042 0.155 0.724 2.753 8.47 −0.30 8.77 567 12000 3.5 y 54 0.341 −0.051 0.155 0.589 2.746 8.61 −0.31 8.92 607 13000 3.5 y 22 0.240 −0.043 0.118 0.700 2.742 8.64 −0.45 9.10 659 12000 3.5 y 59 0.444 −0.044 0.141 0.689 2.738 7.80 −0.51 8.31 458 12000 3.5 y 3 0.311 −0.058 0.185 0.512 2.736 8.80 −0.43 9.23 701 14000 4.0 n 15 0.265 −0.049 0.126 0.616 2.726 8.53 −0.64 9.17 682 13000 3.5 y 55 0.395 −0.054 0.158 0.557 2.724 8.55 −0.63 9.18 686 13000 3.5 y 66 0.385 −0.035 0.133 0.84 2.721 8.59 −1.06 9.65 851 13000 3.0 n 233 0.296 −0.050 0.129 0.595 2.708 7.59 −0.95 8.54 511 13000 3.0 y 102 0.324 −0.043 0.123 0.708 2.702 7.91 −1.24 9.16 678 12000 3.0 y 45 0.299 −0.051 0.129 0.588 2.700 7.57 −1.10 8.68 544 13000 3.0 y 44 0.273 −0.042 0.115 0.717 2.697 8.04 −1.38 9.41 763 12000 3.0 n 10 0.356 −0.052 0.127 0.576 2.620 7.05 −3.63 10.68 1365 13000 3.0 n TABLE 6 REDDENING AND UNREDDENED PARAMETERS OF NGC 1778 WEBDA E(b− y) (b− y)0 (m1)0 (c1)0 Hβ V0 MV DM dist (pc) Teff (K) log g 33 0.231 −0.038 0.017 0.797 2.828 9.85 0.64 9.21 695 11000 4.0 36 0.218 −0.053 0.036 0.560 2.764 10.44 −0.06 10.49 1256 13000 4.0 8 0.242 −0.050 −0.013 0.600 2.753 10.39 −0.21 10.60 1317 13000 3.5 5 0.223 −0.055 0.003 0.547 2.744 10.05 −0.32 10.38 1189 14000 3.5 41 0.238 −0.064 0.004 0.453 2.740 10.79 −0.38 11.17 1716 15000 3.5 32 0.243 −0.060 −0.007 0.490 2.729 9.10 −0.53 9.63 845 14000 3.0 141 0.263 −0.072 0.014 0.388 2.671 10.16 −1.53 11.70 2184 16000 3.0 7 0.270 −0.045 −0.028 0.676 2.664 10.29 −2.19 12.48 3137 12000 2.5 31 0.261 −0.045 −0.012 0.680 2.623 8.94 −3.88 12.83 3677 12000 2.0 140 0.286 −0.062 −0.016 0.472 2.614 8.24 −3.54 11.79 2275 14000 2.5 39 0.449 −0.041 0.273 0.835 2.740 14.43 −0.66 15.09 1043 14000 2.5 3 0.555 −0.078 0.255 0.341 2.699 7.66 −1.02 8.68 545 13000 30 37 0.502 −0.101 0.234 0.147 2.617 9.28 −2.86 12.14 2678 12000 2.5 2 0.836 −0.102 0.506 0.141 2.585 6.40 −4.08 10.48 1247 13000 3.5 34 1.044 −0.118 0.829 −0.041 2.579 7.43 −4.47 11.90 2394 11000 3.0 Caṕıtulo 2. uvby − β Photoelectric Photometry of the Open Clusters NGC 1647 and NGC 1778 25 © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o uvby − β PHOTOMETRY OF NGC 1647 AND NGC 1778 191 Fig. 3. Histogram of the distances for the stars in the direction of (a) NGC 1647 and (b) NGC 1778. The thin line is a Gaussian fit to the data. NGC 1778 (Figure 3b), it is not possible to iden- tify a cluster in that direction. We compared the distances obtained photometrically with those de- rived from studies of proper motions and Hipparcos (1997). However, only two stars in NGC 1647 were observed by Hipparcos; the first star is NGC 1647 15 (HIP 22122), with a parallax 1.66 mas, equivalent to a distance of 602 pc. This distance is consistent, within the error, with 682 pc, a distance that we de- termined photometrically. The second star observed by Hipparcos is NGC 1647 94 (HIP 22185), with a parallax 3.52 mas, equivalent to a distance 284 pc. This distance is smaller than that determined with photometry (395 pc). However, is still closer than the rest of the stars. For NGC 1647, stars which are members of the cluster are listed un the last column of Table 5; the criterion for those stars is a one sigma deviation from the average. Once the membership is established, the age can be estimated by first calculating the effective tem- perature of the hottest stars. These temperatures are determined by plotting the location of such stars on the theoretical grids of LGK86, after evaluating the unreddened colors (Figure 2) for a solar chemi- cal composition. We have considered this metallicity because, although no metallicity has been reported for NGC 1647, the cluster is located within 1.5 kpc from the Sun, i.e., at galactocentric distances where no substantial radial metallicity gradient has been detected (see e.g., Andrievsky et al. 2002). Thus, we can adopt the solar abundance of heavy elements for the cluster and neglect metallicity corrections. Star 3 is the star with the highest temperature, but based on the distance, we concluded that it does not belong to the cluster. The next hottest star is star 55 because, even though there are several stars with effective temperature of 13000 K, that star has the most negative value of (b−y)0. Hence, given the calibrations of Meynet et al. (1993) for open clusters, a log age of 7.98 ± 0.23 (i.e. 9.54× 107 yr) is found from the relation log age (yr) =−3.6 log Teff+22.956, which is valid in the range [3.98, 4.25] of logTeff (with a precision of 3× 10−3). In the case of NGC 1778, Hipparcos (1997) also observed only two stars in the cluster. The first star is NGC 1772 5 (HIP 23904), which has a negative parallax, −0.59 mas, because the true parallax is smaller than the error. The second star is NGC 1778 2 (HIP 23894), which has a parallax of 2.84 mas, equivalent to a distance of 352 pc, very different from 1247 pc, the distance that we determined. In Ta- ble 5 we can see that there is a wide spread in the distances determined by different authors, but Joshi et al. (1975) propose that the difference is due to the fact that they used a revised value of 6.1 for the red- dening coefficient R for NGC 1778 (Johnson 1968) because R varies significantly with longitude and galactic extinction in the region 100◦ < l < 220◦. This value differs from the usually accepted value of R = 3, but NGC 1778 has galactic coordinates l = 168◦.88 and b = −2◦.00. 5. CONCLUSIONS New uvby−β photoelectric photometry has been acquired for 35 stars of the open cluster NGC 1647 and 16 stars of the open cluster NGC 1778. For NGC 1647, unreddened indexes in the LGK86 grids allowed us to determine the effective temperature of the hottest star as 13000 K. We found a mean dis- tance to the cluster of 564 ± 106 pc, which corre- sponds to a distance modulus of 8.75 ± 0.09 and a reddening E(b − y) = 0.32 ± 0.02, which, through the relation E(b − y) = 0.9E(B − V ), gives a color excess of E(B − V ) = 0.35 mag. These results are in good agreement with the parameters reported by other authors (Table 1). In the case of NGC 1778, we were unable to deter- mine whether a cluster in that direction exists or not. NGC 1778 observations include only 16 bright stars and, due to observing limitations, have not reached the cluster MS which is fainter. The determined dis- tance to the stars represented in the histogram (Fig- ure 3b) does not show any clustering of stars. Conse- quently, we do not have statistically significant data to derive any conclusion regarding this cluster, but based on an earlier and deeper photometric study, it is clear that NGC 1778 is an open star cluster. Caṕıtulo 2. uvby − β Photoelectric Photometry of the Open Clusters NGC 1647 and NGC 1778 26 10 Distancepc (a) Dlstance pe Ibl © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o 192 GUERRERO, PEÑA, & SAREYAN We would like to thank the staff of the OAN- SPM for their assistance in securing the observa- tions. Proofreading was done by J. Miller. One of us, Guerrero, C. A., would like to thank S. S. Gil for fruitful discussions. This work was partially sup- ported by PAPIIT IN108106 and PAPIIT IN114309. This research has made use of the Simbad databases operated at CDS, Strasbourg, France; NASA ADS Astronomy Query Form and the WEBDA database, operated at the Institute for Astronomy of the Uni- versity of Vienna. REFERENCES Andrievsky, S. M., Bersier, D., Kovtyukh, V. V., Luck, R. E., Maciel, W. J., Lépine, J. R. D., Beletsky, Yu. V. 2002, A&A, 384, 140 Arellano Ferro, A., & Parrao, L. 1988, Reporte Técnico, 57 (Mexico: IA-UNAM) Barbon, R., & Hassan, S. M. 1973, A&AS, 10, 1 Crawford, D. L. 1975, AJ, 80, 955 . 1979, AJ, 84, 1858 Crawford, D. L., & Barnes, J. V. 1970, AJ, 75, 978 Crawford, D. L., & Mander, J. 1966, AJ, 71, 114 Hebb, L., Wyse, F. G. R., & Gilmore, G. 2004, AJ, 128, 2881 C. A. Guerrero and J. H. Peña: Instituto de Astronomı́a, Universidad Nacional Autónoma de México, Apdo. Postal 70-264, 04510, México, D. F., Mexico (cguerrero, jhpena@astro.unam.mx) J. P. Sareyan: Lesia, Observatoire de Paris-Meudon and Observatoire de la Cote d’Azur, France (jean- pierre.sareyan@obspm.fr). ESA 1997, Hipparcos and Tycho Catalogues, ESA SP- 1200 (Noordwijk: ESA) Hoag, A., & Applequist, N. L. 1965, ApJS, 12, 215 Johnson, H. L. 1968, in Nebulae and Interstellar Mat- ter, ed. B. M. Middlehurst & L. H. Aller (Chicago: University of Chicago), 167 Joshi, U. C., Sagar, R., & Pandey, P. 1975, Pramana, 4, 160 Lester, J. B., Gray, R. O., & Kurucz, R. I. 1986, ApJ, 61, 509 (LGK86) Lindroos, K. P. 1980, Stockholms Obs. Rep., 17, 68 Meynet, G., Mermilliod, J. C., & Maeder, A. 1993, A&AS, 98, 477 Nissen, P. 1988, A&A, 199, 146 Olsen, E. H. 1983, A&AS, 54, 55 Pandey, A. K. 1998, Bull. Astron. Soc. India, 26, 539 Paunzen, E., & Mermilliod, J. C. 2007, WEBDA, A Site Devoted to Stellar Clusters in the Galaxy and the Magellanic Clouds (Vienna: Institute of Astronomy of the University of Vienna), http://www.univie.ac. at/webda/ Shobbrook, R. R. 1984, MNRAS, 211, 659 Turner, D. G. 1992, AJ, 104, 1865 Xin, Y., Deng, L., & Han, Z. W. 2007, ApJ, 660, 319 Zdanavičius, J., et al. 2005, Baltic Astron., 14, 179 Caṕıtulo 2. uvby − β Photoelectric Photometry of the Open Clusters NGC 1647 and NGC 1778 27 Caṕıtulo 3 Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. I En la Introducción de esta tesis discut́ı el estatus de la multiplicidad estelar de las estrellas de la Vı́a Láctea. También comenté sobre uno de los motivos más importantes para estudiar estrellas binarias: el movimiento orbital de estos sistemas es la única manera directa de medir las masas estelares. En la actualidad, el catálogo más completo de estrellas binarias y múltiples es el Washington Double Star Catalog (WDS)1 (Worley & Douglass , 1997); este catálogo contiene información astrométrica de cerca de 60,000 estrellas binarias, sin embargo, a la fecha sólo se han calculado alrededor de 2000 órbitas. Una caracteŕıstica importante de las estrellas binarias reportadas en el WDS es que muchas son proyecciones ópticas, por lo que es importante monitorearlas para estudiar su comportamiento y verificar o descartar si en realidad son sistemas ligados gravitacionalmente. La interferometŕıa de motas (Labeyrie , 1970) permite hacer mediciones de sistemas binarios cerrados (con separaciones ρ < 1′′) y como vimos en el Caṕıtulo 1, esta técnica nos permite obrener información acerca de la posición relativa de estrellas que se encuentran en sistemas binarios o múltiples, con una precisión limitada por la difracción. 1http://ad.usno.navy.mil/wds/orb6.html 28 Caṕıtulo 3. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. I Con este art́ıculo comenzamos un programa de observación y monitoreo de estre- llas binarias usando interferometŕıa de motas y los telescopios del OAN. En particu- lar, los objetos seleccionados para este art́ıculo son estrellas binarias bien conocidas del WDS que escogimos para probar la técnica. Realizamos las observaciones con el telescopio de 1 m de Tonantzintla, Puebla, durante una temporada en noviembre de 2008. En esta temporada usamos una cámara ICCD Hamamatsu y probamos la rutina Tohtli StarCapture, desarrollada exclusivamente para obtener imágenes in- terferómetricas. Este art́ıculo fue aceptado antes de mi ingreso formal al doctorado. Sin embargo, lo incluyo por continuidad con la serie de binarias, además de que fue presentado durante la presentación ante el Comité Académico del posgrado, como sustento de mi anteproyecto de tesis. Los resultados que obtuvimos están contenidos en la Tabla 1 del art́ıculo. Pre- sentamos mediciones de 175 ángulos de posición y separaciones para 163 sistemas. Detectamos separaciones que van desde 0′′.15 hasta 4′′.00, con un error medio de 0′′.03 en la separación y 1◦ en el ángulo de posición. El ángulo de posición de las estrellas se mide con respecto al norte, pero al calcular la transformada de fourier de la auto correlación, perdemos la fase, por lo que sólo podemos conocer la posición aparente de la estrella secundaria módulo 180◦. Sin embargo, existen otros métodos para determinarla con precisión, por ejemplo (ver Caṕıtulo 1) Shift–and–Add, tip– tilt, etc. Los reportes de ángulo de posición que publicamos y que tienen un valor mayor a 180◦, se hicieron comparando con otros autores; en algunos casos, cuando la separación es suficientemente grande, a simple vista en el speckelgrama se aprecia si las estrellas están al norte o al sur y aśı lo determinamos. Esta temporada de observación fue mi primera aproximación a la interferometŕıa de motas, aprend́ı la metodoloǵıa y el procedimiento para llevar a cabo las medicio- nes. Yo participé directamente en las observaciones y en el análisis de los datos y la revisión del texto del art́ıculo. 29 © C o p y ri g h t 2 0 0 9 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o Revista Mexicana de Astronomı́a y Astrof́ısica, 45, 155–159 (2009) SPECKLE INTERFEROMETRY AT THE OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. I V. G. Orlov,1 V. V. Voitsekhovich,1 G. A. Mendoza-Valencia,1,2 A. Svyryd,1,2 J. L. Rivera,1 F. Ortiz,1 and C. A. Guerrero1 Received 2009 April 17; accepted 2009 June 1 RESUMEN Presentamos los resultados de mediciones mediante interferometŕıa de motas de algunas estrellas binarias, llevadas a cabo en noviembre de 2008 en el telescopio de 1 m del Observatorio Astronómico Nacional en Tonantzintla (Puebla, México). Los datos consisten de 175 ángulos de posición y separaciones medidas para 163 sistemas. Las separaciones medidas están comprendidas entre 0.15′′ y 4.00′′. La magnitud máxima de las componentes más brillantes es igual a 9.32. El error medio en la medición de las separaciones es de 0.03′′, y en los ángulos de posición, de 1 grado. La mayor parte de los ángulos de posición tienen la usual ambigüedad de 180 grados, y algunos de ellos se corrigieron comparándolos con observaciones hechas por otros autores. ABSTRACT We present the results of speckle interferometric measurements of binary stars performed in November, 2008 with the 1 m telescope at the Observatorio Astronómico Nacional of Tonanzintla (Puebla, Mexico). The data include 175 po- sition angle and separations measured for 163 systems. The measured angular separations range from 0.15′′ to 4.00′′. The maximum magnitude of the brighter components is equal to 9.32. The mean error in the separation measurement is 0.03′′ and in the position angle is 1◦. The majority of position angles were determined with the usual 180◦ ambiguity, and some of them were corrected by comparison with observations performed by other observers. Key Words: stars: binaries: visual — stars: fundamental parameters — techniques: interferometric — techniques: high angular resolution 1. INTRODUCTION A binary star system is a pair of stars which are gravitationally bound. The study of the or- bital motion around their centre of mass is the only direct method for the calculation of stellar mass, and presently there are many objects which can be investigated with this method. For example, the Washington Double Star Catalog (WDS) includes the notes for more than 84000 components of bi- nary systems (Mason et al. 2001). However, only around 2000 orbits have been calculated up to now (Hartkopf & Mason 2003; Cvetković & Novaković 2006). Some of the stars in the WDS catalog are 1Instituto de Astronomı́a, Universidad Nacional Autó- noma de México, Mexico. 2Facultad de Ciencias, Universidad Nacional Autónoma de México, Mexico. optical doubles; however, most of them are mem- bers of binary or multiple systems, so it is important to study their behavior. The wide binary systems (ρ > 1′′) can be observed by amateur astronomers, but close binary systems (ρ < 1′′) are difficult. Very close binary systems cannot be resolved into two sep- arate stars without using special methods. Results of amateur observations are published en Journal of Double Star Observations (http://www.jdso.org). The speckle interferometry (SI) technique (Labeyrie 1970) allows the measurement of close binary sys- tems. This technique recovers the information about relative positions of components in binary and in multiple stars systems with diffraction-limited accu- racy. In a previous paper (Orlov et al. 2007) we have described the usage of SI technique at Observato- 155 Caṕıtulo 3. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. I 30 © C o p y ri g h t 2 0 0 9 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o 156 ORLOV ET AL. Fig. 1. The Graphic Interface of the Tohtli StarCapture program. rio Astronómico Nacional (OAN). The OAN is a fa- cility of the Instituto de Astronomı́a de la Univer- sidad Nacional Autónoma de México (IA-UNAM). There are two astronomical sites where the four telescopes are mounted: one site is located at San Pedro Mártir (OAN-SPM), Baja California, Mex- ico, and the second one at Tonantzintla (OAN-T), near Puebla, Mexico. The 1 m telescope located at Tonantzintla can be effectively used for speckle in- terferometric measurements of binary stars to the Rayleigh resolution limit R = 1.22λ/D. With this paper we start publishing results of SI observations of binary stars at the telescopes of OAN. In this paper we present result of observations which were carried out in November 2008 at OAN- T. For this observation we prepared an observing list of visual binaries from the WDS Catalog (Worley & Douglass 1997). 2. BRIEF DESCRIPTION OF THE EQUIPMENT Speckle images were taken with an old Hama- matsu ICCD. The image intensifier of this ICCD does not allow us to take frames with resolutions higher than 25 lines per mm, so frame sizes of 352× 240 px were chosen. The microscope objective provides a scale of 0.024 × 0.026′′/px on the detec- tor, with a total field of view of 8.448 × 6.24 arc- sec. The very wide band filter centered at the V band (≈ 550nm) was placed in front of the micro- scope objective. We developed the special software named Tohtli StarCapture for saving speckle images on the hard disc. Tohtli StarCapture is a video cap- ture software for Windows. It does not require any installation; however it needs DirectX 8 or higher to be installed. It offers the following features: • Capturing frames from any WDM / DirectX- enabled video device, such as PCI and PC-Card grabbers, TV tuner cards, FireWire cameras, USB/USB2 cameras, and DV (digital video) de- vices. • Selecting any video mode exposed by the device. • Selecting a region from the input video to be captured, so the resulting file will be smaller. • Saving the frame set to a file without losing any precision using a RAW RGB format. • Including a Unicode comment in the file. Figure 1 shows the Graphic Interface of the Tohtli StarCapture program. It is free, and it is available upon request. 3. OBSERVATIONS AND RESULTS The observations were performed at the 1 m tele- scope under moderate seeing that we estimated to be between 3 to 4 arcsec. For each binary star, a typ- ical observing procedure involved the accumulation of one set of 999 short exposure images on a hard disk. One short exposure image consists of a two- dimensional 352 × 240 array of 8-bit numbers. The volume of one set of frames on the hard disk is only 80.5 MB. The data were processed by the standard speckle algorithm which permits the derivation of binary- star parameters. The calibration results show that the measured value of the camera orientation error is less than 1◦ and the scale error less than 1.5%. We must note that the accuracy obtained for the 1 m telescope de- pends on the separation between stars and on the effective focal length of system. The speckle data processing is made in three classical steps. The first step is the computation of the mean power spectrum (PS) of an object following the standard Labeyrie procedure (Labeyrie 1970). The second step is the Winer filtration of the PS which is applied to remove atmospheric distortions. The third step is the calcu- lation of the autocorrelation function (ACF). As a final step, we compute the distance between stars and the position angle. The position of the com- ponent is calculated as the weighted center of the ACF in some area around the maximum value. Ta- ble 1 presents the main body of performed measures. Columns 1 and 2 give the identification number in the WDS (Worley & Douglass 1997) and discoverer designation. The third column gives the epoch of the observation in fractional Besselian year. The fourth and fifth columns contain the measured position an- gle θ in degrees and the angular separation ρ in arc- seconds. Caṕıtulo 3. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. I 31 l=zonl:> E>:.-n [] :::J 1,:>0';,·0';,. :::J ¡,;;;--- . [Yi1" ' F P f rnJ" '; r:co Ch ... ,.,. ~ fP3; rcc P' ht. nd ",,'-i>"fJe ~ .!:.l I Th ''' ''_~ ''''_ ' © C o p y ri g h t 2 0 0 9 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o SPECKLE INTERFEROMETRY AT OAN. I 157 TABLE 1 SPECKLE MEASUREMENTS ON THE 1 M TELESCOPE WDS Disc. Date P.A. Sep. WDS Disc. Date P.A. Sep. (α, δJ2000.0) (deg) (arcsec) (α, δJ2000.0) (deg) (arcsec) 00028+0208 BU 281 2008.8875 162.7 1.57 02594 + 0639 STF 334 2008.8878 309.1 1.16 00047+3416 STF3056 2008.8492 139.7 0.77 03005 + 1800 STT 49 2008.8878 49.6 2.27 00073+0742 HDS 13 2008.8875 323.3 0.39 03051 + 1047 TDS2438 2008.8878 115.2 0.54 00089+0042 HDS 18 2008.8875 151.5 0.25 03096 + 0512 A 2030 2008.8878 12.7 0.27 00095+1907 COU 247 2008.8875 256.2 0.31 03140 + 0044 STF 367 2008.8878 134.1 1.23 00118+2825 BU 255 2008.8493 69.0 0.47 03160− 0555 BU 84 2008.8878 8.5 0.99 00134+2659 STT 2 2008.8493 163.0 0.41 03177 + 3838 STT 53 2008.8497 242.6 0.67 00174+0853 A 1803 2008.8875 235.4 3.98 03184− 0056 AC 2 2008.8878 260.0 1.25 00206+1219 BU 1015 2008.8875 103.8 0.49 03206 + 1911 STF 377 2008.8878 111.1 1.16 00209+1059 BU 1093 2008.8875 118.2 0.77 03213 + 1038 HEI 449 2008.8878 66.5 0.23 00266−0003 HDS 61 2008.8875 275.9 0.43 03284− 0434 BU 1180 2008.8878 24.4 0.37 00352−0336 HO 212 2008.8876 207.4 0.15 03286 + 2904 STF 395 2008.8879 91.0 1.84 00424+0410 STT 18 2008.8876 209.4 1.97 03307− 0416 STF 408 2008.8878 322.9 1.18 00470−0115 BU 494 2008.8876 161.1 1.29 03312 + 1947 STF 403 2008.8879 173.1 2.32 00487+1841 BU 495 2008.8876 257.0 0.26 03318 + 0749 A 1931 2008.8878 50.0 0.85 00516+2237 A 1808 2008.8494 199.7 0.19 03344 + 2428 STF 412 2008.8497 354.5 0.73 00521+1036 STF 67 2008.8876 350.7 2.28 03344 + 2428 STF 412 2008.8879 354.5 0.74 00546+1911 STT 20 2008.8876 183.9 0.57 03356 + 3141 BU 533 2008.8879 222.4 1.07 00550+2338 STF 73 2008.8494 321.9 1.04 03362 + 4220 A 1535 2008.8879 340.2 0.75 00554+3040 BU 500 2008.8494 122.6 0.48 03372 + 0121 A 2419 2008.8879 100.8 0.82 00583+2124 BU 302 2008.8494 206.6 0.30 03426 + 0838 HDS 472 2008.8879 245.1 0.54 00593−0040 A 1902 2008.8876 208.9 0.36 03443 + 3217 BU 535 2008.8879 23.7 1.04 01005+1841 HDS 132 2008.8876 135.0 0.41 03463 + 2411 BU 536 2008.8879 179.7 1.00 01007+0929 STF 82 2008.8876 305.4 1.86 03489 + 1143 A 831 2008.8879 46.2 0.26 01014+1155 BU 867 2008.8876 355.0 0.66 03493− 0127 RST4760 2008.8879 286.0 0.81 01040+3528 HO 213 2008.8494 115.9 0.28 03520 + 0632 KUI 15 2008.8879 207.5 0.78 01063−0016 HDS 141 2008.8876 14.8 0.26 03521 + 4048 STT 66 2008.8879 145.0 1.03 01097+2348 BU 303 2008.8494 293.0 0.62 03565 + 0734 A 1935 2008.8879 4.8 0.56 01196−0520 A 313 2008.8876 324.7 0.23 03590 + 0947 HU 27 2008.8879 329.7 0.40 01213+1132 BU 4 2008.8876 109.9 0.59 04064 + 4325 A 1710 2008.8879 313.4 0.63 01291+1026 HDS 195 2008.8877 185.4 0.19 04069 + 3327 STT 71 2008.8497 230.3 0.76 01315+1521 BU 506 2008.8877 61.8 0.61 04081 + 3407 COU1082 2008.8879 57.4 0.31 01360+0739 STF 138 2008.8877 59.6 1.74 04081 + 3407 COU1082 2008.8497 56.4 0.32 01393+1638 BU 5 2008.8877 284.1 0.55 04089 + 2911 BU 1232 2008.8879 353.5 0.32 01512+2439 HO 311 2008.8495 173.5 0.34 04091 + 2839 HO 326 2008.888 290.1 0.41 01532+1526 BU 260 2008.8877 260.0 1.14 04117 + 3133 COU 880 2008.888 42.6 0.77 01559+0151 STF 186 2008.8877 247.3 0.87 04124 + 2334 COU 703 2008.888 98.0 1.09 02020+0246 STF 202 2008.8877 268.9 1.86 04140 + 4235 A 1711 2008.888 80.7 0.69 02026+0905 MCA 4 2008.8877 152.3 0.18 04159 + 3142 STT 77 2008.8497 294.6 0.56 02052−0058 BU 516 2008.8877 316.6 0.69 04159 + 3142 STT 77 2008.888 294.1 0.56 02070−0413 HDS 283 2008.8877 269.5 0.92 04170 + 1941 HO 328 2008.888 1.6 0.48 02214+0853 BU 8 2008.8877 224.7 1.53 04182 + 2248 STF 520 2008.8497 78.1 0.60 02280+0158 KUI 8 2008.8877 38.8 0.51 04182 + 2248 STF 520 2008.888 78.3 0.60 02296+0934 BU 518 2008.8877 143.2 1.50 04263 + 3443 HU 609 2008.8497 305.4 0.18 02409+0452 STT 45 2008.8878 264.3 0.84 04316 + 3739 BU 789 2008.8881 322.8 0.94 02460−0457 BU 83 2008.8878 16.6 0.94 04348 + 2242 STF 562 2008.8881 284.9 1.89 02477+0142 A 2411 2008.8878 284.9 0.32 04357 + 3944 HU 1084 2008.8498 75.9 0.24 02513+0142 VOU 36 2008.8878 12.2 0.32 04366 + 1946 STT 86 2008.8498 0.9 0.48 02572+0153 A 2413 2008.8878 157.2 0.54 04385 + 2656 STF 572 2008.8498 190.2 4.25 02586+2408 BU 1173 2008.8496 99.7 0.21 04422 + 3731 STF 577 2008.8498 344.0 0.76 02589+2137 BU 525 2008.8496 271.9 0.55 04422 + 3731 STF 577 2008.8881 344.2 0.76 Caṕıtulo 3. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. I 32 © C o p y ri g h t 2 0 0 9 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o 158 ORLOV ET AL. TABLE 1 (CONTINUED) WDS Disc. Date P.A. Sep. WDS Disc. Date P.A. Sep. (α, δJ2000.0) (deg) (arcsec) (α, δJ2000.0) (deg) (arcsec) 04529 + 3548 HU 819 2008.8881 277.3 0.46 06097 + 2914 A 54 2008.8882 333.6 0.57 05017 + 2050 HU 445 2008.8498 133.8 0.39 06117 + 2846 A 55 2008.8882 260.5 0.42 05017 + 2640 A 1844 2008.8881 349.3 0.30 06200 + 2826 BU 895 2008.85 158.9 0.24 05044 + 2139 COU 154 2008.8881 301.4 0.20 06211 + 3619 A 1954 2008.8882 109.3 0.68 05044 + 2139 COU 154 2008.8498 302.3 0.21 06256 + 2227 STT 139 2008.8882 256.7 0.72 05044 + 2938 A 1024 2008.8881 333.8 0.78 06290 + 2013 BU 1192 2008.8882 320.9 0.25 05055 + 1948 STT 95 2008.8498 298.1 0.95 06317 + 2823 BU 1021 2008.8882 76.7 0.73 05055 + 1948 STT 95 2008.8881 298.1 0.96 06357 + 2816 A 506 2008.8882 39.5 0.21 05056 + 2304 STT 97 2008.8498 153.3 0.34 06396 + 2816 STT 152 2008.85 36.1 0.87 05056 + 2304 STT 97 2008.8881 149.3 0.35 07486 + 2308 WRH 15 2008.8501 33.0 0.26 05060 + 3556 HDS 664 2008.8498 33.1 0.23 07560 + 2342 COU 929 2008.8501 196.6 0.27 05064 + 4002 HU 1095 2008.8881 36.7 0.35 22288− 0001 STF2909 2008.8873 170.7 2.11 05072 + 2224 COU 155 2008.8881 330.6 0.23 22295− 0012 BU 76 2008.8873 8.4 1.64 05072 + 2224 COU 155 2008.8498 335.6 0.26 22352 + 1437 HU 982 2008.8874 219.0 0.58 05081 + 2416 HDS 674 2008.8881 202.5 0.37 22385 + 0218 HO 479 2008.8874 63.3 0.38 05103 + 3718 STF 644 2008.8881 222.3 1.64 22400 + 0113 A 2099 2008.8874 164.1 0.79 05131 + 2424 COU 468 2008.8882 39.3 0.63 22409 + 1433 HO 296 2008.8874 77.9 0.38 05140 + 3655 POP 140 2008.8498 166.5 0.31 22552− 0459 BU 178 2008.8874 323.4 0.66 05219 + 3934 COU2037 2008.8498 145.7 0.39 22579 + 1337 HU 989 2008.8874 72.6 0.35 05270 + 2737 HO 226 2008.8498 90.3 0.70 22586 + 0921 STT 536 2008.8874 166.6 0.33 05297 + 3523 HU 217 2008.8498 253.9 0.62 22592 + 1144 STT 483 2008.8874 359.0 0.47 05351 + 3056 BU 1267 2008.8498 174.4 0.40 23078 + 1240 BU 1025 2008.8874 327.1 0.83 05386 + 3030 BU 1240 2008.8498 328.9 0.16 23088 + 1058 A 1238 2008.8874 118.4 0.31 05399 + 3757 STT 112 2008.8498 49.8 0.89 23141− 0238 BU 714 2008.8874 107.0 0.35 05449 + 2621 A 496 2008.8499 5.8 0.29 23176 + 1818 HU 400 2008.8874 84.1 0.34 05460 + 2119 STF 787 2008.8499 57.2 0.72 23176− 0131 BU 79 2008.8874 13.2 1.65 05499 + 3147 STF 796 2008.8499 63.0 3.74 23189 + 0524 BU 80 2008.8875 229.3 0.52 05522 + 3834 STF 799 2008.85 162.3 0.77 23309 + 0929 STT 497 2008.8875 217.2 1.42 05558 + 3656 STT 122 2008.8882 88.9 0.37 23311 + 1847 STF3020 2008.8875 100.7 2.26 05558 + 3656 STT 122 2008.85 87.8 0.38 23322 + 0705 HU 298 2008.8875 53.3 0.16 05580 + 2437 COU 905 2008.85 206.5 0.23 23324 + 1724 STF3023 2008.8875 281.4 1.79 05580 + 2437 COU 905 2008.8882 204.0 0.24 23407− 0023 STF3030 2008.8875 223.0 2.46 06046 + 4535 A 1729 2008.8882 72.8 0.73 23460 + 0016 STF3036 2008.8875 222.5 2.64 06078 + 4240 STT 130 2008.8882 202.1 0.42 23544 + 0228 STF3045 2008.8875 272.2 1.74 06097 + 2307 BU 1241 2008.85 346.9 0.60 23568 + 0444 A 2100 2008.8875 267.1 0.36 06097 + 2307 BU 1241 2008.8882 247.4 0.61 23587− 0333 BU 730 2008.8875 322.6 0.78 4. CONCLUSION A program of speckle observations has been ini- tiated at OAN telescopes, with the goal of obtain- ing data on the double stars. This study has been started with well-known binaries from WDS cata- logue. One hundred seventy five position angle and separation measures for one hundred sixty three bi- naries have been presented, a subset of which has been used to determine the measurement precision. We only present here the cases when the binary was clearly resolved. The results for binaries which de- mand a more detailed analysis will be reported in subsequent publications. REFERENCES Cvetković, Z., & Novaković, B. 2006, Serb. Astron. J., 173, 73 Hartkopf, W. I., & Mason, B. D. 2003, Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars (Washington: USNO), http://ad.usno.navy.mil/wds/orb6.html Labeyrie, A. 1970, A&A, 6, 85 Mason, B. D., Wycoff, G. L., Hartkopf, W. I., Douglass, G. G., & Worley, C. E. 2001, AJ, 122, 3466 Orlov, V. G., Voitsekhovich, V. V., Sánchez, L. J., & Garfias, F. 2007, RevMexAA, 43, 137 Worley, C. E., & Douglass, G. G. 1997, A&AS, 125, 523 Caṕıtulo 3. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. I 33 © C o p y ri g h t 2 0 0 9 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o SPECKLE INTERFEROMETRY AT OAN. I 159 C. A. Guerrero, V. Orlov, F. Ortiz, J. L. Rivera, and V. Voitsekhovich: Instituto de Astronomı́a, Universidad Nacional Autónoma de México, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D. F., Mexico (cguerrero, orlov, for- tiz, jrivera, voisteko@astroscu.unam.mx). G. A. Mendoza-Valencia and A. Svyryd: Facultad de Ciencias, Universidad Nacional Autónoma de México, Av. Universidad, 3000, Circuito Exterior s/n, Coyoacán, C.P. 04510, Ciudad Universitaria, México, D. F., Mexico (gustahavo@gmail.com, tantanoid@yahoo.com). Caṕıtulo 3. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. I 34 Caṕıtulo 4 Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. II En este Caṕıtulo presento el segundo art́ıculo en la serie de observción y monitoreo de estrellas binarias que iniciamos en 2008 (ver Caṕıtulo 3). Una vez que probamos la técnica de interferoemtŕıa de motas con el telescopio de 1 m de Tonantzintla, solicitamos tiempo de observación en el telescopio de 1.5 m de San Pedro Mártir. El motivo principal de observar en San Pedro fue que la magnitud ĺımite que podemos detectar usando interferometŕıa de motas depende fuertemente del seeing del sitio astronómico. Para estas observaciones usamos la cámara DRAGON (Voitsekhovich et al. , 2005), y tuvimos excelentes condiciones de seeing (entre 0′′.7 y 1′′). Durante cuatro noches de observación en junio de 2009, hicimos 189 mediciones de 144 estrellas binarias; más de la mitad de estos sistemas tienen separaciones menores a 1′′. A partir de estas observaciones, utilizamos el procedimiento de reducción descrito por Tokovinin, Mason & Hartkopf (2010), pues este algoŕıtmo emṕırico permite derivar los parámetros astrométricos de las estrellas binarias sin la necesidad de usar una estrella de referencia, aunque este procedimiento no funciona bien cuando la estrella es extremadamente débil. Los resultados están contenidos en la Tabla 2 del art́ıculo; el formato de la tabla 35 Caṕıtulo 4. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. II es diferente al presentado en el art́ıculo anterior (Orlov et al. , 2009), pues inclúımos tres columnas más en las que presentamos las efemérides calculadas para la fecha de observación y referencias a art́ıculos en los que hay reportes de elementos orbitales. Mi colaboración en este art́ıculo fue un poco más profunda. Participé en las ob- servaciones y me introduje al procedimiento de reducción de los datos y al análisis. Busqué algunas referencias bibliográficas y comparé los parámetros de algunas es- trellas. Participé brevemente en la elaboración del texto y en la revisión del art́ıculo. Este art́ıculo también fue aceptado antes de mi ingreso al doctorado, pero se incluye por continudad y por las mismas razones que el art́ıculo anterior. 36 © C o p y ri g h t 2 0 1 0 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o Revista Mexicana de Astronomı́a y Astrof́ısica, 46, 245–251 (2010) SPECKLE INTERFEROMETRY AT THE OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. II V. G. Orlov, V. V. Voitsekhovich, J. L. Rivera, C. A. Guerrero, and F. Ortiz Instituto de Astronomı́a, Universidad Nacional Autónoma de México, Mexico Received 2010 March 27; accepted 2010 May 27 RESUMEN Presentamos mediciones interferométricas de motas para estrellas binarias, obtenidas en junio de 2009 en el telescopio de 1.5 m del Observatorio Astronómico Nacional en San Pedro Mártir (México). Nuestros datos comprenden 189 medi- ciones de ángulos de posición y separaciones de 144 sistemas. Las separaciones angulares medidas abarcan desde 0′′.16 hasta 3′′.64. La magnitud máxima de la componente más brillante es de 10.96. El error medio en las separaciones es de 0′′.02 y en los ángulos de posición de 1.5◦. Algunos ángulos de posición se determinaron con la ambigüedad usual de 180◦. ABSTRACT We present speckle interferometric measurements of binary stars made during June of 2009 with the 1.5 m telescope of the Observatorio Astronómico Nacional at SPM (Mexico). The data contain 189 position angle and separation measures of 144 systems. The measured angular separations range from 0′′.16 to 3′′.64. The maximum magnitude of the brighter component is 10.96. The mean error in separation is 0′′.02 and in the position angles 1.5◦. Some of the position angles were determined with the usual 180◦ ambiguity. Key Words: binaries: visual — stars: fundamental parameters — techniques: high angular resolution — techniques: interferometric 1. INTRODUCTION In our previous paper (Orlov et al. 2009) we reported results of speckle observations of binary stars obtained at the 1 m telescope of Observa- torio Astronómico Nacional at Tonanzintla (OAN- Tonanzintla), Mexico. The telescope is located at a site with moderate seeing. As it is well known the resolution of speckle interferometry (SI) does not de- pend on seeing. However, the limiting magnitude of stars which can be resolved by SI does depend on seeing. The Instituto de Astronomı́a has a to- tal of four telescopes. Three of them are situated at Observatorio Astronómico Nacional at San Pe- dro Mártir, Mexico (OAN-SPM). The OAN-SPM is located in one of the best astronomical sites (Ávila, Cruz-González, & Tapia 2003). Included at the SPM site are 3 telescopes: 84 cm, 1.5 m and 2.1 m. In this paper we present results from four ob- serving nights in June 2009. The observations were performed at the 1.5 m telescope of the OAN-SPM. 2. OBSERVATIONS The observations were performed at the 1.5 m telescope of the Observatorio Astronómico Nacional which is located at the San Pedro Mártir (Mexico). For these observations we used the DRAGON equip- ment (Voitsekhovich et al. 2005), which was slightly modified to be able to record speckle interferograms (Orlov et al. 2007). During the observations we had good seeing conditions. We estimated that the seeing was between 0.7 to 1 arcsec. Unfortunately, aberrations introduced by the telescope had a larger effect. It can be clearly seen on a centered image of one of the stars (Figure 1). Aberrations of the 1.5 m mirror cannot be corrected because the telescope is not equipped with an active optics system. After calibration we determine the Pixel Scale = 0.024′′/px and detector orientation. For calibration we used 40 wide pairs with very slow orbital motions and some of them with known orbital parameters. 245 Caṕıtulo 4. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. II 37 © C o p y ri g h t 2 0 1 0 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o 246 ORLOV ET AL. Fig. 1. The centered image of the binary star COU 1581. It was obtained by averaging 700 previously centered speckle interferograms. The window is 6′′.3× 6′′.3. During four nights of observations we made 189 measurements of 144 pairs. Most of observed bi- naries have separations less than 1′′. Table 1 shows how these 144 pairs are distributed according to their separations. 3. DATA PROCESSING AND RESULTS For each binary star, a typical observing proce- dure involved the accumulation of one set of 700 short exposure images on hard disk. One short expo- sure image consists of a two-dimensional 582 × 584 array of 8-bit numbers. The volume of one set on the hard disk is 226 MB. The data were processed by the algorithm which was explained in detail by Tokovinin, Mason, & Hartkopf (2010). This algo- rithm permits derivation of the binary star parame- ters without using the reference star. The resulting autocorrelation function (ACF) of one binary star COU 1581 calculated by this algorithm is shown in Figure 2. The position of the secondary is calcu- lated as the center of weight of values of the ACF in a region around the maximum value. TABLE 1 DISTRIBUTION OF PAIRS BY THEIR SEPARATIONS > 1′′.5 1′′.5− 1′′ 1′′ − 0′′.5 0′′.5− 0′′.25 < 0′′.25 18 23 38 57 12 Fig. 2. Reconstructed ACF of the binary star COU 1581. Separation = 0′′.305. Fig. 3. Result of self-calibrating shift-and-add technique for the binary star COU 1581. As is well known, the ACF has no information about the Fourier phase of the image; therefore, the position angle is determined only modulo 180◦. To avoid this inconvenience we also used Christou’s self- calibrating shift-and-add technique (Christou et al. 1986). Figure 3 shows an image which was calculated using this technique. We have to admit that the Caṕıtulo 4. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. II 38 © C o p y ri g h t 2 0 1 0 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o SPECKLE INTERFEROMETRY AT THE OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. II 247 TABLE 2 SPECKLE MEASUREMENTS ON THE 1.5 M TELESCOPE WDS Disc. Date P.A Sep. P.A. Orb. Sep. Orb. Reference (α, δJ2000.0) Name Besselian (deg) (arcsec) (deg) (arcsec) 12154+4008 A 1999 2009.4326 62.2 0.29 40.9 0.53 Seymour et al. 2002 12182+2718 HDS1733 2009.4410 241.9 0.32 12244+4305 STT 250 2009.4327 351.2 0.33 12306+3431 HDS1759 2009.4327 203.3 0.27 12328+2301 AG 179 2009.4327 142.0 0.99 12510+3129 HDS1804 2009.4300 256.8 0.75 12510+3129 HDS1804 2009.4327 257.2 0.75 12575+2457 COU 397 2009.4300 60.6 0.68 12575+2457 COU 397 2009.4410 60.6 0.68 12575+2457 COU 397 2009.4327 61.1 0.69 13004+3545 HU 1141 2009.4327 343.5 0.49 13037+2339 STF1714 2009.4410 307.2 3.12 13037+2339 STF1714 2009.4327 307.2 3.13 13063+2044 HU 739 2009.4327 204.1 1.37 207.3 1.39 Seymour et al. 2002 13063+2044 HU 739 2009.4410 204.1 1.37 13091+2127 HU 572 2009.4411 344.6 0.46 10.1 0.35 Zulevic 1969 105.5 0.52 Baize 1981 50.7 0.35 Baize 1986 13128+4030 A 1606 2009.4328 195.9 1.29 13128+4030 A 1606 2009.4411 196.5 1.30 13221+3952 HDS1876 2009.4300 88.9 0.26 13225+4242 COU1581 2009.4411 157.5 0.33 13266+3235 COU 787 2009.4300 147.4 0.34 13280+3235 A 1856 2009.4411 343.5 1.08 13280+3235 A 1856 2009.4328 343.7 1.07 13305+3430 A 1857 2009.4301 340.9 0.48 13305+3430 A 1857 2009.4328 341.4 0.47 13348+4242 HDS1908 2009.4411 24.1 0.48 13387+3823 COU1429AB 2009.4411 64.0 0.66 13387+3823 COU1429AB 2009.4301 64.4 0.66 13465+1545 A 2063 2009.4411 136.9 0.23 13465+1545 A 2063 2009.4328 136.9 0.19 13465+1545 A 2063 2009.4301 137.4 0.25 13509+3555 COU1132 2009.4301 147.5 0.79 13509+4422 A 1613AB 2009.4328 259.9 3.08 13571+3426 BU 937 2009.4301 135.0 1.04 14082+3645 STT 276AB 2009.4301 206.9 0.44 14087+3341 HU 742 2009.4329 354.0 0.24 67.0 0.29 Popovic 1972 14087+3341 HU 742 2009.4412 355.6 0.25 14109+1513 HDS1989Aa,Ab 2009.4412 358.7 0.43 14109+2412 HDS1988 2009.4329 150.2 3.29 14113+3013 COU 605 2009.4412 163.5 0.26 14113+3013 COU 605 2009.4329 164.4 0.27 14124+2843 STT 277AB 2009.4301 64.3 0.19 14164+2539 HDS2006 2009.4412 249.2 0.70 14184+3412 HU 901 2009.4301 32.6 0.61 14276+2037 HO 542 2009.4329 213.6 0.98 14278+3257 STF1848 2009.4302 356.2 3.09 14278+3257 STF1848 2009.4412 356.3 3.08 14295+3612 HU 1268 2009.4412 345.2 0.30 313.0 0.38 Erceg 1975 14436+3745 STF1875 2009.4329 128.5 3.06 14485+2445 COU 304 2009.4329 300.8 0.46 Caṕıtulo 4. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. II 39 © C o p y ri g h t 2 0 1 0 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o 248 ORLOV ET AL. TABLE 2 (CONTINUED) WDS Disc. Date P.A Sep. P.A. Orb. Sep. Orb. Reference (α, δJ2000.0) Name Besselian (deg) (arcsec) (deg) (arcsec) 15002+2129 HU 907 2009.4413 277.3 0.24 15002+2129 HU 907 2009.4329 278.0 0.21 15049+3428 STF1908AB 2009.4413 151.4 1.33 15075+1541 A 2228 2009.4330 12.2 3.29 15136+3453 HO 60 2009.4413 68.1 0.18 72.7 0.16 Baize 1993a 15136+3453 HO 60 2009.4330 73.5 0.16 72.7 0.16 Baize 1994 15151+3650 STT 295 2009.4413 150.3 0.30 15192+4329 A 1630 2009.4330 244.8 0.78 15208+4242 A 573 2009.4413 171.9 0.71 15257+2638 STF1941 2009.4330 212.6 1.38 15271+2355 A 82 2009.4330 351.0 0.83 15272+4133 COU1443 2009.4413 172.8 0.49 15307+3810 HU 1163 2009.4413 168.1 0.22 189.1 0.17 Couteau 1990 15307+3810 HU 1163 2009.4330 169.3 0.21 191.9 0.21 Zulevic 1995 191.9 0.21 Zulevic 1996 169.4 0.21 Hartkopf et al. 2000 15390+2545 COU 612 2009.4413 177.5 0.29 326.6 0.15 Baize 1992a 326.6 0.15 Baize 1993b 176.2 0.26 Docobo & Ling 1998a 173.2 0.30 Aristidi et al. 1999 15404+2123 HU 579 2009.4414 136.5 0.70 15498+4431 BU 621 2009.4302 26.4 0.67 15554+2932 HO 399 2009.4302 117.3 3.59 15574+4140 STF1991AB 2009.4331 195.5 3.02 15574+4140 STF1991AB 2009.4414 195.8 3.01 15574+4140 STF1991AB 2009.4302 196.4 2.99 16115+1507 A 1799 2009.4414 117.6 0.76 16128+3922 STF2028 2009.4302 144.7 0.39 140.8 0.33 Alzner 2001 16156+1944 HU 480 2009.4331 261.9 1.61 16161+2936 A 348 2009.4302 149.2 1.04 16192+4140 STT 309 2009.4302 307.4 0.28 306.6 0.28 Seymour et al. 2002 16199+2341 COU 108 2009.4414 255.1 0.63 16199+2341 COU 108 2009.4331 255.9 0.62 16248+3925 HU 1276 2009.4302 270.3 0.39 16248+3925 HU 1276 2009.4414 270.4 0.42 16273+2653 A 226 2009.4331 94.1 1.01 16273+2653 A 226 2009.4415 94.3 1.02 16309+3804 STF2059 2009.4303 186.3 0.36 16326+2314 BU 817 2009.4303 327.9 0.94 16326+2314 BU 817 2009.4331 328.1 0.94 16384+3514 COU 985 2009.4415 69.4 0.30 79.4 0.20 Baize 1993c 16384+3514 COU 985 2009.4331 70.1 0.30 82.8 0.21 Docobo & Ling 1998b 82.8 0.20 Docobo et al. 2000 16412+1714 HDS2366 2009.4331 95.8 0.53 16422+3753 HDS2372 2009.4303 252.1 0.18 16422+4112 STF2091 2009.4303 325.9 0.40 16476+4255 COU1452 2009.4415 103.5 0.26 16476+4255 COU1452 2009.4332 108.6 0.29 16539+2547 COU 492 2009.4332 91.9 0.52 16539+2547 COU 492 2009.4415 91.9 0.52 17063+2631 A 228 2009.4388 185.7 0.46 17075+3810 COU1291 2009.4303 301.1 0.28 0.6 0.15 Baize 1993c 356.3 0.07 Docobo & Ling 1998a 348.0 0.07 Docobo & Ling 2002 Caṕıtulo 4. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. II 40 © C o p y ri g h t 2 0 1 0 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o SPECKLE INTERFEROMETRY AT THE OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. II 249 TABLE 2 (CONTINUED) WDS Disc. Date P.A Sep. P.A. Orb. Sep. Orb. Reference (α, δJ2000.0) Name Besselian (deg) (arcsec) (deg) (arcsec) 17094+1901 A 2086 2009.4332 204.3 3.14 17116+3916 HU 1178AB 2009.4332 9.5 0.36 17116+3916 HU 1178AB 2009.4303 10.4 0.36 17116+3916 HU 1178AB 2009.4303 10.7 0.36 17184+3240 BU 628 2009.4303 267.1 0.52 255.4 0.39 Zulevic 1986 17215+2845 KUI 80AB 2009.4388 169.9 0.62 17221+2310 COU 415 2009.4388 249.3 0.24 174.5 0.27 Baize 1992a 174.5 0.27 Baize 1993b 17239+3627 STF2162 2009.4304 284.5 1.35 17250+4306 COU1454 2009.4304 148.0 0.98 17251+3444 HU 922 2009.4304 225.4 0.21 6.8 0.31 Heintz 1982 17275+1627 A 2184 2009.4388 30.4 1.87 17377+4250 HDS2489 2009.4304 346.7 0.55 17377+4250 HDS2489 2009.4332 347.1 0.55 17412+4139 STF2203 2009.4416 293.7 0.73 17434+3357 HO 560 2009.4304 263.3 1.32 17434+3357 HO 560 2009.4416 263.3 1.33 17434+3357 HO 560 2009.4388 265.2 1.37 17486+2339 BAR 8 2009.4416 237.8 1.16 17504+3526* STF2236 2009.4389 18.9 0.31 17504+3526* STF2236 2009.4304 22.6 0.32 17504+3526 STF2236 2009.4389 97.0 3.39 17504+3526 STF2236 2009.4304 97.1 3.37 17506+3932 COU1301 2009.4389 84.3 1.74 17506+3932 COU1301 2009.4416 85.0 1.74 17541+2949 AC 9 2009.4389 240.6 1.09 17577+2815 HO 424 2009.4389 203.0 1.42 17584+3524 COU1000 2009.4416 153.3 0.89 17591+3228 HU 1185 2009.4416 138.5 0.36 148.4 0.27 Heintz 1975 18017+4011 STF2267 2009.4304 271.1 0.55 18017+4011 STF2267 2009.4389 271.7 0.56 18025+4414 BU 1127AB 2009.4332 52.9 0.73 65.4 1.15 Popovic 1970 62.6 1.02 Popovic & Pavlovic 1995a 62.6 1.02 Popovic & Pavlovic 1995b 18033+3921 STF2275 2009.4416 297.2 0.27 300.0 0.26 Popovic 1998 299.9 0.26 Popovic et al. 2000 18063+3824 HU 1186 2009.4304 115.6 0.25 141.3 0.09 Heintz 1965 18063+3824 HU 1186 2009.4416 123.3 0.30 119.0 0.22 Baize 1992b 121.1 0.20 Heintz 1995 18126+3836 BU 1091 2009.4305 320.7 0.72 18126+3836 BU 1091 2009.4416 320.7 0.72 18178+4351 A 578 AB 2009.4332 157.2 1.75 18178+4351 A 578 Aa,Ab 2009.4332 247.0 0.31 18264+4326 HDS2606 2009.4417 49.3 1.02 18432+3822 HDS2651 2009.4305 50.8 0.44 18450+4239 HDS2657 2009.4305 37.1 0.21 19018+3448 COU1612 2009.4305 318.7 0.82 19072+4451 A 703 2009.4305 188.4 0.54 19072+4451 A 703 2009.4390 189.3 0.56 19089+3404 COU1462 2009.4306 204.7 0.19 225.1 0.62 Mante 1994 203.0 0.20 Mante 1997 203.0 0.20 Mante 1999 19122+3215 HU 941 2009.4333 146.1 1.08 19131+2154 A 153 2009.4306 267.7 0.71 Caṕıtulo 4. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. II 41 © C o p y ri g h t 2 0 1 0 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o 250 ORLOV ET AL. TABLE 2 (CONTINUED) WDS Disc. Date P.A Sep. P.A. Orb. Sep. Orb. Reference (α, δJ2000.0) Name Besselian (deg) (arcsec) (deg) (arcsec) 19214+1948 HO 637 2009.4333 27.6 1.20 19251+2213 COU 513 2009.4333 2.6 0.25 19266+3120 HDS2762 2009.4306 214.6 0.35 19272+1626 HDS2765 2009.4333 177.5 0.36 19331+3254 HU 948AB 2009.4306 149.9 0.26 19331+3254 HU 948AB 2009.4333 152.2 0.27 19350+2947 A 368 2009.4306 153.4 0.50 19356+4002 A 1400 2009.4390 122.5 0.35 134.3 0.24 Seymour et al. 2002 19358+2316 A 163 2009.4333 20.8 0.23 1.7 0.18 Baize 1981 19466+4346 HDS2810 2009.4390 49.5 0.34 19532+4238 COU2635 2009.4390 157.5 0.54 19538+2237 COU 825AB 2009.4334 32.0 1.23 19575+2018 BU 425AB 2009.4334 239.7 1.35 19583+2208 AG 244AB 2009.4334 273.2 1.51 20016+3435 COU1947 2009.4307 88.4 0.27 20082+2105 J 1168 2009.4334 192.6 0.88 20109+2237 HDS2877 2009.4334 201.4 0.45 20157+4339 A 2095AB 2009.4390 155.9 0.26 146.7 0.21 Zulevic 1997 146.8 0.24 Ling 1999 20157+4339 STF2659AC 2009.4390 314.0 3.03 20172+2415 HDS2893 2009.4334 168.4 0.31 20177+4030 HDS2897 2009.4390 269.0 0.33 20302+2651 WOR 9AB 2009.4334 256.4 0.51 20333+2727 HDS2935 2009.4334 114.1 0.48 20477+4204 BU 268 2009.4391 199.3 0.39 20506+3024 STT 415 2009.4280 232.2 3.68 20531+2909 STT 417AB 2009.4280 27.7 0.90 20564+4308 COU2544 2009.4391 160.4 0.32 20564+4308 COU2544 2009.4280 160.5 0.33 20582+3510 COU1813 2009.4335 308.9 1.16 21000+4004 KUI 103AB 2009.4335 356.2 0.42 182.6 0.64 Lippincott 1975 21000+4004 KUI 103AB 2009.4280 357.1 0.43 44.0 0.54 Baize 1989 44.0 0.54 Baize 1991 40.5 0.60 Heintz 1994 32.8 0.31 Docobo & Ling 1994 336.9 0.23 Soderhjelm 1999 12.4 0.35 Mante 2000 12.4 0.43 Pourbaix 2000 21018+3916 STF2746 2009.4391 321.1 1.19 21089+1748 HU 365 2009.4335 19.9 1.03 21111+1704 HEI 187 2009.4335 255.7 1.13 21115+4115 STT 431AB 2009.4391 125.2 2.62 21115+4115 STT 431AB 2009.4281 125.3 2.61 21143+4109 STT 432 2009.4391 114.8 1.33 21161+4101 COU2229 2009.4281 272.1 0.78 21171+4312 A 401 2009.4391 219.7 0.41 21328+3904 A 1443 2009.4391 240.4 0.27 21328+3904 A 1443 2009.4281 240.7 0.25 21334+3058 COU 732Aa,Ab 2009.4336 264.8 0.49 21356+3446 COU1481 2009.4281 171.7 0.64 21363+1627 HDS3076 2009.4336 262.5 0.34 21380+4153 A 402 2009.4281 45.9 0.85 21421+4414 A 403 2009.4281 77.7 0.48 Caṕıtulo 4. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. II 42 © C o p y ri g h t 2 0 1 0 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o SPECKLE INTERFEROMETRY AT THE OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. II 251 technique doesn’t work for weak objects when single photon events are strongly dominant in the speckle image. Table 2 contains 189 measurements pertaining to 144 binary or multiple stars. The format for pre- sentation of these measurements is not the same as in our previous publication (Orlov et al. 2009). We include three new columns for ephemerides of bina- ries with known orbital elements. Column 1 contains the epoch-2000 coordinates in the format used in the Washington Double Star (WDS) Catalog (Worley & Douglass 1997). The second column gives the name of the star or discoverer designation. The third col- umn gives the epoch of the observation in fractional Besselian year. The two following columns contain the measured position angles θ given in degrees and angular distances ρ in arcseconds. The last three columns show ephemerides calculated for the date of observation and references to publications in which orbital elements can be found. As one can see, some orbits give very discrepant position of the secondary. 4. CONCLUSION A program of speckle observations has been started at the Observatorio Astronómico Nacional telescopes, with the goal of obtaining astrometric data of double stars. This study started with well- known binaries from the WDS catalogue. One hun- dred seventy five position angle and separation mea- sures for one hundred sixty three binaries have been presented, a subset of which has been used to deter- mine measurement precision. We only present here the cases where the binary was clearly resolved. The results on binaries which demand more detailed anal- ysis will be reported in subsequent publications. The speckle interferometry program at the OAN telescopes is supported by the Direccion General de Asuntos del Personal Académico (Universidad Na- cional Autónoma de México, Mexico) under projects IN104910 and IN113308 (PAPIIT). REFERENCES Alzner, A. 2001, IAUDS, Inf. Circ. 144 Aristidi, E., et al. 1999, A&AS 134, 545 Ávila, R., Cruz-González, I., & Tapia, M. 2003, RevMexAA (SC), 19, 121 Baize, P. 1981, A&AS, 44, 199 . 1986, A&AS, 65, 551 C. A. Guerrero, V. G. Orlov, F. Ortiz, J. L. Rivera, and V. V. Voitsekhovich: Instituto de Astronomı́a, Univer- sidad Nacional Autónoma de México, Apdo. Postal 70-264, Cd. Universitaria, 04510 México D. F., Mexico (cguerrero, orlov, fortiz, jrivera, voisteko@astroscu.unam.mx). . 1989, IAUDS, Inf. Circ. 107 . 1991, A&AS, 87, 49 . 1992a, IAUDS, Inf. Circ. 116 . 1992b, IAUDS, Inf. Circ. 117 . 1993a, IAUDS, Inf. Circ. 120 . 1993b, A&AS 99, 205 . 1993c, IAUDS, Inf. Circ. 121 . 1994, A&AS 106, 267 Couteau, P. 1990, IAUDS, Inf. Circ. 112 Christou, J. 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J., & Garfias, F. 2007, RevMexAA, 43, 137 Popovic, G. M. 1970, Bull. Obs. Astron. Belgr., 28, 141 . 1972, Bull. Obs. Astron. Belgr., 29, 31 . 1998, IAUDS, Inf. Circ. 136 Popovic, G. M., & Pavlovic, R. 1995a, Bull. Obs. Astron. Belgr., 151, 45 . 1995b, IAUDS, Inf. Circ. 125 Popovic, G. M., Pavlović, R., & Zivkov, V. 2000, A&AS, 144, 211 Pourbaix, D. 2000, A&AS, 145, 215 Seymour, D., Mason, B. D., Hartkopf, W. I., & Wycoff, G. L. 2002, AJ, 123, 1023 Soderhjelm, S. 1999, A&A, 341, 121 Tokovinin, A., Mason, B. D., & Hartkopf, W. I. 2010, AJ, 139, 743 Voitsekhovich, V. V. Sánchez, L. J., Orlov, V. G., Garfias, F., & Benitez, R. 2005, RevMexAA, 41, 399 Worley, C. E., & Douglass, G. G. 1997, A&AS, 125, 523 Zulevic, D. J. 1969, Bull. Obs. Astron. Belgr., 27, 55 . 1986, IAUDS, Inf. Circ. 98 . 1995, IAUDS, Inf. Circ. 127 . 1996, Bull. Obs. Astron. Belgr., 153, 79 . 1997, Bull. Obs. Astron. Belgr., 155, 109 Caṕıtulo 4. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. II 43 Caṕıtulo 5 Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. III En este caṕıtulo presento el tercer art́ıculo de la serie de publicaciones de inter- ferometŕıa de motas de observaciones hechas con los telescopios del OAN. En esta ocasión combinamos las mediciones que hicimos en dos temporadas de observación, la primera en agosto de 2010 con el telescopio de 1.5 m, en la que observamos 105 objetos con excelentes condiciones de seeing, y la segunda en noviembre de 2010, por primera vez con el telescopio de 2.1 m, en la que observamos 120 pares de estrellas con condiciones muy malas de seeing. Para estas observaciones utilizamos un nuevo detector, una cámara CCD ama- teur Watec 120N, que no tiene suficiente sensibilidad para hacer observaciones in- terferométricas; por ello, combinamos la cámara con un intensificador de imagen de tercera generación. Esta cámara presentó varias dificultades durante las mediciones y el proceso de reducción de los datos. Cada imagen está compuesta por dos mita- des, una con ĺıneas pares y otra con ĺıneas impares. Dependiendo de las condiciones de seeing, el procesamiento de los datos es más sencillo o complicado (ver Sección 2 del art́ıculo), además de que los ṕıxeles de la cámara no son cuadrados, lo que hay que tomar en cuenta durante el procesamiento de los datos. Otra desventaja de la cámara es su operación manual; sin embargo, logramos hacer buenas mediciones 44 Caṕıtulo 5. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. III interferométricas. Los resultados de las observaciones están contenidos en las Tablas 1 y 2 del art́ıcu- lo. La magnitud ĺımite que pudimos detectar usando esta cámara fue V = 12.2 y el rango dinámico es del orden de ∼ ∆V = 4. De los 225 pares que observamos, 211 tienen separaciones menores a 1′′. También confirmamos 38 estrellas binarias descu- biertas por la misión Hipparcos (ESA , 1997), que no teńıan confirmación secundaria. Para la selección de objetos de esta muestra establecimos un criterio de búsqueda: binarias con reportes de rápidos movimientos relativos, pues éstas estrellas son can- didatos para determinar sus elementos orbitales. En este art́ıculo colaboré en la selección de algunos objetos de la muestra durante la preparación de las temporadas de observación. Participé en las observaciones de las dos temporadas y en el proceso de pre–procesamiento de los datos. Verifiqué los parámetros de las mediciones comparándolos con algunas referencias. Revisé el texto del art́ıculo. 45 © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o Revista Mexicana de Astronomı́a y Astrof́ısica, 47, 211–217 (2011) SPECKLE INTERFEROMETRY AT THE OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. III V. G. Orlov, V. V. Voitsekhovich, C. A. Guerrero, F. Ángeles, A. Farah Simon, E. Luna, and R. Vázquez Robledo Instituto de Astronomı́a Universidad Nacional Autónoma de México, Mexico Received 2011 March 10; accepted 2011 April 6 RESUMEN Se presentan las mediciones interferométricas de motas de estrellas binarias realizadas durante agosto de 2010 con el telescopio 1.5 m y en noviembre de 2010 con el telescopio de 2.1 m del Observatorio Astronómico Nacional en SPM (Mexico). Los resultados reportados aqúı son 238 mediciones de 225 pares con una magnitud ĺımite de V = 12.2. De éstas, 211 parejas presentan separaciones de menos de 1′′. El error medio obtenido en la separación es de 0′′.02 y en el ángulo de posición de 1.5◦. Algunos de los ángulos de posición se determinaron con los 180◦ usuales de ambigüedad. ABSTRACT We present speckle interferometric measurements of binary stars performed during August of 2010 with the 1.5 m telescope and during November of 2010 with the 2.1 m telescope of the Observatorio Astronómico Nacional at SPM (Mexico). We report here the results of 238 measurements of 225 pairs with a primary limiting magnitude of V = 12.2; 211 of them have separations less than 1′′. The mean error in separation is 0′′.03 and 1.5◦ in position angle. Some of the position angles were determined with the usual 180◦ ambiguity. Key Words: binaries: visual — stars: fundamental parameters — techniques: high angular resolution — techniques: interferometric 1. INTRODUCTION This is the third paper in the serie of publications presenting the results of speckle interferometric ob- servations of binary stars performed with telescopes of the Observatorio Astronómico Nacional (OAN) of the Instituto de Astronomı́a Universidad Nacional Autónoma de México. Regular speckle interferomet- ric measurements of binary stars have been made with telescopes of the OAN since 2008 (Orlov et al. 2009). This paper presents the results of double star observations carried out with the 1.5 m and the 2.1 m Telescopes of Sierra San Pedro Mártir National As- tronomical Observatory (OAN-SPM) in August and November of 2010. For these observations we devel- oped a new detector. This detector is a combina- tion of the CCD camera Watec 120N with a third generation image intensifier. The third generation image intensifier also allows us to carry out near infrared speckle interferometric observations. The results reported here consist of 238 measures of 225 pairs with a primary limiting magnitude of V = 12.2; 211 of them have separations of less than 1′′. In these speckle observations we confirmed and measured 38 binaries first detected by Hipparcos. The paper con- cludes with a tabulation of the observational results. The analysis of specklegram has been performed us- ing the technique described by Tokovinin, Mason, & Hartkopf (2010). 2. BRIEF DESCRIPTION OF THE EQUIPMENT The observations were performed with the CCD camera Wat-120N which is optically connected with the 18 mm third-generation image intensifier. Be- cause the Watec CCD device Wat-120N is primarily designed for amateur astronomers, its limiting sen- sitivity (0.00002 lx) is not enough for speckle inter- ferometry, so we had to use the third-generation im- age intensifier. We describe some technical details 211 Caṕıtulo 5. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. III 46 © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o 212 ORLOV ET AL. Fig. 1. Odd and even half frames taken with good seeing conditions. Fig. 2. Odd and even half frames taken with bad seeing conditions. related to our CCD camera. The Wat-120N is an interline CCD camera where each single frame is a combination of two half-frames. One half-frame con- tains odd lines while the second one consists of the even lines. One half-frame is taken every 1/50th of a second. As one can see in Figure 1, in the case of good seeing conditions there are no difference be- tween odd and even half frames. So, we can make the data processing for a complete frame 720× 480. If the seeing conditions are not so good (Figure 2), the half-frames are very different. In this case we have to perform the data processing for the odd and even half-frames separately. Also we have to note that the Wat-120N does not have square pixels; this has to be taken into account during data processing. The other disadvantage of Wat-120N is a manual control. We developed a simple Ethernet controller to resolve this problem. The set of our camera con- trols consists of three parts: gain control, gamma control, and on/off image intensifier switcher. The gain control has 8 values from 0 to 7 (Figure 3, the value 7 corresponds to the maximum gain). The gamma control allows three modes: linear (Off), low (Lo) and high (Hi). Two modes Lo and Hi are not linear and, if one needs measure accurate magnitude differences of components, they are not used during data recording. The last control is a switch on/off for the image intensifier. Fig. 3. Ethernet camera control. 3. OBSERVATIONS AND RESULTS Data were recorded during the two observation campaigns carried out in August and November 2010. In August observations of 105 stars were per- formed at the OAN-SPM 1.5 m telescope. The at- mospheric conditions (seeing and transparency) were excellent. For three nights in November 2010 we ob- served 120 stars with the 2.1 m telescope of OAN- SPM under poor atmospheric conditions. All the measurements were made through the R filter with a 640/130 nm bandpass window. In these speckle observations we measured 38 new binaries detected by Hipparcos (ESA 1997). For each star, a typi- cal observing procedure involved the accumulation of one set of 998 frames (1996 half-frames). One frame consists of a two-dimensional 440× 400 array of 8-bit numbers. After the calibration we deter- mined that the pixel scales are equal to 0.039′′/px and 0.038′′/px for the 2.1 m telescope and for the 1.5 m telescope, respectively. Tables 1 and 2 con- tain the results of the measurements of binary stars performed at the 1.5 m and 2.1 m telescopes. The format for the presentation of these measurements is the same as in our previous publication (Orlov et al. 2010). The first column contains the epoch-2000 co- ordinates in the format used in the Washington Dou- ble Star (WDS) Catalog (Worley & Douglass 1997). The second column gives the name of the star or the discoverer designation. The third column gives the epoch of the observation in fractional Besselian years. The two following columns contain the mea- sured position angles given in degrees and the angu- lar distances in arcseconds. The last three columns show ephemerides calculated for the date of observa- tion and references to publications in which orbital elements can be found (Hartkopf & Mason 2003). Caṕıtulo 5. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. III 47 l' IAUNAM Camera c.. . ~ fCi, ['g) C(lIllIW(/. control Gamma- Gain r. Off I ~ il r Lo r Hi r Intensifier ~ © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o SPECKLE INTERFEROMETRY AT THE OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. III. 213 TABLE 1 SPECKLE MEASUREMENTS ON THE 1.5 M TELESCOPE WDS Disc. Date P.A. Sep. P.A. Orb. Sep. Orb. Reference (α, δJ2000.0) Name Besselian (deg) (arcsec) (deg) (arcsec) 00008+1659 BAG 18 2010.6349 0.7 0.63 00024+1047 A 1249 2010.6349 72.9 0.21 74.5 0.16 Zirm (2003) 00039+2759 A 429 2010.6349 331.4 0.53 00039+2759 AC A 429 2010.6349 289.4 5.26 00061+0943 HDS 7 2010.6350 178.4 0.19 00073+2058 HDS 12 2010.6350 191.3 1.35 00074+2029 KU 3 2010.6350 76.2 0.92 00090+2339 HU 402 2010.6350 68.7 0.56 00095+1907 COU 247 2010.6350 249.9 0.30 258.0 0.37 Zirm (2003) 00260+1905 HDS 59 2010.6350 264.7 0.79 00262+2827 COU 446 2010.6350 312.9 0.85 00279+2334 BU 779 2010.6350 246.4 0.62 00287+2134 HU 601 2010.6350 307.4 0.63 00295+1501 HEI 200 2010.6350 62.9 0.76 00307+1339 HDS 66 2010.6350 267.3 0.98 00324+2147 HDS 72 2010.6351 39.4 0.22 00445+1956 TDS1595 2010.6351 273.3 0.84 00470+2315 HU 413 2010.6351 313.7 0.35 317.2 0.38 Olevic (2002) 00487+1841 BU 495 2010.6351 253.9 0.28 250.4 0.31 Scardia et al. (2000) 00511+2853 COU 447 2010.6351 39.4 0.84 00536+1911 COU 252 2010.6351 96.9 0.31 00557+1706 HEI 94 2010.6351 255.2 1.04 01007+1659 HEI 96 2010.6351 68.2 0.38 01024+0504 HDS 135 2010.6351 90.7 0.65 91.1 0.66 Balega et al. (2006) 01028+0214 A 2308 2010.6351 292.2 0.36 293.0 0.27 Baize (1984) 01041+2635 COU 351 2010.6351 245.9 0.77 01055+2107 AG 14 2010.6351 315.2 0.76 263.5 0.55 Heintz (1998) 01093+2428 COU 78 2010.6351 358.2 0.76 01166+1831 HDS 169 2010.6351 240.5 0.61 17452+2107 COU 630 2010.6352 115.2 0.22 17453+1750 TDT 488 2010.6352 9.7 0.74 17470+2915 TDS 881 2010.6352 243.2 1.01 17472+1502 HU 1288 2010.6352 163.2 0.40 17502+2704 TDT 526 2010.6352 147.2 0.83 17506+1517 FOX 22 2010.6352 339.2 0.95 17513+1723 TDT 536 2010.6352 62.2 1.04 17571+1547 MCT 10 2010.6352 281.2 1.07 18031+2702 TDT 653 2010.6352 26.4 0.74 18032+2603 HO 565 2010.6352 91.4 0.19 18086+1700 HDS2555 2010.6352 111.7 0.48 18086+1838 HU 314 2010.6352 79.2 0.27 18088+1923 TDT 707 2010.6352 68.2 0.61 18303+1907 COU 508 2010.6352 254.4 0.89 18312+2516 A 248 2010.6352 34.2 0.48 18382+1426 HU 675 2010.6352 61.2 0.25 18389+2324 TDT 972 2010.6352 48.7 0.85 18396+2356 TDT 980 2010.6352 101.9 0.25 18406+2636 COU 641 2010.6352 54.2 0.57 18421+2753 TDT1009 2010.6352 268.4 0.58 18443+2720 TDS 941 2010.6352 92.4 0.85 19073+2432 A 262 2010.6352 266.9 0.17 19224+2517 Aa, Ab TDT1405 2010.6353 159.9 0.61 19266+2619 HDS2763 2010.6353 209.2 0.76 19276+1806 TDT1471 2010.6353 105.2 0.59 19282+1507 TDT1476 2010.6353 330.4 0.73 19284+2734 TDT1480 2010.6353 167.4 0.66 19409+1523 HEI 74 2010.6353 109.9 0.86 19421+1533 HU 1305 2010.6353 102.2 0.42 19464+2438 TDT1727 2010.6353 222.7 0.61 19477+1913 TDT1759 2010.6344 354.2 0.65 Caṕıtulo 5. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. III 48 © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o 214 ORLOV ET AL. TABLE 1 (CONTINUED) WDS Disc. Date P.A. Sep. P.A. Orb. Sep. Orb. Reference (α, δJ2000.0) Name Besselian (deg) (arcsec) (deg) (arcsec) 20216+2346 STF2672 2010.6344 345.7 0.69 20227+2837 COU1169 2010.6344 64.4 0.26 20227+2930 TDT2218 2010.6344 292.4 0.41 21067+2321 TDT2755 2010.6344 215.7 0.84 21068+2306 HU 364 2010.6345 96.7 0.21 21083+2913 COU1331 2010.6345 36.2 0.30 21085+2332 TDT2781 2010.6345 317.9 0.75 21091+1906 COU 329 2010.6345 99.9 0.64 21091+2922 COU1332 2010.6345 21.2 0.23 21096+2632 COU 529 2010.6345 218.7 0.36 21106+1650 HU 367 2010.6345 339.2 0.30 21107+1334 HEI 186 2010.6345 262.2 0.17 21109+2925 BAG 29 2010.6345 279.7 0.24 21115+2144 COU 227 2010.6345 112.9 0.51 213.0 0.13 Couteau (1995) 21125+2821 HO 152 2010.6345 135.4 0.22 132.8 0.27 Scardia et al. (2002) 21461+2448 TDT3149 2010.6345 218.4 0.65 21466+1929 COU 431 2010.6345 183.2 0.46 21468+2718 HO 608 2010.6346 127.4 0.57 21481+2100 HU 378 2010.6346 297.4 0.18 21488+2439 TDT3169 2010.6346 350.2 0.82 21500+2157 TDT3184 2010.6346 170.7 2.56 21521+2748 HO 171 2010.6346 341.7 0.73 22196+2107 HU 383 2010.6346 29.9 0.36 22202+2931 BU 1216 2010.6346 278.2 0.91 22217+1125 TDT3484 2010.6346 256.7 0.26 22392+2014 HU 393 2010.6347 226.4 0.87 22396+2822 A 413 2010.6347 14.9 1.09 22457+2924 HO 481 2010.6347 287.2 0.44 22474+1749 WSI 91 2010.6347 113.7 0.26 22479+1259 HU 985 2010.6347 136.4 0.70 139.6 0.67 Seymour et al. (2002) 23024+1837 HU 398 2010.6347 287.9 0.47 293.3 0.45 Baize (1981) 23038+2851 TDT3868 2010.6347 10.2 0.17 23039+2512 COU 142 2010.6347 190.4 0.50 23361+2027 TDT4118 2010.6347 1.9 0.58 23368+2346 HU 498 2010.6348 298.2 0.67 23379+2510 COU 441 2010.6348 10.7 0.69 23380+1253 A 1241 2010.6348 9.9 0.62 23401+1258 HU 1325 2010.6348 30.2 0.83 31.6 0.63 Olevic & Jovanovic (2001) 23401+1258 HU 1325 26.0 0.84 Scardia (2003) 23431+1150 A 1242 2010.6348 337.7 0.99 337.4 0.96 Ling (2004) 23435+1652 HEI 196 2010.6348 167.4 0.83 23465+1705 EGB 8 2010.6348 86.4 1.07 23470+1726 TDT4190 2010.6348 33.9 0.55 23475+1729 TDT4195 2010.6348 315.2 0.70 23486+1622 HEI 91 2010.6348 152.7 0.68 23491+1915 COU 343 2010.6349 102.7 0.17 23504+2620 COU 545 2010.6349 315.7 0.73 4. CONCLUSION We have presented the results of binary star ob- servations focused on binaries from the WDS cata- logue. In particular, we have been interested in new binaries discovered by Hipparcos. We confirmed 38 new binaries detected by Hipparcos. The main aim of this study was in the selection of binaries with a fast relative motion allowing to obtain candidates for determinations of new orbits. From our observation results we can also conclude that our new detector based on Wat-120N CCD is suitable for speckle ob- servations with the OAN-based telescopes. The speckle interferometry program at the OAN telescopes is supported by the Dirección General de Asuntos del Personal Académico (Universidad Na- cional Autónoma de México, Mexico) under projects IN104910 and IN113308 (PAPIIT). Caṕıtulo 5. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. III 49 © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o SPECKLE INTERFEROMETRY AT THE OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. III. 215 TABLE 2 SPECKLE MEASUREMENTS ON THE 2.1 M TELESCOPE WDS Disc. Date P.A. Sep. P.A. Orb. Sep. Orb. Reference (α, δJ2000.0) Name Besselian (deg) (arcsec) (deg) (arcsec) 00004+2749 TDS1238 2010.8836 87.9 0.85 00008+1659 BAG 18 2010.8836 0.9 0.59 00055+3406 HU 1201 2010.8919 304.2 0.21 307.19 0.192 Zirm (2003) 00085+3456 HDS 17 2010.8919 78.9 0.12 79.71 0.126 Cvetkovic (2010) 00260+1905 HDS 59 2010.8836 263.7 0.84 00271+1852 TDS 19 2010.8836 137.4 0.90 00295+1501 HEI 200 2010.8836 60.7 0.77 00307+1339 HDS 66 2010.8836 266.9 0.93 00312+0237 TDS1505 2010.8836 76.2 0.76 00324+2147 HDS 72 2010.8836 38.9 0.21 00344+2411 COU 350 2010.8837 140.9 0.94 00353+2456 TDS1533 2010.8837 28.7 0.77 00364+1213 A 807 2010.8837 233.9 0.86 00374+0900 A 808 2010.8837 181.4 0.23 00404+2504 COU 75 2010.8837 52.2 0.48 00429+2047 A 2205 2010.8837 6.9 0.34 4.37 0.306 Baize (1989) 00487+1841 BU 495 2010.8837 247.7 0.28 249.789 0.314 Scardia et al. (2000) 01014+1155 BU 867 2010.8837 354.2 0.63 354.475 0.626 Hartkopf et al. (2008) 01046+2558 COU 253 2010.8837 95.9 0.95 01055+2107 AG 14 2010.8837 314.7 0.76 263.073 0.549 Heintz (1998) 01072+3839 A 1516 2010.8920 4.7 0.22 355.60 0.145 Hartkopf et al. (2000) 01080+1204 A 2101 2010.8837 258.9 0.64 01093+2428 COU 78 2010.8837 357.9 0.89 01106+4917 COU2156 2010.8920 161.9 0.45 01112+4113 A 655 2010.8920 353.9 0.33 349.24 0.317 Cvetkovic & Novakovic (2006) 01148+6056 BU 1100 2010.8920 353.4 0.33 351.21 0.268 Muller (1955) 01148+6056 BU 1100 153.72 0.199 Starikova (1977) 01178+4945 HU 520 2010.8920 167.4 0.33 01251+4537 A 939 2010.8921 194.9 0.23 226.87 0.175 Starikova (1983) 01283+4247 AC 14 2010.8838 91.4 0.78 01283+4247 AC 14 2010.8921 91.4 0.75 01449+1951 A 2322 2010.8921 208.2 1.26 01502+2702 BU 1313 2010.8921 153.7 0.53 01510+2551 COU 452 2010.8921 179.2 0.23 01513+6021 A 951 2010.8921 225.9 0.43 01535+4437 STF3113 2010.8838 278.2 0.66 01550+5817 A 954 2010.8921 198.7 0.63 01551+5958 A 955 2010.8838 106.4 1.00 01573+4812 A 818 2010.8838 204.7 0.28 01584+5154 COU2559 2010.8838 65.4 0.40 01586+3334 HDS 267 2010.8838 161.7 0.26 01586+3334 HDS 267 2010.8922 165.7 0.23 01588+3826 TDS2077 2010.8838 237.2 0.41 02016+4107 COU1510 2010.8838 133.4 0.41 02019+4831 COU2009 2010.8839 60.2 0.56 02063+4936 COU2561 2010.8839 123.4 0.77 02085+5852 HDS 284 2010.8839 77.7 0.22 02085+5852 HDS 284 2010.8922 76.7 0.24 02279+4523 COU2011 2010.8922 59.7 0.34 02314+4234 A 660 2010.8922 311.4 0.52 02323+3542 A 1927 2010.8922 192.2 0.81 02382+4604 A 1278 2010.8922 311.7 0.22 286.29 0.231 Hartkopf & Mason (2001) 02417+5529 A 1280 2010.8923 12.7 0.33 02454+5634 Aa, Ab MLR 599 2010.8923 359.7 0.23 03032+4121 COU1381 2010.8839 71.2 0.24 03041+5040 COU2567 2010.8839 62.2 0.41 03058+4818 COU2016 2010.8839 58.7 0.15 03061+5144 COU2454 2010.8839 24.9 0.41 03068+5813 TDS2446 2010.8839 351.4 0.77 Caṕıtulo 5. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. III 50 © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o 216 ORLOV ET AL. TABLE 2 (CONTINUED) WDS Disc. Date P.A. Sep. P.A. Orb. Sep. Orb. Reference (α, δJ2000.0) Name Besselian (deg) (arcsec) (deg) (arcsec) 03076+5230 MLR 658 2010.8839 80.2 0.40 03081+4327 COU1679 2010.8839 1.9 0.50 03084+4736 COU2017 2010.8839 9.4 0.28 03129+5126 COU2568 2010.8839 309.4 0.40 03138+3733 Aa, Ab COU1075 2010.8839 40.4 0.89 03141+5023 HU 543 2010.8840 106.9 0.29 03150+3543 HO 502 2010.8840 15.2 0.84 03250+4013 HU 1058 2010.8923 112.4 0.82 03264+3520 HDS 430 2010.8923 278.2 0.23 03279+4551 COU1687 2010.8840 290.4 0.77 03279+4614 COU1686 2010.8840 262.7 0.53 03354+3529 POP 83 2010.8923 265.9 0.51 03484+5202 HU 546 2010.8840 26.2 0.30 28.527 0.358 Hartkopf & Mason (2009) 03499+4314 COU1691 2010.8840 318.4 0.38 03503+4403 COU1692 2010.8840 37.9 0.53 03522+5357 MLR 665 2010.8840 335.4 0.37 03546+4554 TDS 121 2010.8840 113.4 0.97 03586+4605 COU1696 2010.8840 139.2 0.86 03594+4321 A 1708 2010.8840 338.2 0.82 04016+5044 COU2458 2010.8841 141.2 0.65 04017+5611 HDS 507 2010.8841 133.4 0.45 04035+4211 A 1709 2010.8923 222.7 1.01 04050+4936 COU2267 2010.8841 106.9 0.42 04081+3407 COU1082 2010.8923 57.9 0.33 04081+4535 COU2025 2010.8923 339.2 0.33 04159+3142 STT 77 2010.8924 294.2 0.53 295.60 0.550 Starikova (1985) 04284+4914 HDS 575 2010.8924 315.7 0.45 04302+5343 A 1300 2010.8841 148.2 0.85 04306+5014 HU 550 2010.8841 298.4 0.53 04308+4550 A 1007 2010.8841 161.9 0.27 04310+4159 HDS 583 2010.8924 116.7 0.21 04378+5249 MLR 696 2010.8841 66.2 1.05 04381+5707 HDS 598 2010.8924 333.9 0.23 04430+5712 A 1014 2010.8924 17.4 0.34 18.19 0.346 Brendley & Hartkopf (2007) 04477+4014 A 1545 2010.8924 95.7 0.45 04542+4935 B STF 603 2010.8925 105.9 1.13 04542+4935 A STF 603 2010.8925 99.4 2.18 04599+4319 A 1551 2010.8841 273.4 0.23 05038+3813 TDS3054 2010.8841 4.2 0.26 05044+2139 COU 154 2010.8869 303.9 0.17 05044+2938 A 1024 2010.8869 332.4 0.73 05047+4458 A 1022 2010.8842 342.2 0.62 05057+4516 COU2463 2010.8842 40.9 0.53 05061+4222 COU2464 2010.8842 181.4 0.59 05078+3723 COU1529 2010.8842 358.2 0.59 05085+3755 COU1531 2010.8925 45.7 0.22 05106+4924 HDS 684 2010.8925 57.2 0.46 05119+4459 TDS3105 2010.8842 214.2 0.65 05133+4940 COU2578 2010.8842 109.4 0.47 05140+3655 POP 140 2010.8925 166.4 0.32 05195+3809 COU1870 2010.8925 19.2 0.43 05208+3329 COU1231 2010.8925 165.9 0.64 05240+3238 COU1090 2010.8925 233.9 0.22 05267+3857 HDS 714 2010.8925 262.4 0.45 05310+2635 COU 574 2010.8869 136.2 0.32 05319+2141 COU 268 2010.8869 164.2 0.72 05326+4422 HDS 729 2010.8926 163.7 0.22 05350+1838 A 2354 2010.8870 310.9 0.43 05357+2054 COU 270 2010.8870 42.4 0.71 06000+4643 A 1727 2010.8842 247.4 0.62 06016+4111 COU2049 2010.8843 233.9 1.28 Caṕıtulo 5. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. III 51 © C o p y ri g h t 2 0 1 1 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o SPECKLE INTERFEROMETRY AT THE OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. III. 217 TABLE 2 (CONTINUED) WDS Disc. Date P.A. Sep. P.A. Orb. Sep. Orb. Reference (α, δJ2000.0) Name Besselian (deg) (arcsec) (deg) (arcsec) 06025+3620 HU 1236 2010.8843 37.2 0.41 06049+3211 HU 827 2010.8843 74.4 0.23 06060+2331 HU 450 2010.8870 244.2 0.44 06065+1832 A 2444 2010.8870 181.4 0.12 06073+1848 COU 471 2010.8870 159.2 0.34 06087+1724 STF 849 2010.8870 241.4 0.91 06097+1630 A 2514 2010.8870 102.7 0.24 06097+2914 A 54 2010.8870 332.4 0.55 06117+2846 A 55 2010.8870 259.7 0.43 06142+1217 TDS3652 2010.8870 17.9 0.43 06150+1649 A 2044 2010.8871 34.9 0.34 06152+2917 COU1103 2010.8871 51.9 0.23 06185+2241 HDS 863 2010.8871 50.7 0.22 REFERENCES Baize, P. 1981, A&AS, 44, 199 . 1984, A&AS, 56, 103 . 1989, A&AS, 78, 125 Balega, I. I., Balega, Y. Y., Hofmann, K.-H., Malo- golovets, E. V., Schertl, D., Shkhagosheva, Z. U., & Weigelt, G. 2006, A&A, 448, 703 Brendley, M., & Hartkopf, W. I. 2007, IAUDS Inf. Circ. 163 Couteau, P. 1995, VizieR Online Data Catalog 1209, http://cdsarc.u-strasbg.fr/viz-bin/Cat? I/209A Cvetković, Z., & Novaković, B. 2006, Serb. 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Circ. 147 Olevic, D., & Jovanovic, P. 2001, Serb. Astron. J., 163, 5 Orlov, V. G., Voitsekhovich, V. V., Mendoza-Valencia, G. A., Svyryd, A., Rivera, J. L., Ortiz, F., & Guer- rero, C. A. 2009, RevMexAA, 45, 155 Orlov, V. G., Voitsekhovich, V. V., Rivera, J. L., Guer- rero, C. A., & Ortiz, F. 2010, RevMexAA, 46, 245 Scardia, M. 2003, IAUDS Inf. Circ. 149 Scardia, M., Prieur, J.-L., Aristidi, E., & Koechlin, L. 2000, Astron. Nachr., 321, 255 Scardia, M., Prieur, J.-L., Koechlin, L., & Aristidi, E. 2002, IAUDS Inf. Circ. 146 Seymour, D., Mason, B. D., Hartkopf, W. I., & Wycoff, G. L. 2002, AJ, 123, 1023 Starikova, G. A. 1977, Astron. Tsirk. 961, 7 . 1983, Soviet Astron. Lett., 9, 189 . 1985, Trudy Gos. Astron. Inst. Sternberga, 57, 243 Tokovinin, A., Mason, B. D., & Hartkopf W. I. 2010, AJ, 139, 743 Worley, C. E., & Douglass, G. G. 1997, A&AS, 125, 523 Zirm, H. 2003, IAUDS Inf. Circ. 151 Caṕıtulo 5. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. III 52 Caṕıtulo 6 Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. IV Este Caṕıtulo contiene el cuarto art́ıculo de la serie de observaciones interfe- rométricas de estrellas binarias que comenzamos en 2008 (Orlov et al. , 2009). En este art́ıculo publicamos 200 mediciones de 196 estrellas binarias con separaciones angulares que van desde 0′′.115 a 5′′.26, con un error medio de 0′′.03 en la separación y 1◦.5 en el ángulo de posición. Llevamos a cabo las observaciones durante septiembre y octubre de 2009, con el telescopio de 2.1 m del OAN, San Pedro Mártir, con excelentes condiciones de seeing (entre 0′′.6 y 0′′.9). Durante estas observaciones usamos la cámara DRAGON (Voitsekhovich et al. , 2005) que hemos usado en otras observaciones (Orlov et al. , 2010). Los resultaos de nuestras observaciones están contenidos en la Tabla 2. Mi colaboración en este art́ıculo consistió en proponer algunos objetos para ob- servar y buscar información bibliográfica para algunas las referencias en relación con elementos orbitales. Participé en todas las noches de observación y en el pre– procesamiento de los datos. En esta ocasión participé en el procedimiento de cali- bración de los parámetros astrométricos y en la revisión de las tablas de resultados. También participé en la redacción y revisıón del art́ıculo. 53 © C o p y ri g h t 2 0 1 2 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o Revista Mexicana de Astronomı́a y Astrof́ısica, 48, 177–181 (2012) SPECKLE INTERFEROMETRY AT THE OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. IV V. G. Orlov, V. V. Voitsekhovich, and C. A. Guerrero Instituto de Astronomı́a, Universidad Nacional Autónoma de México, Mexico Received 2012 February 10; accepted 2012 March 12 RESUMEN Presentamos resultados de mediciones hechas mediante interferometŕıa de mo- tas de algunas estrellas estrellas binarias, llevadas a cabo durante septiembre y oc- tubre de 2009 con el telescopio de 2.1-m del Observatorio Astronómico Nacional en SPM (México). Presentamos 200 mediciones de 196 pares con magnitud ĺımite V = 12.3 para la estrella primaria. Las separaciones angulares medidas vaŕıan desde 0′′.115 a 5′′.26. Noventa y siete pares tienen separaciones menores que 1′′. El error medio en las separaciones es 0′′.03 y 1◦.5 en el ángulo de posición. La ambigüedad habitual de 180◦ se corrigió para la mayoŕıa de los ángulos de posición, comparando con mediciones realizadas por otros observadores. ABSTRACT We present speckle interferometric measurements of binary stars performed during September and October of 2009 with the 2.1 m telescope of the Observa- torio Astronómico Nacional at SPM (Mexico). We report here the results of 200 measurements of 196 pairs with a primary limiting magnitude of V = 12.3. The measured angular separations range from 0′′.115 to 5′′.26. Ninety seven pairs have separations less than 1′′. The mean error in separation is 0′′.03 and 1◦.5 in position angle. The usual 180◦ ambiguity was corrected for a majority of position angles by comparison with observations performed by other observers. Key Words: binaries: visual — stars: fundamental parameters — techniques: high angular resolution — techniques: interferometric 1. INTRODUCTION This is the fourth paper in the series of publi- cations presenting the results of speckle interfero- metric observations of binary stars performed with telescopes of the Observatorio Astronómico Nacional (OAN) of the Instituto de Astronomı́a-Universidad Nacional Autónoma de México. Regular speckle interferometric measurements of binary stars have been made with telescopes of the OAN since 2008 (Orlov et al. 2009). This paper presents the results of double star observations carried out with the 2.1- m Telescope of Sierra San Pedro Mártir National As- tronomical Observatory (OAN-SPM) in September and October of 2009. 2. OBSERVATIONS AND RESULTS The observations were performed at the 2.1-m telescope of the Observatorio Astronómico Nacional TABLE 1 DISTRIBUTION OF PAIRS BY THEIR SEPARATIONS > 1′′.5 1.′′5− 1.′′ 1.′′− 0.′′5 0′′.5− 0′′.25 < 0.′′25 73 27 52 31 13 which is located at the San Pedro Mártir (Mexico). For these observations we used the DRAGON equip- ment (Voitsekhovich et al. 2005). This equipment was used for various observations at OAN telescopes during 2009 (Orlov et al. 2010). During the observa- tions we had good seeing conditions. We estimated it was between 0.6 to 0.9 arcsec. Aberrations in- troduced by the telescope have similar values. As a result, long exposure images have a resolution of about 1.5 arc seconds. All the measurements were 177 Caṕıtulo 6. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. IV 54 © C o p y ri g h t 2 0 1 2 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o 178 ORLOV, VOITSEKHOVICH, & GUERRERO TABLE 2 SPECKLE MEASUREMENTS ON THE 2.1 M TELESCOPE WDS Disc. Date P.A. Sep. ∆ P.A. (O − C) ∆ Sep. (O − C) Ref. (α, δ J2000.0) Name Besselian (deg) (arcsec) (deg) (arcsec) 00015+3044 HO208 2009.6850 189.5 1.09 00039+2759AB A429 2009.7506 330.8 0.55 00039+2759AB,C HJ1929 2009.7506 289.1 5.26 00043+3705 TDS1281 2009.7587 335.1 1.54 00077+3711 A1501 2009.7477 238.3 0.93 00086+3228 COU647 2009.7477 34.6 0.26 00098+3731AB COU847 2009.7587 1.1 1.69 00126+3325 COU650 2009.7506 49.1 1.24 00174+3303 ES2274 2009.7506 173.3 1.85 00230+2735 TDS16 2009.7477 121.1 1.39 00256+3629 HO210 2009.7506 76.8 0.95 00287+3718AB A1504 2009.7477 42.8 0.58 00318+2346 COU74 2009.7506 5.6 2.06 00339+2419 COU349 2009.7588 222.1 2.67 00382+3357 COU655 2009.7506 212.1 0.49 00423+2919 COU658 2009.7478 128.3 0.64 00444+3337 STF55 2009.7506 330.6 2.21 00464+3243 COU748 2009.7588 180.4 1.08 00481+2533 HO306 2009.7478 159.1 1.46 00551+2811AB A437 2009.7478 29.1 2.96 00554+3040 BU500 2009.7506 122.3 0.48 01012+3704 BRT2585 2009.7507 246.1 2.47 01053+3117 COU549 2009.7588 255.1 1.32 01058+2655 BRT121 2009.7507 193.1 2.71 01062+2509 COU77 2009.7478 230.8 2.75 01127+3536 DOO27 2009.7589 203.3 1.46 01128+3700 COU1058 2009.7478 248.6 0.79 01157+3712AB A1519 2009.7507 72.8 1.64 01187+3345 COU663 2009.7478 354.8 0.34 01247+3510 J2387 2009.7507 307.8 3.25 01266+3126 ES318 2009.7507 66.8 3.19 01268+3633 A1908 2009.7479 345.1 1.62 01328+3553 A1911 2009.7507 177.3 0.33 01349+2532 TDS1920 2009.7479 246.6 0.41 01360+2646 BU507 2009.7535 145.8 2.15 01388+3453 COU1060 2009.7589 192.3 0.56 01394+3729 COU1216 2009.7589 32.3 1.46 01398+3415 COU667 2009.7589 210.3 1.92 01399+3525 ES2082 2009.7507 298.6 2.45 01414+3408 A1916 2009.7479 227.3 0.93 01421+3559 TDS59 2009.7588 161.3 0.96 01428+3749 COU1062 2009.7588 88.6 0.28 01448+2351 COU450 2009.7535 171.3 1.54 01467+3310AB STF158 2009.7507 269.6 2.15 −2.5 0.09 Hartkopf & Mason 2011 01510+2551 COU452 2009.7535 180.1 0.27 01579+3310 A1920 2009.7535 234.6 1.74 01590+3640 TDS2079 2009.7508 197.6 2.15 02062+2507 STF212 2009.7508 161.8 1.93 02080+2618 TDS2132 2009.7535 26.6 1.58 02099+3449 HU1034 2009.7535 110.1 0.33 02108+3005 COU456 2009.7508 70.3 0.42 02145+3650 COU1367 2009.7535 19.1 0.80 02164+3628BC ES270 2009.7589 356.4 3.05 02172+3729AB A206 2009.7508 152.6 0.40 02212+2751 COU457 2009.7589 161.0 0.53 02239+3330AB BU876 2009.7508 241.1 1.23 02291+2331Ba,Bb VBS6 2009.7508 49.1 0.41 02372+3024 COU671 2009.7508 111.6 0.63 02393+2552 A2023 2009.7536 228.3 0.51 02434+3148 A825 2009.7508 129.1 1.86 02489+3714 COU1073 2009.7536 318.8 1.61 02503+3230 COU675 2009.7589 56.8 0.54 02506+2629 COU553 2009.7536 127.3 0.56 02535+3134 A973 2009.7536 254.3 0.41 02585+2328 COU679 2009.7536 223.1 1.54 03005+3339Aa,Ab KU11 2009.7509 21.3 0.18 03005+3339AB KU11 2009.7509 61.3 2.97 03099+3332 COU682 2009.7590 138.1 1.29 03117+3403 COU683 2009.7536 253.6 3.35 03136+3649 ES2331 2009.7509 129.8 1.77 03204+2341AB STF375 2009.7509 316.3 2.67 Caṕıtulo 6. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. IV 55 © C o p y ri g h t 2 0 1 2 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o SPECKLE INTERFEROMETRY AT THE OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. IV 179 TABLE 2 (CONTINUED) WDS Disc. Date P.A. Sep. ∆ P.A. (O − C) ∆ Sep. (O − C) Ref. (α, δ J2000.0) Name Besselian (deg) (arcsec) (deg) (arcsec) 03241+3705 COU1223 2009.7536 201.8 1.52 03242+2347AB WOR4 2009.7509 341.3 2.48 03308+3319 COU 871 2009.7537 199.3 1.30 03333+3522AB COU1079 2009.7537 39.3 0.33 03337+2351 COU465 2009.7537 30.3 0.32 03343+2625 OL152 2009.7590 50.3 2.31 03389+2703 TDS2610 2009.7510 348.3 1.51 03414+2602 TDS2629 2009.7590 270.1 1.47 03513+2621AB A1830 2009.7510 194.1 0.39 16.5 0.25 Olević & Cvetković 2005 04030+2425 TDS2728 2009.7591 78.6 1.04 04117+3133 COU880 2009.7510 41.6 0.77 04244+3326 COU882 2009.7510 168.6 1.69 04275+3538 COU1228 2009.7482 185.1 1.62 04296+2321 COU566 2009.7511 162.3 0.71 04402+2749 COU705 2009.7511 108.8 1.63 04491+3301 COU1086 2009.7511 78.8 1.72 04550+3653 HU1089 2009.7511 352.1 0.54 05000+3244 COU887 2009.7511 83.3 3.35 05070+3004 A1028 2009.7511 217.3 0.42 05131+2424 COU468 2009.7511 37.3 0.61 05193+3453 SEI180 2009.7511 21.1 1.52 19208+3711 COU1801 2009.7500 340.3 0.34 19281+3521AB HU1194 2009.7500 37.3 0.95 19326+3649 COU2204 2009.7582 231.8 0.33 19399+2835 TDT1614 2009.7582 139.3 0.71 19448+2621 TDT1699 2009.7501 23.1 2.99 19460+3717 COU2284 2009.7583 331.1 0.56 19541+2657 TDT1834 2009.7583 344.8 0.64 20030+3701 COU2211 2009.7528 255.6 0.94 20043+3033 STF2626 2009.7473 128.1 1.00 20050+3707 COU2212 2009.7473 196.6 0.49 20072+2611 A2996 2009.6846 251.0 3.00 20074+3543AB STT 398 2009.6846 83.5 0.98 20083+2950 A1198 2009.6846 230.8 1.51 20090+2401 TDS1047 2009.7528 102.8 1.70 20151+3742 COU2416 2009.7583 117.3 0.26 −0.6 0.02 Docobo et al. 2008 20250+3034 HDS2921 2009.7583 356.1 0.81 20280+3128 TDS1074 2009.7473 333.8 1.46 20381+2953 A744 2009.7502 272.8 0.71 20384+2455 TDT2446 2009.7583 280.1 0.45 20424+3455 COU1965 2009.6846 275.5 0.32 20432+3350 HDS2949 2009.6846 164.5 0.96 20442+3404 TDT2507 2009.7502 164.8 0.94 20503+3615 TDT2569 2009.7502 54.5 0.41 20511+2630 TDT2579 2009.7584 37.6 1.97 20530+3136 TDT2602 2009.7529 62.6 0.55 20531+2909AB STT417 2009.6846 27.8 0.90 20536+3514 HO146 2009.6847 46.0 0.37 20570+2340AB A175 2009.7502 293.1 2.00 20579+3002 TDT2662 2009.7584 99.6 1.46 21004+3411AB BU1329 2009.6847 39.8 0.31 21026+3041 COU1182 2009.6847 180.1 1.00 21035+3549BC B2 2009.7474 28.3 2.80 21125+2821 HO152 2009.6847 137.3 0.18 5.5 −0.09 Scardia et al. 2002 21152+2753 COU531 2009.7474 143.3 0.92 21171+3546AB BU162 2009.7502 252.3 1.23 21230+2726 COU533 2009.6847 289.3 0.70 21243+3740 WSI7 2009.7530 79.8 0.18 21284+3447 COU1638 2009.6847 226.8 1.30 21284+3447 COU1638 2009.7530 226.1 1.31 21299+2353 J612 2009.7503 280.1 2.44 21330+2408Aa,Ab HDS3065 2009.7530 233.6 0.31 21368+3217 COU1184 2009.6847 157.8 0.22 21372+3142 TDT3064 2009.7474 89.8 0.78 21392+2451 TDT3084 2009.7585 300.1 0.80 21439+2751 HO166 2009.6847 318.5 0.19 −15.5 −0.02 Couteau 1958 21461+2448 TDT3149 2009.7585 213.6 0.70 21493+3451 COU1483 2009.7474 130.3 0.71 21501+3151AB BU692 2009.6848 9.8 2.85 21521+2748 HO171 2009.6848 341.8 0.76 21566+3053 HDS3119 2009.6848 35.0 0.58 21566+3421AB BU1214 2009.7475 207.3 1.46 21581+3650 TDT3263 2009.7585 163.1 0.79 21593+3516 COU1340 2009.6848 190.3 0.19 Caṕıtulo 6. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. IV 56 © C o p y ri g h t 2 0 1 2 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o 180 ORLOV, VOITSEKHOVICH, & GUERRERO TABLE 2 (CONTINUED) WDS Disc. Date P.A. Sep. ∆ P.A. (O − C) ∆ Sep. (O − C) Ref. (α, δ J2000.0) Name Besselian (deg) (arcsec) (deg) (arcsec) 22012+2650 A306 2009.7503 308.8 1.40 22116+3727 COU1486 2009.7475 33.1 0.56 22126+3013AB HO179 2009.7503 280.3 0.89 22154+3727 COU1342 2009.7503 163.3 1.90 22163+2616 STF2889 2009.6848 197.8 2.26 22230+3443 TDT3498 2009.7585 159.3 0.70 22231+2932 TDT3499 2009.7475 53.6 0.55 22248+2841 HDS3176 2009.6848 327.8 0.33 22278+3227 TDT3533 2009.7586 360.1 0.37 22287+3514 POP99 2009.6848 257.8 0.29 22306+2411 J918 2009.7475 283.3 2.54 22307+3729BC ES2072 2009.7504 273.3 1.70 22328+2625Aa,Ab HO475 2009.6848 49.3 0.20 22328+2625AB HO475 2009.6848 307.3 1.10 22344+3424 ES2202 2009.7586 278.8 2.80 22364+3007 MLB624 2009.7475 298.6 1.93 22372+2645Aa,Ab COU737 2009.6848 35.0 0.16 22391+2715 TDT3636 2009.7504 159.1 0.94 22396+2822 A413 2009.6848 14.5 1.13 22430+3013BC BU1144 2009.7475 73.1 0.25 14.2 0.23 Hummel et al. 1998 22438+2935 HDS3225 2009.6849 1.8 0.94 22455+3359 HU782 2009.7504 321.3 1.98 22528+2926CD COU541 2009.7504 68.1 1.39 22587+3422 ES2204 2009.6849 165.8 2.86 23002+2409 TDT3834 2009.7504 16.3 2.45 23015+3516 COU842 2009.7476 51.6 0.71 23039+3510 ES2134 2009.6849 119.5 1.51 23067+3302Aa,Ab COU741 2009.7504 190.8 0.93 23083+2642 COU438 2009.7476 65.1 0.86 23083+3028 HO196 2009.6849 296.8 1.90 23121+2656AB HDS3305 2009.6849 169.8 1.31 23199+2844 COU439 2009.6849 337.0 0.12 8.5 −0.02 Docobo & Ling 2003 23199+3444 COU742 2009.6849 27.3 0.19 23206+3621AB POP68 2009.7476 320.6 1.24 23232+2439 TDT4012 2009.7587 36.6 2.30 23239+3456 COU1346 2009.7505 62.3 0.18 23239+3456 COU1346 2009.6849 60.3 0.20 23272+3026 POP21 2009.7476 30.1 0.79 23296+2617AB A420 2009.7505 287.6 0.57 23326+3011 MLB628 2009.7587 324.1 1.72 23326+3127AB WNC6 2009.6849 154.5 1.70 23345+2703 COU440 2009.7476 235.6 1.78 23362+3226 A1240 2009.6850 351.0 2.13 23368+3045 ES401 2009.7587 68.6 2.31 23372+3741 COU1045 2009.7505 42.6 1.40 23382+3250 HU792 2009.6850 236.0 0.19 23407+3107 ES403 2009.7477 294.3 2.75 23409+3339 HU795 2009.6850 226.8 2.67 23436+2506 BU994 2009.7505 314.8 1.38 23467+2521 TDT4186 2009.7505 230.3 1.84 23485+3608 COU944 2009.7477 87.8 0.18 23519+2648 MLB630 2009.7587 293.6 1.97 23542+2443 COU145 2009.7477 147.6 2.45 23572+3751 AG297 2009.7505 312.6 2.08 23597+2305 TDT4311 2009.7587 148.6 1.12 made through the R filter with a 640/130 nm band- pass window. After calibration we determine the pixel scale = 0.019 arcsec/pixel and detector orien- tation. During six nights of observations we made 200 measurements of 196 pairs. Half of the observed binaries have separations less than 1′′. Table 1 shows how these 196 pairs are distributed according to their separations. Table 2 contains 200 measurements concerning 196 binary or multiple stars. The presentation of measurements is the same as in our previous publica- tion (Orlov, Voitsekhovich, & Guerrero 2011). The first column contains the epoch-2000 coordinates in the format used in the Washington Double Star (WDS) Catalog (Worley & Douglass 1997). The sec- ond column gives the name of the star or the discov- erer designation. The third column gives the epoch of the observation in fractional Besselian years. The two following columns contain the measured position angles given in degrees and the angular distances in arcseconds. The last three columns give the differ- ence between observation and the ephemerides cal- Caṕıtulo 6. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. IV 57 © C o p y ri g h t 2 0 1 2 : In st it u to d e A st ro n o m ía , U n iv e rs id a d N a c io n a l A u tó n o m a d e M é x ic o SPECKLE INTERFEROMETRY AT THE OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. IV 181 culated for the date of observation, as well as refer- ences to publications in which orbital elements can be found (Hartkopf & Mason 2003). 3. CONCLUSION We have presented the results of binary star ob- servations focused on binaries from WDS catalogue. In particular, we have been interested in new bina- ries discovered by Hipparcos. We confirmed 38 new binaries detected by Hipparcos. The main aim of this study was the selection of binaries with a fast relative motion, allowing to obtain candidates for de- termination of new orbits. The speckle interferometry program at the OAN telescopes is supported by the Dirección General de Asuntos del Personal Académico (Universidad Nacional Autónoma de México) under projects IN104910 and IN113308 (PAPIIT). REFERENCES Couteau, P. 1958, J. Obs., 41, 91 Docobo, J. A., & Ling, J. F. 2003, A&A, 409, 989 V. G. Orlov, V. V. Voitsekhovich, and C. A. Guerrero: Instituto de Astronomı́a, Universidad Nacional Autónoma de México, Apdo. Postal 70-264, 04510 México, D.F., Mexico (orlov, voisteko, cguerrero@astro.unam.mx). Docobo, J. A., Tamazian, V. S., Andrade, M., Ling, J. F., Balega, Y. Y., Lahulla, J. F., & Maximov, A. A. 2008, AJ, 135, 1803 Hartkopf, W. I., & Mason, B. D. 2003, Sixth Catalog of Orbits of Visual Binary Stars (Washington: USNO), http://ad.usno.navy.mil/wds/orb6.html . 2011, AJ, 142, 56 Hummel, C. A., Mozurkewich, D., Armstrong, J. T., Ha- jian, A. R., Elias, N. M., II, & Hutter, D. J. 1998, AJ, 116, 2536 Olevic, D., & Cvetkovic, Z. 2005, RevMexAA, 41, 17 Orlov, V. G., Voitsekhovich, V. V., Guerrero, C. A., Ángeles, F., Farah Simon, A., Luna, E., & Vázquez Robledo, R. 2011, RevMexAA, 47, 211 Orlov, V. G., Voitsekhovich, V. V., Mendoza-Valencia, G. A., Svyryd, A., Rivera, J. L., Ortiz, F., & Guer- rero, C. A. 2009, RevMexAA, 45, 155 Orlov, V. G., Voitsekhovich, V. V., Rivera, J. L., Guer- rero, C. A., & Ortiz, F. 2010, RevMexAA, 46, 245 Scardia, M., Prieur, J. L., Koechlin, L., & Aristidi, E. 2002, Inf. Circ. 146 Voitsekhovich, V. V., Sánchez, L. J., Orlov, V. G., Garfias, F., & Benitez, R. 2005, RevMexAA, 41, 399 Worley, C. E., & Douglass, G. G. 1997, A&AS, 125, 523 Caṕıtulo 6. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. IV 58 Caṕıtulo 7 Stellar Multiplicity of the Open Cluster ASCC 113 En este Caṕıtulo presento el art́ıculo central de mi tesis. Como mencioné en la Introducción, una pregunta abierta de la astrof́ısica contemporánea es si las propie- dades de multiplicidad que resultan del proceso de formación estelar son universales o dependen del ambiente. Sin embargo, esta pregunta no se puede responder de for- ma trivial, por una razón fundamental: la fracción de multiplicidad que observamos en cualquier subgrupo particular de estrellas no es la fracción primigenia, ni siquiera en un cúmulo muy jóven. La evolución y el procesamiento dinámico destruye los sistemas binarios débilmente ligados (Parker et al. , 2009). Como dije, si la mayoŕıa de las estrellas se forman en cúmulos estelares y la mayoŕıa de estas estrellas se forman en sistemas binarios o múltiples, ¿cómo podemos explicar las fracciones de multiplicidad que se observan en el campo? El campo es una mezcla de todas las poblaciones estelares que han sido dinámicamente procesadas, en diferente grado, en regiones de fomación estelar; el campo representa entonces la población de estrellas con la que habrá que comparar todas las observaciones, pues tiene un contenido de estrellas binarias con todos los intervalos de separación y cocientes de masa. Usando una técnica de alta resolución espacial, nosotros propusimos iniciar un estudio para buscar estrellas en sistemas binarios y múltiples en cúmulos abiertos, por varias razones. La primera y más importante fue investigar la “secuencia de 59 Caṕıtulo 7. Stellar Multiplicity of the Open Cluster ASCC 113 las binarias” en los diagramas CMD. Nos propusimos tratar de identificar posibles estrellas binarias a partir de su posición por arriba de la secuencia principal y verificar a través de las observaciones, si en efecto eran estrellas múltiples. Es interesante estudiar la fracción de multiplicidad en los cúmulos abiertos pues tenemos un amplio intervalo de tipos espectrales de estrellas que se encuentran a la misma distancia, que tienen la misma edad y que sólo son diferentes en masa; sin embargo, la interpretación de los resultados debe considerar la evolución dinámica y su efecto disruptivo. Otro objetivo de la investigación era tratar de conciliar los modelos numéricos de formación de cúmulos abiertos con nuestros resultados observacionales; es decir, comparar las frecuencias estimadas por las simulaciones con nuestros datos. Una razón más para estimar la fracción de multiplicidad en cúmulos abiertos es la falta de art́ıculos relacionados con el tema. Los cuatro cúmulos más estudiados en la literatura son los más cercanos al Sistema Solar (d ≤ 200 pc), pero las comparaciones con respecto a sus frecuencias de multiplicidad muestran diferencias tan grandes, que es imposible hacer una conclusión general sobre el contenido de estrellas binarias. Por supesto hay que tener presente que comparar diferentes surveys es mucho más complejo de lo que aparenta. En este art́ıculo reportamos los resultados que obtuvimos para el cúmulo abierto ASCC 113. Este cúmulo fue recientemente identificado por Kharchenko et al. (2005), tiene coordenadas ecuatoriales α(2000) = 21h12m00s y δ(2000) = +38◦35′59′′ y un diámetro de 56′.4; se encuentra a una distancia de 450 pc y tiene un enrojecimiento E(B − V ) = 0.00 mag, módulo de distancia V0 − MV = 8.27 mag y una edad log edad (en años) = 8.14. Buscando en la literatura, encontramos que 7 de las 34 estrellas con más alta probabilidad de pertenecer al cúmulo estaban previamente reportadas como binarias (ver Sección 2 del art́ıculo), lo que significa que el cúmulo tiene una frecuencia de multiplicidad de 20.6% (ver Ecuación 1 del art́ıculo). Nosotros consideramos 158 estrellas de la muestra como estrellas de campo. Estas estrellas son aquellas cuya probabilidad cinemática y probabilidad fotométrica son menores que 1% (verSección 2 del art́ıculo), y de estas, 15 estaban reportadas como binarias y una como un sistema múltiple formado por 8 estrellas, lo que se traduce en una fracción de multiplicidad de 10.1%. 60 Caṕıtulo 7. Stellar Multiplicity of the Open Cluster ASCC 113 Realizamos las observaciones con el telescopio de 2.1 m del OAN San Pedro Mártir, durate dos temporadas de observación en septiembre y octubre de 2012, con un seeing mejor que 1′′ en las dos temporadas. En esta ocasión utilizamos una nueva cámara, EMCCD iXon 885 DU de Andor, que tiene una eficiencia cuántica de más del 40% en el rango de 400–800 nm, y dada su velocidad de transferencia, puede ser usada para realizar observaciones de interferometŕıa de motas. Las observaciones y la reducción de datos fueron realizadas siguiendo la misma metodoloǵıa de nuestras publicaciones previas. En la Sección 4 del art́ıculo presentamos los resultados de la investigación. Fuimos capaces de resolver sistemas con separaciones que van de 0′′.24 hasta 23′′.94. Detecta- mos 35 compañeras interferométricas para las estrellas de nuestra muetra; resolvimos 20 estrellas binarias y dos estrellas triples por primera vez. También confirmamos 10 estrellas binarias conocidas y detectamos 4 nuevas componentes en binarias previa- mente identificadas. Nuestros resultados están contenidos en la Tabla 2. Cuando tratamos con muestras limitadas por magnitud, debemos tomar en cuenta el sesgo de Malmquist; además, la interferometŕıa de motas no tiene un poder infi- nito de resolución. Es por ello que realizamos un análisis conservador para estimar el número de binarias que no pudimos resolver, usando la idea de que la función de distribución acumulada de separaciones para estrellas binarias debe ajustar una ley tipo Öpik (Öpik , 1924) (ver Sección 5 del art́ıculo). Conclúımos que, dada la distan- cia del cúmulo y el poder de resolución del telescopio de 2.1 m, combinando con los datos de la literatura, no pudimos detectar cerca del 3% de las posibles componentes secundarias de las estrellas de nuestra muestra. Una vez obtenidas las mediciones, nos dispusimos a estimar las fracciones de mul- tiplicidad del cúmulo y del campo. Aunque no hay duda de que los componentes más cercanos que 1′′ están ligados gravitacionalmente (Rastegaev, Balega & Malogolovets , 2007), no podemos decir lo mismo con seguridad para las binarias más separadas, es por ello que se necesitan monitoreos continuos como los que hacemos con la serie de art́ıculos de binarias; sin embargo, utilizamos nuestras detecciones para estimar las fracciones de multiplicidad. En el caso del cúmulo, no encontramos ninguna estrella binaria nueva, sólo confirmamos una previamente conocida, por lo que la fracción de multiplicidad permaneció intacta en 20.6%± 3% y demostramos que las estrellas 61 Caṕıtulo 7. Stellar Multiplicity of the Open Cluster ASCC 113 binarias en la superficie del cúmulo se distribuyen de forma aleatoria, no hay eviden- cia de ningún gradiente radial. En las estrellas de campo detectamos 28 compañeras interferométricas, 16 de estas detecciones son nuevas estrellas binarias y una es una nueva estrella triple, por lo que la fracción del campo cambió a 20.9% ± 1%, por lo que las fracciónes son estad́ısticamente indistinguibles entre śı. En la Sección 7 del art́ıculo hicimos una discusión de nuestros resultados y una breve reseña de los estudios de multiplicidad estelar en la literatura y cerramos la sección diciendo que debemos reconsiderar el paradigma aceptado de que la mayoŕıa de las estrellas de la Vı́a Láctea son binarias o múltiples. Una de las estrellas de nuestra muestra es la bien conocida τ Cyg (ADS 14787, HR 8130, HD 202444, HIP 104887, WDS 21148+3803, AGC 13 AB, ASCC 2602929) en la constelación del Cisne. Este es un sistema múltiple cuya componente principal AB es conocida desde 1886. Nosotros resolvimos astrométricamente este sistema y estimamos una separación de ρ = 0′′.89 y un ángulo de posición de θ = 39◦, módulo 180◦. Finalmente discutimos las implicaciones de nuestra investigación sobre el diagra- ma H–R. Abundamos sobre el tema de las “binarias gemelas” y conclúımos diciendo que no podemos culpar a este tipo de estrella binaria de todas las caracteŕısticas morfológicas que se observan en el CMD, por lo que esta secuencia tiene que re examinarse. Las conclusiones resumen lo descrito en esta pequeña introducción al art́ıculo. En este art́ıculo fui responsable de todo el proceso de la investigación. Yo solicité el tiempo de telescopio, planeé la temporada de observación y seleccioné los objetos de la muestra. Realicé las observaciones y llevé a cabo las reducciones y calibraciones junto con mi tutor. Yo analicé e interpreté los datos y extraje las conclusiones. Hice la revisión completa de las referencias bibliográficas y escrib́ı la reseña de la multiplicidad estelar en la Galaxia. Yo escrib́ı el art́ıculo y fui responsable durante todo el proceso de publicación hasta que fue aceptado y publicado en el Astronomical Journal (Guerrero et al. 2014). 62 The Astronomical Journal, 147:28 (9pp), 2014 February doi:10.1088/0004-6256/147/2/28 C© 2014. The American Astronomical Society. All rights reserved. Printed in the U.S.A. STELLAR MULTIPLICITY OF THE OPEN CLUSTER ASCC 113 C. A. Guerrero, V. G. Orlov, M. A. Monroy-Rodrı́guez, and V. V. Voitsekhovich Instituto de Astronomı́a, Universidad Nacional Autónoma de México, México, D. F. 04510, Mexico; cguerrero@astro.unam.mx, orlov@astro.unam.mx, mmonroy@astro.unam.mx, voisteko@astro.unam.mx Received 2013 September 26; accepted 2013 November 12; published 2013 December 24 ABSTRACT We present a high angular resolution survey for binary and multiple stars in the Galactic open cluster ASCC 113. Our observations were conducted on the 2.1 m telescope of the Observatorio Astronómico Nacional, Sierra San Pedro Mártir, México. Combining our results with data taken from the literature, we found a ratio of the number of single to binary stars to be 27:7 for the most probable members, so the multiplicity fraction for this cluster is 20.6% ± 3%. We also observed field stars in the vicinity of the cluster and estimated a ratio of multiplicities to be 125:27:4:1:0:0:0:1 (between one and eight companions), equivalent to a multiplicity fraction of 20.9% ± 1%. We estimated the number of undetected companions in our sample to be very small. Comparing the multiplicity frequency of the cluster with the frequency of the field, we concluded that they are statistically indistinguishable from each other. We provide a brief review on the topic of stellar multiplicity in open clusters. Key words: binaries: close – open clusters and associations: individual (ASCC 113) 1. INTRODUCTION Open clusters are ensembles of stars formed at the same time from the same cloud of gas and cosmic dust that stay together due to their mutual gravitational attraction. They represent examples of stars of comparable age and intrinsic chemical composition, which are important in the study of star formation and stellar evolution. Given their wide ranges in distance, metallicity, and age, open clusters are excellent laboratories for investigating the dynamics and chemical evolution of the Galaxy. Classical photometry is used to estimate the physical char- acteristics of clusters, such as interstellar reddening, distance modulus, metallicity, and age; using multicolor photometry, the reddening due to interstellar dust can be removed from the col- ors of the stars, yielding intrinsic colors used to construct the color–magnitude diagram (CMD). The CMD of open clusters shows a narrow and very well-defined main sequence; how- ever, several open clusters also show a very prominent sec- ond sequence of stars slightly less than 1 mag above the main sequence. Daniel et al. (1994) concluded that the dispersion among stars in the CMD along the main sequence is due in part to a large population of unresolved binary stars but binaries inferred by their position in the CMD are extremely sensitive to the zero-age main sequence used for adjustment (Trimble & Ostriker 1978). There is an observational problem caused by the presence of unresolved binary or multiple systems (Reid 1987), and this observational bias affects the parameters of the stars in two ways (Stobie et al. 1989): the first is that the star’s lumi- nosity is enhanced, and the second is that the color index of the system becomes redder; those effects introduce an uncertainty in the determination of the cluster’s distance, reddening, and metallicity, which in turn causes an error in the estimated age (Jeffery 2009). Because of this and because binary stars have been commonly evoked to explain different cluster phenomena rather than actually being detected in clusters, we need to know the accurate stellar multiplicity fraction in open clusters. From the observational point of view, the fraction of binary stars has been estimated in some globular clusters (e.g., Trimble 1980; Hesser et al. 1990; Margon et al. 1991; Romani & Weinberg 1991; Bolte 1992; Rubenstein & Bailyn 1997; Bellazzini et al. 2002; Clark et al. 2004; Zhao & Bailyn 2005; Jun & Bregman 2013). These studies conclude that the binary frequency varies from 6% to 50% depending on the cluster. Stud- ies investigating the stellar multiplicity fraction in open clusters are very scarce (Duchêne & Kraus 2013), and there are just few examples in the literature (e.g., Bolte 1991; Daniel et al. 1994; Bouvier et al. 1997, 2001; Patience et al. 1998, 2002; Duchêne et al. 1999; Martı́n et al. 2003; Simone et al. 2003; Bouy et al. 2006; Meibon et al. 2006; Geller & Mathieu 2012; Sandquist et al. 2013); these studies conclude that the multiplic- ity frequency in open clusters varies from 25%–30% (Duchêne & Bouvier 2008) to 65%–70% (Kähler 1999). Theoretical sim- ulations have also been carried out to estimate the multiplicity frequency in open clusters (e.g., Kroupa 1995; Sandhu et al. 2003; Hurley et al. 2007; Portegies Zwart et al. 2007; Bate 2009, 2012; Geller et al. 2013; Duchêne et al. 2013); in partic- ular, Bica & Bonatto (2005) made a detailed statistical analysis comparing proper motions and Two Micron All Sky Survey photometry data to simulate the observed morphology in the CMD of open clusters and concluded that we need a fraction of unresolved binaries in the cluster’s core of about 11%, and about 54% in the cluster’s corona, depending on the superficial density distribution of stars. According to Lada & Lada (2003), most of the stars are formed in clusters, and Goodman & Hut (1993) probed that most of the stars are formed as binaries, so we would expect a higher fraction of binary or multiple stars in clusters since the stellar density in open clusters is higher than the density of field stars; however, binary systems in clusters will suffer changes (or will be completely destroyed) by dynamical processes; Parker et al. 2009). Therefore, we cannot give a simple answer about whether the multiplicity fraction as a result of star formation is universal, but it is interesting to search for binary stars in open clusters, as we can study the multiplicity fraction for stars of the same age over a range of different spectral types. Now, binary stars are mainly found in three different ways: visual binaries, photometric binaries, and spectroscopic binaries; however, the first two methods exclude binaries closest than 1′′, which requires high-resolution techniques to be resolved. Continuous measurements of binary stars are necessary to study the orbital motion around their center of mass, which is the only direct method to calculate stellar masses; we have been publishing 1 Caṕıtulo 7. Stellar Multiplicity of the Open Cluster ASCC 113 63 The Astronomical Journal, 147:28 (9pp), 2014 February Guerrero et al. Table 1 Known Stellar Multiplicity ASCC WDS Disc. P.A. Sep. ∆m Pkin Pphot Number (α, δJ2000.0) Name (deg) (arcsec) (mag) 531854 21091+3844 S 779 110 9.6 1.96 0.0000 0.0000 531973 21097+3856 COU1967 191 0.8 0.31 0.0000 0.0000 532042 21102+3844 SEI1426 20 17.6 1.48 0.0005 0.0000 532074a 21105+3851 SEI1429 351 25.1 1.15 0.8638 1.0000 532141c 21108+3814 TDT2806 259 0.4 0.16 0.9740 0.0123 532176a 21109+3830 ES 254 326 2.2 0.13 0.6634 1.0000 532217 21111+3821 ES 207 246 2.8 0.39 0.0000 0.0007 532227a 21112+3855 ES 1991 25 2.6 1.57 0.8984 0.9726 532417 21122+3828 SMA 137 122 10.5 1.00 0.0001 0.9999 532420 21123+3808 TDT2822 185 0.6 0.05 0.0000 0.0000 532422b 21124+3810 COU1971 282 0.6 3.00 0.9374 0.2230 532441a 21125+3834 SEI1445 23 27.9 3.30 0.7824 1.0000 532454a 21126+3846 COU2136 293 0.4 0.90 0.8950 0.9185 532484 21130+3858 ES 257 318 6.5 3.98 0.0000 0.0000 532502 21128+3907 SEI1447 151 13.2 2.66 0.0000 0.0000 532546 21130+3858 ES 257 318 2.5 3.98 0.0002 0.0000 532578 21132+3904 TDT2833 88 0.6 0.18 0.0000 0.0000 532587 21133+3803 TOB 214 213 24.4 0.10 0.0000 0.0000 532630a 21133+3835 SMA 140 127 17.2 2.39 0.9071 0.9798 532710 21140+3809 SEI1456 357 21.2 0.62 0.0000 0.0000 532715a 21139+3830 COU1817 108 0.6 0.74 0.9499 1.0000 532788 21144+3803 SEI1461 136 10.7 0.36 0.0000 0.0000 532822 21146+3832 SEI1464 264 28.2 1.31 0.0000 0.0000 532853 21148+3803 AGC 13 AC 212 71.5 8.37 0.0000 0.0000 532853 21148+3803 AGC 13 AB,D 208 205.4 6.11 0.0000 0.0000 532853 21148+3803 AGC 13 AE 257 86.9 8.57 0.0000 0.0000 532853 21148+3803 AGC 13 AF 185 90.4 8.12 0.0000 0.0000 532853 21148+3803 DAL 38 AG 109 120.9 8.67 0.0000 0.0000 532853 21148+3803 LEP 100 AI 77 534.5 12.19 0.0000 0.0000 532862 21148+3901 ALI 966 100 6.5 0.59 0.0000 0.0000 2602929 21148+3803 AGC 13 AB 224 0.9 2.74 0.0000 0.0000 Notes. a Most probable member stars of the open cluster ASCC 113. b Probable member star of the open cluster ASCC 113. c Possible member star of the open cluster ASCC 113. speckle-interferometric measurements of binary stars since 2009 (Orlov et al. 2009) and with this work, we initiate an investigation of the stellar multiplicity in open clusters using speckle-interferometry and data obtained from the literature and will offer a little review on the topic. We start with the open cluster ASCC 113, described in Section 2. In Section 3, we describe our observations and data reduction procedure. In Section 4, we present the results of our observations. In Section 5, we estimate the completeness of our sample and the probable undetected systems and in Section 6, we discuss the binary frequency of the ASCC 113 cluster and the multiplicity frequency of the field around the cluster. Finally, we discuss our results in Section 7 and present our conclusions in the last section. 2. OPEN CLUSTER ASCC 113 The open cluster ASCC 113 is on the list of 130 new open clusters identified by Kharchenko et al. (2005) in the All-Sky Compiled Catalog of 2.5 million stars (ASCC-2.5,1Kharchenko 2001); it has a diameter of 56.′4 and its equatorial and galactic coordinates, taken from the WEBDA data base2 (Mermilliod 1995) are: α2000 = 21h12m00s, δ2000 = +38◦35′59′′, and 1 http://vizier.cfa.harvard.edu/viz-bin/VizieR?-source=I/280B 2 http://www.univie.ac.at/webda/navigation.html b = 82.◦88, l = −6.◦65, respectively. Kharchenko et al. (2005) reported the following physical parameters: distance d = 450 pc (i.e., 1′′ corresponds to 450 AU), reddening E(B − V ) = 0.00 mag, distance modulus V −MV = 8.27 mag, log(t, years) = 8.14, core radius rcore = 0.◦12, and corona radius rcl = 0.◦47. Kharchenko et al. (2005) analyzed 239 stars in the direction of ASCC 113 and established a membership selection procedure based on three criteria (Kharchenko et al. 2004): a kinematic constraint, Pkin, that takes into account kinematic proper motion; a photometric selection, Pphot, to exclude background comoving stars; and a position factor, Ps, equal to 1 within the cluster radius and zero elsewhere. Using such criteria, they defined the most probable members, those stars for which Pkin, Pphot  61% (1σ members); probable member stars for which both Pkin and Pphot are between 61% and 14% (2σ members); and possible members for which all stars within a 3σ deviation, i.e., Pkin and Pphot between 14% and 1%. Stars with Pkin, Pphot  1% were considered as nonmembers. The open cluster ASCC 113 has 34 most probable members, and seven of these stars are reported as binaries; 29 are reported as probable members; one of them is reported as binary and 18 possible members, with one of these stars previously known to be binary. The 158 remaining stars were considered as field stars, and among these, 15 are reported as binary stars and 1 star as a multiple star consisting of 8 stars. Table 1 summarizes the data available in the 2 Caṕıtulo 7. Stellar Multiplicity of the Open Cluster ASCC 113 64 The Astronomical Journal, 147:28 (9pp), 2014 February Guerrero et al. Figure 1. Distribution of the apparent magnitudes of stars in the open cluster ASCC 113 and in the field around the cluster, separated in 1σ , 2σ , and 3σ members, and nonmembers. literature for the known multiple stars; the first column contains the number of each star in the ASCC-2.5 Catalog, the second column contains the epoch-2000 coordinates in the format used in the Washington Double Star (WDS) Catalog (Worley & Douglass 1997). The third column gives the name of the star or the discoverer designation. The three following columns contain the measured position angles given in degrees, the angular distances in arc seconds, and the component magnitude difference in magnitudes. The next column contains the value of the proper motion probability of being a cluster member, and the last column the value of the photometric probability. We notice that the multiplicity fraction (see Equation (1), where S, B, T, etc., are the total number of single, binary, triple, etc., systems, respectively) for this cluster is 20.6% if we only consider the most probable member stars, 15.1% if we consider both the most probable and the probable members, and 12.7% considering the most probable, probable, and possible members. For the field stars, the multiplicity fraction is 10.1% which contradicts the notion that most field stars are binary or a higher order of multiplicity systems (see Goodwin (2010), and references therein). We should take into account the selection effect due to the bright limit of the ASCC-2.5, about V = 14 and completeness limit of about V = 11.5 (Kharchenko et al. 2004), although the magnitudes of the vast majority of the stars in our sample are within this limit: fbin = B + T + · · · S + B + T + · · · . (1) In Figure 1, we show the apparent magnitude distribution for the 239 stars observed, divided into field stars and cluster stars. Figure 2 represents the V versus (B − V ) diagram for the 239 sample stars, in which we can see the wide dispersion among field stars; it is also important to note that from this diagram, we cannot discriminate which of the stars could be binaries only by their position along or above the main sequence (Atkinson 1937). 3. OBSERVATIONS AND DATA REDUCTION The data were obtained during two sets of observations at the 2.1 m telescope of the Observatorio Astronómico Nacional (OAN) which is placed at the astronomical site Sierra San Pedro Mártir, México. The diffraction-limited resolution of the 2.1 m telescope is 0.′′055 for λ = 550 nm and 0.′′088 for Figure 2. V vs. (B − V ) diagram for the 239 sample stars. Large solid circles represent the most probable members of the ASCC 113 open cluster, gray squares represent the probable members, gray triangles represent the possible members of the cluster, and small diamonds represent the field stars. λ = 800 nm (Orlov 2013). The observations were performed using the EMCCD iXon 885 DU from Andor Technology. This is a low-noise, high-sensitivity EMCCD camera. It is cooled thermoelectrically to −95◦C which provides excellent elimination of EM-amplified dark current noise, even for the short time exposures. This detector has more than 40% of quantum efficiency in the range of 400–800 nm and given its fast frame rate, it can be used for high-resolution imaging. The CCD has 1004 × 1002 pixels of 8 µm. During seven nights, from 2012 September 27 to October 3, we used the f/30 secondary and after calibration, we de- termined a scale of 28.6 mas per pixel, equivalent to a field of 25′′ for the total area of the detector. For these obser- vations, we used five standard UBVRI Johnson–Cousins fil- ters. During three nights of the second set, from 2012 Octo- ber 27 to 30, we used the f/7.5 secondary combined with a microscope, which together provides a scale of 18 mas per pixel after calibration, corresponding to a field of 16′′ for the total area of the detector. All objects in this season were observed using VRI Johnson–Cousins filters. For calibration, we observed 30 wide pairs with very slow orbital motions and some of them with known orbital parameters. Typically, 400 speckle frames of 900 × 900 pixel per object were taken with exposure times from 20 to 50 ms. Data were processed by the algorithm explained in detail by Tokovinin et al. (2010). We estimated the seeing was better than 1′′ for both observa- tional seasons, but aberrations introduced by the telescope had a larger effect. As a result, long exposure images have a resolution of about 1.′′5, and the mean error in the component separation is 0.′′03 and 1.◦5 in the position angle, modulo 180◦. 4. RESULTS Following the methodology of our previous publications (Orlov et al. 2010, 2011, 2012), we were able to resolve systems as close as 0.′′24 and as wide as 23.′′94 in some directions. We detected speckle-interferometric companions for 35 of the stars in our sample. We astrometrically resolved 20 binary stars and two triple stars for the first time; we detected new companions in four objects and confirm ten previously known binaries. Table 2 contains the results of our measurements; the first column lists the number of each star in the ASCC-2.5 Catalog, and the second 3 Caṕıtulo 7. Stellar Multiplicity of the Open Cluster ASCC 113 65 100 '" u fio:]J 80 DpO$sihle . probable 70 _ mos! probable ~ 6<1 <; 50 ] , " , Z 30 20 10 6 • V (mag) 10 11 12 lJ 0.5 B- V (mag) . • . ~ 1.5 • field ..t. poss ible _ probable • mas! probable • 2.5 The Astronomical Journal, 147:28 (9pp), 2014 February Guerrero et al. Table 2 Speckle Measurements ASCC Components Disc. Date P.A. Sep. Pkin Pphot Number Name (Besselian) (deg) (arcsec) 531922 2012.8305 331 8.17 0.0000 0.0000 531942 2012.8276 247 3.94 0.0000 0.0000 532042 SEI1426 2012.7483 20 17.60 0.0005 0.0000 532046 2012.8277 164 1.79 0.0000 0.0000 532146 2012.8305 286 5.10 0.0000 0.0000 532176a ES 254 2012.8250 145 2.20 0.6634 1.0000 532188 2012.8250 2 0.24 0.0000 0.0000 532217 ES 207 2012.7511 245 2.83 0.0000 0.0007 532218c 2012.8304 167 3.61 0.9359 0.0805 532240b AB 2012.8248 257 10.15 0.3256 0.9584 532240b AC 2012.8248 242 7.24 0.3256 0.9584 532261c 2012.7511 9 10.49 0.0470 0.0367 532417 SMA 137 2012.7511 122 9.54 0.0001 0.9999 532422b AB 2012.7429 113 16.87 0.9374 0.2230 532422b AC 2012.7429 65 9.81 0.9374 0.2230 532422b AD 2012.7429 75 18.48 0.9374 0.2230 532468c 2012.8249 114 5.32 0.0374 1.0000 532476 2012.8305 39 0.41 0.0000 0.0000 532484 ES 257 2012.8250 323 2.63 0.0000 0.0000 532502 AB SEI1447 2012.8276 332 13.15 0.0000 0.0000 532502 Aa,Bb 2012.8276 44 0.50 0.0000 0.0000 532520 2012.8305 24 7.77 0.0152 0.0003 532536b 2012.8250 244 4.82 0.7600 0.5329 532546 ES 257 2012.8250 136 6.51 0.0002 0.0000 532578 2012.7565 285 11.47 0.0000 0.0000 532665 2012.7508 106 9.73 0.0000 0.0000 532674 2012.7484 302 14.08 0.9297 0.0006 532713c 2012.7427 124 9.07 0.0363 1.0000 532729 2012.8250 17 1.64 0.0000 0.0000 532788 AB SEI1461 2012.7508 137 10.70 0.0000 0.0000 532788 AC 2012.7508 184 23.95 0.0000 0.0000 532813 2012.8305 157 6.13 0.0000 0.0000 532814 2012.7481 60 10.53 0.0000 0.0000 532822 AB 2012.8248 84 7.30 0.0000 0.0000 532822 AC 2012.8248 38 5.40 0.0000 0.0000 532850 2012.7482 153 9.82 0.0000 0.0000 532862 ALI 966 2012.7456 100 6.50 0.0000 0.0000 532865 AB 2012.7482 326 7.52 0.0000 0.0000 532865 AC 2012.7482 275 15.72 0.0000 0.0000 532870 2012.8304 322 7.69 0.0000 0.0000 532873 2012.8276 115 0.29 0.0000 0.0000 2602929 AGC 13 AB 2012.7401 39 0.89 0.0000 0.0000 Notes. a Most probable member star of the open cluster ASCC 113. b Probable member stars of the open cluster ASCC 113. c Possible member stars of the open cluster ASCC 113. column contains information about stars whose multiplicity is 3 or more. The third column gives the name of the star or the discoverer designation (only for stars previously known). The fourth column gives the epoch of the observation in fractional Besselian years and the following two columns contain the measured position angles given in degrees and the angular distances in arc seconds. The next column contains the value of the proper motion probability of being a cluster member, and the last column contains the value of the photometric probability. 5. UNDETECTED COMPANIONS AND SAMPLE COMPLETENESS When using samples limited by magnitude, we must take into account the effect of the Malmquist bias but as we mentioned in Section 2, our sample is complete within the completeness limit of the ASCC-2.5. Furthermore, there are at least two unavoidable effects preventing the detection of binary stars when using speckle-interferometry. The first is due to the angular separation of the components of the system, which should be at least equal to the diffraction limit of the telescope; if we have a binary star that has an elliptical orbit with semimajor axis a, then the expected observable separation is 1.4ρ, where ρ is the projected separation (Couteau 1960). Therefore, following Rastegaev (2010), at a distance of 450 pc, we can expect separations around 0.′′059, which is close to the diffraction limit of the 2.1 m telescope in the V band; so the probability of resolving a binary with semimajor axis of about 40 AU (i.e., close to the semimajor axis of the Neptune orbit) is nearly 100%. The second effect is due to the dynamical range of the 4 Caṕıtulo 7. Stellar Multiplicity of the Open Cluster ASCC 113 66 The Astronomical Journal, 147:28 (9pp), 2014 February Guerrero et al. Figure 3. Cumulative distribution of the angular separations of the stars that we resolved. The straight line is a fit to the Öpik distribution f (ρ) = k/ρ in the interval 5.10 < ρ(′′) < 23.95. detector used to collect the data. The EMCCD iXon 885 DU we used has high linearity (better than 99%) and a digitization of 14 bit, which implies a dynamical range of ∼8–9 mag. Read noise decreases the magnitude difference we can detect but the number of frames we take reduces the error. This effect also depends on the separation of the components, so we can detect every companion whose separation is larger than 1′′ (and less than 16′′ or 25′′, see Section 3) and ∆m  8. For stars with ρ  1′′, there is a compromise between separation and magnitude-difference; we estimate we cannot detect about 10% of stars in that range. We can make an independent conservative estimation of the minimum amount of binaries we cannot detect, using the idea that the cumulative distribution function of separations should adjust an Öpik distribution (Öpik 1924), as observed in several binary samples (Allen et al. 2000; Poveda et al. 2007; Allen & Monroy-Rodrı́guez 2014). To do that, we can establish a region of completeness in our separations distribution function. Figure 3 shows the cumulative distribution N (log ρ) versus log ρ for the stars we reported in Table 2. We give the equation of the best fit to the interval in which our data follows the Öpik’s distribution, 0.73 < log ρ < 1.38, which corresponds to 5.10 < ρ(′′) < 23.95. This means we have a complete sample for wide binaries but we can see an abrupt change in the slope of the distribution for separations ρ < 4.′′82, i.e., we could say we have an important bias toward the region of very close binaries. However, we can perform a Kolmogorov–Smirnov (K-S) test for cumulative distributions in order to evaluate the largest reliably interval in which Öpik’s distribution still represents the cumulative distribution of angular separations. Figure 4 shows the result of the K-S test applied to the stars in our sample. The coefficient of significance, Q, is plotted in the secondary axis. The test gives a value of Q = 0.97 in the interval 0.42 < log ρ < 1.38, which corresponds to 2.66 < ρ(′′) < 23.95, i.e., in that interval, our sample still follows the Öpik’s distribution. Using logarithmic axes, the y-intercept of the Öpik fit indicates the number of expected binaries between 1′′ (log ρ = 0) and the point where the fit intersects with the distribution function, about 3′′ or log ρ = 0.5. In this case, we conclude that we are missing six or seven binaries (2.5%–3% in our total sample). But we also have angular separations for the stars reported in the literature, so we can include them and perform the same Figure 4. Kolmogorov–Smirnov test, giving a significance coefficient Q = 0.97 in the interval 2.66 < ρ(′′) < 23.95 for our observations. Figure 5. Kolmogorov–Smirnov test, giving a significance coefficient Q = 0.96 for the complete sample of multiple stars, in the interval 1.00 < ρ(′′) < 28.68. analysis. In Figure 5, we present the results of the K-S test applied to the complete list of multiple stars in the sample. The test gives a value of Q = 0.96, so we can see that the cumulative distribution function of angular separations follows the Öpik’s distribution from 1′′ (log ρ = 0); according to the y-intercept of the Öpik fit, the number of expected binaries we are missing is 1 or 2 (0.5%–0.8% in our total sample). It is important to note that the number of binaries previously known from the literature with separations ρ < 1′′, that we added to the second analysis is 7, precisely the number of binaries we were missing using only our observations. We can say that, although our sample is not volume-complete, it does not show a significant bias in the distribution of separations, which means we do not have an important number of undetected companions. 6. STELLAR MULTIPLICITY 6.1. Binaries in ASCC 113 We use all data available in the literature for the 239 objects in our sample and found that 7 of the 34 most probable members of the open cluster ASCC 113 are reported as binaries (see Table 1). With our observations, we confirm one of these stars, star number ASCC 532180 (see Table 2), first discovered in the Tycho-2 survey (Høg et al. 2000) and later confirmed by Mason et al. (2000). Among the probable members, we found only one star previously known to be binary; star ASCC 532422 5 Caṕıtulo 7. Stellar Multiplicity of the Open Cluster ASCC 113 67 60 60 1.. 30 12 '" y - 31.012>:-67205 y = 48. 191 11. - 19.35 7 Q - 0,971 R'= 0.9546 40 " -;: 0.8 ~ ]'30 O ! 30 ¡: O., ¡: 20 20 - IQ!!", 0.4 ..... logp 10 - Opik - Q 0.2 10 - 6pik O O -0065 -0.15 0.35 0.85 1.35 O loSI' -0.65 -0,15 0.3 5 0.85 1.35 logp "" L2 '" Y - 38,367x- 0,9206 Q - O.9&6 40 0.8 , Jt 30 0.6 O z: 20 0.4 -10&1' 10 -Opik 0.2 --Q O -0 .65 -0. 15 0.35 0 .85 l.35 lo!!p The Astronomical Journal, 147:28 (9pp), 2014 February Guerrero et al. Figure 6. Binary stars in the open cluster ASCC 113. Large solid circles represent the most probable members of the cluster, gray squares represent the probable members, and gray triangles represent the possible members. Open symbols represent binary and multiple systems. has a binary companion with a separation of 0.′′6 (Gili & Prieur 2012), and we discovered four additional distant components with separations up to 18.′′48, so we reported it as a quintuple system. Star ASCC 532240 had no previous report of being binary but we found two additional components so we reported it as a triple system. Finally, we found a secondary component in star ASCC 532536. We also discovered secondary components in three of the possible member stars (see Table 2). Thus, considering only the most probable member stars, the total single:binary ratio for the open cluster ASCC 113 is 27:7, and the multiplicity fraction remains unchanged as 20.6% ± 3%. If we also consider the probable members, the ratio of multiplicities for the cluster is 53:8:1:0:1 (between one and five companions), and the multiplicity fraction decreases to 15.9%; considering the most probable and possible stars, the ratio of multiplicities becomes 67:12:1:0:1, equivalent to a multiplicity fraction of 17.3%. In Figure 6, we can see the random distribution of binary and multiple stars in the open cluster ASCC 113. 6.2. Stellar Multiplicity of the Field We found that 28 of the 35 stars for which we detected interfer- ometric companions are part of the sky area with ASCC 113 (see Table 2); 16 of these stars are new binary detections, and we dis- covered one new triple system. The binary stars ASCC 532042, ASCC 532217, ASCC 532417, ASCC 532484, ASCC 532502 AB, ASCC 532546, ASCC 532546, ASCC 532788 AB, ASCC 532862, and ASCC 2602929, were previously known and we were able to retrieve their parameters. We also dis- covered additional components in three different previously known multiple systems. Star ASCC 532502 was known since 1895 (Scheiner 1908) and we retrieved their parameters but we also discovered a new close companion at ρ = 0.′′5. The star ASCC 532578 was discovered by the Tycho-2 survey (Høg et al. 2000) but no other confirmation is reported; we discovered a third component at a distance of ρ = 11.′′47. Additionally, star ASCC 532788 AB was previously reported as binary (Scheiner 1908), and we retrieve its parameters but we also discovered a new distant component at ρ = 23.′′95. Although there is no doubt that interferometric systems appear to be physically bound (Rastegaev et al. 2007), we cannot Table 3 Multiplicity Fraction Fraction fbin(%) Stars Pkin, Pphot Pkin Pphot MP 20.6 22.6 18.6 MP + P 15.9 16.9 16.0 MP + P + p 17.3 17.9 16.8 Field 20.9 20.8 19.9 categorically say the same for wide binaries but we made an extensive search in the literature comparing angular separations and magnitude difference reported by various authors and concluded that the binaries previously known are unlikely to be optical projections; however, we need more observations of the newly discovered multiple systems to confirm they are indeed gravitationally bound systems. Nonetheless, we use the components reported in Tables 1 and 2 to compute the ratio of multiplicities for stars in the field as 125:27:4:1:0:0:0:1 (between one and eight companions), which is consistent with the results of Eggleton & Tokovinin (2008) that many field stars belong to a higher order of multiplicity systems. Therefore, the total multiplicity fraction for stars in the field is 20.9%±1%, similar to the value obtained by Tokovinin & Smekhov (2002) of 20% for visual binaries and 30% for spectroscopic binaries in the field. We recalculated the multiplicity fraction for the field, considering the cluster’s most probable and probable members, which changes to 19.3%, and to 19.5% if we consider the most probable, probable, and possible stars, but the fraction does not change considerably in any of the three cases. We can repeat our analysis dividing the stars into 1σ , 2σ , and 3σ members, and nonmembers using the kinematic criteria and photometric criteria separately. In Table 3, we list the multiplicity fraction we calculated as a function of membership selection criteria. In the first column, we list the stars in our sample divided by most probable members (MP), most probable members and probable members (P), most probable members, probable members, and possible members (p), and field stars. In the second column, we list the multiplicity fraction resulting if we consider both criteria simultaneously (as we did in the last subsection and at the beginning of this subsection). The third column contains the multiplicity fractions we estimated considering only the kinematic criteria, and the last column list the multiplicity fraction if we only consider the photometric criteria. We can see that the kinematic criteria takes into account more binary stars of the sample as most probable members, which slightly increases the estimated multiplicity fraction of the cluster; the multiplicity fraction also decreases if we consider the most probable, probable and possible stars, but the fractions are very similar to those we calculated considering both criteria. We expected this because the kinematic criteria has a better constrain on the cluster membership probability. We can see that the multiplicity fraction of the field is also virtually identical. The photometric criteria induces other effects; it takes into account more stars as most probable members, which reduces the multiplicity fraction, because the number of binary stars remains, in this case, unchanged. We conclude that using both criteria simultaneously is the best way to discriminate between membership probabilities; moreover, taking into account the possible stars induces a larger error in the multiplicity fraction determination. 6 Caṕıtulo 7. Stellar Multiplicity of the Open Cluster ASCC 113 68 39_1 39.0 • • • • O 38.9 • • O .. • .. • • • 38.8 O .. • O ~38.7 • O • • • • • • • • • • • • • • §186 .. • • j¡ • • Q • • ~ 38.5 O .. O • • • • • 38.1 • 1 •• • 38.3 • • • • .. " • 31:1.2 • • • 38.1 21.24 2 1.23 21.22 21.21 21 2 21.19 2 1.1 8 21.17 2 1 !ti KA2000(h) The Astronomical Journal, 147:28 (9pp), 2014 February Guerrero et al. 6.3. τ Cyg One of the stars in our sample is the very well-known multiple system τ Cyg (ADS 14787, HR 8130, HD 202444, HIP 104887, WDS 21148+3803, AGC 13 AB, ASCC 2602929) in the constellation of Cygnus; it has an apparent magnitude of V = 3.73 (Oja 1993) and its an F3 IV-V star with an absolute magnitude of MV = 2.21 (Brummelaar 2000). The components AB of the system were known since 1886 (Abetti 1912) and the primary component A is a Delta Scuti-type variable (Baize & Petit 1989). Orbital parameters and the mass- sum for AB were determined by Söderhjelm (1999) and later recalculated by Muterspaugh et al. (2010a); Muterspaugh et al. (2010b) has suggested the existence of a possible substellar component bound to the primary A, but this has not been proven. Components AC and AB,D were confirmed to be physically bound by Kiyaeva et al. (2008). Daley (2008) reported three additional common proper motion stars AE, AG, and AF. Lépine & Bongiorno (2007) found that A and I have common proper motions and concluded that they are distant companions. The AB system has been monitored throughout history. To calculate their orbital parameters more accurately, we astrometrically resolved this system and found an angular separation of ρ = 0.′′89 and a position angle of θ = 39◦, modulo 180◦. Eggleton & Tokovinin (2008) found a slight bias of surveys preferably observing bright stars and established that there are higher orders of multiplicity for those stars because of selection effects, as we can see for this star; they listed the system AGC 13 ABC to be hierarchical, but considering the other wide companions, the total system could be considered as a nonhierarchical multiple system. However, we need more information on the suborbits. 7. DISCUSSION We studied the stellar multiplicity fraction of the open cluster ASCC 113 and compared it with the multiplicity fraction of the field, a population whose multiplicity properties are the basis for comparing other stellar populations; the field population is an average over all star forming regions, and we can find stellar companions of all mass ratios and separations. We found that the multiplicity fraction is practically identical in both cases, which is consistent with a significant portion of field stars being formed in clusters that later evaporate and enrich the interstellar medium but we must keep in mind that the current multiplicity fraction in clusters can be very different from the original fraction due to dynamical processing. Only the closest systems remain unaffected by dynamical evolution in clusters (Parker et al. 2009), but how can we explain primordial triple systems or systems with higher multiplicity orders in the field? Formation via capture has been discarded because of the high inefficiency of this process, so stars with high multiplicity orders must have been formed in isolated star forming regions (Kraus et al. 2011), and we know that the multiple stellar content depends strongly on the environment (Bressert et al. 2010); therefore, the standard core collapse model of star formation must be modified to account for primordial stars with high multiplicity orders. We found one triple star and one multiple system with n = 5 as being probable members of the cluster, so the number of binary and multiple systems and their separations distribution can help to determine the dynamical age of the cluster. We have a magnitude-complete sample, which may be biased toward similar-mass or luminosities companions, but it can constrain models of star formation and evolution in the field and in clusters to reproduce the fractions we have found; however, we have to employ simulations very carefully when trying to compare the observed properties of stellar multiplicity because they do not include all effects that can alter the dynamical evolution of multiple systems (Hennebelle & Teyssier 2008). The statement that most stars in the universe are single (Lada 2006) is still under intense debate, but the affirmation that the majority of stars in the Milky Way are binaries, is also imprecise for the whole range of spectral types. In the solar neighborhood, Duquennoy & Mayor (1991) estimated a multiplicity fraction of about 60% for solar-type stars, but Reid & Gizis (1997) found a much smaller fraction for M stars, about 35%. Rastegaev (2010), found a multiplicity fraction of 26% for population II stars, which is very similar to the estimates found for population I stars in the Galactic disk (Latham et al. 2002). However, the situation changes a bit in star-forming regions; Duchêne (1999) found a relative excess of about 1.7 times in their binary frequency compared to the frequency of main sequence stars, although it is unclear (and may be a selection effect) whether there are more pre-main sequence binary stars in star-forming regions than in main sequence stars (Brandner & Köehler 1998). We have not found a significant difference in two different stellar populations, so we must reconsider the accepted paradigm that high multiplicity orders are the standard outcome of star formation. 7.1. The Hertzsprung–Russell Diagram Stars belonging to an open cluster should form a one- dimensional sequence in the H-R diagram, since, in principle, they are a homogeneous population of stars with the same age and chemical composition, different only in mass. However, there is a sequence of stars ∼0.75 magnitudes above the main sequence (see Section 1) which has often been called “binary sequence” because the most obvious interpretation of this characteristic is that they are unresolved binary stars with both components having the same mass (“twin binary stars”). But identifying stars by their position above the main sequence is very difficult and inaccurate; there is a dependence on the mass ratio and evolutionary state of the components of the system (Rajamohan & Mathew 1988). Moreover, “twin binary stars” are scarce. Mazeh et al. (2003) could not find enough twin binaries in a sample of 62 binaries with primary stars in the main sequence. Later, Simon & Obbie (2009) found that only 2.4% of spectroscopic binary stars in the disk of the Milky Way have a mass ratio q ≃ 1. Therefore, we cannot explain the “binary sequence” in CMDs of open clusters by blaming “twin binary stars” because the frequency of this kind of star is very low, and as we have seen, the content of multiple stars in open clusters is rather small. But twin binaries can survive dynamical evaporation in clusters, since they are typically very close, with periods less than 43 days (Lucy 2006), so we would expect a small fraction of this type of star in open clusters, but by no means, close to the fractions estimated by simulations. An alternative proposal is to combine the effect introduced by binaries and stellar rotation but Trimble & Ostriker (1978) showed that stars cannot be identified in the H-R diagram just by taking into account these effects, which play, to some extent, a role in determining the morphology of the CMDs but in no way they can explain all of the features observed in them (see Li et al. 2012, and references therein). Comparisons among the most studied clusters with respect to multiplicity frequencies (α Per, the Pleiades, Praesepe, and the Hyades) show differences so large that it is impossible to make any general conclusion about 7 Caṕıtulo 7. Stellar Multiplicity of the Open Cluster ASCC 113 69 The Astronomical Journal, 147:28 (9pp), 2014 February Guerrero et al. the content of binary stars studying only their H-R diagrams, so the “binary sequence” should be and must be re-examined. 8. CONCLUSIONS Using speckle-interferometry, we have initiated a survey of binary stars and multiple systems in Galactic open clusters. We initiated this survey with the ASCC 113 open cluster and, combining our observations with data taken from the literature, we found a ratio of the number of single to binary stars to be 27:7 for the most probable members, so the multiplicity fraction for this cluster is 20.6% ± 3%. We also observed field stars around the cluster and estimated a ratio of multiplicities to be 125:27:4:1:0:0:0:1 (between one and eight companions), which is equivalent to a multiplicity fraction of 20.9% ± 1%. When also considering the probable members, the multiplicity fraction slightly decreases to 15.9% and changes to 17.3% if we take into account the possible stars. We conclude that the multiplicity fraction of this cluster is statistically indistinguishable from the fraction of the field, although it is unclear whether the equal multiplicity fraction of the field and the cluster is primordial or due to dynamical effects. We estimated the number of undetected companions in our sample to be very small. We searched for previous stellar multiplicity studies in open clusters but found relatively few publications on the topic, which focused primarily on four clusters, α Per, the Pleiades, Praesepe, and the Hyades. Using high-resolution techniques, we found that the multiplicity fraction estimated in those studies are consistent with our estimations: the multiplicity fraction in open clusters is close to 20% and is very similar to that of the field. Based on the literature, we discuss the “binary sequence” proposed to explain several features in the CMDs, and concluded that we should reconsider binaries alone to explain these features. We also comment on the controversial topic of stellar multiplicity in the Galaxy and argued that perhaps the majority of the stars in the Milky Way are not binaries or multiples. Duchêne & Kraus (2013) published a comprehensive review of the status quo of stellar multiplicity, and our results and future publications may contribute to expanding the general knowledge of stellar multiplicity for open clusters. The speckle-interferometry program at the OAN telescopes is supported by the Dirección General de Asuntos del Personal Académico (Universidad Nacional Autónoma de México) under projects IN104910 and IN113308 (PAPIIT). REFERENCES Abetti, G. 1912, MmSS, 1, 178 Allen, C., & Monroy-Rodrı́guez, M. A. 2014, ApJ, in press Allen, C., Poveda, A., & Herrera, M. A. 2000, A&A, 356, 529 Atkinson, R. d’E. 1937, Obs, 60, 299 Baize, P., & Petit, M. 1989, A&AS, 77, 497 Bate, M. R. 2009, MNRAS, 392, 590 Bate, M. R. 2012, MNRAS, 419, 3115 Bellazzini, M., Pecci, F. F., Messineo, M., Monaco, L., & Rood, R. T. 2002, AJ, 123, 1509 Bica, E., & Bonnato, C. 2005, A&A, 431, 943 Bolte, M. 1991, ApJ, 376, 514 Bolte, M. 1992, ApJS, 82, 145 Bouvier, J., Duchêne, G., Mermilliod, J.-C., & Simon, T. 2001, A&A, 375, 989 Bouvier, J., Rigaut, F., & Nadeau, D. 1997, A&A, 323, 139 Bouy, H., Moraux, E., Bouvier, J., et al. 2006, ApJ, 637, 1056 Brandner, W., & Këhler, R. 1998, ApJL, 499, L79 Bressert, E., Bastian, N., Gutermuth, R., et al. 2010, MNRAS, 409, 54 Brummelaar, T. 2000, AJ, 119, 2403 Clark, L. L., Sandquist, E. L., & Bolte, M. 2004, AJ, 128, 3019 Couteau, P. 1960, JO, 43, 41 Daley, J. A. 2008, JDSO, 4, 34 Daniel, S. A., Latham, D. W., Mathieu, R. D., & Twarog, B. A. 1994, PASP, 106, 281 Duchêne, G. 1999, A&A, 341, 547 Duchêne, G., & Bouvier, J. 2008, ESOC, 56, 185 Duchêne, G., Bouvier, J., Moraux, E., et al. 2013, A&A, 555, 137 Duchêne, G., Bouvier, J., Simon, T., Close, L., & Eislöffel, J. 1999, ESOC, 56, 185 Duchêne, G., & Kraus, A. 2013, ARA&A, 51, 269 Duquennoy, A., & Mayor, M. 1991, A&A, 248, 485 Eggleton, P. P., & Tokovinin, A. A. 2008, MNRAS, 389, 869 Geller, A. M., Hurley, J. R., & Mathieu, R. D. 2013, AJ, 145, 8 Geller, A. M., & Mathieu, R. D. 2012, AJ, 144, 54 Gili, R., & Prieur, J.-L. 2012, AN, 333, 727 Goodman, J., & Hut, P. 1993, ApJ, 403, 271 Goodwin, S. P. 2010, RSPTA, 368, 851 Hennebelle, P., & Teyssier, R. 2008, A&A, 447, 25 Hesser, J. E., McClure, R. D., Fletcher, J. M., & Pryor, C. 1990, BAAS, 22, 1284 Høg, E., Fabricius, C., Makarov, V. V., et al. 2000, A&A, 357, 367 Hurley, J. R., Aarseth, S. J., & Shara, M. M. 2007, ApJ, 665, 707 Jeffery, E. J. 2009, in IAU Symp. 258, The Ages of Stars, ed. E. E. Mamajek, D. R. 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V En el último caṕıtulo de esta tesis presento el más reciente art́ıculo en la serie de binarias. Este art́ıculo ya ha sido aceptado para su publicación en la Revista Mexicana de Astronomı́a y Astrof́ısica. Una de las cosas más relevantes de esta publicación es la cantidad de mediciones que estamos reportando. Conjuntamos los datos que obtuvimos durante tres temporadas de observación que llevamos a cabo en el OAN San Pedro Mártir con el telescopio de 1.5 m, en septiembre, octubre y noviembre de 2009. En estas observaciones usamos la cámara DRAGON que tiene un rango dinámico de ∼ ∆V = 6. Estimamos que tuvimos un seeing que estuvo entre 0′′.6 y 0′′.9. Logramos detectar estrellas con separaciones que van de 0′′.144 a 5′′.170, con un error medio de 0′′.033 en la separación y 0◦.9 en el ángulo de posición. En la Tabla 2 reportamos nuestros resultados, en esta ocasión reportamos 650 mediciones de 506 pares de estrellas; el formato de la tabla es diferente a nuestras publicaciones previas, en este caso añadimos dos columnas, pues desarrollamos un nuevo método de análisis durante el proceso de calibración de los datos que nos permite mejorar la precisión en nuestras mediciones. Confirmamos 52 estrellas binarias detectadas por la misión Hipparcos (ESA , 72 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 1997) y que no teńıan confirmación secundaria. En este art́ıculo propuse algunos de los objetos que observamos y busqué algu- nas de las referencias. Partipé en todas las temporadas de observación y el pre– procesamiento de los datos; junto con mi tutor, realizamos la reducción y la cali- bración de las mediciones y discutimos sobre el nuevo método de análisis que fue implementado en el software de reducción de datos. 73 Manuscript for Revista Mexicana de Astronomı́a y Astrof́ısica (2014) SPECKLE INTERFEROMETRY AT THE OBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. V. V. G. Orlov,1 C. A. Guerrero,1 and V. V. Voitsekhovich,1 Draft version: March 6, 2014 RESUMEN Presentamos resultados de mediciones hechas mediante interferometŕıa de mo- tas de algunas estrellas estrellas binarias, llevadas a cabo durante septiembre, octubre y noviembre de 2009 con el telescopio de 1.5 m del Observatorio As- tronómico Nacional en SPM (México). Presentamos 650 mediciones de 506 pares con magnitud ĺımite V = 12.3 para la estrella primaria. Las separa- ciones angulares medidas vaŕıan desde 0′′144 a 5′′.17. Trescientos noventa y seis pares tienen separaciones menores a 1′′. El error medio en las separa- ciones es 0′′.033 y 0◦.9 en el ángulo de posición. La ambigüedad habitual de 180◦ se corrigió para la mayoŕıa de los ángulos de posición, comparando con mediciones realizadas por otro observadores. ABSTRACT We present speckle interferometric measurements of binary stars performed during September, October and November of 2009 with the 1.5 m telescope of the Observatorio Astronómico Nacional at SPM (México). We report here the results of 650 measurements of 506 pairs of stars with a primary limiting magnitude of V = 12.3. The measured angular separations range from 0′′.144 to 5′′.17. Three hundreds ninety six pair has separations less than 1′′. The mean error in separation is 0′′.033 and 0′′.9 in position angle. The usual 180◦ ambiguity was corrected for majority of position angles by comparison with observations performed by other observers. Key Words: stars: binaries: visual — stars: fundamental parameters — techniques: interferometric — techniques: speckle — techniques: high an- gular resolution 1. INTRODUCTION This is the fifth paper in the serie of publications presenting the results of speckle interferometric observations of binary stars performed with tele- scopes of the Observatorio Astronómico Nacional (OAN) of the Instituto de Astronomı́a Universidad Nacional Autónoma de México. Regular speckle in- terferometric measurements of binary stars have been made with telescopes of the OAN since 2008 (Orlov et al. 2009). This paper presents the results of double star observations carried out with the 1.5 m Telescopes of Sierra San Pedro Mártir (SPM) OAN in September, October and November of 2009. During the observations we used only one broadband filter R (6650/80nm) 1Instituto de Astronomı́a,UNIVERSIDAD NACIONAL AUTONOMA DE México, Apdo. Postal 70-264, Cd. Universitaria, 04510 México D.F., México 1 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 74 2 ORLOV, GUERRERO, & VOITSEKHOVICH TABLE 1 DISTRIBUTION OF PAIRS BY THEIR SEPARATIONS. > 1′′.5 1′′.5− 1′′ 1′′ − 0′′.5 0′′.5− 0′′.25 < 0.′′25 140 72 145 135 14 2. OBSERVATIONS AND RESULTS The observations were performed at the 1.5-m telescope of the OAN which is located at the OAN-SPM (México). For these observations we used the DRAGON equipment (Voitsekhovich et al. 2005), which was slightly modified to be able to record of speckle interferograms (Orlov et al. 2007), (Orlov et al. 2010). During observations we had good seeing conditions. We estimated it was between 0.6 to 0.9 arcsec.Aberrations introduced by the telescope have similar values. As a result, a long exposure images have a resolution of about 1.5 arc seconds. All the measurements were made through R(630/120 nm) filter. After calibration we determine the pixel scale of 0.0246′′/px and detector orientation. More than half observed bina- ries have separations less than 1′′ . The table 1 shows how are distributed these 506 pairs according to their separations. Table 2 contains 650 measurements concerning to 506 pairs of stars. The first column contains the epoch-2000 coordinates in the format used in the Washington Double Star (WDS) Catalog (Worley & Douglass 1997). The sec- ond column gives the name of the star or the discoverer designation. The third column gives the epoch of the observation in fractional Besselian years. The four following columns contain the measured position angles given in degrees, the errors of its determination, the angular distances in arcseconds and the errors of its determination. The last three columns give the difference be- tween observation and the ephemerides calculated for the date of observation, as well as references to publications in which orbital elements can be found (Hartkopf & Mason 2003). 3. CONCLUSION We have presented the results of binary star observations focused on bi- naries from WDS catalogue. In particular, we have been interested in new binaries discovered by Hipparcos. We confirmed 52 new binaries detected by Hipparcos. 3.1. Acknowledgements The speckle interferometry program at the OAN telescopes is supported by the Direccion General de Asuntos del Personal Academico (UNAM, México) under the projects IN104910. Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 75 I I I I I I SPECKLE INTERFEROMETRYAT THEOBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. V.3 REFERENCES []Baize, P.,1985,A&AS 60, 333 []Baize, P., 1986, A&AS 65, 551 []Baize, P., 1987, A&AS 71, 177 []Couteau, P., 1958, Journal des Observateurs, 41, 91 []Couteau, P.,1999 , Cat. de 2700 Etoiles Doubles ”COU”, 1999 Obs. de la Cote d’Azur, 3rd ed. []Cvetkovic, Z., 2013 ,Inf. Circ. 179 []Docobo, J.A. & Ling, J.F., 2005, Inf. Circ. 156 []Docobo, J.A. & Ling, J.F., 2009,AJ 138, 1159 []Docobo, J.A. & Ling, J.F., 2010,Inf. Circ. 171 []Docobo, J.A. & Ling, J.F., 2012,Inf. Circ. 177 []Heintz, W.D., 1984,A&AS 56, 5 []Hartkopf, W.I., & Mason, B.D., 2003, Sixth Catalog of Orbits of Vi- sual Binary Stars, US Naval Observatory, Washington. Electronic version http://ad.usno.navy.mil/wds/orb6.html []Hartkopf, W.I., Mason, B.D., & Rafferty, T., 2008 , AJ 135, 1334, 2008 []Hartkopf, W.I. & Mason, B.D., 2009, AJ 138, 814 []Ling, J.F., 2012, AJ 143, 20 []Ling, J.F., 2012,Inf. Circ. 176 []Muller, P., 1978,A&AS 32, 173 []Mason, B.D. & Hartkopf, W.I., 2001,Inf. Circ. 144 []Olevic, D. & Jovanovic, P., 2001,Serbian AJ 163, 5 []Olevic, D., Popovic, G.M., Pavlovic, R., & Cvetkovic, Z., 2003,Serbian AJ 166, 43 (erratum Serbian AJ 167, 111, 2003) []Orlov, V. G., Voitsekhovich, V. V., Sánchez, L. J., & Garfias, F. 2007, Rev. Mex. A&A, 43, 137 []Orlov, V. G., Voitsekhovich, V. V., Mendoza-Valencia,G.A., Svyryd, A., Rivera, J.L., Ortiz, F., & Guerrero, C.A. 2009, Rev. Mex. A&A, 45, 155 []Orlov, V. G., Voitsekhovich, V. V., Rivera, J. L., Guerrero, C. A., & Ortiz, F. 2010, Rev. Mex. A&A, 46, 245 []Scardia, M., Prieur, J.-L., Koechlin, L., & Aristidi, E. , 2001,AN 322, 161 []Scardia, M., Prieur, J.-L., Koechlin, L., & Aristidi, E.,2003,Inf. Circ. 151 []Schaefer, G.H., Prato, L., Simon, M., & Zavala, R.T.,2012,ApJ 756, 120 []Soderhjelm, S.,1999,A&A 341, 121 []Starikova, G.A., 1985,Trud. Astron. Inst. Sternberg 57, 243 []Voitsekhovich, V. V. Sánchez, L. J. Orlov, V. G. Garfias, F. and Benitez, R. 2005, Rev. Mex. A&A, 41, 399 []Worley, C. E., & Douglass, G. G. 1997, A&AS, 125, 523 []Zirm, H., 2003,Inf. Circ. 151 []Zirm, H., 2013,Inf. Circ. 179 Instituto de Astronomı́a,UNIVERSIDAD NACIONAL AUTONOMA DE México, Apdo. Postal 70-264, Cd. Universitaria, 04510 México D.F., México Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 76 4 ORLOV, GUERRERO, & VOITSEKHOVICH TABLE 2 SPECKLE MEASUREMENTS ON THE 1.5M TELESCOPE. WDS(2000) Discoverer Epoch θ σθ ρ σρ θO − θC ρO − ρC Ref. designation +2000 (deg) (deg) (arcsec) (arcsec) (deg) (arcsec) 00002 + 3613 TDS1236 9.7368 331.4 0.2 0.50 0.00 00004 + 2749 TDS1238 9.7342 87.5 0.1 0.86 0.00 00013 + 3351 TDS1248 9.7423 51.2 3.1 0.71 0.05 00015 + 3044 HO208 9.7289 190.8 4.4 1.05 0.17 00015 + 3044 HO208 9.8460 189.6 7.6 1.03 0.41 00023 + 3257 HO209AB 9.7342 347.0 0.3 1.40 0.01 00035 + 3434 OL77 9.7289 255.4 0.3 2.80 0.01 00037 + 3752 COU846 9.7423 150.7 1.0 0.93 0.05 00047 + 3416 STF3056AB 9.7342 142.2 0.6 0.71 0.01 00053 + 3533 COU746 9.7343 105.2 0.6 0.61 0.01 00053 + 3533 COU746 9.7396 105.4 0.7 0.60 0.01 00054 + 3348 COU646 9.7260 330.5 1.1 0.47 0.02 00090 + 2339 HU402 9.7396 67.0 1.0 0.56 0.01 00098 + 3731 COU847AB 9.8460 1.4 0.8 1.68 0.06 00115 + 2936 HO1 9.7289 158.2 0.2 1.24 0.01 00115 + 3556 HDS24 9.7423 355.2 4.9 0.49 0.08 00121 + 3328 COU649AB 9.7396 352.1 0.9 0.54 0.04 00162 + 3331 COU651 9.8542 107.9 1.6 0.30 0.03 00165 + 2918 BU487BC 9.7289 264.1 0.2 2.40 0.03 00172 + 3317 J869 9.7315 246.9 0.0 1.67 0.00 00172 + 3317 J869 9.7315 246.9 0.0 1.67 0.00 00179 + 3435 HDS41 9.7396 283.7 8.5 0.52 0.03 00209 + 3259 AC1 9.7260 108.3 0.2 1.80 0.01 00211 + 3539 HU1202 9.7315 195.5 0.2 1.10 0.02 00241 + 2652 TDS1441 9.7315 136.7 0.5 0.47 0.02 00241 + 2652 TDS1441 9.7369 135.9 0.3 0.49 0.01 00261 + 2359 HU407 9.7807 330.1 6.5 1.20 0.46 00262 + 2827 COU446 9.7260 314.9 0.9 0.87 0.05 00262 + 2827 COU446 9.7289 311.9 0.7 0.85 0.06 00269 + 2356 TDS1466 9.7451 20.4 3.1 0.29 0.06 00270 + 3058 COU653 9.8542 257.6 3.5 0.45 0.02 00298 + 3650 COU1049 9.7369 37.4 0.4 0.73 0.03 00310 + 3406 STF33 9.7289 213.1 0.1 2.77 0.00 00310 + 3406 STF33 9.7315 212.8 0.2 2.76 0.00 00312 + 3325 HU1009 9.7261 239.7 0.1 1.90 0.01 00329 + 3551 HO211 9.7807 17.3 15.0 1.65 0.08 00345 + 3015 COU654 9.7289 31.8 1.1 0.28 0.04 00352 + 3351 HU1010 9.7261 91.9 0.4 1.11 0.01 00353 + 2456 TDS1533 9.7369 23.9 0.6 0.64 0.01 00360 + 3708 COU850 9.7807 309.8 0.9 0.38 0.02 00360 + 3708 COU850 9.8543 306.9 1.9 0.36 0.04 00378 + 2913 ES315 9.7343 86.3 0.1 2.26 0.01 00393 + 3359 COU656 9.7261 153.2 0.3 0.78 0.03 00393 + 3359 COU656 9.7289 151.9 0.7 0.79 0.05 00393 + 3359 COU656 9.7424 151.6 0.7 0.82 0.04 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 77 SPECKLE INTERFEROMETRYAT THEOBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. V.5 00394 + 3446 COU657 9.7316 38.0 0.1 1.20 0.00 00404 + 2504 COU75 9.7369 59.8 0.8 0.46 0.01 00453 + 3448 COU1204 9.7261 66.1 0.3 0.81 0.01 00453 + 3448 COU1204 9.7289 67.5 1.2 0.74 0.04 00453 + 3448 COU1204 9.7316 69.6 0.5 0.78 0.01 00453 + 3448 COU1204 9.7369 67.2 0.9 0.76 0.03 00453 + 3448 COU1204 9.7396 70.2 0.7 0.73 0.01 00453 + 3448 COU1204 9.7397 68.0 1.4 0.73 0.01 00453 + 3448 COU1204 9.7424 68.3 0.8 0.80 0.03 00454 + 3434 ES2140 9.7343 232.8 0.1 2.16 0.01 00464 + 3243 COU748 9.7780 182.2 0.1 1.14 0.01 00464 + 3243 COU748 9.8460 180.9 1.1 1.11 0.04 00487 + 3202 TDS1626 9.7451 159.0 0.5 1.17 0.03 00493 + 3508 COU1208 9.7316 252.2 0.2 1.11 0.01 00507 + 3357 HO4 9.7343 17.5 0.1 1.99 0.01 00507 + 3649 COU1052 9.7781 121.5 0.0 0.94 0.00 00508 + 3203 A922Aa,Ab 9.7261 334.3 0.9 0.55 0.01 −5.3 0.06 (Mason & Hartkopf 2001) 00511 + 2853 COU447 9.7369 38.4 0.3 0.87 0.03 00511 + 2853 COU447 9.7397 218.5 0.8 0.86 0.03 00513 + 3543 COU1209 9.7289 333.9 0.8 2.39 0.05 00513 + 3543 COU1209 9.7807 333.9 0.6 2.41 0.12 00517 + 3822 COU1053 9.7424 247.2 0.1 3.04 0.02 00520 + 3154 A924 9.7316 315.6 2.0 0.28 0.03 0.2 0.02 (Hartkopf & Mason 2009) 00521 + 2520 TDS1644 9.8460 0.3 0.0 2.29 0.00 00527 + 3316 ES316 9.7261 295.6 0.0 2.91 0.00 00527 + 3316 ES316 9.7343 295.3 0.0 2.89 0.00 00551 + 2811 A437AB 9.7290 29.4 0.1 2.99 0.01 00559 + 2817 TDS33 9.7316 236.4 0.0 1.80 0.01 00561 + 3352 HU1207 9.7261 181.9 2.7 0.32 0.03 00561 + 3352 HU1207 9.7290 187.5 2.6 0.32 0.02 00561 + 3352 HU1207 9.7343 186.2 1.4 0.31 0.02 00567 + 3417 COU659 9.7451 213.9 0.1 1.04 0.01 01005 + 3718 ES2008 9.7807 43.8 0.0 2.15 0.11 01014 + 3535 COU854 9.7290 38.1 8.2 0.14 0.20 8.0 0.00 (Hartkopf & Mason 2009) 01041 + 2635 COU351 9.7261 243.2 0.9 0.78 0.05 01041 + 2635 COU351 9.7290 243.1 3.1 0.82 0.23 01041 + 2635 COU351 9.7370 241.9 16.9 0.75 0.25 01041 + 2635 COU351 9.7397 249.3 19.2 0.80 0.03 01053 + 3117 COU549 9.8461 255.1 0.2 1.30 0.02 01063 + 3306 TDS1767 9.7316 179.8 0.3 0.95 0.01 01065 + 2834 V KI2 9.7344 187.7 0.0 2.08 0.00 01070 + 3014 A929AB 9.7397 126.5 0.8 0.67 0.02 01070 + 3014 A929AB 9.7424 127.0 0.6 0.67 0.03 01077 + 3440 COU661 9.7424 319.2 0.2 3.00 0.03 01088 + 3024 HDS149 9.7261 176.9 10.7 0.38 0.06 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 78 6 ORLOV, GUERRERO, & VOITSEKHOVICH 01088 + 3024 HDS149 9.7316 186.3 8.8 0.35 0.09 01093 + 2428 COU78 9.7397 358.5 1.1 0.90 0.04 01104 + 2952 BU2 9.7290 152.6 0.2 2.10 0.07 01104 + 2952 BU2 9.7344 152.6 1.5 2.10 0.14 01106 + 3557 BU1162 9.7808 131.7 4.2 0.30 0.02 01106 + 3557 BU1162 9.8543 132.8 3.5 0.29 0.04 01125 + 3747 COU1057 9.7397 174.5 1.5 0.43 0.02 01125 + 3747 COU1057 9.7751 175.8 5.4 0.44 0.04 01127 + 3536 DOO27 9.7808 203.0 0.3 1.44 0.07 01127 + 3536 DOO27 9.8461 203.0 0.1 1.43 0.02 01131 + 2942 A1260AB 9.7261 59.5 3.2 0.26 0.06 −2.1 0.13 (Olevic et al. 2003) 01146 + 2804 A1904 9.7316 73.0 0.1 1.21 0.01 01151 + 3416 HU803 9.7290 215.0 8.2 0.90 0.12 01180 + 3750 COU856 9.7452 21.3 0.7 1.19 0.07 01191 + 3139 TDS47 9.7316 182.6 0.1 1.28 0.01 01214 + 3440 POP54AB 9.7290 46.4 0.1 1.30 0.01 01214 + 3440 POP54AB 9.7344 46.2 0.1 1.29 0.01 01217 + 3238 COU665 9.7290 172.6 1.0 1.07 0.04 01217 + 3238 COU665 9.7397 172.9 1.5 1.06 0.02 01254 + 3353 ES2211 9.7316 224.8 0.0 2.90 0.00 01255 + 2832 HO310 9.7344 355.9 0.1 1.68 0.00 01258 + 2733 COU666 9.8461 145.3 2.9 0.40 0.04 01258 + 2733 COU666 9.8543 147.0 2.7 0.43 0.02 01286 + 3334 ES319 9.7262 111.5 0.1 2.21 0.01 01286 + 3334 ES319 9.7344 291.8 0.1 2.21 0.00 01345 + 3440 A1913AB 9.7344 311.9 0.5 0.40 0.02 32.4 0.14 (Baize 1987) 01349 + 2532 TDS1920 9.7452 246.7 2.2 0.41 0.05 01349 + 2532 TDS1920 9.7751 244.5 0.8 0.45 0.05 01359 + 3304 HLD6 9.7290 293.9 0.0 2.13 0.00 01379 + 2753 MLB516 9.7262 60.0 0.2 1.79 0.01 01379 + 2753 MLB516 9.7344 239.2 0.1 1.76 0.02 01385 + 3448 COU1059 9.7290 127.6 1.2 0.31 0.02 01385 + 3448 COU1059 9.7370 127.3 0.8 0.31 0.03 01385 + 3448 COU1059 9.7398 131.0 1.4 0.37 0.02 01388 + 3453 COU1060 9.8461 185.8 0.5 0.51 0.02 01391 + 2656 BU508AB 9.7290 52.9 0.7 0.60 0.04 01391 + 2656 BU508AB 9.8543 51.7 2.5 0.60 0.05 01394 + 3729 COU1216 9.7808 32.2 0.4 1.48 0.07 01394 + 3729 COU1216 9.8461 32.2 0.4 1.48 0.04 01395 + 3310 COU749 9.7317 17.4 0.0 2.31 0.00 01421 + 3559 TDS59 9.8461 159.7 0.0 1.05 0.00 01428 + 3749 COU1062 9.7808 94.1 4.1 0.31 0.02 01431 + 3426 COU668Aa,Ab 9.7345 253.0 0.4 0.69 0.00 01431 + 3426 COU668Aa,Ab 9.7398 252.9 0.6 0.70 0.03 01434 + 3426 COU668Aa,Ab 9.7452 251.8 2.8 0.34 0.05 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 79 SPECKLE INTERFEROMETRYAT THEOBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. V.7 01450 + 2703 COU750 9.8543 26.9 1.2 0.28 0.05 −2.1 −0.06 (Docobo & Ling 2005) 01455 + 3452 HU1031 9.7262 156.1 1.1 1.08 0.05 01455 + 3452 HU1031 9.7291 336.2 1.7 1.08 0.07 01455 + 3452 HU1031 9.7345 336.8 0.7 1.08 0.02 01462 + 3343 HU804 9.7291 68.8 2.8 0.28 0.02 −1.9 −0.13 (Olevic & Jovanovic 2001) 01465 + 2936 COU451 9.8516 74.8 1.6 0.30 0.02 01475 + 3423 ES2213 9.7262 28.5 0.0 2.56 0.00 01487 + 3746 COU1065 9.7836 155.0 1.9 0.48 0.02 01487 + 3746 COU1065 9.8516 155.3 0.5 0.48 0.02 01491 + 3441 COU751 9.7808 151.1 0.1 1.87 0.09 01492 + 2815 A2009 9.8517 321.9 0.2 0.86 0.01 01502 + 2702 BU1313 9.7291 152.9 2.9 0.55 0.02 01502 + 2702 BU1313 9.7345 154.1 0.7 0.55 0.02 01508 + 3455 ES2143 9.7291 202.8 0.1 3.00 0.02 01508 + 3455 ES2143 9.8544 202.0 0.2 3.03 0.01 01517 + 2657 TDS2028 9.7452 173.0 1.0 0.64 0.02 01517 + 2657 TDS2028 9.7752 172.6 0.6 0.66 0.02 01542 + 3607 COU858 9.7809 275.9 0.6 1.05 0.05 01563 + 2520 COU453 9.7370 280.9 0.8 0.70 0.02 01579 + 3310 A1920 9.7291 234.8 0.3 1.75 0.02 01581 + 3041 TDS2070 9.8462 244.2 0.5 0.67 0.03 01581 + 3041 TDS2070 9.8544 244.4 0.6 0.67 0.01 01581 + 3444 COU859 9.7291 184.2 3.8 0.26 0.04 01581 + 3444 COU859 9.7398 181.3 3.4 0.25 0.02 01586 + 3334 HDS267 9.7262 166.9 20.0 0.25 0.06 01588 + 3730 COU1364 9.8517 52.7 0.6 0.49 0.00 01589 + 3741 HO10 9.7781 202.3 0.4 2.78 0.04 01596 + 3044 COU669 9.7371 289.9 0.1 1.00 0.00 02003 + 2436 COU753 9.7836 97.6 0.1 1.79 0.00 02021 + 3347 A1924 9.8517 160.1 0.4 0.52 0.01 02048 + 3110 COU454 9.7453 257.9 0.2 0.98 0.01 02055 + 3018 COU455 9.7263 104.5 3.8 0.35 0.03 02055 + 3308 ES322 9.7317 85.0 0.0 2.81 0.00 02065 + 2650 COU353 9.7291 90.9 4.1 0.54 0.04 02065 + 2650 COU353 9.7398 86.7 2.8 0.56 0.01 02077 + 3418 A2012 9.7371 336.7 1.2 0.57 0.03 02080 + 2618 TDS2132 9.7291 26.8 0.5 1.57 0.05 02090 + 3540 COU1067 9.7263 34.2 5.4 0.22 0.06 02099 + 3449 HU1034 9.7752 107.1 27.9 0.33 0.10 02120 + 3349 COU862 9.7263 97.5 1.5 0.69 0.04 02128 + 3722 HO497 9.8544 91.1 5.7 0.47 0.04 02130 + 3129 TDS2161 9.7317 49.9 0.1 0.87 0.01 02130 + 3129 TDS2161 9.7371 49.1 0.1 0.84 0.01 02144 + 3454 HU807 9.7291 135.9 3.5 0.70 0.07 02144 + 3454 HU807 9.8544 145.4 1.8 0.51 0.02 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 80 8 ORLOV, GUERRERO, & VOITSEKHOVICH 02161 + 3109 COU670 9.7263 134.3 0.9 0.77 0.06 02161 + 3109 COU670 9.7426 132.5 1.6 0.81 0.03 02161 + 3501 HU1036 9.7317 158.9 0.7 0.51 0.01 02184 + 2757 COU354 9.7371 143.7 5.1 0.70 0.08 02196 + 3315 HU808 9.7809 212.5 1.8 0.48 0.02 02196 + 3315 HU808 9.8517 213.8 0.5 0.49 0.04 02201 + 3043 TDS2209 9.7317 157.1 0.0 2.19 0.00 02212 + 2751 COU457 9.7836 159.6 0.8 0.52 0.02 02212 + 2751 COU457 9.8462 163.1 0.8 0.49 0.01 02212 + 2751 COU457 9.8544 161.4 0.9 0.52 0.01 02217 + 2631 A2014 9.7263 29.7 0.8 1.19 0.06 02217 + 3441 PTT4BC 9.7317 148.0 0.1 1.81 0.01 02222 + 3340 COU754 9.7809 79.2 0.6 0.70 0.03 02222 + 3340 COU754 9.8517 79.2 0.2 0.70 0.01 02229 + 3445 COU1069 9.7426 297.4 1.3 0.41 0.04 02249 + 3039 HDS314Aa,Ab 9.7371 279.7 21.7 0.35 0.05 9.9 −0.03 (Ling 2012b) 02255 + 2745 COU458 9.7318 300.8 0.1 1.23 0.01 02267 + 3207 A964Aa,Ab 9.7318 80.7 5.7 0.24 0.01 02282 + 2320 HU428 9.8544 39.4 1.6 0.28 0.06 02292 + 2904 A965 9.7318 213.0 1.1 1.88 0.07 02333 + 3646 COU1219 9.7782 70.0 0.2 1.12 0.03 02333 + 3646 COU1219 9.8517 69.1 0.1 1.12 0.01 02361 + 2924 HDS338 9.7263 308.0 23.9 0.48 0.39 02363 + 2834 A2022 9.7318 323.7 4.4 1.00 0.17 02388 + 3325 STF285 9.7263 163.5 1.5 1.66 0.04 02391 + 2854 ES324BC 9.7318 17.8 0.1 2.65 0.01 02399 + 3403 Y R22 9.7399 290.1 4.7 0.51 0.03 02407 + 2637 STT43 9.7318 345.5 0.3 0.69 0.01 1.6 0.03 (Scardia et al. 2001) 02431 + 2700 HDS355 9.7371 279.4 79.2 0.42 0.18 02434 + 3148 A825 9.7292 128.3 0.9 1.88 0.06 02472 + 3634 COU1072 9.7399 30.9 35.5 0.67 0.00 02478 + 3103 BU262 9.7263 51.4 1.4 1.72 0.07 02490 + 3605 COU864 9.8463 63.6 0.3 0.95 0.02 02492 + 3358 BU523AB 9.7318 205.6 0.1 2.00 0.01 02500 + 3340 COU673 9.7292 13.2 1.1 0.65 0.05 02500 + 3340 COU673 9.7371 12.3 1.3 0.65 0.04 02500 + 3340 COU673 9.7426 12.3 1.9 0.64 0.03 02501 + 3217 COU674 9.7318 281.7 0.2 1.96 0.02 02503 + 3230 COU675 9.7782 55.3 0.5 0.55 0.04 02503 + 3230 COU675 9.7809 55.7 0.5 0.56 0.03 02503 + 3230 COU675 9.8463 58.3 0.5 0.59 0.02 02503 + 3230 COU675 9.8545 55.2 0.6 0.56 0.02 02505 + 2918 MLB637 9.7810 264.1 0.1 1.85 0.09 02505 + 2918 MLB637 9.8518 263.8 0.1 1.85 0.01 02524 + 2918 COU554 9.7292 196.7 1.4 0.32 0.03 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 81 SPECKLE INTERFEROMETRYAT THEOBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. V.9 02524 + 2918 COU554 9.7318 195.9 1.4 0.33 0.03 02538 + 3544 COU866 9.7372 197.9 2.2 0.90 0.06 02542 + 2658 A1929 9.7264 302.3 0.3 2.99 0.06 02542 + 2658 A1929 9.7292 302.2 0.2 3.01 0.03 02557 + 3028 COU555AB 9.7810 280.4 4.5 1.72 0.08 02558 + 3532 HU810 9.7810 18.2 4.7 1.46 0.07 02581 + 3103 COU556 9.7426 318.2 3.9 0.32 0.04 02587 + 3338 TDS2400 9.7372 153.2 0.3 0.78 0.00 03017 + 3455 COU868 9.7264 173.5 0.1 1.20 0.00 03017 + 3455 COU868 9.7292 174.8 0.0 1.16 0.00 03022 + 2326 COU681 9.7399 115.5 37.9 0.74 0.01 03046 + 3238 COU755 9.7346 85.5 1.3 0.54 0.04 03049 + 3446 HU812 9.7292 27.5 3.8 0.33 0.07 03049 + 3446 HU812 9.7372 25.3 3.6 0.34 0.05 03080 + 3251 ES2456 9.7318 97.8 0.1 1.95 0.00 03080 + 3557 HO499 9.7292 235.6 0.5 1.89 0.05 03080 + 3557 HO499 9.7783 234.8 0.7 1.93 0.08 03099 + 3332 COU682 9.7783 138.4 0.1 1.31 0.01 03099 + 3332 COU682 9.7810 137.8 0.1 1.30 0.06 03119 + 3605 HO500AB 9.8518 45.0 0.8 0.70 0.03 03128 + 3003 MLB557 9.7264 115.2 0.1 1.73 0.01 03138 + 3733 AG63AB 9.7372 127.1 0.0 5.13 0.01 03138 + 3733 AG63AB 9.7399 127.3 0.0 5.17 0.02 03138 + 3733 AG63AB 9.7427 127.2 0.1 5.17 0.01 03138 + 3733 AG63AB 9.7753 127.3 0.1 5.14 0.02 03138 + 3733 COU1075Aa,Ab 9.7372 41.2 0.6 0.86 0.04 03138 + 3733 COU1075Aa,Ab 9.7399 40.1 1.0 0.86 0.00 03138 + 3733 COU1075Aa,Ab 9.7427 40.1 0.4 0.85 0.05 03138 + 3733 COU1075Aa,Ab 9.7753 40.2 0.5 0.85 0.05 03150 + 3543 HO502 9.7318 15.5 0.6 0.86 0.03 03161 + 3654 COU1076 9.7783 90.9 0.1 1.17 0.00 03161 + 3654 COU1076 9.7810 91.1 0.2 1.15 0.06 03161 + 3654 COU1076 9.8463 91.3 0.3 1.13 0.01 03162 + 2815 COU557 9.7346 356.6 0.5 0.87 0.01 03162 + 2815 COU557 9.7372 357.4 0.2 0.87 0.01 03166 + 2528 COU558 9.7454 87.0 7.9 0.52 0.10 03176 + 3407 COU1077 9.7427 54.7 1.0 2.46 0.19 03188 + 2617 COU559 9.7753 97.3 0.6 0.69 0.01 03188 + 2617 COU559 9.8518 97.2 0.5 0.69 0.01 03230 + 3521 ES273 9.7264 257.0 0.1 2.83 0.00 03231 + 3234 COU756 9.7318 244.3 0.1 1.51 0.01 03238 + 2605 COU464 9.7346 288.8 1.5 0.39 0.02 03238 + 2605 COU464 9.7372 289.6 1.5 0.39 0.04 03238 + 2605 COU464 9.7399 288.5 1.0 0.38 0.03 03252 + 3837 COU1383 9.7372 281.8 0.4 0.75 0.02 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 82 10 ORLOV, GUERRERO, & VOITSEKHOVICH 03258 + 3044 A979 9.7264 269.4 0.2 1.73 0.01 03279 + 3229 TDS114 9.7264 165.7 0.5 0.91 0.01 03285 + 3738 HU1059 9.7454 160.8 1.9 0.86 0.06 03295 + 2638 COU685 9.7346 248.0 0.0 2.62 0.00 03297 + 3846 COU1384 9.7346 45.9 1.5 0.37 0.03 03297 + 3846 COU1384 9.7400 44.9 1.7 0.38 0.01 03310 + 2937 A983 9.8518 139.7 1.6 0.47 0.02 −0.4 0.00 (Docobo & Ling 2010) 03317 + 3041 COU757 9.7372 50.3 4.1 0.23 0.06 03332 + 2817 HO14 9.7346 205.9 0.2 2.15 0.01 03333 + 3643 COU1224 9.7783 215.0 0.4 0.44 0.04 03333 + 3643 COU1224 9.7810 215.1 1.1 0.43 0.02 03333 + 3643 COU1224 9.8518 214.2 0.6 0.43 0.03 03343 + 2625 OL152 9.7810 49.7 0.3 2.32 0.11 03343 + 2625 OL152 9.8463 49.2 0.5 2.40 0.05 03343 + 2625 OL152 9.8545 49.6 0.3 2.32 0.03 03349 + 2406 COU467 9.7427 91.6 0.4 2.03 0.04 03353 + 2651 COU688Aa,Ab 9.7264 199.5 1.4 0.47 0.04 03353 + 2651 COU688Aa,Ab 9.7372 199.3 6.5 0.50 0.13 03354 + 3529 POP83 9.8518 272.8 7.0 0.42 0.04 03372 + 2954 COU689 9.7264 176.7 6.1 0.27 0.03 03372 + 2954 COU689 9.7400 176.7 12.8 0.22 0.02 03381 + 3416 COU872 9.7319 124.3 0.3 1.21 0.04 03414 + 2602 TDS2629 9.8464 268.7 0.9 1.42 0.04 03439 + 2313 TRU1 9.7810 315.4 0.3 1.52 0.07 03446 + 3210 BU880AB 9.8518 18.8 1.0 0.61 0.05 03456 + 2839 COU692 9.7427 317.8 0.2 1.69 0.01 03463 + 2529 COU561 9.7783 161.2 1.3 1.87 0.06 03463 + 2850 COU693 9.7454 346.8 0.9 0.55 0.02 03483 + 2513 COU81 9.8546 236.7 1.5 1.06 0.08 03491 + 3216 STT516 9.7319 43.6 0.3 2.18 0.06 03493 + 2930 MLB684 9.7783 298.9 0.6 1.53 0.04 03493 + 2930 MLB684 9.8546 298.6 0.3 1.53 0.04 03500 + 2351 STT64AB 9.7428 233.6 2.3 3.32 0.18 03509 + 2309 COU695 9.7347 199.9 0.7 0.57 0.03 03509 + 2309 COU695 9.7373 199.7 0.4 0.56 0.02 03509 + 2309 COU695 9.7754 198.5 0.4 0.55 0.03 03510 + 3234 HU814 9.7400 89.1 7.5 0.88 0.01 03511 + 3548 BRT3238 9.7319 283.9 0.0 2.45 0.00 03520 + 2801 COU696 9.8546 21.6 2.7 0.26 0.06 03535 + 3538 ES2460 9.7319 309.7 0.1 3.07 0.01 03553 + 2837 COU698 9.7428 348.7 0.4 1.85 0.04 03553 + 3508 HU606 9.7265 34.2 0.1 3.00 0.01 03559 + 3209 BU540AB 9.7319 320.5 0.4 1.36 0.03 03561 + 3424 COU874 9.8546 219.7 2.0 0.29 0.05 03583 + 3245 HO505 9.7265 197.9 0.4 1.60 0.04 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 83 SPECKLE INTERFEROMETRYAT THEOBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. V.11 04009 + 3618 COU1081 9.8519 26.2 3.5 0.17 0.04 04010 + 3415 ES237 9.7320 336.8 0.1 2.43 0.01 04022 + 2808 STF481AB 9.7428 106.2 0.9 2.58 0.15 04034 + 3414 COU878 9.7265 247.2 4.5 0.28 0.06 04037 + 3448 TDS2734 9.7320 15.2 0.0 1.72 0.00 04041 + 3657 COU1392 9.7347 148.3 4.3 0.91 0.08 04041 + 3657 COU1392 9.7373 147.9 1.5 0.88 0.05 04041 + 3657 COU1392 9.7400 147.9 1.1 0.90 0.02 04041 + 3657 COU1392 9.7754 145.6 3.8 0.90 0.08 04057 + 2824 BU1277AB 9.7784 253.7 0.6 1.54 0.05 04059 + 3438 ES238 9.7265 137.4 0.1 1.82 0.00 04062 + 3521 TDS2749 9.7320 145.1 0.5 1.11 0.05 04066 + 2331 COU564 9.7428 0.7 4.0 1.66 0.21 04081 + 3407 COU1082 9.8519 57.0 13.5 0.30 0.04 04087 + 3227 HU1076 9.8519 334.7 0.9 0.45 0.01 04089 + 2911 BU1232 9.7265 354.8 4.0 0.34 0.03 8.0 −0.07 (Muller 1978) 04091 + 2839 HO326 9.7320 290.7 1.4 0.40 0.03 −1.1 0.00 (Hartkopf et al. 2008 ) 04095 + 3723 COU1395 9.7400 250.5 0.7 0.65 0.03 04130 + 3459 COU1225 9.7347 37.8 0.3 0.82 0.03 04135 + 3617 COU1226 9.7784 245.9 2.3 0.30 0.02 04135 + 3617 COU1226 9.8465 243.1 2.9 0.31 0.03 04135 + 3617 COU1226 9.8547 247.6 2.1 0.32 0.01 04145 + 3342 COU1084 9.7455 53.3 4.8 0.27 0.08 04158 + 2331 BU86AB 9.7811 49.2 0.1 4.34 0.21 04159 + 3142 STT77AB 9.7265 293.3 5.5 0.54 0.05 −1.1 −0.02 (Starikova 1985) 04196 + 3709 COU1396 9.7400 15.6 2.3 0.77 0.00 04198 + 3140 COU881 9.7784 30.7 1.3 0.91 0.06 04202 + 3628 HU1078 9.7811 114.6 3.0 0.44 0.02 04202 + 3628 HU1078 9.8465 113.9 2.5 0.41 0.04 04207 + 3637 COU1397 9.7455 222.5 0.3 0.50 0.07 04245 + 3007 HO15 9.7265 145.1 0.7 0.78 0.02 04248 + 3015 TDS2842 9.7812 161.1 0.9 1.23 0.06 04301 + 2515 TDS2873 9.7373 285.7 0.3 1.11 0.02 04301 + 3324 TDS2872 9.7456 74.2 9.0 0.44 0.10 04307 + 3041 KU18 9.7784 65.7 0.2 1.39 0.03 04331 + 2410 GHE13Aa,Ab 9.8547 303.0 6.4 0.38 0.04 04378 + 3116 COU883 9.7320 59.4 2.6 0.27 0.03 04395 + 3408 COU1085 9.7401 261.5 1.7 0.50 0.03 0.1 0.12 (Couteau 1999) 04427 + 2441 COU82 9.7347 180.5 9.8 0.55 0.10 04427 + 2441 COU82 9.7401 358.4 1.0 0.57 0.04 04427 + 2441 COU82 9.7755 359.0 1.6 0.57 0.03 04460 + 2619 COU707 9.7320 204.1 3.4 0.35 0.07 04460 + 2619 COU707 9.7374 202.7 1.4 0.41 0.05 04460 + 2619 COU707 9.7401 202.4 1.6 0.37 0.02 04460 + 2619 COU707 9.7428 201.8 2.2 0.36 0.04 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 84 12 ORLOV, GUERRERO, & VOITSEKHOVICH 04460 + 2619 COU707 9.7755 203.7 7.8 0.33 0.08 04464 + 2950 MLB686 9.7784 241.5 0.1 2.17 0.00 04464 + 2950 MLB686 9.7812 241.6 0.1 2.17 0.11 04522 + 3613 HDS628 9.7374 338.5 1.3 0.81 0.04 04536 + 2951 MLB747 9.7320 259.8 0.1 2.04 0.00 04538 + 3325 COU884 9.7456 163.6 0.3 0.94 0.01 04571 + 3413 HO16 9.8520 36.6 7.9 0.28 0.08 04572 + 2457 HDS643 9.7429 328.5 4.0 0.35 0.02 04580 + 2935 COU886 9.7429 262.5 2.1 0.65 0.03 04581 + 2618 COU758 9.7785 143.6 1.9 0.35 0.04 04581 + 2618 COU758 9.8520 143.9 2.9 0.35 0.02 04595 + 2516 COU568 9.8520 161.0 0.1 0.80 0.00 05020 + 2817 A480 9.7755 332.9 14.4 0.73 0.12 05029 + 2802 COU759 9.7785 258.0 0.2 1.40 0.02 05043 + 3428 COU1230 9.8520 83.8 5.5 0.31 0.03 05049 + 3054 COU888Aa,Ab 9.8548 306.5 3.1 0.31 0.03 05063 + 3739 COU1528 9.8465 69.7 0.6 0.57 0.03 05078 + 3723 COU1529 9.8466 359.1 0.8 0.51 0.01 05140 + 3655 POP140 9.7755 171.3 9.0 0.29 0.03 05147 + 3236 COU1869 9.8520 137.2 2.9 0.31 0.02 05208 + 3329 COU1231 9.8548 159.2 2.3 0.63 0.09 05270 + 3446 HDS715 9.8521 300.0 3.4 0.63 0.06 05302 + 3646 COU1727 9.8548 261.5 1.5 0.29 0.02 05550 + 3407 COU1539 9.8521 298.1 0.8 0.44 0.01 05561 + 2901 HDS801 9.8521 348.4 2.5 0.56 0.04 05578 + 3704 AG102 9.8466 197.3 0.1 2.98 0.00 06003 + 3643 COU1872 9.8466 245.2 0.2 0.49 0.02 06084 + 2709 COU1099 9.8521 14.7 0.5 0.29 0.04 06100 + 3745 COU1734 9.8467 252.1 2.2 0.43 0.05 06120 + 3531 HU701 9.8521 31.9 1.7 0.27 0.05 06294 + 3512 HDS884 9.8522 163.9 19.7 0.49 0.08 06389 + 3515 COU1550 9.8467 213.4 0.2 1.33 0.05 06439 + 3448 COU1551 9.8522 343.7 0.4 0.57 0.01 06473 + 3640 TDS4135 9.8522 167.4 11.5 0.36 0.14 06538 + 2828 COU918 9.8549 148.8 2.4 0.28 0.02 06597 + 3634 COU1880 9.8467 182.3 0.2 1.37 0.01 07035 + 3415 HU704 9.8522 79.4 13.5 0.31 0.04 07065 + 3736 COU2062 9.8522 245.8 4.7 0.31 0.01 07150 + 3731 COU1882 9.8522 61.8 0.7 0.89 0.02 07173 + 3744 COU1883 9.8523 61.2 1.1 0.68 0.02 07282 + 3746 COU2070 9.8468 108.9 0.7 0.31 0.03 07310 + 3644 COU1885 9.8523 352.6 0.7 0.45 0.03 07325 + 3543 POP105 9.8523 50.0 0.2 0.74 0.01 07384 + 3742 COU2071 9.8468 58.3 0.4 1.14 0.01 07403 + 2621 COU1248 9.8550 288.7 1.6 0.32 0.04 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 85 SPECKLE INTERFEROMETRYAT THEOBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. V.13 07420 + 3655 ES2158AB 9.8468 153.3 0.1 2.76 0.01 07420 + 3655 ES2158AB,C 9.8468 322.4 0.3 1.08 0.01 07493 + 3541 COU2074 9.8523 118.9 3.2 0.28 0.02 08013 + 3613 COU1888 9.8523 161.5 0.5 0.87 0.04 18310 + 3115 A247 9.7336 56.7 0.6 3.03 0.09 18310 + 3115 A247 9.7336 56.8 0.9 3.02 0.07 18335 + 3510 HO86 9.7336 210.3 38.2 0.29 0.09 18387 + 2847 L25 9.7337 251.7 0.2 1.26 0.01 18406 + 2636 COU641 9.7444 52.3 0.7 0.57 0.02 18421 + 2753 TDT1009 9.7283 266.6 1.1 0.56 0.02 18465 + 3055 A254 9.7283 48.1 0.2 2.35 0.04 18486 + 3016 TDT1064 9.7283 163.0 0.7 0.48 0.01 18493 + 3301 ES2287 9.7444 294.9 0.0 3.90 0.02 18501 + 3149 A256 9.7309 59.0 0.2 2.86 0.05 18514 + 2954 TDT1087 9.7283 203.0 0.1 1.54 0.01 18518 + 3105 COU1012 9.7309 238.9 1.5 0.43 0.03 19016 + 3253 HU1295 9.7309 223.1 3.3 0.27 0.03 19023 + 3328 COU1312 9.7309 231.5 3.3 0.26 0.03 19039 + 2642 A2992 9.7309 48.2 4.8 0.24 0.06 −10.0 0.04 (Docobo & Ling 2009) 19048 + 2944 TDT1213 9.7309 255.2 0.1 2.24 0.01 19060 + 3354 TDS965 9.7309 165.0 0.1 1.36 0.00 19066 + 2646 COU722 9.7310 335.2 0.7 1.03 0.03 19078 + 3040 STF2465 9.7310 249.3 3.7 1.23 0.14 19086 + 3008 TDT1248 9.7445 180.8 0.2 1.48 0.01 19101 + 2443 TDT1269AB 9.7364 164.9 1.3 0.44 0.02 19108 + 3726 COU1799 9.7417 194.0 0.3 1.40 0.03 19129 + 3510 HU942 9.7337 277.7 1.4 1.69 0.13 19173 + 3715 HDS2728 9.7418 117.2 4.7 0.78 0.07 19203 + 2831 TDS982 9.7283 298.4 0.4 0.74 0.01 19203 + 2831 TDS982 9.7445 298.5 0.3 0.75 0.03 19221 + 2907 J770 9.7283 14.5 0.0 3.25 0.00 19243 + 3156 COU1160 9.7283 196.1 4.7 0.56 0.09 19246 + 3535 COU1618 9.7418 31.0 0.7 1.01 0.05 19262 + 3542 COU1620 9.7445 296.4 0.9 1.38 0.07 19264 + 3305 COU1317 9.7310 292.6 0.8 0.44 0.03 19266 + 2619 HDS2763 9.7418 207.4 1.8 0.81 0.07 19266 + 2719 STF2525AB 9.7284 289.4 0.2 2.12 0.01 0.1 0.01 (Heintz 1984) 19282 + 2942 AG380 9.7284 228.4 0.1 2.46 0.02 19291 + 3515 TDT1489 9.7284 21.2 0.0 1.17 0.01 19334 + 3555 TDT1540 9.7284 90.9 0.0 2.45 0.00 19350 + 2947 A368 9.7337 152.0 1.7 0.50 0.02 19402 + 2611 A272AB 9.7310 193.2 0.2 1.31 0.03 19404 + 3118 COU1164 9.7337 329.5 1.9 0.36 0.02 19418 + 3056 TDT1645 9.7445 208.1 0.5 1.11 0.03 19498 + 2933 TDT1784 9.7310 56.8 0.1 0.73 0.00 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 86 14 ORLOV, GUERRERO, & VOITSEKHOVICH 19568 + 2718 COU1165 9.7284 76.7 0.5 0.90 0.01 20001 + 3423 HU1308 9.7338 28.6 1.2 0.46 0.06 20014 + 3206 COU1472 9.7802 191.0 3.9 1.25 0.06 20026 + 2859 ES496 9.7310 280.1 0.1 2.97 0.02 20027 + 2939 COU1473 9.7364 345.8 0.7 0.56 0.01 20049 + 3334 ES2350AB 9.7310 224.1 0.3 2.40 0.03 20101 + 2712 TDT2040 9.7284 254.6 0.1 1.81 0.00 20102 + 2930 TDT2041 9.7311 191.5 0.1 1.18 0.00 20106 + 3338 STT541BC 9.7338 184.4 7.5 1.75 0.18 20141 + 3706 A1419 9.7802 33.2 0.9 0.46 0.02 20173 + 2651 TDT2143 9.7446 111.3 4.0 0.45 0.05 20211 + 3104 TDT2200 9.7311 54.6 0.0 1.23 0.00 20218 + 3230 TDT2206 9.7285 214.7 0.1 0.92 0.00 20234 + 3007 J1772 9.7311 97.2 0.1 2.44 0.01 20235 + 3618 ES2191 9.7446 181.0 0.6 1.89 0.04 20242 + 3720 COU2288 9.7802 96.1 3.2 0.35 0.02 20251 + 3304 ES2353 9.7338 151.5 3.7 1.72 0.45 20260 + 3512 COU2129 9.8538 340.0 6.2 0.22 0.07 20302 + 2651 WOR9AB 9.7338 255.5 1.0 0.51 0.02 3.0 0.03 (Zirm 2003) 20321 + 3558 COU2133 9.7285 28.1 0.2 2.37 0.03 20333 + 2727 HDS2935 9.7285 113.3 1.8 0.48 0.04 20364 + 3555 TDT2414 9.7419 221.8 1.3 0.87 0.04 20365 + 3149 TDS1085 9.7256 57.6 0.3 1.51 0.06 20397 + 3658 A1432 9.8538 117.6 1.2 0.43 0.02 20416 + 3000 COU1174 9.7392 29.9 1.3 0.30 0.00 20447 + 2601 HEI182 9.7285 205.5 0.8 0.93 0.05 20451 + 3529 COU1809 9.7285 101.9 6.2 0.71 0.07 20451 + 3529 COU1809 9.7419 102.0 4.6 0.75 0.11 20490 + 3619 COU1811 9.7392 254.2 1.1 0.74 0.03 20531 + 2909 STT417AB 9.7285 27.9 0.5 0.90 0.02 20548 + 3242 STT418 9.7285 283.7 0.4 0.99 0.02 −0.4 0.01 (32) 20548 + 3242 STT418 9.8456 283.8 0.3 0.99 0.02 −0.3 0.00 (32) 20550 + 2805 BU367AB 9.7339 150.4 5.1 0.27 0.05 −10.6 0.06 (Scardia et al. 2003) 20556 + 3809 COU2222Aa,Ab 9.7365 109.1 0.5 0.36 0.03 20560 + 3546 COU2134 9.7392 258.3 1.8 0.53 0.03 21000 + 3740 COU2297 9.7365 56.4 3.4 0.27 0.02 21004 + 3022 COU1179 9.7339 357.2 0.5 0.87 0.02 21023 + 2819 COU524 9.7447 257.4 0.2 1.33 0.01 21061 + 2801 COU525 9.7285 167.4 0.7 1.03 0.04 21077 + 3255 COU1330 9.7365 223.6 1.1 0.37 0.03 21081 + 2353 TDS1118 9.8456 233.4 0.1 2.12 0.01 21083 + 2913 COU1331 9.7285 34.2 1.3 0.31 0.05 21083 + 2913 COU1331 9.7392 33.1 1.6 0.30 0.00 21091 + 2922 COU1332 9.7286 21.4 2.9 0.21 0.04 21096 + 2632 COU529 9.7392 217.6 2.4 0.35 0.03 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 87 SPECKLE INTERFEROMETRYAT THEOBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. V.15 21104 + 3640 TDT2802 9.8538 92.0 0.2 0.49 0.00 21126 + 3846 COU2136 9.7420 292.6 0.9 0.42 0.04 21149 + 3702 COU1818 9.7447 30.6 0.6 1.37 0.05 21151 + 2808 J1154 9.7257 105.6 0.4 1.77 0.04 21161 + 3747 COU1819 9.7393 328.6 0.6 0.70 0.04 21176 + 2915 COU835AB 9.7365 235.0 4.4 0.33 0.05 21186 + 3430 HU769 9.8539 177.0 5.4 0.86 0.08 21206 + 2743 A295 9.7286 251.1 7.3 0.29 0.03 21207 + 3327 BU446AB 9.7286 258.3 0.2 3.13 0.04 21207 + 3327 BU446AB 9.7339 258.2 0.3 3.13 0.04 21209 + 2720 COU729 9.7257 333.5 5.3 0.26 0.04 21209 + 2720 COU729 9.7393 315.3 3.8 0.22 0.04 21223 + 2906 COU532 9.8539 45.8 7.0 0.31 0.08 21245 + 3015 A1219 9.7257 311.1 0.2 1.46 0.02 21267 + 3733 HDS3080Aa,Ab 9.7420 95.5 2.0 0.65 0.03 21305 + 3701 SEI1521 9.7804 225.1 0.0 2.93 0.14 21308 + 3446 COU1479 9.7257 141.4 0.3 0.70 0.00 21334 + 3058 COU732Aa,Ab 9.7365 265.0 2.3 0.51 0.04 21351 + 2330 TDT3043 9.7448 62.8 0.5 0.74 0.02 21356 + 3446 COU1481 9.7339 173.4 31.2 0.69 0.20 21368 + 3217 COU1184 9.7366 156.8 4.0 0.23 0.01 21379 + 2743 SKF245AC 9.7420 21.1 1.1 3.22 0.06 21391 + 3356 COU1185AB 9.7804 55.0 0.1 1.43 0.07 21395 + 3551 COU1335 9.7776 295.0 3.0 0.50 0.04 21439 + 2751 HO166 9.7286 317.3 3.4 0.15 0.11 −17.0 −0.05 (Couteau 1958) 21460 + 3626 HDS3100 9.7776 190.0 9.3 0.49 0.08 21472 + 2409 HDS3103 9.7421 116.3 4.3 0.56 0.15 21473 + 3451 COU1482 9.7393 56.1 1.0 0.83 0.01 21498 + 3455 COU1484 9.7286 348.2 1.7 0.40 0.08 21503 + 3451 ES2200BC 9.7258 181.9 0.1 1.05 0.00 21503 + 3451 ES2200BC 9.7286 182.5 0.0 1.07 0.00 21517 + 2856 HLD49 9.7286 340.9 0.2 2.09 0.01 21559 + 2347 TDT3246 9.7366 98.8 0.3 0.73 0.02 21566 + 3053 HDS3119 9.7421 34.5 1.4 0.56 0.06 21581 + 3650 TDT3263 9.7777 163.5 0.2 0.84 0.01 21585 + 2601 COU838 9.7393 262.2 14.6 0.22 0.03 22020 + 2651 HO610AB 9.7258 241.0 0.5 0.65 0.03 22020 + 2651 HO610AB 9.7340 240.9 0.3 0.64 0.02 22020 + 3727 A1452 9.7804 288.1 0.2 1.90 0.09 22023 + 3403 COU733 9.7804 279.1 0.1 1.78 0.09 22041 + 3546 HDS3133 9.7393 228.9 1.6 0.42 0.03 22044 + 3343 COU734 9.7448 302.3 1.0 0.61 0.05 22052 + 2952 A893 9.7340 243.7 4.7 0.20 0.03 −50.9 0.00 (Baize 1986) 22059 + 2845 TDT3337 9.7366 151.6 0.4 0.67 0.01 22063 + 2656 COU435 9.7421 12.2 2.2 1.46 0.10 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 88 16 ORLOV, GUERRERO, & VOITSEKHOVICH 22077 + 2622 COU537 9.7258 320.3 5.1 0.25 0.03 5.1 0.01 (Docobo & Ling 2012) 22106 + 3544 COU1188 9.7258 40.4 0.6 0.47 0.04 22106 + 3544 COU1188 9.7287 40.5 0.6 0.45 0.05 22106 + 3544 COU1188 9.7394 40.3 0.7 0.45 0.00 22110 + 2429 EGG4 9.7832 149.4 2.2 0.57 0.03 22127 + 3540 COU1189 9.7448 190.2 1.2 0.84 0.05 22131 + 3653 A1458 9.7394 340.2 0.5 0.75 0.04 22134 + 3123 TDT3410 9.8539 199.9 4.8 0.42 0.10 22141 + 3123 BU476 9.7287 92.6 0.1 2.81 0.01 22146 + 2934 STF2881 9.7340 76.8 0.4 1.27 0.01 22146 + 3133 A1230 9.7804 280.2 1.2 2.28 0.11 22164 + 3438 COU1191 9.7259 208.5 0.9 0.48 0.04 22175 + 3338 ES2267 9.7340 232.3 0.3 2.80 0.04 22195 + 2531 COU436 9.7394 254.7 2.9 0.34 0.03 22202 + 2931 BU1216 9.7287 277.4 0.4 0.91 0.01 −1.3 0.04 (Ling 2012a) 22221 + 3234 TDT3492 9.7366 329.8 0.3 0.82 0.01 22230 + 3443 TDT3498 9.7287 159.3 0.5 0.67 0.01 22230 + 3443 TDT3498 9.8540 159.7 0.8 0.68 0.02 22231 + 2932 TDT3499 9.7448 53.0 0.9 0.54 0.05 22269 + 2653 COU539 9.7340 191.4 28.1 0.65 0.35 22273 + 3822 COU1643 9.7394 346.0 2.2 0.44 0.04 22278 + 3227 TDT3533 9.8540 2.3 3.8 0.31 0.02 22313 + 3820 HDS3193 9.7394 274.5 7.3 0.26 0.03 22325 + 3500 POP39 9.7287 95.2 0.7 0.64 0.02 22325 + 3500 POP39 9.7341 95.2 0.4 0.63 0.01 22332 + 3356 HO293 9.7804 315.6 0.9 1.57 0.08 22371 + 3712 A1472 9.8540 262.7 8.5 0.25 0.03 22381 + 2856 TDT3628 9.7805 301.9 1.1 0.49 0.02 22394 + 3524 HU779 9.7832 128.7 5.7 0.38 0.06 22455 + 3359 HU782 9.7287 321.1 0.1 1.98 0.01 22463 + 3319 HDS3233Aa,Ab 9.7287 126.6 1.4 0.29 0.03 22463 + 3319 HDS3233Aa,Ab 9.7449 123.7 6.4 0.30 0.04 22495 + 3622 COU1196 9.7394 270.3 1.3 0.53 0.03 22524 + 2819 TDT3763 9.7259 14.0 0.2 1.58 0.01 22524 + 2819 TDT3763 9.7287 13.4 0.2 1.56 0.02 22537 + 2558 HDS3254 9.7394 314.4 3.8 0.25 0.04 22542 + 3333 TDT3775 9.7314 71.8 0.0 2.27 0.00 22567 + 3355 COU740 9.7832 108.3 0.7 2.16 0.05 22567 + 3409 TDT3804 9.7314 337.0 0.1 2.45 0.00 22587 + 2611 COU543 9.8541 79.9 8.9 0.23 0.04 22599 + 2749 TDT3830 9.7314 121.5 0.4 0.49 0.02 23009 + 3522 HU991 9.7259 298.5 0.4 0.84 0.03 −40.1 0.15 (Baize 1985) 23009 + 3522 HU991 9.7287 298.8 0.3 0.84 0.02 −39.8 0.15 (Baize 1985) 23019 + 3642 COU843Aa,Ab 9.7778 132.5 0.0 1.02 0.01 23039 + 3510 ES2134 9.7805 119.4 0.1 1.54 0.08 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 89 SPECKLE INTERFEROMETRYAT THEOBSERVATORIO ASTRONÓMICO NACIONAL. V.17 23042 + 2438 J211 9.7833 147.9 0.1 2.60 0.01 23043 + 3744 COU1197 9.7395 165.1 1.8 0.42 0.02 23050 + 3322 STF2974 9.7259 165.7 0.1 2.67 0.01 23067 + 3302 COU741Aa,Ab 9.7288 191.3 0.4 0.89 0.03 23102 + 3540 COU1198 9.7314 257.8 1.2 0.49 0.03 23102 + 3540 COU1198 9.7341 259.2 0.3 0.49 0.01 23102 + 3540 COU1198 9.7367 261.6 0.5 0.50 0.01 23102 + 3540 COU1198 9.7395 259.5 0.9 0.50 0.03 23102 + 3540 COU1198 9.7422 260.7 2.6 0.49 0.03 23105 + 2602 TDT3917 9.7259 160.1 0.4 1.19 0.02 23107 + 2631 BU852BC 9.7314 321.3 0.2 1.28 0.01 23121 + 2656 HDS3305AB 9.7288 170.5 3.4 1.30 0.12 23121 + 2656 HDS3305AB 9.7805 169.7 3.5 1.32 0.07 23167 + 3441 HDS3315 9.7288 211.9 2.4 0.27 0.05 4.7 0.04 (Cvetkovic 2013 ) 23167 + 3441 HDS3315 9.7395 207.1 1.3 0.26 0.02 −0.1 0.03 (Cvetkovic 2013 ) 23176 + 2726 TDT3969 9.7314 147.0 0.7 0.62 0.01 23176 + 3315 HU790 9.7341 310.2 0.3 1.17 0.03 23200 + 2612 COU336 9.7314 358.8 0.0 1.59 0.00 23204 + 2915 FOX101 9.7259 45.4 0.1 2.37 0.00 23204 + 2915 FOX101 9.7341 45.7 0.1 2.38 0.00 23225 + 3554 COU1345 9.7288 226.2 0.4 2.39 0.05 23225 + 3554 COU1345 9.7806 225.6 0.4 2.37 0.12 23237 + 3739 A1483 9.8541 323.5 1.7 0.55 0.03 23249 + 3521 COU1347 9.7314 105.8 0.9 0.54 0.01 23249 + 3521 COU1347 9.7368 106.5 0.6 0.54 0.02 23249 + 3521 COU1347 9.7395 106.5 0.5 0.55 0.01 23250 + 2656 ES546 9.7260 164.8 0.0 2.35 0.00 23250 + 2656 ES546 9.7341 165.5 0.1 2.34 0.01 23280 + 3333 STF3015 9.7288 189.8 0.1 2.91 0.00 23280 + 3333 STF3015 9.7314 189.5 0.1 2.91 0.00 23285 + 3153 J3303 9.7341 279.5 0.0 1.51 0.00 23298 + 3142 COU544 9.7422 265.3 4.2 1.08 0.07 23326 + 3127 WNC6AB 9.7314 154.1 1.2 1.77 0.31 23334 + 3215 TDT4096 9.7260 100.1 1.5 0.46 0.02 23334 + 3215 TDT4096 9.7288 104.8 1.0 0.44 0.02 23334 + 3215 TDT4096 9.7368 105.9 1.2 0.45 0.03 23334 + 3215 TDT4096 9.7395 105.2 0.8 0.45 0.01 23334 + 3215 TDT4096 9.7422 105.6 1.2 0.44 0.02 23334 + 3215 TDT4096 9.7423 105.3 1.3 0.45 0.02 23362 + 3226 A1240 9.7833 351.0 0.4 2.11 0.04 23362 + 3226 A1240 9.7806 350.9 0.3 2.11 0.10 23368 + 2346 HU498 9.8541 298.2 0.9 0.68 0.04 23368 + 3045 ES401 9.7806 67.9 0.1 2.33 0.11 23370 + 3456 ES2208 9.7288 82.6 0.0 2.86 0.00 23379 + 2510 COU441 9.7395 11.6 0.7 0.70 0.00 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 90 18 ORLOV, GUERRERO, & VOITSEKHOVICH 23379 + 2510 COU441 9.7423 10.4 0.9 0.71 0.04 23409 + 3339 HU795 9.7288 227.1 0.3 2.65 0.04 23409 + 3339 HU795 9.7314 227.0 0.3 2.65 0.04 23413 + 3234 BU858AB 9.7342 222.7 0.6 0.85 0.01 23469 + 3553 COU845 9.7368 123.8 0.5 0.49 0.01 23469 + 3553 COU845 9.7395 120.7 0.8 0.49 0.01 23470 + 3538 COU943Aa,Ab 9.7288 101.0 0.1 0.98 0.00 23470 + 3538 COU943Aa,Ab 9.7368 135.9 1.1 0.73 0.03 23472 + 3044 A1244 9.7314 271.6 0.1 2.61 0.01 23472 + 3044 A1244 9.7342 271.6 0.1 2.61 0.01 23487 + 3002 COU644 9.7260 86.7 0.1 2.90 0.02 23504 + 2620 COU545 9.7450 314.8 5.8 0.48 1.04 23511 + 3147 A1246 9.7342 92.6 1.4 0.94 0.06 23516 + 2302 COU245AB 9.7450 52.9 0.4 1.72 0.07 23528 + 3841 A1496AB 9.7395 155.8 1.8 0.40 0.02 23538 + 2404 COU443 9.7806 144.3 0.2 2.24 0.11 23560 + 2815 A425 9.7260 161.3 0.2 1.85 0.01 23560 + 2815 A425 9.7342 160.9 0.1 1.85 0.01 23573 + 2744 A427 9.7342 222.5 0.4 1.83 0.04 23591 + 3416 HO206AB 9.7289 192.1 0.5 2.01 0.12 Caṕıtulo 8. Speckle Interferometry at the Observatorio Astronómico Nacional. V 91 Caṕıtulo 9 Conclusiones Generales y Trabajo a Futuro Usando interferometŕıa speckle, hemos iniciado un programa de búsqueda y mo- nitoreo de estrellas binarias en nuestra Galaxia. Hasta ahora hemos reportado me- diciones astrométricas para más de 1200 estrellas binarias. A partir de la metodoloǵıa de observación y procesamiento de los datos interfe- rométricos que hemos desarrollado, nos propusimos investigar un problema que no puede ser resuelto usando métodos tradicionales de observación, pues se requiere de técnicas de alta resolución espacial. Presentamos los resultados que obtuvimos para el cúmulo abierto ASCC 113, combinando nuestras observaciones con datos obtenidos de la literatura. Encontramos una razón de estrellas de 27:7 para estrellas individuales y estrellas binarias considerando a los miembros más probables del cúmulo ASCC 113, que equivale a una fracción de multiplicidad de 20.6%±3%. También observamos estrellas del campo en la vecindad del cúmulo, y encontramos una razón de multiplicidades de 125:27:4:1:0:0:0:1 (entre una y ocho compañeras), que se traduce en una fracción de multiplicidad de 20.9% ± 1%. A partir de estos resultados, conclúımos que la fracción de multiplicidad del cúmulo es mucho menor que lo que se ha propuesto en la literatura y es estad́ısticamente indistinguible de la fracción del campo, aunque no podemos afirmar que la igualdad de las fracciones es primordial o debida a efectos de evolución dinámica. Estimamos que el número de compañeras que no pudimos 92 Caṕıtulo 9. Conclusiones Generales y Trabajo a Futuro detectar debido a las limitaciones propias de la técnica, es pequeño. Hicimos una profunda revisión de la literatura para buscar estudios previos de multiplicidad estelar en cúmulos abiertos, pero encontramos que hay muy pocos y sólo se centran en los cuatro cúmulos más cercanos al Sistema Solar. Nos dimos cuenta que las técnicas que se han empleado en esos estudios son fotométricas o numéricas, y las conclusiones a las que llegan hacen inferencias, suposiciones y análisis muy diferentes, por lo que es imposible extraer una conclusión general. Sin embargo, los pocos estudios de alta resolución espacial que se han hecho, en particular en el cúmulo de la Hı́adas, llegan a conclusiones parecidas a las nuestras, a saber, que la fracción de multiplicidad del cúmulo está alrededor del 20%. Nosotros conclúımos que la fracción en los cúmulos es mucho menor que las estimaciones previas y es muy parecida a la fracción del campo. Basados en la literatura, conclúımos que la secuencia de binarias que se ha pro- puesto históricamente no puede reproducir de ninguna manera las caracteŕısticas que se observan en el CMD, pues el contenido de binarias en los cúmulos abiertos es en realidad pequeño. Comentamos también acerca del controvertido tema de la multiplicidad en la Vı́a Láctea, y conclúımos que la mayoŕıa de las estrellas de la Galaxia probablemente no son binarias o múltiples, al menos en el intervalo de separaciones angulares y rangos dinámicos que hemos explorado. Hay mucho trabajo a futuro; tenemos una cantidad muy importante de datos acumulados de temporadas de observación de binarias que no hemos procesado, y que publicaremos poco a poco. Debemos observar más cúmulos abiertos para determinar sus fracciones de mul- tiplicidad y comparar con nuestros resultados. Un trabajo que excede las limitaciones de esta tesis, y que sin embargo es de suma importancia, es dar una nueva interpretación a la secuencia de binarias. En nuestra investigación conclúımos que las estrellas binarias no pueden explicar esta caracteŕıstica morfológica de los diagramas CDM, porque no encontramos tales es- trellas en cantidad suficiente. Sin embargo, tenemos que proponer una explicación alternativa, que de ninguna manera será trivial. 93 Bibliograf́ıa Abetti, G. 1912, MmSS, 1, 178 Allen, C., Poveda, A. & Herrera, M. A. 2000, A&A, 356, 529 Allen, C. & Monroy-Rodŕıguez, M. A. 2013, ApJ, in press Alzner, A. 2001, Inf. Circ., 144 Andrievsky, S. M., Bersier, D., Kovtyukh, V. V., et al. 2002 A&A, 384, 140 Arellano Ferro, A. & Parrao, L. 1988 Reporte Técnico 57, IA-UNAM. Aristidi, E. et al. 1999, A&AS, 134, 545 Atkinson, R. dE. 1937, Observatory, 60, 299 Ávila, R., Cruz-González, I., & Tapia, M. 2003, RevMexAA CS, Conference Series, 19, 121 Bagnuolo, Jr., W. G., Mason, B. D., Barry, D. J.; Hartkopf, W. I. & McAlister, H. A., 1992, AJ, 103, 1399 Baize, P. 1981, A&AS, 44, 199 Baize, P. 1984, A&AS, 56, 103 Baize, P. 1985, Inf. Circ., 97 Baize, P. 1989a, Inf. Circ., 107 Baize, P. 1989b, A&AS 78, 125 94 Bibliograf́ıa Baize, P. 1991, A&AS 87, 49 Baize, P. 1992a, Inf. Circ., 116 Baize, P. 1992b, Inf. Circ., 117 Baize, P. 1993a, A&AS 99, 205 Baize, P. 1993b, Inf. Circ. 120 Baize, P. 1993c, Inf. Circ. 121 Baize, P. 1994, A&AS 106, 267 Baize, P. & Petit, M. 1989, A&AS, 77, 497 Balega, I. I., Balega, Y. Y., Hofmann, K.-H., Malogolovets, E. V., Schertl, D., Shk- hagosheva, Z. U., Weigelt, G. 2006, A&A, 448, 703 Barbon, R. & Hassan, S. M. 1973, A&AS, 10, 1 Bate, M. R. 2009, MNRAS, 392, 590 Bate, M. R. 2012, MNRAS, 419, 3115 Bellazzini, M., Pecci, F. F., Messineo, M., Monaco, L., & Rood, R. T. 2002, AJ, 123, 1509 Bica, E. & Bonnato, C. A&A, 431, 943 Bolte, M. 1991, ApJ, 376, 514 Bolte, M. 1992, ApJS, 82, 145 Bouvier, J., Rigaut, F. & Nadeau, D. 1997, A&A, 323, 139 Bouvier, J., Duchêne, G., Mermilliod, J.-C. & Simon, T. 2001, A&A, 375, 989 Bouy, H. et al. 2006, ApJ, 637, 1056 Brandner, W. & Këhler, R. 1998, ApJ, 499, 79 95 Bibliograf́ıa Brendley, M. & Hartkopf, W. I. 2007, IAUDS Inf. Circ., 163 Bressert et al. 2010, MNRAS, 409, 54 Brummelaar, T. 2000, AJ, 119, 2403 Christou, J. 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