sin incluir el propio de los LDRs. Se intentó también un ajuste logarítmico para los datos de Ca- FeA y CaFeB pero este arrojaba incertidumbres mucho mayores. En los datos para estas líneas en la figura 3.15se observa que entre 3750 K y 4250 K se tiene una concavidad negativa en los datos, los que los hace malos candidatos para un ajuste logarítmico.
4.2.
Conclusiones
Con los datos que se poseen las parejas de líneas CaFeA, CaFeB y CaSi son las más útiles para medición de temperatura en Antares pues son presentan mayor consistencia entre ellas y menor dispersión para una misma fecha. Por otra parte, las líneas Na y FeC a pesar de ser termo- sensibles no deben ser utilizadas pues presentan valores no compatibles con los modelados por VALD y esto lleva a medidas poco precisas (dispersas) e inexactas (valores muy alejados de las temperaturas esperadas en una estrella).
Debido a la incertidumbre sobre la temperatura, no fue posible evidenciar una variación significativa de la temperatura. Para poder encontrar patrones de la oscilación es el tamaño de los periodos en que se agrupen los datos, pues al tener cambios de temperatura de tan solo horas de diferencia se introduce ruido al buscar variaciones en periodos grandes de tiempo. Los datos tomados en el 2016 pueden ser apropiados para este análisis, mas mientras se tengan incertidumbres de alrededor de los 80 K no es será posible hacer afimaciones robustas.
Contrario a lo que se esperaba no se observaron indicios de ciclos convectivos en los dia- gramas de temperatura contra velocidad. Los diversos periodos de oscilación de temperatura en la literatura y encontrados en este estudio no coinciden con los de la velocidad. Para poder ob- servar un patrón de ciclo convectivo la velocidad radial y temperatura deberían tener un periodo al menos similar y tener una diferencia de fase de aproximadamente un cuarto de periodo. Es posible que al agrupar los datos por días o meses aparezca este patrón pero dada la distribución de temperatura, al menos en los datos discutidos, esto es poco probable.
Utilizando las calibraciones más confiables se establece una temperatura de(4075 ± 61)K, mayor al reportado en la literatura. El valor de 3570 K reportado por Pugh y Gray (2013) se obtiene a partir de los índices de color, por lo que da información global de la Antares; mientras que el valor aquí encontrado da información de una capa específica de la atmósfera de Antares.
4.3.
Trabajos futuros
Los factores que más contribuyen a la incertidumbre en la temperatura son la calibración de VALD y la variación de los espectros en un mismo día. Para reducir el primero se debería buscar otra referencia en la que sea posible obtener mayor cantidad de puntos teóricos. Gray y Brown,
4.3. Trabajos futuros 45
2001y Catalano y col.,2002utilizan espectros de estrellas de temperatura conocida y uniforme en el tiempo para hacer su calibración, para mejorar la incertidumbre sobre las temperaturas calculadas podría replicarse este método, aunque este está sujeto a la posibilidad de conseguir espectros de buena calidad de una gran cantidad de estrellas. En el caso de los espectros se debería hacer una revisión de las rutinas de reducción y adicionalmente comprobar que estas variaciones no sean causadas por los instrumentos de medición.
Vale la pena buscar si es posible encontrar patrones en los datos del 2016 o en tomas futuras. Sería también de gran utilidad confirmar las variaciones con periodos similares a los reportados en la literatura para tener una mayor confianza sobre el método y las medidas.
Ya que el programa de observación de Antares se encuentra aún en proceso es necesario hacer todo el tratamiento de los nuevos espectros tomados desde el 2018. Se deben unificar los métodos para poder hacer el proceso de medición de velocidad radial y medición de temperatura de forma automatizada. Este último debería ser independiente de la calibración de temperatura y únicamente necesitar los parámetros y modelos que se obtengan como resultado.
En busca de mejorar la calidad de los espectros es posible que sea de utilidad cambiar el rango de longitudes de onda que se mide. Las líneas de TiO en el rango actual pueden generar un pseudo-continuo (por su gran número y proximidad una con la otra) que puede dañar las medidas de profundidad al inducir error en la normalización.
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