Resumen:
Las Variables de Doble Periodo (VDPs) son un grupo de binarias interactuantes descubiertas
en el año 2003 luego de una búsqueda fotométrica de estrellas Be en la base de datos de OGLE-II.
Estas binarias se caracterizan por mostrar dos variabilidades fotométricas: una modulación de corta
duración relacionada al movimiento orbital del sistema binario y una segunda variabilidad de larga
duración, más roja, no necesariamente constante y cuyo origen es aún desconocido. La característica
más sobresaliente de las VDPs es una definida relación lineal entre la duración de la modulación
de corto periodo, es decir el periodo orbital (Po), y el periodo de la variabilidad de larga duración
(Pl), de manera tal que Pl = η × Po; donde se ha encontrado que η ∼ 33 para todos los sistemas
estudiados. Esta enigmática relación ha llevado a un extenso programa de investigación durante
los últimos 10 años para acotar las variables involucradas en el origen de la variabilidad de largo
periodo. En los pocos sistemas estudiados a la fecha, se ha encontrado evidencia de binariedad,
chorros de material y pérdida de masa. A la fecha, más de 200 VDPs se han descubierto en la Vía
láctea y en las Nubes de Magallanes, lo cual sugiere que el fenómeno VDP podría ser una etapa
significante en la vida de una binaria y de esta forma debiera ser considerado en modelos evolutivos
para sistemas binarios.
Una mejor comprensión del fenómeno VDP necesariamente implica un incremento en el número de
sistemas bien estudiados. Tales estudios debieran apuntar al conocimiento de las propiedades físicas
básicas de estos sistemas así como a un profundo análisis de sus características espectrales a lo largo
de la variabilidad de largo periodo. De esta forma cualquier teoría que intente explicar el fenómeno
VDP debiera ser capaz de reproducir las principales propiedades observadas en estos sistemas. El
trabajo que se presenta en esta Tesis es un avance hacia el entendimiento de la enigmática variabilidad
de largo periodo observada en las VDPs.
En esta tesis se presentan los resultados de un estudio profundo a dos sistemas VDP, con el objetivo
de incrementar el numero de sistemas bien estudiados. Se ha llevado a cabo por primera vez un
análisis fotométrico y espectroscópico del sistema VDP DQ Velorum (DQ Vel). A través del estudio
de una serie de espectros de alta resolución en conjunto con el análisis de datos fotométricos en
las bandas VIJK, se han estimado los parámetros orbitales y estelares de esta binaria eclipsante.
Se ha encontrado que DQ Vel es un sistema bajo una configuración semi-separada compuesto de
una estrella tipo B que recibe material de una estrella donante tipo A. El sistema además cuenta
con un extenso disco de acreción alrededor de la estrella receptora. Se ha encontrado así mismo
una significativa frecuencia sub-orbital en los residuos del ajuste a la curva de luz, la cual ha sido
interpretada como una pulsación estelar por parte de la estrella receptora. Se han investigado las
variaciones espectrales del disco y la estrella receptora a lo largo de ciclo largo y se ha encontrado que
los anchos equivalentes de las líneas de Balmer y de helio aparecen modulados con la variabilidad de
ciclo largo. Los estudios evolutivos que se han llevado a cado en DQ Vel sugieren que el sistema se
encuentra actualmente en un estado de baja transferencia de masa y posterior a un episodio de alta
transferencia de material. Luego de comparar los estados evolutivos de DQ Vel y otros dos sistemas
VDPs se ha encontrado que el fenómeno VDP está presente en diferentes etapas de la evolución de
estos sistemas.
Se han estudiado una serie de espectros en el rango óptico del sistema AU Monocerotis (AU Mon),
los cuales han sido recolectados a lo largo de varios ciclos orbitales y ciclos largos, para estudiar las
variaciones espectrales en el perfil de la línea Hα. Se ha encontrado que la absorción central del
perfil de Hα aparece minimizado durante el máximo de la variabilidad larga mientras que la emisión
doble presente en el perfil se intensifica durante el máximo. Un resultado similar se ha encontrado
para la absorción central de las líneas de Balmer y de helio en el sistema DQ Vel. El hecho que
la curva de luz de DQ Vel y AU Mon no cambie su morfología a lo largo del ciclo largo, indica
que la fuente de la variabilidad de largo periodo no puede relacionarse con cambios físicos en las
propiedades estelares o del disco de acreción, y mas bien debe estar restringida a una región por
sobre o debajo del plano orbital. Este escenario es respaldado por el hecho de que las variabilidades
espectrales no-orbitales encontradas en DQ Vel y AU Mon aparecen moduladas con la variabilidad
de largo periodo. Dos escenarios se pueden plantear para explicar este perfil de variabilidad: una
emisión extra que ocurre durante el máximo del ciclo largo, la cual podría estar relacionada con un
viento cuya intensidad es modulada por el ciclo largo, o bien por una atenuación del brillo total del
sistema durante el mínimo del ciclo largo, por ejemplo a través de una pérdida periódica de material
hacia el exterior del sistema.