A. Marino , A. Tomacelli , A. Porcelli , P. Ago , N. Ruocco, L. Cupolino, T. Aniello, con la collaborazione di Lorenzo Franco

(UAN-OACN, Associazione Astrofili Aurunca, Oss. Astr. Margherita Hack, Oss. Astr.  M57, Oss. Astr.  Nastro Verde)

1 Introduzione

Si tratta di una stella variabile individuata nella costellazione di Perseo (fig. 1), pubblicata nel catalogo VSX con il nome CSHP_V29 al link https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=684344, e catalogata anche come 2MASS J04143939+4106505 o UCAC4 656-020116. Le sue coordinate GaiaDR2 sono: 04 14 39.39 +41 06 50.5. La magnitudine visuale media indicata è Vmag 14.781.

 

fig. 1 – http://aladin.u-strasbg.fr/AladinLite/

Le osservazioni sono state effettuate nelle notti del 19 e 20 dicembre 2017 con un telescopio Celestron C11 Schmidt-Cassegrain da 280mm di diametro, equipaggiato con CCD e binning 2×2, un filtro UHC e f 1700.

2  Parametri osservativi

    Le magnitudini limite ricavate dalle osservazioni e dalla conseguente curva di luce (fig. 2) si trovano essere 14.43 e 15.08 Vmag (delta=0.65). Le magnitudini delle stelle di riferimento utilizzate per la fotometria differenziale (elaborazione con Maxim DL) sono: Ref1 Vmag 14.945   Ref2 Vmag 13.403.

fig. 2 – curva di luce (Phase Plot Peranso)

3   Parametri calcolati

     Dall’elaborazione dei dati con il software Peranso si trovano epoca del minimo principale 2458107.354 e periodo 0.270 d (6.5 h).

Dalle relazioni empiriche tra periodo e massa (Gareas e Niarchos 2006 e Gaseas e Stepien 2008) si ricava: M1=0.97 Ms, M2=0.50 Ms   da cui q=M2/M1=0.52 e dalla terza legge di Keplero  a=(74.5*P^2*(M1+M2))^⅓,  di conseguenza a=1.91 (semiasse maggiore dell’orbita). Sempre dai dati osservativi di Gazeas e Stepien (2008), la relazione empirica tra periodo e raggio delle EW dà R1/a=0.47 e R2/a=0.29, da cui R1=0.9 Rs, R2=0.6 Rs.

4    Analisi

    Il periodo inferiore al giorno è tipico di un sistema le cui componenti sono ellissoidali e a contatto. Ciò comporterebbe che le 2 stelle abbiano la stessa temperatura e quindi classe spettrale e temperatura. Inoltre la differenza di magnitudine tra minimo e massino, per questi sistemi, è inferiore a 1 magnitudine, come confermato dalle osservazioni.

       Le relazioni empiriche sono utilizzate per stabilire dei limiti ai valori di alcuni parametri, come il rapporto delle masse q=M2/M1, che si adattano meglio alle curve di luce osservate.

fig. 3 – StarLight Pro 2.1.39

Inserendo questi dati nel simulatore StarLight Pro (fig. 3) si disegna una curva di luce “compatibile” con quella pubblicata. Con Binary Maker (fig. 4) si è invece, tramite i dati della curva di luce, sviluppato il modello: M1=0.81, M2=0.45 masse solari, q=0.56, R1=0.84, R2=0.64 raggi solari, a=1.9, inclinazione=78 gradi, che restituisce risultati simili. In fig. 4 sono mostrati anche i residui, cioè le differenze tra il modello e la curva di luce.

 Inoltre, dall’indice di colore estrapolato dal catalogo UCAC4, V-R 0.32-0.33, si evince che le due stelle fanno parte di una classe spettale al limite tra G ed F (F8,G0) e anche dalla curva di luce, mostrando i due minimi una stessa profondità, si evince che le due componenti hanno circa la stessa temperatura, 5700-5800 k (tabelle di A.J.Pickles 1998) (fig. 5).

fig. 4 – Binary Maker 3.0

fig. 5 tabelle di A.J.Pickles

Dai dati osservativi di Gazeas & Stepien (2008) si è riscontrata anche una relazione empirica tra il periodo e la magnitudine assoluta dei sistemi binari a contatto di tipo W-UMa. Attraverso questa relazione siamo in grado di fare una stima della distanza dell’oggetto osservato:

Mv = − 8.4⋅ log P + 0.31 e d(pc) = 10 ^{((Vo-Mv)+5)/5}

da cui d = 864 pc, corrispondenti a 2.817 anni luce

5    Conclusioni

     Sembra quindi che si possa confermare, sia dai parametri osservati che da quelli calcolati, che si tratti di una variabile binaria ad eclisse di tipo EW (a contatto) con le due componenti di stessa temperatura e classe spettrale, di masse tra una e metà masse solari e raggi simili e inferiori a un raggio solare, che ruotano l’una intorno all’altra su un piano quasi parallelo alla linea di vista dell’osservatore con un periodo di poche ore (fig. 6).

fig. 6 – rappresentazione artistica

I modelli ottenuti sono preliminari e compatibili con quanto osservato e “approssimano” il modello reale, ma per ottenere un modello definitivo occorrono le velocità radiali ricavabili dall’osservazione spettroscopica.

Bibliografia

1. Lorenzo Franco, Modellazione dei Sistemi Binari ad Eclisse, 7° MEETING SULLE STELLE VARIABILI SSV-UAI-GRAV La Spezia 14-15 Maggio 2011.
2. J. Pickles, A Stellar Spectral Flux Library: 1150–25000 A, Publications of the Astronomical Society of the Pacific, 110:863–878, 1998 July
3. Gazeas & Niarchos 2006, Masses and angular momenta of contact binary stars, (http://adsabs.harvard.edu/abs/2006MNRAS.370L..29G)
4. Gazeas & Stephien 2008, Angular momentum and mass evolution of contact binaries, (http://adsabs.harvard.edu/abs/2008MNRAS.390.1577G)