Variabili

Uno degli aspetti della ricerca in cui gli astrofili hanno dato da sempre un grande contributo è quello dello studio degli oggetti variabili.

L’ATA è attiva anche in questo settore attraverso una rete di osservatori in grado di seguire l’evoluzione delle curve di luce di molteplici oggetti celesti, dalle novae ai nuclei galattici attivi.

Il gruppo ricerca e i suoi membri lavorano inoltre attivamente alle campagne osservative e di monitoraggio proposte dall’AAVSO, fornendo preziose stime fotometriche a supporto dell’Astronomia professionale.

STELLE BINARIE A ECLISSE (Maurizio Cervoni)

Sono stelle orbitanti l’una attorno all’altra che, grazie alla particolare inclinazione orbitale favorevole rispetto alla Terra di circa 90°, ossia se l’orbita viene vista di “taglio”, si eclissano reciprocamente determinando una diminuzione del flusso di luce rilevabile con vari tipi di sensori, tra cui il CCD.
Vengono chiamate estrinseche poichè il cambiamento di splendore è dovuto alla particolare geometria orbitale e non dalla variazione dei parametri fisici quali il volume, la temperatura, come invece avviene per gli altri tipi di stelle variabili dette intrinseche (pulsanti, cataclismiche, eruttive).
Quello delle binarie ad eclisse è un campo in cui gli astrofili possono dare un solido contributo, tramite la costruzione della curva di luce e la successiva rilevazione dei minimi primari (I) e secondari (II).
Il tempo intercorso fra due minimi primari (o secondari) corrisponde al periodo orbitale del sistema. Se si dispongono di molte osservazioni degli istanti di minimo distribuite nell’arco di vari anni è possibile ricavare, tramite il diagramma O-C (osservato meno calcolato), l’eventuale differenza tra l’istante osservato e quello calcolato per mezzo delle effemeridi. Ad esempio un valore O-C negativo indica una diminuzione del periodo orbitale.
Questi mutamenti del periodo orbitale sono un indice di un probabile cambiamento intervenuto nel sistema binario; tra le varie cause possiamo enumerare l’attività magnetica, l’alterazione dell’inclinazione dell’orbita, la modifica della distanza fra le componenti, la presenza di una terza stella, scambi di materia ecc.
Interessante risulta anche la costruzione di un modello della binaria ad eclisse, resa possibile da alcuni software disponibili in rete “freeware”, partendo dalle proprie riprese realizzate con almeno due filtri fotometrici (BVRI).

Di seguito riporto alcune curve di luce riprese con il telescopio dell’ATA (Meade ACF 350mm CCD Sbig ST8) con filtro fotometrico V; quest’ultimo non è indispensabile dato che in seguito verranno utilizzate le magnitudini differenziali, ovvero la differenza tra la stella variabile con quella di confronto.

La figura 1 mostra il diagramma relativo a V1072 Her(1), sull’asse delle ascisse viene riportata la fase con il minimo principale coincidente con lo zero, mentre nell’asse delle ordinate la differenza di magnitudine.
L’istante di minimo è stato trovato tramite il software AVE di Rafael Barberà, il quale permette di elaborare osservazioni effettuate in serate differenti, oltre a svariate interessanti funzioni. La stessa applicazione di rilevamento del minimo è implementata nel programma Peranso, che permette anche di trovare possibili periodicità nei grafici.

Figura 1.
Figura 1.

In figura 2 il minimo primario della binaria ad eclisse V1106 Her, con il grafico realizzato mediante AVE; in questo caso sull’asse delle X troviamo il tempo che viene espresso in frazioni di giorno giuliano. La linea verticale tratteggiata individua il minimo, il quale successivamente dovrà essere trasformato da giorni giuliani (JD) a giorni giuliani eliocentrici (HJD), a causa della differenza indotta dalla prospettiva geometrica della Terra rispetto al Sole al momento delle riprese, che può arrivare ad un massimo di 8,3 minuti, equivalente al tempo impiegato dalla luce per coprire la distanza Terra-Sole nella fase di massima separazione tra i due corpi.
Entrambi i lavori sopra descritti sono stati inviati alla Sezione di ricerca binarie ad eclisse dell’UAI, dove verranno verificati e, se convalidati, in seguito inseriti in un database (2); con cadenza annuale verranno pubblicati su IBVS (Information bullettin on variable stars) dell’IAU.

Figura 2.
Figura 2.

Nella terza figura viene illustrata la curva di luce di RZ Umi, che mostra entrambi i minimi primario e secondario ripresi nel corso della stessa notte del 10/08/2013.

Figura 3.
Figura 3.

Volendo ricavare indicativamente il periodo orbitale da questi dati parziali, si dovrebbero prima convertire gli istanti di minimo in formato data:
Minimo II (HJD): 2456515.380182990= 21:07:27.6 TU (10/08/2013)
Minimo I (HJD): 2456515.549932960= 01:11:54.0 TU (11/08/2013)
Da cui risulta un intervallo tra minimo principale e secondario di 04h04m27s. Siccome è stato rilevato solamente metà periodo (manca la parte che dal minimo I torna nuovamente al minimo II), si estrapola la parte di curva di luce non effettuata semplicemente raddoppiando il valore ottenuto (04h04m27s x 2= 08h08m54s), che corrisponde con il periodo orbitale ricavato dal sito B.R.N.O.(3) di 0.33735283, equivalente ad 8 ore e 9 minuti (0.33735283×24), come mostrato nella figura 4.

Figura 4.
Figura 4.

Lo stesso periodo è stato conseguito elaborando i dati con Canopus (figura 5).

Figura 5.
Figura 5.

Per questa binaria si è costruito anche il diagramma O-C che è risultato uguale a zero, in altre parole non è stata rilevata nessuna differenza tra il minimo primario ottenuto dalle riprese rispetto a quello calcolato; quest’ultimo dato è stato ricavato moltiplicando il numero dei cicli (al momento delle riprese) per il periodo orbitale P (4), sommando il prodotto ottenuto al giorno giuliano eliocentrico di riferimento (4). Infine al minimo osservato si sottrae quello determinato, come da esempio sotto descritto:

(O-C) RZ Umi (I)

Tempo di minimo osservato: 2456515.5499
(HJD) di riferimento: 2443191.2773
P: 0.33734913

Cicli: 2456515.5499-2443191.2773/0.33734913= 39496.9822

Minimo calcolato: 39496.9822×0.33734913+2443191.2773= 2456515.5499

(O-C)= 2456515.5499-2456515.5499= 0

(1) Diagramma elaborato dal responsabile di sezione stelle binarie a eclisse UAI Giuseppe Marino, dai cui articoli pubblicati sulla rivista     “Astronomia” UAI, sono stati acquisiti alcuni concetti descritti nel testo.
(2) http://stellevariabili.uai.it/images/c/c7/Ibvs_tab.pdf
(3) http://var2.astro.cz/EN/brno/index.php
(4) Dati relativi ad un istante di minimo preso come data di riferimento di partenza per effettuare i calcoli successivi, reperibili dal sito
(http://www.as.up.krakow.pl/o-c/data/getdata.php3?RZ%20UMI), oppure da proprie osservazioni di anni precedenti.

Lascia un commento

Inserisci i tuoi dati qui sotto o clicca su un'icona per effettuare l'accesso:

Logo WordPress.com

Stai commentando usando il tuo account WordPress.com. Chiudi sessione / Modifica )

Foto Twitter

Stai commentando usando il tuo account Twitter. Chiudi sessione / Modifica )

Foto di Facebook

Stai commentando usando il tuo account Facebook. Chiudi sessione / Modifica )

Google+ photo

Stai commentando usando il tuo account Google+. Chiudi sessione / Modifica )

Connessione a %s...