V1072 Her

Binaria ad eclisse V1072 Her

Questa variabile appartiene al prototipo detto Beta Persei (Algol), che fu la prima binaria a eclisse ad essere scoperta come variabile nel 1667 da Geminiano Montanari.
Le stelle di questa categoria (tipo di variabilità EA) assumono un profilo sferoidale o a forma di ellissi, sono soggette ad episodi di riflessione della luce o di mutamenti fisici che comportano una luminosità regolare fra le eclissi. La differenza di luminosità dei sistemi EA [1] osservati oscillano da 0,01 ad alcune magnitudini, nel caso in esame la discrepanza è di 0,5 mag. (12.7-13.2 V). A volte si ha la totale mancanza del minimo secondario, presente invece per la binaria 1072 Her, come mostrato in figura 1.

Fig. 1. Minimo II
Fig. 1. Minimo II

A differenza della binaria QQ Lyr trattata in un articolo precedente, in questa doppia si riescono a rilevare gli esatti istanti di inizio e fine eclisse nella loro curva di luce. Il raggio di queste stelle risulta di molto inferiore in confronto al semiasse maggiore dell’orbita.
La strumentazione impiegata per l’acquisizione delle immagini si avvale del telescopio Meade ACF 14” della cupola Torsoli, mediante CCD Sbig ST8XE munita di filtro fotometrico V Bessel.
Sono stati ripresi entrambi i minimi: quello primario il 17/08/2013 (figura 2), mentre il secondario è stato rilevato il giorno 28/08/2013.

Fig. 2. Minimo I
Fig. 2. Minimo I

Nella tabella seguente vengono riportati i valori ottenuti riferiti ai due minimi:
tabella
Entrambi i minimi presentano un piccolo anticipo rispetto a quanto calcolato nelle effemeridi, conseguite computando il periodo orbitale ed un minimo di riferimento, denominato epoca iniziale. Ovviamente il periodo può subire dei cambiamenti nel tempo, per questo si preferiscono utilizzare effemeridi costruite da osservazioni che siano le più attuali possibili, in modo da stimarne la tendenza [3].
Nel diagramma sottostante (figura 3) sono riportati i valori O-C della binaria V1072 Her, ossia gli scarti tra gli istanti di minimo rilevati e quelli previsti, predisposti da Bob Nelson [4] consultando le pubblicazioni IBVS dalla data del 25/04/2009, a cui ho aggiunto la stima da me effettuata il 17/08/2013 (punto blu).

Figura 3.
Figura 3

Questi anticipi potrebbero denotare una variazione del periodo orbitale -nel caso in questione un aumento della velocità del sistema binario- anche se le piccole differenze acquisite possono ovviamente essere dovute alle incertezze sul periodo calcolato/osservato.
Per saperlo non resta che tenerla d’occhio nei prossimi anni…

Cervoni M.

Referenze:
[1] http://var2.astro.cz/EN/brno/index.php
[2] http://www.as.up.krakow.pl/minicalc/HERV1072.HTM
[3] Giuseppe Marino – Le Stelle n° 58
[4] http://www.aavso.org/bob-nelsons-o-c-files