fu lac

Binaria ad eclisse fu Lac

Anche questa stella, come la già presentata V1072 Her, appartiene a quella categoria di binarie ad eclisse la cui capostipite è Beta Persei, presentando quindi una variabilità di tipo EA.

Rientra negli obiettivi della campagna osservativa per la rilevazione dei minimi proposta dalla sezione “Binarie ad eclissi” dell’UAI, la quale comprende diversi target che possono presentare discordanze tra l’osservato e il calcolato (O-C); oppure non è ben conosciuto il periodo o non ci sono abbastanza stime per approntare una buona effemeride. Eventuali differenze, escludendo errori di misurazione o di calcolo delle effemeridi, potrebbero indicare un cambiamento dell’inclinazione del piano orbitale, ma anche una variazione della distanza tra le due stelle.

Fu Lacertae presenta un periodo di poco superiore ai 2 giorni (2.289082), con un intervallo di variabilità  tra la magnitudine 15.8 e 17.2.

Per l’acquisizione delle immagini è stato utilizzato il telescopio Meade ACF 14” della cupola Torsoli, tramite CCD Sbig ST8XE senza filtro fotometrico, scelta determinata dalla bassa luminosità raggiunta dalla binaria negli istanti del minimo, che non permette di ottenere un buon segnale (circa 25.000-30.000 ADU) con pose inferiori ai 3-4 minuti. Infatti aumentando ulteriormente il tempo di esposizione (per l’interposizione di un filtro che assorbe più o meno “luce” a seconda del tipo utilizzato), si consegue una discreta precisione fotometrica, ma a discapito dell’esattezza sull’istante del minimo, che poi è lo scopo principale del presente lavoro.

Una prima sessione fotografica è stata effettuata il 24/08/2014, con pose di 240” ed i relativi dark-frame. Già da questa prima elaborazione è emersa una consistente differenza nel diagramma O-C rispetto alle varie effemeridi presenti sul sito UAI e BRNO; questo nonostante le pose coprivano solo una parte della risalita della curva verso il massimo. Per tale motivo si è stabilito di riprenderla nuovamente, per confermare o meno il suddetto trend.

Nella seconda sessione del 09/09/2014 il periodo di ripresa è stato prolungato ben oltre l’uscita dal minimo teorico calcolato, procedendo all’elaborazione delle foto durante l’acquisizione stessa delle immagini, in modo da avere una buona parte della curva di luce sia prima che dopo il minimo: ciò consente al software impiegato (in questo caso AVE), di raggiungere la precisione necessaria richiesta per calcolare l’esatto istante del minimo di luminosità, come si può notare dalla curva di luce in figura 1, di seguito mostrata.

Figura 1

In figura 2 sono invece riportate le differenze tra l’osservato e il calcolato dai siti di riferimento.

Figura 2
Figura 2

Come si può vedere le discrepanze rispetto alle effemeridi UAI sono di 58’ e 1h06m, rispettivamente nella prima e seconda sessione; mentre sono inferiori le differenze calcolate e confrontate con il sito del BRNO (39’ e 47’).

Importante a questo punto tenere sotto osservazione questa binaria ad eclisse, per evidenziare eventuali nuovi cambiamenti rispetto alle effemeridi, ma anche per determinare le cause di tale comportamento.

Cervoni M.

Referenze:

http://stellevariabili.uai.it/index.php/Categoria:Sezione_EB_-_Binarie_a_eclisse

http://var2.astro.cz/EN/brno/index.php