NSVS 11955755

Binaria ad eclisse NSVS 11955755 

Stella binaria di magnitudine 13,459 (R) situata nella costellazione dei pesci, poco conosciuta tanto che non viene censita dai siti specializzati in questo tipo di oggetti come il Czech Astronomical Society (BRNO) [1] e il Cracow Pedagogical University [2]. Rilevata nel mese di ottobre da un membro della sezione variabili UAI, mentre riprendeva un altro target. A seguito di ciò è stata inserita nel programma di ricerca al fine di determinarne più informazioni possibili.

Di NSVS 11955755 non si conosce l’epoca iniziale, la quale non viene riportata in letteratura; mentre nel sito VSX (AAVSO) compare almeno il periodo, che risulta molto breve (0.26821d), prossimo ma non al limite per cui un sistema binario possa ancora esistere; il periodo più corto conosciuto è stato riscontrato nelle binarie tipo W Uma, di tipo EW [3].

Con queste premesse non era possibile definire se il minimo rilevato era primario o secondario: c’era bisogno quindi di programmare le riprese per sciogliere questo dubbio e contestualmente affinare le effemeridi mediante altre sessioni fotografiche.

Ho proceduto così alla rilevazione del sistema nei giorni 30/10/2014 e 01/11/2014, adoperando la ormai collaudata strumentazione della cupola Torsoli di seguito illustrata:

Telescopio Meade ACF 14”

CCD Sbig ST8XE

In entrambe le sessioni sono state effettuate pose da 180” in binning 2, con temperatura del sensore portata a 0°C per ridurre il rumore termico, riprendendo anche i dark-frame.

Nell’immagine sottostante (figura 1) è visibile il campo inquadrato, con il target quasi in posizione centrale (A Obj1). In questi casi, in cui c’è una stella praticamente a contatto con il nostro obiettivo, si deve prestare attenzione sia in fase di ripresa, raggiungendo una buona messa a fuoco in maniera da non sovrapporre le due stelle, sia in fase di elaborazione, scegliendo un giusto valore per i cerchi fotometrici con cui effettuare la stima della magnitudine. Il primo cerchio (Aperture) deve contenere solamente la stella da misurare, mentre con il secondo (Gap) si procede ad incorporare la stella vicina, in modo da non farla rientrare nell’ultimo cerchio fotometrico (Annulus), nel quale non devono comparire stelle, ma solo il fondo cielo.

Figura 1
Figura 1

Dopo aver elaborato entrambe le sessioni tramite Maxim DL, trovato il minimo con il software AVE e apportando le dovute correzioni trasformando il giorno giuliano (JD) in giorno giuliano eliocentrico (HJD), sono state raffrontate le due curve di luce per distinguere il minimo primario dal secondario (figura 2).

Figura 2
Figura 2

Nel diagramma di sinistra (30/10/2014) la profondità tra inizio eclisse e l’istante di minimo centrale è di 0,381 magnitudini, mentre in quella di destra (01/11/2014) si arriva a 0,504 mag., rilevando che si tratta del minimo primario, più profondo. Il giorno successivo ho segnalato il risultato ottenuto alla sez. Variabili UAI, che procedeva all’inserimento degli istanti di minimo ed alla registrazione del primario e secondario, in quanto nel predisporre le effemeridi era stato assunto arbitrariamente come minimo primario quello che in realtà si è dimostrato essere il secondario e viceversa, poiché come riportato in precedenza mancavano osservazioni per dirimere il quesito.

Nella prossima trasmissione all’IBVS (Information Bulletin of Variable Star) degli istanti di minimo acquisiti nell’annualità 2014, unitamente al minimo di NSVS 11955755 verrà riportata anche la relativa effemeride, integrando così informazioni utili a delineare le caratteristiche di questa binaria.

Cervoni M.

References:

[1] http://var2.astro.cz/EN/brno/index.php

[2] http://www.as.up.krakow.pl/ephem/

[3] Smith, R.C.; 1984. Quarterly Journal of the Royal Astronomical Society, Vol. 25, NO.4/DEC, P.405, 1984. Riferimento segnalato da G. Marino (responsabile sezione Binarie a eclisse – UAI)