V473 And

Binaria ad eclisse V473 And

Capostipite di queste binarie è W Ursae Majoris, la cui variabilità fu scoperta nel 1903 da Paul Kempf e Gustav Muller.

Sono sistemi ad eclisse con periodo di solito più breve di un giorno, con componenti ellissoidali e quasi a contatto, ossia presentano la caratteristica forma a “goccia”, in cui ogni stella è prolungata verso l’altra. La profondità dei minimi primari e secondari sono simili o differiscono di pochissimo, mostrando variazioni minori di circa 0,8 magnitudini in V. La differenza dei periodi rilevata in diversi sistemi presuppone uno scambio di massa fra le due stelle, causata dagli effetti di marea dovuti alla considerevole vicinanza delle stesse. Solitamente le componenti presentano uno spettro di tipo F-G.

La scelta di monitorare quest’oggetto è stata presa in base alle differenze dei minimi previsti dalle effemeridi sul sito BRNO [1] e quelle UAI, che riportavano per il minimo primario rispettivamente le 23:10TU e 20:59TU (UAI). Tutte le riprese sono state eseguite con il telescopio dell’ATA Meade ACF 14”, tramite CCD Sbig ST8XE con filtro luminance. Sono stati ripresi complessivamente 131 light frame, 11 dark; tempo di esposizione 50 secondi.

La binaria V473 And varia tra la magnitudine 13.8-14.3 e presenta un periodo di 0.4013000 giorni.

Durante l’elaborazione dei dati della prima osservazione del 04/09/2013, mi resi subito conto che non avevo ripreso la fase centrale del minimo, ma solamente l’inizio della discesa che portava al minimo stesso (fig. 1).

Fig. 1.
Fig. 1

Estrapolando l’andamento della curva, sembrava che l’orario previsto per il minimo doveva grosso modo coincidere con la previsione del sito BRNO.

Inviai ugualmente il risultato al responsabile della sezione binarie UAI, in quanto come già accennato c’era discordanza tra le effemeridi calcolate. In effetti grazie a questo “non-risultato” venne corretta la previsione del minimo nel sito UAI, confermando quindi quella del BRNO, anche se quest’ultimo stranamente considera i minimi principali quelli che l’UAI riporta -a seguito di ulteriori verifiche- come secondari. Questo era uno dei motivi per cui era stata selezionata tale binaria sul sito UAI, oltre alla discrepanza dei minimi. Non a caso la binaria fa parte del tipo EW suddetto, con i due minimi (I e II) quasi uguali.

Un’altra interessante conseguenza dovuta a questa ripresa, comunicatami dal responsabile di sezione (Giuseppe Marino), che l’ha poi inserita nella lista variabili SSV-UAI, fu la rilevazione della variazione del periodo, che risultava diminuito di circa 2 minuti in due anni, come mostrato nel diagramma O-C (fig. 2).

E pensare che all’inizio volevo cestinare i risultati!

Fig. 2. Diagramma elaborato da Giuseppe Marino.
Fig. 2. Diagramma elaborato da Giuseppe Marino

I cerchi rossi vuoti ritraggono il minimo II, mentre quelli pieni il primario e sono stati ripresi durante la campagna osservativa UAI. Gli ultimi tre cerchi sono relativi all’annualità 2013 (l’ultimo punto rosso pieno in basso a destra è stato rilevato dal sottoscritto nel corso della sessione del 17/09/2013). Gli altri punti rossi sono stati ripresi e pubblicati su IBVS nell’anno 2012, sempre dall’UAI.

La seconda osservazione è stata eseguita la settimana successiva, il 17/09/2013, questa volta con il minimo principale finalmente acciuffato, come mostrato in fig. 3.

Fig. 3.
Fig. 3

Cervoni M.

 Referenze:

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