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V1403 Ori, una binaria eclipsante peculiar en el Cinturón de Orión

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INTRODUCCIÓN

V 1403 Ori (HD 290807) es una binaria eclipsante relativamente brillante situada muy cerca de Zeta Orionis a tan sólo unos 40', y por tanto también cercana a la famosa Nebulosa de la Cabeza de Caballo. La primera persona que detectó las variaciones de luz de esta estrella fue Parenago, quien en 1946 indicó que se trataba de una binaria eclipsante cuya magnitud fotográfica variaba de 11.1 a 12.0 y que poseía un tipo espectral G5. A falta de más datos, HD 290807 fue simplemente incluida en el catálogo NSV con la denominación de NSV 02541.

2541camp.jpg (21369 bytes) V1403 Orionis se halla situada a tan sólo 40' de Zeta Ori y de las nebulosidades cercanas (NGC 2024 + IC 434), entre ellas la famosa nebulosa oscura de la Cabeza del Caballo (B33), tal como puede contemplarse en esta bella fotografía obtenida por David Giménez (Corbera de Llobregat).

 

 

Para determinar si realmente esta estrella se trataba de una nueva variable, se incluyó dentro del programa de estudio de las estrellas sospechosas de variabilidad del GEA. Sesde el Observatorio de Mollet del Vallès, Josep M. Gómez inició las observaciones el 9 de octubre de 1995  y las finalizó el 24 de febrero de 1996, empleando un telescopio de 40 cm de abertura y una cámara CCD equipada con un filtro V. Posteriormente y para determinar las magnitudes B y V de esta estrella y su índice de color, así como las de sus estrellas de comparación (GSC 4767.1182 y GSC 4767.0335), J. M. Gómez y Enrique García efectuaron mediciones en B y V con un fotómetro fotomultiplicador acoplado al telescopio de 60 cm del Observatori Esteve Duran.

A fin de determinar si el índice de color (B-V) de HD 290807 también sufría variaciones en ambos eclipses, principal y secundario, la estrella se volvió a observar en B y V durante 6 noches entre los meses de octubre de 1996 y enero de 1997.


RESULTADOS DE LAS OBSERVACIONES

Los datos fotométricos demostraron que HD 290807 es un sistema binario eclipsante de componentes completamente separadas, es decir, que no llegan a llenar sus respectivos lóbulos de Roche, con un período superior a 4.6 días. La estrella alcanza un brillo máximo de 10.64+/-0.02 magnitudes en V y presenta una amplitud de variación cuando se produce el eclipse primario de 0.97+/-0.02 magnitudes. Mientras que el eclipse secundario sólo supone una caída de brillo de 0.14+/-0.02 magnitudes.

Los eclipses son largos, y la curva de fase sugiere que la duración del eclipse primario es de unas 21 horas y media, correspondiente a un tránsito anular de la estrella secundaria sobre la primaria. El mínimo secundario no parece estar completamente centrado sobre la fase 0.5, sino más bien en la 0.51, lo que es indicativo de la existencia de al menos una ligera excentricidad. Tal vez el sistema sea relativamente joven y las órbitas no han tenido tiempo aún de ser circularizadas por las fuerzas de marea.

Otro aspecto interesante es que dado el período de la binaria, los eclipses resultan muy largos, lo cual indica que las estrellas son de gran tamaño. Este factor unido a la posibilidad de una órbita ligeramente excéntrica son síntomas de un sistema estelar joven, que tal vez no haya entrado todavía en la secuencia principal. La observación espectroscópica de HD 290807 puede pues arrojar descubrimientos interesantes.

Los resultados fotométricos finales mostraron que el índice de color de la estrella, de +0.87+/-0.03 mag, no varía dentro de la precisión de los datos. Esto concuerda la gran disparidad de amplitud entre el eclipse primario y el secundario, a consecuencia de la diferencia de brillos intrínsecos de ambas estrellas. Muy probablemente el índice de color de la estrella primaria domina siempre sobre la secundaria. La figura siguiente muestra la curva de luz y una posible solución para el sistema doble. 

Todas las soluciones encontradas, aunque incompletas debido a que la curva de luz no está perfectamente determinada, ponen de manifiesto que la estrella secundaria es más fría, con una temperatura efectiva correspondiente a un tipo K5 para estrellas de la secuencia principal. Esto la convierte en un nuevo miembro de las denominadas "cool Algols", de los que únicamente se conocen una decena de ejemplos (Torres, Neuhäser y Wichmann, 1998, The Astronomical Journal, 115, 2028).

Las observaciones permitieron calcular las siguientes efemérides:

Min. I = DJH 2450073.5185(+/-0.0009) + 4.63404(+/-0.00015)xE,

donde el período está dado en días.

Los resultados fueron publicados por J. M. Gómez y E. García (1997) y la variable fue catalogada con la denominación V 1403 Ori.


¿QUE PUEDEN HACER LOS OBSERVADORES AFICIONADOS?

Dejando de lado la necesidad de observaciones espectroscópicas para determinar si las órbitas de las componentes de HD 290807 son realmente excéntricas, hace falta completar la curva de luz al menos en V y si es posible también en B, para determinar exactamente la forma de los mínimos y la posible excentricidad. Esta tarea posee cierta complicación y requiere mucha constancia, ya que el período de la eclipsante es largo, algo más de 111 horas, y la estrella se encuentra situada casi sobre el ecuador celeste, lo que supone que en noches completamente despejadas desde un lugar favorable y sin contaminación luminosa la ventana observacional es difícil alargarla más de 5 horas (la utilización del filtro B la acorta mucho más debido a las grandes variaciones de la masa de aire). Sin embargo la estrella se encuentra casi sobre el mismo cinturón de Orión y es relativamente brillante, lo que la convierte en un objetivo fácil para telescopios a partir de 20 cm de abertura o incluso menos.


Petición de observaciones originales

Las observaciones fotométricas originales pueden pedirse a gea@astrogea.org. Si estos datos han de formar parte de un estudio sobre la estrella, por favor, ponerse en contacto con la dirección anterior para acordar la autoría del mismo.

Las referencias

puntet.gif (63 bytes)GOMEZ-FORRELLAD, J., M., GARCIA-MELENDO, E., 1997, IBVS No. 4423 

puntet.gif (63 bytes)Parenago, P.P., 1946, PZ, 6, 26

Referencias de nuestro trabajo sobre esta estrella pueden encontrarse en el servicio ADS de la NASA así como en el Konkoly Observatory.

 

 
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Grup d'Estudis Astronòmics      

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