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V600 Per una binaria eclipsante de magnitud 7,6

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El descubrimiento de esta EB brillante junto con otras variables en el campo con telescopios de 60 mm, pone de manifiesto la utilidad de estos pequeños instrumentos.

 

INTRODUCCIÓN

SAO 56342 de tipo espectral A0 se convirtió en sospechosa de variabilidad cuando el instrumento TYCHO a bordo del satélite HIPPARCOS detectó variaciones de brillo. Los resultados de los datos tomados desde el espacio fueron publicados por Makarov y colaboradores en 1994, aunque la única información suministrada fue que su magnitud fluctuaba entre la 7.90 y la 8.33, sin especificar nada más acerca de su tipo o período.

Debido a la alta dispersión de las medidas fotométricas, no todas las estrellas consideradas como variables por el instrumento TYCHO lo son en realidad como posteriormente se ha demostrado, así que se procedió a una vigilancia visual por parte de Francisco Campos a partir del 3 de noviembre de 1995 para verificar la existencia de las posibles fluctuaciones de luz de amplitud de hasta 0.4 mag. Tras varias semanas de estimaciones visuales los resultados preliminares apuntaron a que SAO 56342 podía tratarse de una EB con un período de 1.47 días. 

Observaciones visuales originales de Francisco Campos donde por primera vez se muestra la posibilidad de que SAO 56342 sea una EB.

Ante estos resultados se decidió observar SAO 56342 fotométricamente en la banda V. Puesto que se trata de una estrella brillante se utilizaron telescopios refractores de 60 mm, que desde el Observatorio de Mollet del Vallès y el Observatorio Esteve Duran siguieron a la estrella desde el 9 de julio de 1996 al 1 de diciembre de ese mismo año, realizando más de 1600 observaciones. El brillo de SAO 56342 se comparó con el de las estrellas SAO 56376, SAO 56377, SAO 56355 y GSC 2345.1462. Dado el interés que presentaba la estrella, la curva de luz también se estandarizó desde el foco Cassegrain del telescopio de 60 cm del Observatorio Esteve Duran.

 

RESULTADOS DE LAS OBSERVACIONES

Las observaciones fotométricas confirmaron lo visto preliminarmente de forma visual, y el resultado definitivo fue el de una EB, una de las más brillantes, con un período de 1.46975 días y una magnitud visual máxima de 7.63+/-0.02. En la siguiente figura se muestra la magnífica curva de fase obtenida. 

Curva  de luz en V de SAO 56342  (actualmente V600 Per) tras las observaciones realizadas con telescopios de 60 mm de abertura y focales cortas de 300 mm y 360 mm de longitud.

Los resultados fueron publicados por Francisco Campos y colaboradores (1997), recibiendo la denominación definitiva de V600 Persei en la 75th Name-List of Variable Stars del Konkoly Observatory.

SAO 53642 es efectivamente una Beta Lyrae clásica, con un eclipse primario de 0.41 magnitudes de profundidad, y uno secundario donde el brillo de la variable cae 0.20 mag. Lo más destacable de la curva de luz es su asimetría, prueba evidente de la existencia de algún tipo de actividad estelar cuya naturaleza está todavía por determinar. De manera particular se aprecia un fuerte efecto O'Connell (ver O'Connell, 1951), consistente en un máximo en la fase 0.25, 0.03 magnitudes más brillante que en la fase 0.75, evidenciando que uno de los hemisferios del sistema es más oscuro que el otro. Puesto que la curva de luz se ha mostrado perfectamente repetitiva durante el período de 5 meses de observación, podríamos estar frente al efecto producido por gases absorbentes que circulan de una estrella a otra (o de las estrellas hacia el espacio circundante), a través de órbitas bien definidas, o a focos de actividad fotosférica más o menos permanentes debido a las interacciones entre ambas estrellas, donde los campos magnéticos pueden ser ciertamente intensos. Se trata pues de un objeto abierto a interesantes temas de investigación todavía vírgenes.

Las efemérides calculadas para predecir futuros mínimos primarios de la variable son:

        Min. I = DJH 2450401.594(+/-0.001) + 1.46975(+/-0.00020)xE

Donde el período está dado en días.

BD+32º0599 y SAO 56366: DOS NUEVAS VARIABLES DESCUBIERTAS EN EL CAMPO DE SAO 56342

No solamente se determinó que SAO 56342 es una EB, sino que además la utilización de pequeños telescopios dio como fruto el descubrimiento de dos nuevas variables totalmente desconocidas hasta entonces.

BD+32º0599 (PPM 68311, GSC 2345.1366) es una estrella muy roja, tipo M8, que en algunas imágenes CCD con el filtro Ic tomadas desde el Observatorio de Mollet ya apareció como un objeto varias magnitudes más brillante que con el filtro B. Ante la alta probabilidad de que la estrella fuese por tanto variable, se incluyó en las primeras imágenes de SAO 56342 obtenidas desde el Observatorio Esteve Duran, poniendo de manifiesto a los pocos días su variabilidad. El resultado final al cabo de cinco meses mostró que este objeto era claramente variable, con una notable amplitud de 0.6 mag, desde la 9.2 a la 9.8 en V. La siguiente figura muestra la curva de luz resultante. 

 

La segunda nueva variable descubierta en el campo fue SAO 56366, una "minivariable" con una amplitud de 0.04 magnitudes, espectro K0 y magnitud máxima de 7.9. Inicialmente se incluyo como estrella de comparación para SAO 56342, pero luego se comprobó que frente a la constancia de otras estrellas de comparación escogidas en el campo, ésta presentaba ligeras fluctuaciones de luz. La siguiente figura muestra la curva de luz obtenida.

Al principio se creyó que la variabilidad observada en SAO 56342 era debida a efectos de extinción diferencial de color, pero otra estrella de comparación, SAO 56355 también de espectro K0 no mostró variaciones de luz más allá de la dispersión de las mediciones. En la figura se representa la magnitud media de SAO 56342, y la de la diferencia entre SAO 56376 (C1) y SAO 56377 (C2).

 

Mapa del campo de SAO 56342

 

¿QUE PUEDEN HACER LOS OBSERVADORES AFICIONADOS?

El campo de SAO 56342 presenta todavía muchas oportunidades para el aficionado serio. Por un lado la propia EB es un objeto brillante que puede ser fácilmente observada con telescopios pequeños en otras bandas fotométricas. Está todavía pendiente la obtención de su curva de luz en B, Rc e Ic, observaciones todas ellas que sin duda suministrarían información importante sobre el sistema binario. De otra parte es necesario ajustar con mayor precisión su período, y observar mínimos que permitan comprobar si existen cambios de período debido a transferencia o pérdida de masa, etc.

En cuanto a BD+32º0599, los únicos datos que se tienen son las observaciones fotométricas que durante cinco meses demuestran que la variación es de 0.6 magnitudes. Es posible que sea superior, y aún no se sabe ni siquiera cual es el comportamiento de esta estrella a largo plazo, posiblemente se trate de una irregular o semirregular, pero podría haber sorpresas tales como la presencia de periodicidades. La obtención simultánea de la curva de luz en V, Rc e Ic es sin duda interesante, sobre todo teniendo en cuenta lo brillante que puede llegar a ser en rojo e infrarrojo.

El caso de SAO 56366 es más difícil, ya que la poca amplitud de variación detectada, las variaciones que pueden ser irregulares, requiere la realización de fotometría muy precisa.

 

bullet.gif (67 bytes) 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.

bullet.gif (67 bytes) Las referencias

puntet.gif (63 bytes)Campos-Cucarella, F., Gómez-Forrellad, J., M., García-Melendo, E., 1997, IBVS No. 4426 

puntet.gif (63 bytes)Makarov, V., Bastian, U., Hoeg, E., Grossmann, V., Wicenec, A., 1994, IBVS, No. 4118

puntet.gif (63 bytes)O'Connell, D., M., K., 1951, Riverview Pub., 2, 85

 

 
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Grup d'Estudis Astronòmics      

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