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La forma de la curva de luz de las
binarias eclipsantes de tipo EA puede ser muy variada. A continuación se dan algunos
ejemplos basados en variables de este tipo halladas por el GEA y por el OED.
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| HY Vir de magnitud 7,8 en el
máximo y con un período de 2,73 días, fue la primera variable descubierta por el GEA
(1989). A los puntos se ha superpuesto el modelo teórico determinado mediante el cálculo
de los parámetros físicos del sistema. Nótese la forma combada del máximo debido a que
las estrellas no son perfectamente esféricas, sino que por efectos de la atracción mutua
están deformadas, adquiriendo un aspecto elipsoidal. |
El sistema binario GSC
0762.2022 está constituido por dos estrellas gemelas blancas de forma esferoidal. El
período es próximo a 1,5 días. |
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| En NSV 03999 se observa con
toda nitidez el efecto de "reflectividad" (inclinación de la curva fuera de
eclipse) debido a la luz de la estrella principal reflejada sobre la estrella secundaria
(y también al sobrecalentamiento del hemisferio de la secundaria que mira a la
principal). Pese a ser un ejemplo tan claro, en este caso intervienen también otros
factores que hacen que no sea nada fácil obtener un modelo teórico del sistema, dado que
los cálculos muestran que la reflectividad es superior a la esperada, lo cual puede
explicarse de diversas maneras y no hay una solución única. |
HD 290807 es una algólida descubierta por el GEA no muy
lejos de la famosa nebulosa de la Cabeza del caballo en Orión. Su período es de 4,6
días y el mínimo principal tiene una profundidad de casi una magnitud. El eclipse
principal es anular y el secundario total. Además presenta la particularidad de que la
órbita es ligeramente excéntrica. Este hecho, junto a que los modelos teóricos
obtenidos a partir de esta curva de luz muestran que las componentes del sistema se hallan
en distintos estados evolutivos, sugiere que se trata de un sistema muy joven en el que
las estrellas aún no han entrado en la secuencia principal. El tipo espectral de la
estrella primaria es G5 y el que se deduce de la secundaria a partir del modelo obtenido
por computador, es K5. 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). |
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| V793 Cas fue descubierta por
el satélite Hipparcos y catalogada como EB con un período de 1,65 días. La figura
muestra la curva obtenida por el GEA con un telescopio de tan sólo 8 cm que demuestra que
en realidad se trata de una eclipsante algólida con el mínimo principal y el secundario
prácticamente de la misma profundidad. Notar que la máxima magnitud, por efectos de la
reflectividad, se alcanza poco antes y poco después del eclipse principal, cuando lo
habitual es que suceda lo contrario, en las inmediaciones del mínimo secundario. |
NSV 03199 es una bonita algólida de corto período que
presenta la particularidad de la forma del máximo alrededor del eclipse secundario, así
como el aspecto de este mismo. Esto podría explicarse suponiendo que alrededor de la
estrella secundaria existe un anillo de gas. |
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| NSV 08513 es un sistema
binario constituido por dos estrellas muy similares y deformadas, lo que provoca que los
máximos sean redondeados como sucede en las EB y EW. |
Nueva algólida en Orión con
un período de 1,8 días con un eclipse principal es de casi 1,2 magnitudes de
profundidad. Mientras se observaba fueron descubiertas en el mismo campo otras dos
variables, una de ellas también eclipsante. |
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| Eclipsante de tipo EA con un
período de 6,6 días y una órbita notablemente excéntrica. Nótese que el eclipse
secundario no acontece en la fase 0,5 sino cerca de la 0,4. Fue descubierta casualmente
mientras se estaban realizando observaciones de otra nueva eclipsante situada en sus
inmediaciones. |
La curva de luz no es de una
nueva variable, sino que desde hace años estaba catalogada como una EB con un período de
1,35 días. Sin embargo, los datos del GEA han permitido determinar que en realidad se
trata de una EA con un período de casi 4 días exactos. |
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La variabilidad de esta estrella fue
descubierta mientras se realizaba un análisis preliminar de las observaciones realizadas
por el experimento TYCHO a bordo del satélite astrométrico HIPPARCOS. Sin embargo, pese
a la sospecha de que podría tratarse de una eclipsante, con los datos del satélite no se
llegó a ninguna conclusión. Respondiendo a un llamamiento para investigar la naturaleza
de la estrella, fue observada sistemáticamente por el GEA a lo largo de 1996 y 1997
(observaciones complementarias también se realizaron en 1998) totalizandose 180 noches de
observación continua. El resultado fue el hallazgo de que se trata de una algólida con
eclipses de similar profundidad (0,5 mag) que presenta la particularidad de poseer un
período de 99,27 días y una órbita muy excéntrica, de modo que el eclipse secundario
sucede en la fase 0,18. Los eclipses tienen lugar cerca del periastro, cuando el
movimiento orbital es mayor. Además por las importantes diferencias de velocidad de
éste, los eclipses tienen distinta duración; mientras que el principal dura unas 15
horas, el secundario tiene una duración mayor, de unas 22 horas. Si nuestra visión del
plano del sistema fuera desde un punto del espacio cercano al apoastro, un eclipse
podríamos verlo durar muy pocas horas y el otro podría prolongarse durante varios días
enteros. Esta diferencia de duración de los eclipses según desde qué punto del espacio
sean observados únicamente existe en el caso de que las órbitas sean excéntricas. El
sistema, de magnitud conjunta 8,5 en el máximo, está constituido por dos estrellas
gemelas de espectro F8 que entre las dos brillan 11 veces más que el Sol y distan de
nosotros unos 570 años luz. En el gráfico, los puntos negros, prácticamente
indistinguibles individualmente por su densidad, se corresponden a observaciones del GEA,
en tanto que los puntos rodeados de un círculo son las observaciones realizadas por el
HIPPARCOS.
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De una simple curva de luz es posible
determinar todos los parámetros físicos del sistema binario y conocer cómo es. Aquí se
dan algunos de los datos obtenidos para NSV 03438. |
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