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Para ilustrar los aspectos que
pueden tener las curvas de luz de las EB recurrimos a algunas de las halladas por el GEA y
el OED en el transcurso del programa de identificación y caracterización de nuevas
variables.
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| SAO 56342 es un ejemplo de típica curva de luz de una EB. En
la curva cabe destacar la existencia de un efecto "O'Connell" (una diferencia de
brillo entre los dos máximos) y que los mínimos son totales o anulares. SAO 56342, de
magnitud 7,6 en el máximo, es la EB más brillante descubierta por el GEA. Estas
observaciones fueron realizadas con un pequeño telescopio de 6 cm. |
Nueva EB con un período de
tan sólo 15 horas y que presenta un pronunciado efecto O'Connell. Su descubrimiento fue
una casualidad que se presenta con cierta frecuencia; mientras se estaba intentando
confirmar la variabilidad de una "suspected", fue escogida como estrella de
comparación, resultando ser también variable. En el transcurso de estas observaciones
asimismo se puso de manifiesto que otra estrella cercana era a su vez también variable,
por lo que en vez de una fueron tres las variables confirmadas. |
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| HIP 12056 está constituida
por estrellas de espectro A0 y posee un período de 2,1 días. La historia de su
descubrimiento por parte del GEA no deja de ser curiosa, pues se realizó delante de la
pantalla del ordenador volviendo a analizar los datos de una serie de curvas de luz
"no resueltas" por los analistas del HIPPARCOS. Por alguna circunstancia
desconocida, no la detectaron pese a que el análisis posterior no dejaba ningún margen
de duda, tal como se pudo confirmar tan pronto fue posible observarla con el telescopio. |
La variabilidad de HD 126080
(DU Boo) fue detectada por el instrumento TYCHO del satélite HIPPARCOS, indicando que se
trataba de una RR Lyrae y dando un período totalmente erróneo. Al requerimiento para
confirmar estos resultados preliminares respondió el GEA determinando que en realidad se
trata de una EB con un período de poco más de un día. Lo más notable es que uno de los
máximos presenta un importante "efecto O'Connell" con una variación de luz del
orden del 20% del total que varía la estrella. Las observaciones fueron realizadas con un
pequeño telescopio de 8 cm. |
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| Mientras se realizaban
observaciones de una variable en la constelación de Monoceros, casualmente se descubrió
que otras dos del mismo campo también eran variables y una de ellas eclipsante. Esta
resultó ser una nueva EB con un período casi igual a un día (0,9899 días), lo que
motivó tenerla que observar durante dos temporadas seguidas para poder cubrir
satisfactoriamente todas las fases de su curva de luz. Ello permitió descubrir una
particularidad muy interesante. Se trata de que la curva de luz varía de amplitud con el
tiempo. Así, en 1997 uno de los máximos presentaba un "efecto O'Connell", en
tanto que el mínimo principal era plano e inclinado. Cuando se reanudaron las
observaciones meses más tarde, el "O'Connell" había desaparecido y el eclipse
primario era más profundo y claramente parcial. La explicación está en que estas
estrellas, en particular la secundaria, se hallan rodeadas por anillos de gas mutantes y
además existen chorros de materia que temporalmente conectan la estrella más caliente
con la más fría. |
El satélite HIPPARCOS
descubrió esta variable y se le asignó un período de 0,97 días, sin determinar el
tipo. Tras un análisis de estos datos por parte del GEA se llegó a la conclusión de que
podía ser una EB, lo cual quedó confirmado tras estas observaciones realizadas desde el
Observatorio Esteve Duran. Se da la circunstancia de que la estrella se halla inmersa
dentro de una nube de hidrógeno de la Vía Láctea. |
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| GSC 2906.0213 es una nueva EB descubierta casualmente desde el
Observatorio Esteve Duran mientras se realizaban observaciones de la también nueva
cefeida NSV 01771, en la constelación de Auriga. Se trata de una eclipsante notable
porque la forma de la curva de luz cambia constantemente ciclo a ciclo, sea por la
presencia de gases envolviendo al sistema o a una de sus componentes, sea porque alguna de
las estrellas es asimismo una variable intrínseca. |
Esta nueva binaria eclipsante
resulta de interés por varios motivos. En primer lugar, la forma de la curva de luz es la
propia de una EW de no ser por la amplitud de variación (0,9 mag) y porque el mínimo
principal es 0,3 magnitudes más profundo que el mínimo secundario, características
ambas de las EB. Lo máximo que puede variar una EW se sitúa sobre las 0,8 magnitudes
cuando los eclipses son totales. Además, en este caso los eclipses son parciales, por lo
que de ser totales, la estrella variaría más de una magnitud. Por si fuera poco, el
período es de tan sólo 7 horas, uno de los más cortos (o el que más) de todas las EB
conocidas. Nos hallamos, pues, ante una eclipsante de características excepcionales. La
explicación podría ser que en realidad se tratase de una EW. En efecto, en una EW, al
estar en contacto ambas componentes del sistema, la estrella más masiva transfiere
luminosidad a la menos masiva por medio de una envoltura común que iguala la temperatura
de ambas (pese a ser de distintos tamaños ambas componentes suelen poseer la misma o
parecida temperatura superficial) y por esto ambos eclipses tienen una profundidad igual o
muy similar. No obstante, de acuerdo con Duerbeck (1996), este "contacto
térmico" puede romperse de vez en cuando y la evidencia puede estar en ciertos
sistemas EB con masas y períodos similares a los de los sistemas EW. Esto es lo que
parece estar sucediendo con esta nueva variable, observándose una EW desprovista de la
envoltura común que cubre a ambas componentes de las EW. De esta forma, estaríamos
observando a estos astros con el brillo y color real que tendrían de ser estrellas
individuales sin ninguna conexión entre si. De ser esto cierto, se trataría de una
magnífica ocasión para poder estudiar de forma individualizada las componentes de una
EW. |
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