En septiembre de 1997 con un telescopio de 8 cm que cubría aproximadamente un grado cuadrado de cielo sobre el chip CCD, desde el observatorio de Mollet se procedió a prospectar una zona de la constelación de Cefeo con el fin de identificar nuevas variables, descubriéndose una EB de magnitud 7,4 con un período de 36 días. Como para observar esta estrella el telescopio utilizado ya proporcionaba suficiente precisión, se decidió proseguir con el mismo instrumento hasta completar la curva de luz, lo cual se concluyó a principios de 1999.

Seguir un amplio campo durante más de un año era una magnífica ocasión para descubrir otras variables, por lo que se analizaron todas las estrellas del campo hasta la magnitud 10,5, que era brillo límite para el contaminado cielo de Mollet y con este telescopio para poder detectar variaciones inferiores a una décima de magnitud.

Región de la constelación de Cefeo que fue prospectada. El rectángulo central muestra el campo cubierto por el chip CCD que fue observado. Indicada a la izquierda de CW Cep está la nueva eclipsante BD+62 2167.

Y efectivamente, el análisis permitió determinar que una estrella del campo, BD+62 2167 de magnitud 9,4, es una eclipsante algólida que varía 0,21 magnitudes con un período de 1,3 días. Curiosamente esta nueva variable se halla muy cerca de la bien estudiada CW Cephei, por lo que resulta sorprendente que nadie se hubiera percatado antes de ello.

Observaciones de BD+62 2167 realizadas con el telescopio de 8 cm. Cada columna vertical de puntos corresponde a una noche individual.		Las mismas observaciones de la izquierda puestas en fase con un período de 1.3045 días, donde queda de manifiesto que se trata de una variable eclipsante

BD+62 2167 era demasiado débil para poder obtener una curva de luz con suficiente precisión con un telescopio de 8 cm, que además estaba observando simultaneamente otra estrella 6 veces más brillante, lo que impedía  aumentar los tiempos de exposición pues las tomas habrían salido saturadas y por tanto inservibles para realizar fotometría. Así pues, fue preciso utilizar el telescopio de 41 cm del Observatorio de Mollet.

Las observaciones con un telescopio más potente permitió poner de manifiesto que la curva de luz no era repetitiva, como sucede en la mayoría de eclipsantes de tipo Algol, sino que tenía superpuestas otras variaciones con una amplitud de tan sólo 0,03 magnitudes, evidentes en las fases 0,2-0,4 y 0,8-0,9, además de ser variable la profundidad y la forma del eclipse secundario.

BD+62 2167 es también una estrella doble con las componentes separadas unos 6", GSC 4282_394_1 y GSC 4282_394_2, lo que obligó a realizar fotometría conjunta de ambas estrellas, es decir, que la variación total de la eclipsante es en realidad mayor de lo registrado, pues la curva de luz obtenida se halla amortiguada al estar contaminada por la luz de la otra estrella. BD+62 2167 también fue observada con el experimento TYCHO a borde del satélite HIPPARCOS, hallándose que ambas componentes eran variables, TYC 4282_394_1 de la 9,11 a la 9,75 y TYC 4282_394_2 de la 9,49 y la 10,25, aunque con el indicativo "W", es decir, con muy baja confianza (la variabilidad no parece que pueda ser debida a que las estrellas sean dobles, pero no fueron analizadas otras causas de error que afectaban a las mediciones del satélite).

Sin más se mandó a publicar el descubrimiento, pero a sugerencia del "referee" (el "arbitro" que juzga la calidad e idonedad de una publicación científica), se hizo un análisis más a conciencia sobre las irregularidades de la curva de luz, es decir, si la eclipsante era al mismo tiempo una variable intrínseca o bien, esas irregularidades se debían a variaciones de la compañera visual del sistema doble. También se trató de averiguar cuál de las dos componentes era la eclipsante, pues aunque con el telescopio de 41 cm se podían resolver ambas componentes con tiempos de exposición cortos, en las poses fotometricas normales se mezclaba la luz de las estrellas al ser demasiado corta la focal utilizada.

Curva de luz de TYC 4282_394_1 obtenida por TYCHO.		Curva de TYC 4282_394_2 por TYCHO.

El análisis de los datos del TYCHO no reveló nada dada la gran imprecisión de éstos, unas 100 veces mayor que la obtenida con el telescopio de 41 cm y unas 5 veces más de lo que varía la eclipsante. Por todo ello, el análisis se tuvo que limitar exclusivamente a nuestros datos fotométricos.

Se apreciaron las siguientes características:

1.- Los cambios son permanentes en las mismas fases pero su amplitud varía.

2.- Ambos máximos son simétricos entre si, pero existe asimétrica entre la subida y la bajada.

3.- La máxima deformación está en las bajadas de ambos máximos, que presentan una depresión justo al inicio de los eclipses.

4.- La profundidad y la forma del eclipse secundario varía con el tiempo.

5.- Los mínimos secundarios altos y planos corresponden a inicios de bajadas más altas.

Esto fue hallado tanto en el período de 37 días en que la variable fue observada con el telescopio de 41 cm, como en los 230 días en que fue observada con el de 8 cm.

El tipo de actividad observada recuerda en algunos aspectos a la que también hemos observado en variables eclipsantes del tipo EB de corto período, lo que sugiere que se debe a nubes o chorros de gas permanentes,  pero de aspecto variable entre ambas estrellas, o tal vez un disco de materia, más que a una actividad de tipo fotosférico o cromosférico (de la superficie de las estrellas), aunque las depresiones delante del inicio de los eclipses tal vez puedan ser atribuidas a manchas estelares.

La curva de luz ha sido representada con la mitad del período para mostrar que ambos máximos son prácticamente iguales y que las deformaciones se producen en las mismas fases.		Otra forma de mostrar lo mismo de la figura anterior, pero representado la curva con un período 4 veces superior al real. Para ver si las deformaciones tuvieron lugar en el tiempo en que la estrella fue observada con el telescopio de 8 cm y cuando lo fue con el 41 cm, se han sumado ambos conjuntos de datos.

Otra cuestión es la variabilidad denunciada por los analistas de los datos del TYCHO. Se indicó que ambas componentes eran variables y de similar amplitud (0,64 y 0,76 magnitudes), en tanto que el análisis de nuestros datos muestran que toda la variación se debe a una sola estrella (0,21 magnitudes). Este resultado   pone en tela de juicio los datos TYCHO indicando que las variaciones que detectó son espúreas.

Curva de luz del TYCHO (izquierda) y del GEA (derecha) a la misma escala, donde se pone de maniesto la imposibilidad de que con los datos del satélite se pudiera descubrir la variabilidad de BD+62 2167 dado el alto grado de error de los datos. Las pequeñas irregularidades que muestra la eclipsante son inferiores al tamaño del punto.

Queda por dilucidar cuál de las dos componentes visuales es la variable y a ello pueden contribuir los observadores aficionados aportando nuevos datos. Para ello es preciso utilizar focales largas, de más de 6 metros para poder medir fotométricamente ambas estrellas. No es necesario obtener una curva completa sino, a partir de las efemérides, observar varias veces cuando la extrella se halla en el máximo y en el mínimo. Las efemérides determinadas para el sistema son:

Mínimo I = DJH 2451034.5344 + 1.3045 días
                                ±0.0004   ±0.0003

Carta del campo de BD+62 2167. La estrella indicada como C es la de comparación utilizada en este trabajo.

Referencias:

J.M. Gómez Forrellad, 2000, IBVS No. 4923
ESA, 1997, The Hipparcos and Tycho Catalogues, ESA SP-1200

 

Grup d'Estudis Astronòmics