Nuova variabile UCAC4 435-105714
di Maurizio Cervoni
Il 2 giugno 2017 ho ricevuto una mail dal moderatore sezione stelle variabile della AAVSO (American Association of Variable Star Observers) con cui mi ha dato conferma della scoperta della variabile i cui dati erano stati inviati tempo prima. A parte la soddisfazione in se stessa (la mia prima scoperta) è stata una bella esperienza, soprattutto perché ho imparato molte cose nuove, compresi i procedimenti che richiede tutto il processo, dall’individuazione fino alla sottomissione per la validazione di una nuova stella variabile.
Nel corso degli anni il gruppo ricerca dell’ATA (Associazione Tuscolana di Astronomia) di cui faccio parte, ha monitorato diversi asteroidi così da determinarne i parametri non ancora definiti, come ad esempio il periodo di rotazione e la curva di luce. Una volta elaborate le informazioni, i dati ricavati vengono inoltrati al Minor Planet Center.
Occupandomi di stelle variabili e avendo a disposizione le immagini necessarie per le indagini descritte, ho deciso di verificare se in alcune di esse fossero presenti astri che variassero la loro magnitudine e ancora non censiti.
Per questa analisi è stato utilizzato il software Canopus. Esso possiede una utility davvero interessante che permette, dopo aver caricato tutte le foto di una stessa serata, di verificare se ogni singola stella del campo inquadrato presenti o meno variazioni in magnitudine. Dopo una prima scrematura, risultarono presenti tre stelle che mostravano un andamento sospetto di luminosità; si è reso necessario, quindi, appurare se fossero variabili già conosciute o meno.
Il modo più sicuro per avere tali informazioni era quello di consultare il relativo link dal sito della AAVSO (VSX): si tratta della banca dati di tutte le stelle variabili censite; basta inserire le coordinate o il nome della stella e si può ottenere l’informazione desiderata. Da questa ricerca si è evinto che due variabili erano già presenti nel database, mentre per la terza non si riscontravano variabili nel campo di pochi primi attorno alle coordinate inserite.
Successivamente sono state approntate ulteriori osservazioni con il telescopio della cupola Torsoli dell’ATA (Meade ACF 350/3500) installata all’interno dell’Osservatorio Astronomico “Fuligni”, coadiuvate da altre riprese di Francesco Franceschini dalla sua postazione, in modo da avere abbastanza dati da elaborare per la rilevazione del periodo della sospetta variabile.
Per questo scopo si è scelto di usare il programma Peranso – sicuramente uno dei migliori per le stelle variabili a livello amatoriale – che permette di caricare ed uniformare le sessioni acquisite in giorni differenti (ma anche setup diversi, benché all’atto pratico alcune sono state scartate), applicando la funzione “Subtract Avg Mag All”.
Figura 1
Peranso offre vari metodi (sia statistici sia con trasformate di Fourier) per trovare il periodo, a seconda del tipo di variabile da analizzare. Per l’oggetto di questo studio si è usato ANOVA (statistico), considerato che la curva di luce trovata già si mostrava come una binaria ad eclisse. Dopo la prima elaborazione il software cerca tra i vari periodi quello più significativo e da questo si parte per affinarlo con ulteriori procedimenti.
Come sopra riportato, essendo una binaria, il periodo completo si mostra composto da 2 minimi e 2massimi, come effettivamente presenta il grafico dopo un’ulteriore elaborazione (fig. 1). A questo punto Peranso offre la possibilità di verificare se il periodo trovato sia reale e non un artefatto.
Una volta trovato il periodo, bisogna calcolare l’epoca del minimo (sempre con Peranso, ma anche con altri software come AVE), ed inserirlo nel grafico in modo che esso mostri il minimo primario alla fase zero. Dal periodo e dal minimo primario ho calcolato le effemeridi degli altri minimi, in maniera da verificarne l’esattezza con le successive osservazioni. Infine bisogna inserire i dati richiesti direttamente sul sito AAVSO ed aspettare comunicazioni da parte del moderatore.
Risultati
La variabile presenta un periodo di 0.2810 giorni, risulta di tipo EW – binaria ad eclisse con componenti quasi a contatt o- con un’ampiezza di 0,40 magnitudini (Fig. 2, clicca sull’immagine per ingrandirla)
Dal seguente link è possibile accedere alla pagina della variabile scoperta:
https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=477954
Maurizio Cervoni
Gruppo Ricerca ATA
Ringraziamenti
- Gruppo Ricerca ATA per le riprese degli asteroidi
- Franceschini per le immagini della variabile
- Marchini (UAI) per i preziosi consigli sul software Peranso
