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Analisi della curva di luce di HU Tau
Giuseppe Marino e Fabio Salvaggio

Gruppo Astrofili Catanesi "Guido Ruggieri"
UAI - Sezione Stelle Variabili
"Pubblicato su Astronomia UAI"

Giuseppe Marino, via Papale 36 - 95128 Catania
e-mail : gmarino@alpha4.ct.astro.it
Fabio Salvaggio, via Monfalcone 4 - 95127 Catania






Abstract. The authors reports on their visual estimates of eclipsing binary HU Tauri in 1996 and 1997. The photometric elements are derived from an analysis of the observations by using the light curves synthesis program “Binary Maker 2.0” : the model of binary system is coherent to photoelectric analysis found in lecterature.
 

Introduzione
Nonostante la sua elevata luminosità, HU Tau (=HD 29365, Per.=2,0563056 giorni, V=5,87 - 6,8) è poco seguita in quanto il suo periodo, multiplo di un giorno, rende problematica la copertura completa della curva di luce.
Parthasarathy, Sarma e Vivekananda Rao [1] hanno determinato le dimensioni assolute del sistema combinando elementi fotometrici e parametri orbitali spettroscopici, trovando per la primaria, di tipo spettrale B8 V, una massa pari a 4,68  Masse Solari e per la secondaria (F8 - G2 III - IV) una massa di 1,26 Masse Solari. I raggi sono stati stimati pari a 2,9 e 3,34 Raggi Solari rispettivamente per la primaria e la secondaria.
In questo articolo sono presentate le nostre stime visuali e l’analisi numerica della curva di luce.

Osservazioni e riduzione dei dati
Le stime sono state effettuate tra il 27 dicembre 1996 e il 15 marzo 1997 con un binocolo 7x50 utilizzando il metodo di Argelander.
Nei periodi di massima luminosità la stima è stata facilitata dalla presenza di una stella di confronto (la A nella cartina riportata in [2]) avente praticamente la stessa magnitudine.
La figura 1 mostra la curva di luce con le fasi calcolate secondo l’effemeride di Ito [3] :
Min I = HJD 2 446 485,9967 + 2,0563056E

Figura 1: magnitudini visuali di HU Tau e curva di luce teorica



Analisi della curva di luce
La quantità dei parametri liberi che incidono nella forma di una curva di luce è tale che su ogni modello teorico vi sono notevoli incertezze. Queste possono spesso essere ridotte solo con osservazioni indipendenti di diverso tipo (ad esempio fotometria e spettroscopia) e nella maggior parte dei casi diversi set di parametri possono condurre a curve di luce simili. Cionondimeno si possono trovare dei criteri per restringere la varietà di possibili soluzioni, e la conoscenza delle analisi di altri autori e di quali sono le caratteristiche che possono considerarsi “ragionevoli” per un sistema binario, facilitano il compito.
Noi abbiamo effettuato un’analisi teorica utilizzando il software “Binary Maker 2.0” di David H. Bradstreet. Utili punti di partenza sono stati i lavori di Nakamura et al. [4] e di Maxted et al. [5].
Uno dei set di parametri stellari al quale si adattano le nostre osservazioni, è riportato in tabella 1. In massima parte si tratta di parametri uguali a quelli di Parthasarathy et al. [1], ma l’accordo con le osservazioni è risultato decisamente migliore adottando per gh, gc, xh, xc, Ah, Ac i valori tipici basati sulla struttura di stelle dello stesso tipo delle componenti di HU Tau anziché quelli trovati nel loro fit dai suddetti autori. L’inclinazione del piano orbitale di 79,2° rispetto alla perpendicolare alla linea visuale, inoltre, sembra simuli meglio la profondità dei minimi principali osservati. La curva teorica corrispondente è riportata in figura 1 mediante linea continua.
L’aspetto del sistema a varie fasi è riportato in figura 2 : la secondaria, più fredda e meno massiccia, ha riempito il suo lobo di Roche risultando così molto luminosa nonostante la sua massa.
E’ da rilevare che l’analisi si basa sulle differenze di magnitudine dal massimo di luminosità. Le differenze di magnitudini visuali sono uguali alle differenze di magnitudini sulla banda V (centrata a 5500 Å) del sistema fotometrico standard. Ed è proprio nelle bande standard che il software esegue i calcoli.

Figura 2 : configurazioni calcolate per HU Tau a diverse fasi orbitali.
 
 
 

 Figura 3 : definizione di alcuni parametri geometrici per un generico sistema binario  stretto.






BIBLIOGRAFIA
 

[1]. Parthasarathy H., Sarma H. B. K., Vivekanda Rao P., Astron. Astrophys., 297, 359-363 (1995)
[2]. Baruffetti P., L’Astronomia N° 82 novembre 1988, 50-51
[3]. Ito Y., Inf. Bull. Variable Stars N° 3212 (1988)
[4]. Nakamura Y., Yamasaki A., Ito Y., Publ. Astron. Soc. Japan, 46, 267-271 (1994)
[5]. Maxted P. F. L., Hill G., Hidditch R. W., Astron. Astrophys., 301, 141-148 (1995)
 
 

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