Introduzione
 
  La particolare importanza dell'osservazione della binaria ad eclisse OO Aquilae risiede nel fatto
che il periodo di rivoluzione delle due componenti stellari, intorno al comune baricentro, varia nel
tempo.
  Questa variazione potrebbe essere dovuta a:

    1. perdite o scambi di materia transitori tra le due stelle componenti;
    2. perdita o scambio continuo di materia da una delle due componenti;
    3. presenza di un terzo corpo ancora non rivelato.

  Nel primo caso ci si aspettano variazioni transitorie del periodo orbitale.
  Nel secondo caso la variazione del periodo orbitale e' continua, in aumento o diminuzione.
  Il terzo caso puo' implicare una variazione ciclica del periodo.

  Allo stato attuale non e' ancora chiaro se la variazione sia ciclica o non ciclica. Comunque, le ultime
osservazioni pubblicate dal Gruppo Astrofili Catanesi e dalla Sezione Stelle Variabili dell'Unione
Astrofili Italiani (Salvaggio F., Astronomia, maggio-giugno 2001) tendono a escludere una variazione
con andamento parabolico, che era stat ipotizzata dagli astronomi basandosi sul limitato numero di
osservazioni presenti in passato.
 

   Sono qui presentate le curve di luce ottenute da Giuseppe Marino e Fabio Salvaggio nei mesi di
luglio (Fig. 1) e agosto 2002 (Fig. 2). Le figure mostrano l'andamento nel tempo (qui misurato in
giorni giuliani) della magnitudine visuale di OO Aql durante due minimi di luce. I minimi
sono dovuti alle eclissi tra le due componenti stellari.
  Le magnitudini sono state stimate visualmente utilizzando il metodo di Argelander. La durata
di ogni osservazione copre un arco di 2-3 ore.
   Sono stati utilizzati un telescopio rifrattore da 80 mm e un telescopio riflettore Schmidt-Cassegrain
da 279 mm.
 

               
  Fig. 1 - Curva di luce del minimo principale (Min. I) di OO Aql ottenuta con un telescopio rifrattore da 80 mm di
diametro durante un campo astronomico del Gruppo Astrofili Catanesi alla Caserma Pitarrone (Etna).
I Triangolini in basso indicano gli istanti di minimo calcolati con il programma AVALON (il triangolo
pieno e` riferito alle osservazioni di F. Salvaggio).

Fig. 2 - Curva di luce del Min. I ottenuta in base alle osservazioni eseguite da Monte Palestra (Etna) con un
telescopio Schmidt-Cassegrain da 279 mm .
 
 

  Risultati

  L'analisi dei dati e' consistita nella determinazione degli istanti di minimo (Tab. 1).
Tali tempi serviranno per derivare la variazione del periodo orbitale.
  Gli istanti di minimo  sono stati calcolati con il programma AVALON di Adriano Gaspani,
basato sulle reti neuronali.
 
 

Tab. 1 - Istanti di minimo cacolati per OO Aql.
 
 

   Conclusioni

  I tempi dei minimi determinati in base alle osservazioni permettono di calcolare l'O-C,
cioe' di quanto tali istanti osservati differiscono da quelli calcolati in base all'effemeride
nota (consistente dell'epoca di una certa eclisse di riferimento e del periodo orbitale).
  L'andamento nel tempo dell'O-C fornisce direttamente l'informazione sulla variazione
del periodo.
   Queste e future osservazioni dovrebbero permettere, entro qualche anno, di capire se la
variazione di periodo di OO Aql e` transitoria o ciclica.
 

Per informazioni e adesioni alla campagna osservativa scrivere a Fabio Salvaggio
(fsalvaggio@tiscali.it).

Questa pagina sara' prontamente aggiornata in base alle nuove osservazioni e al procedere
dell'analisi.