Εισαγωγή

Το EE Κηφέα (EE Cep, R.A.: 22 09 22.757, Dec.: +55 45 24.184, J2000.0) είναι ένα μεταβλητό άστρο Be5 III (Mikolajewski & Graczyk 1999, Mikolajewski et al. 2005), με περίοδο 2050 ημερών (περίπου 5.6 χρόνια, Meinunger 1976), και διάρκεια έκλειψης περίπου 40 μέρες.

Η ανακάλυψη της μεταβλητότητάς του έγινε το 1952 από τον Romano (1956) και προτάθηκε ότι είναι ένα εκλειπτικό μεταβλητό σύστημα (Romano & Perissinotto 1966). Συνολικά έχουν παρατηρηθεί μέχρι σήμερα 12 εκλείψεις που όμως παρουσιάζουν μεγάλες διαφορές τόσο σε διάρκεια όσο και σε βάθος (βλ. Εικ. 1). Οι Mikolajewski & Graczyk (1999) υπέθεσαν την ύπαρξη ενός αδιαφανούς παχύ δίσκου που βρίσκεται γύρω από το δευτερεύον, το οποίο, σε αυτό το πλαίσιο, θεωρείται ένα άστρο μικρής μάζας ή ένα πολύ κοντινό διπλό σύστημα. Μια κλίση στο δίσκο και πιθανή μετάπτωση του άξονα περιστροφής του (όπως και του κύριου άστρου Be Pieńkowski et al. 2020), μπορεί να δικαιολογεί τις διαφορετικές καμπύλες φωτός (βλ. Εικ. 2).

Μέχρι σήμερα έχουν διοργανωθεί 3 μεγάλες καμπάνιες παρατήρησης των εκλείψεων του 2003, 2009 και 2014 (Galan et al. 2012, 2014). Παρόλο τον όγκο των δεδομένων που έχουν συγκεντρωθεί δεν έχει γίνει ξεκάθαρη η εικόνα του συστήματος (Pieńkowski et al. 2020).

Διεξαγωγή παρατηρήσεων – συμβολή

Ο ΣΕΑ συμμετείχε στην Διεθνή Καμπάνια παρατήρησης της έκλειψης του 2014, πραγματοποιώντας μια σειρά ψηφιακών παρατηρήσεων που κάλυψαν πλήρως την έκλειψη. Αποτελέσματα αυτής της δουλειάς δημοσιεύτηκαν στο 9ο Πανελλήνιο Συνέδριο Ερασιτεχνικής Αστρονομίας στη Σπάρτη (Μαραβέλιας κ. ά. 2015). Έχοντας ήδη αυτή την εμπειρία στοχεύουμε να καλύψουμε και αυτή την έκλειψη συμμετέχοντας στην αντίστοιχη Διεθνή Καμπάνια παρατήρησης 2020-2021. Για αυτό θα συλλέξουμε παρατηρήσεις όλων των ειδών.

Για όσους έχουν εξοπλισμό μπορούν να πραγματοποιήσουν

• οπτική παρατήρηση με χρήση τηλεσκοπίου κατ’ελάχιστον 6-8″ και καταγραφή με την μεθοδολογία της ΑΑVSO (βλ. συνοπτικός οδηγός παρατήρησης μεταβλητών άστρων) – δείτε και το ενημερωτικό δελτίο 700 της AAVSO.
• ψηφιακή παρατήρηση με οποιοδήποτε τηλεσκόπιο και χρήση κάμερας CCD και οποιδήποτε φωτομετρικό φίλτρο (UBVRI)
• ψηφιακή παρατήρηση με τηλεσκόπιο και χρήση DSLR κάμερας
• ψηφιακή παρατήρηση με οποιοδήποτε τηλεσκόπιο και χρήση κάμερας CCD ή CMOS με ή χωρίς φίλτρα (και για πειραματισμό)

  [βλ. και οδηγούς οπτικής και ψηφιακής παρατήρησης από τα εργαστήρια του Θεματικού Μήνα Μεταβλητών 2014]

Στην Εικόνα 3 θα βρείτε ένα χάρτη για τον εντοπισμό του ΕΕ Κηφέα, καθώς και τα άστρα σύγκρισης “a”, “b”, “c”, “d” τα οποία αντιστοιχούν στα BD+55 2690, GSC−39732150, BD+55 2691, και GSC−39731261, αντίστοιχα. Τα άστρα “b”, “c” και “d” μπορεί να είναι μεταβλητά οπότε καλό είναι να αποφευχθούν για απευθείας σύγκριση, αλλά να εξετάζεται το μέγεθός τους για να επιβεβαιωθεί η συμπεριφορά τους. Η καλύτερη προσέγγιση είναι να δοθούν παρατηρήσεις με διαφορική φωτομετρία, δηλαδή η μεταβολή του ΕΕ Κηφέα σε σχέση με το άστρο σύγκρισης “a” (v-a).

Ο παρακάτω Πίνακας περιέχει τα μεγέθη ανά φίλτρο για το άστρο σύγκρισης “a”, BD+55 2690 (πηγή: Διεθνής Καμπάνια παρατήρησης 2020-2021):

U (mag)	B (mag)	V (mag)	Rc (mag)	Ic (mag)	R (mag)	I (mag)
10.86	10.704	10.397	10.218	10.015	10.09	9.87

Για όσους δεν έχουν εξοπλισμό μπορούν να συμβάλλουν:

• απομακρυσμένη χρήση τηλεσκοπίων σε πλατφόρμες όπως το i-Telescope που έχουν τα πάντα (ενδεικτικό κόστος περίπου 1 ευρώ / λεπτό, ελάχιστη χρέωση 5 ευρώ ανά παρατήρηση) – για τα μέλη του ΣΕΑ θα υπάρξει πρόβλεψη συμμετοχής μέσω του συλλόγου
• χρήση του κοινόχρηστου εξοπλισμού του ΣΕΑ (τηλεσκόπιο, φωτομετρικά φίλτρα) καθώς και μελών του (έξτρα κάμερες διαθέσιμες) – για μέλη, εκτός εξαιρετικής περίπτωσης
• γενικότερη βοήθεια στην οργάνωση της καμπάνιας και μελλοντικής επεξεργασίας και συγγραφής άρθρων – προταιρεότητα στα μέλη αλλά και πάλι ανοιχτοί σε εξαιρετικές προτάσεις.

Πληροφορίες – επικοινωνία

Μάνος Καρδάσης και Γρηγόρης Μαραβέλιας

Μπορείτε να χρησιμοποιήσετε τα σχόλια από κάτω ή/και την φόρμα επικοινωνίας.

Αναφορές

• Meinunger 1976, Mitteilungen ueber Veraenderliche Sterne, vol. 7, p. 97
• Mikolajewski & Graczyk 1999, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 303, p. 521
• Mikolajewski et al. 2005, Astrophysics and Space Science, vol. 296, p. 451
• Gałan et al. 2012, Astronomy & Astrophysics, vol. 544, p. 53
• Gałan et al. 2014, Information Bulletin On Variable Stars, no. 6111, p. 1
• Pieńkowski et al. 2020, arXiv:2001.05891
• Romano 1956, Coelum Periodico Bimestrale per la Divulgazione dell’Astronomia, vol. 24, p. 135
• Romano & Perissinotto 1966, Memorie della Societa Astronomia Italiana, vol. 37, p. 255
• Μαραβέλιας κ. ά. 2015, “Καμπύλη φωτός του ΕΕ Κηφέα από την έκλειψη του 2014“, Πρακτικά 9ου Πανελλήνιου Συνεδρίου Ερασιτεχνικής Αστρονομίας, Σπάρτη, 9-11 Οκτ. 2015 [link]

Στα πλαίσια του 13ου Ελληνικού Αστρονομικού Συνεδρίου, παρουσιάστηκε (με μορφή αφίσας) μια εργασία πάνω στο σύστημα AV CMi, όπου στους συγγραφείς συμπεριλαμβάνονται μέλη του ΣΕΑ που πραγματοποίησαν παρατηρήσεις του συστήματος.

Determining the structure and properties of the triple system AV CMi

K. Karpouzas (1), A. Tsiaras (2), K. Emmanouilidis (3), E. Kardasis (3), I. Strikis (3), J.H. Seiradakis (1)
( 1. Department of Physics, University of Thessaloniki, Greece, 2. Department of Physics & Astronomy, University College London, UK, 3. Hellenic Amateur Astronomy Association, Greece )

In this work, we investigated the existence of a possible companion in the eclipsing binary system AV CMi, inspired by the detection of out-of eclipse transits. We analysed the largest so far number of photometric observations of the system, acquired over a period of two years. Due to the Large depth of the transit, this candidate companion is possibly a brown dwarf or a more massive sub-stellar component. The orbit is of satellite type (S) with a period of 0.5 days around one of the two stars and according to the observations, it presents a high mutual inclination between 8 and 30 degrees depending on which the host star is. In total, our analysis aims in determining whether a third body actually exists and if it does, which star would be the host according to the data. In this sense, we first study the dynamical stability of the orbit. Following, we present a statistical test in order to disentangle between the two cases of the host star. finally, we propose a method to directly confirm the existence of this companion, through observation of it’s transits in front of the non-host star, which causes significant non-periodic distortions in the total light-curve.

Στα πλαίσια του 9ου Πανελλήνιου Συνεδρίου Ερασιτεχνικής Αστρονομίας (Σπάρτη 9-11 Οκτωβρίου, 2015) παρουσιάσαμε τα αποτελέσματα της ανάλυσής μας από παρατηρήσεις των μελών του ΣΕΑ στο σύστημα ΕΕ Κηφέα, κατά την διάρκεια της έκλειψής του 2014.

Τίτλος: “Καμπύλη φωτός του ΕΕ Κηφέα από την έκλειψη του 2014”

Συγγραφείς: Γ. Μαραβέλιας, Ε. Βουρλιώτης, Κ. Μαρούδα, Ε. Καρδάσης, Ι.-Μ. Στρίκης

Περίληψη: “Το ΕΕ Κηφέα αποτελεί ένα εκλειπτικό σύστημα με περίοδο περίπου 5.5 ετών, με την έκλειψη να προκαλείται από ένα αινιγματικό αντικείμενο με τη μορφή δίσκου. Η τελευταία του έκλειψη τον Αύγουστο του 2014 αποτέλεσε μια ακόμη ευκαιρία για διερεύνηση των ιδιοτήτων του. Παρουσιάζουμε τις ψηφιακές (CCD) φωτομετρικές παρατηρήσεις στο φωτομετρικό φίλτρο (V), που μας επιτρέπουν να παράγουμε την καμπύλη φωτός κατά την διάρκεια της έκλειψης του 2014. Από την ανάλυσή μας προκύπτει ότι η έκλειψη κράτησε συνολικά 40 ± 3 μέρες ξεκινώντας στις 30 Ιουλίου 2014. Το σύστημα παρουσιάζει μια συνολική απώλεια 0.655 ± 0.025 mag από την μέση τιμή 10.826 mag που βρίσκουμε εκτός έκλειψης. Παρατηρούμε επίσης το σχηματισμό ενός πλατό στο ελάχιστο της έκλειψης (11.481 mag) της τάξης των 5 ημερών, με κέντρο τις 23 Αυγούστου 2014. Συζητάμε περαιτέρω τα αποτελέσματά μας καθώς και την μορφή της ασύμμετρης καμπύλης φωτός σε σχέση με τις προηγούμενες εκλείψεις.”

Ολόκληρο το κείμενο της εργασίας (pdf)