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Osservazioni - Variabili
Scoperta una nuova variabile nella costellazione di Perseo
La nuova variabile è stata individuata dall'analisi dei frame acquisiti il 18 novembre 2011 durante l'osservazione dell'asteroide Heracles. La successiva osservazione del 26 novembre ha permesso di determinare il periodo.
Si tratta di una variabile di tipo EB con perido P=0.4290 d (+/- 0.0002), ampiezza Av=0.08 mag (+/- 0.01) ed indice di colore V-R=0.38 +/- 0.02. La variabile è stata censita sul sito VSX dell'AAVSO con codice:
Scoperta una nuova variabile nella costellazione Serpens Cauda
La nuova variabile si è rivelata dall'esame dei frame acquisiti il 20 luglio 2011 durante l'osservazione dell'asteroide Wilkens. La variabilità è stata confermata dall'osservazione del 26 luglio di Giorgio Corfini.
Si tratta di una variabile di tipo EW - WUMa con periodo di 6.624 h.
La variabile è stata censita sul sito VSX dell'AAVSO con codice VSX J181932.5-081705. Scheda di dettaglio e stelle di riferimento.
Articolo - quattro nuove variabili in Ofiuco
E' stato pubblicato su OEJV (Open European Journal on Variable stars) l'articolo 'FOUR NEW VARIABLE STARS IN OPHIUCHUS' OEJV vol. 0135.
Scoperta una nuova variabile nella costellazione dei Gemelli
L'analisi fotometrica dei frame acquisiti il 3 febbraio 2011 sul campo attraversato dall'asteroide Brabantia mi ha permesso di individuare la variabilità di una stella. La variabilità è stata confermata dalle osservazioni condotte dall'osservatorio dell'università di Siena (Alessandro Marchini) ed ulteriori osservazioni hanno permesso di definire con maggiore precisione il periodo e le principali caratteristiche della stella. Si tratta di una variabile ad eclisse di tipo EW con indice di colore (V-Rc)=0.39 ± 0.06, classe spettrale G5-G8V e periodo di 0.286806 d ± 0.00003. La variabile è stata censita con codice VSX J073000.3+300150. I dati di dettaglio ed il campo di riferimento sono scaricabili dal documento (Scheda di dettaglio).
Scoperta una nuova variabile nella costellazione di Perseo
Ho scoperto una nuova variabile nella costellazione di Perseo, analizzando con "Variable Star Search" di MPO Canopus le immagini riprese sull'asteroide 1999 AP10 del 13 ottobre 2009. La sessione del 17 nov 2010, condotta da Riccardo Papini (uai-grav) con il filtro V, ha permesso di confermare la variabilità della stella. Le successive osservazioni, effettuate con filtro V ed R, hanno permesso di determinare le principali caratteristiche della variabile. Si tratta di una variabile ad eclisse di tipo EW con indice di colore (V-Rc)= 0.44 ± 0.06, classe spettrale G8V-K0V e periodo di 0.279682d (±0.000001).
La variabile è stata censita con il codice VSX J214717.6+261610 (AAVSO – AUID 000-BJX-543). I dati di dettaglio, il campo di riferimento e le stelle di contronto possono essere scaricati dal documento (Scheda di dettaglio).
Ancora una nuova variabile nella costellazione di Ofiuco
L'analisi più approfondita dei dati acquisiti sul campo delle tre variabili in Ofiuco mi ha permesso di individuare un' ulteriore stella variabile. Si tratta di una variabile pulsante, presumibilmente di tipo HADS/SXPHE con periodo di:
Period (d) = 0.087227 ± 0.00001d
Epoch (HJD) = 2455381.416076 ± 0.00043
L'analisi nel dominio delle frequenze, effettuata con Period04, mostra anche la presenza di due armoniche superiori.
Frequency (c/d) Amplitude Phase
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11.4651737 ± 0.0007330 0.2073 ± 0.0034 0.1515 ± 0.0024
22.9290176 ± 0.0803682 0.0807 ± 0.0031 0.0259 ± 0.0115
34.3920608 ± 0.0057706 0.0310 ± 0.0029 0.9379 ± 0.0176
La variabile è stata censita con il codice VSX J180813.9+074116 (AAVSO – AUID 000-BJW-505). Indice di colore (V-Rc)= 0.19 mag ± 0.05 e classe spettrale F0/F2. Le seguenti figure mostrano lo spettro di Fourier, il Fit ottenuto con i dati della sessione del 9 luglio 2010 ed il diagramma di fase.
Scoperte tre nuove variabili nella costellazione di Ofiuco
Ho scoperto tre nuove variabili ad eclisse nella costellazione di Ofiuco, durante le osservazioni fotometriche sull'asteroide NEO 1988 PA. La scoperta è stata realizzata attraverso l'analisi dei frame acquisiti durante tutta la notte del 3 luglio 2010 con l'utility "Variable Star Search" di MPO Canopus. Dall'analisi sono emersi tre candidati che poi sono stati osservati nei giorni successivi, grazie anche alla collaborazione dell'Osservatorio dell' Università di Siena. Le osservazioni fotometriche in banda V ed Rc (A81 Balzaretto Obs) hanno permesso di determinare l'indice di colore e la classe spettrale delle tre stelle. Le tre nuove variabili sono state censite sul Variable Star Index dell'AAVSO. Le magnitudini sono state calibrate al sistema V con il metodo descritto da R.Dymock & R.Miles ed il catalogo CMC14.
I dati di dettaglio, il campo di riferimento e le stelle di contronto possono essere scaricate dal seguente documento (Scheda di dettaglio).
Su You Tube è possibile vedere la simulazione 3D dei tre sistemi stellari.
Variabile ad eclisse di tipo EA censita come: VSX J180755.6+074711 (AUID 000-BJV-953). Periodo: 0.861209 ± 0.00011 d - Epoca: 2455381.448739 ± 0.00103. Indice di colore (V-Rc)=0.26 ± 0.05, classe spettrale F5/F6V.
Variabile ad eclisse di tipo EW censita come: VSX J180805.9+074027 (AUID 000-BJV-954). Periodo: 0.360779 ± 0.00009 d - Epoca: 2455383.552104 ± 0.00165. Indice di colore (V-Rc)=0.39 mag ± 0.05, classe spettrale G5/G8V.
Variabile ad eclisse di tipo EW censita come: VSX J180832.9+074148 (AUID 000-BJV-955). Periodo: 0.373738 ±0.00023 d - Epoca: 2455381.432426 ± 0.00383. Indice di colore (V-Rc)=0.36 ± 0.05, classe spettrale G5V.
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AE UMa è una variabile pulsante di classe spettrale A9 con un periodo ultra rapido, di poco superiore alle due ore, classificata come una cefeide nana di tipo SX Phe.
Il grafico di fase è stato ottenuto dalle osservazioni non filtrate del 13, 27 aprile e del 4, 8 maggio 2008, per un totale di 204 osservazioni. L'analisi dei dati è stata effettuata con il software Peranso attraverso il quale, avvalendosi del metodo CLEANest, sono stati trovati i seguenti due periodi:
P0: 0.086015d ±0.000008 di ampiezza 0.19 ±0.01.
P1: 0.068399d ±0.000010 di ampiezza 0.10 ±0.01.
Epoch max=2454570.323000 ±0.00008
I dati ricavati sono in discreto accordo con quelli pubblicati nello studio: Stability of pulsation of the double-mode high-amplitude delta Scuti star AE Ursae Majoris di M. D. Pocs and B. Szeidl
Dal grafico si può notare la variazione di ampiezza dovuta all'effetto Blazhko
AE UMa - osservazione del 27/3/2009. I due massimi hanno i valori (HJD): TOM1=2454918.347809 (+/-0.00040) e TOM2=2454918.434685 (+/- 0.00057).
Il 16 maggio 2009, nell'ambito del 5° MEETING NAZIONALE GRAV/SSV UAI SULLE STELLE VARIABILI, ho presentato la relazione: Analisi del periodo di AE UMa con dati disomogenei.
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EH LIb è una variabile pulsante di classe spettrale A5-F3 con un periodo di poco superiore alle due ore, classificata come DSCT (delta Scuti).
Il grafico mostra la curva di luce ottenuta dalle osservazioni non filtrate del 23 giugno 2008 che coprono un'intero ciclo.
Il grafico di fase è stato ottenuto con Peranso dalle sole osservazioni del 23 giugno. Dall'analisi dei dati sono stati ricavati:
Periodo=0.080451d ±0.0157,
Epoch Max=2454641.434341d ±0.00095.
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V879 Her è una variabile pulsante di tipo SX Phe con un periodo ultra breve di poco superiore ad un'ora.
L'analisi effettuata sulle osservazioni non filtrate del 9 e 11 luglio 2008 con Pesanso ha prodotto i seguenti risultati:
P0=0.056900d ±0.000125 ampiezza 0.23 ±0.03
P1=0.027632d ±0.000066 ampiezza 0.10 ±0.03
Epoch Max=2454657.410553d ±0.00116
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CY Aqr è una variabile pulsante di classe spettrale A2-A8, classificata come SX Phe, con periodo circa 88 minuti.
Il grafico mostra la curva di luce ottenuta dalle osservazioni non filtrate del 25 luglio 2008 che coprono abbondantemente un'intero ciclo. Per poco non è stato registrato il secondo massimo, di ampiezza superiore al precedente.
L'analisi con Peranso, nonostante i pochi dati a disposizione, suggerisce i seguenti risultati:
Periodo = 0.060251d ±0.001306
Epoch Max = 2454673.518223d ±0.00087
Diagramma di fase della variabile CY Aqr.
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DY Peg è una variabile pulsante di classe spettrale A3-F1, classificata come SX Phe, con periodo circa 105 minuti e magnitudine 9.95 - 10.62 V.
La curva di luce si riferisce alle 499 osservazioni non filtrate del 29/9/2008 che coprono due cicli completi. Dall'analisi con Peranso si ricava:
Periodo: 0.07282 ±0.00718.
Ephoch Max: 2454739.310441 ±0.00057.
Diagramma di fase di DY Peg.