EE Cephei

EE Cephei
EE Cephei
ClassificazioneStella Be
Classe spettraleB5 III
Tipo di variabilebinaria a eclisse
Periodo di variabilità2049/2050 giorni
(5,6 anni)
Distanza dal Sole7443 al (2282 pc)[1]
CostellazioneCefeo
Coordinate
(all'epoca J2000)
Ascensione retta22h 09m 22,757s[2]
Declinazione+55° 45′ 24,184″[2]
Lat. galattica101,4898°
Long. galattica−00,2171°
Dati fisici
Raggio medio10[3] R⊙
Massa
Velocità di rotazione325 kms−1
Temperatura
superficiale
Luminosità
3.500 L⊙
Dati osservativi
Magnitudine app.
  • ≈ +13,0 V (min)
  • 10,9
  • +10,3R/10,8 V (max)
Magnitudine ass.
  • −3,1
Moto proprioAR: −4,9 mas/anno
Dec: −3,2 mas/anno
Nomenclature alternative
EE Cep, BD +55°2693, GSC 03973-00715, TYC 3973-715-1, [BBB73] 74, ALS 12159, HBHA 5704-39, UBV M 3940, [JE82] 1110, EM* CDS 1305, LS III +55 24, UCAC3 292-178067, [KW97] 61-42, GEN# +0.05502693, 2MASS 22092274+5545242, AAVSO 2205+55

EE Cephei è un sistema stellare binario che per l'allineamento periodico delle due componenti con il sistema solare ogni 5,6 anni dà luogo a una eclissi della principale da parte di un'oscura compagna, che causa la diminuzione della luminosità di 1,4 magnitudini[4]. Si riteneva che questa binaria a eclisse appartenesse all'associazione stellare di tipo OB Cep OB1 e che di conseguenza fosse alla sua stessa distanza dal sistema solare, ossia 2,75 kpc (9.000 a.l.),[5] Tuttavia la misura della parallasse del satellite Gaia indica una distanza minore, di circa 7450 anni luce,[1] mentre l'associazione OB da stime più recenti risulta essere a 3400 parsec dalla Terra (11.000 a.l.).[6]

Composizione del sistema

Il sistema è composto da una stella principale di tipo Stella Be, probabilmente una Stella Ae/Be di Herbig, e da una seconda stella, che non è mai stata osservata e di cui non si conosce né il tipo e né le caratteristiche fisiche. Intorno alla secondaria orbita un sistema di anelli di polvere, che non formano un disco continuo:

  • Stella principale: la stella principale del sistema è una gigante Be di tipo spettrale B5II—III. La sua temperatura superficiale media è di 14 300 K, ha un raggio di 10 volte il raggio solare e una magnitudine assoluta di ≈ −3,1. La sua velocità di rotazione è di ≈350 km/s: questa velocità di rotazione comporta una differenza di 5-6.000 K tra l'equatore e i poli, causata dallo schiacciamento della stella che avvicina i poli al nucleo e ne allontana la zona equatoriale. La sua massa dovrebbe essere compresa tra 4,5 e 14 masse solari[5][7].
  • Stella secondaria: non si è mai riusciti ad osservarla direttamente; dovrebbe trattarsi di una stella di bassa luminosità, con un raggio di ≈10 raggi solari, quindi di dimensioni analoghe a quelle della stella primaria e con una temperatura superficiale non superiore a 3500 K, forse di classe M[5][4].
  • Sistema di anelli: al contrario di molte altre stelle con dischi protoplanetari, attorno alla stella secondaria di questo sistema stellare orbitano almeno due anelli concentrici separati da una divisione[7]: le osservazioni compiute durante le ultime eclissi fanno pensare a un sistema costituito da un maggior numero di anelli la cui origine sarebbe dovuta alla presenza di pianeti in formazione o già costituiti[8][9]. Questo sistema ha un raggio esterno stimato in ≈15-25 raggi solari, un piccolo spessore e una cospicua eccentricità[5]. La precessione completa del sistema di anelli è stata stimata dell'ordine di poco più di 60 anni, pari a circa 11-12 orbite e di conseguenza, poiché ad ogni orbita avviene un'eclissi, con l'eclissi dell'agosto 2014 è stato osservato un intero ciclo di precessione del sistema stellare: la precessione del sistema degli anelli spiega le differenze di luminosità osservate nelle eclissi. Poiché è stato osservato un intero ciclo di precessione ci si aspetta che ognuna delle prossime eclissi ricalchi approssimativamente l'eclissi corrispondente del ciclo precedente[9][10]. Il sistema degli anelli ha un diametro esterno di 370 raggi solari, pari a circa 257 milioni di km [3].

Caratteristiche delle eclissi

Ad oggi sono state osservate dodici eclissi e si sta cercando di effettuare misure fotometriche dalle immagini riprese dall'inizio del Novecento per ottenere dati sulle precedenti eclissi.

  • periodicità: la geometria del sistema delle stelle e degli anelli e la sua posizione dal punto di vista della Terra dà luogo ad un'eclissi ogni 2049/2050 giorni, pari a circa 5,6 anni[5][11].
  • durata: la durata delle eclissi va da 25[12] a 90 giorni circa. La durata delle eclissi varia secondo una sequenza ripetitiva: partendo arbitrariamente da una eclissi corta le successive saranno sempre più lunghe per poi cominciare a diminuire fino a raggiungere nuovamente il minimo di durata e ricominciare nuovamente l'intero ciclo. Questo ciclo deriva dalla precessione del disco che non essendo un multiplo esatto del periodo di ricorrenza delle eclissi fa sì che le eclissi di ogni ciclo non siano rigorosamente uguali a quelle dei cicli precedenti o seguenti ma seguano un ideale grafico con una curva periodica che indica secondo il tempo in cui avviene la centralità dell'eclissi la durata dell'eclissi stessa.
  • variazione di luminosità: fuori dell'eclissi il sistema ha le seguenti magnitudini: banda I 10,2, banda R 10,3, banda V 10,78, banda B 11,1, banda U 10,88[5]. L'eclissi comporta la diminuzione della luminosità da 0,5 a 2,0 magnitudini nella banda V. La diminuzione di luminosità è maggiore verso le lunghezze d'onda minori (ultravioletto, blu) e minore verso le lunghezze d'onda maggiori (rosso, infrarosso)[9]. La variazione di luminosità è correlata inversamente alla durata dell'eclissi[13].

Sistemi analoghi

Attualmente sono conosciuti solo pochi altri sistemi stellari in cui hanno luogo eclissi causate da dischi di polvere attorno alle rispettive stelle secondarie:

Storia delle osservazioni

La scoperta che questo sistema stellare dà luogo ad eclissi risale al 1952 dall'astronomo italiano Giuliano Romano osservando l'eclissi di quell'anno; la scoperta fu resa pubblica solo nel 1956, immediatamente fu confermata da un altro astronomo che pubblicò i dati relativi all'eclissi del 1947, precedente a quella del 1952. Da allora sono state osservate tutte le successive eclissi, prima sulla base di effemeridi approssimative poi sulla base di effemeridi più precise, che per le ultime eclissi hanno errori dell'ordine del giorno su oltre 2000 giorni di periodo. Durante le ultime tre eclissi (2003, 2009 e 2014) sono state organizzate campagne internazionali di osservazioni per comprendere meglio questo sistema stellare e spiegare alcune caratteristiche dell'eclissi non ancora comprese.

EclissiAnnogiorno della
centralità
dell'eclissi		profondità
dell'eclissi in
magnitudini		durataFonte
-11947[9]
019521,9≈ 40 giorni[11]
11958luglio≈ 2[7][11]
21964≈ 2[9][11]
319690,6-0,8≈ 60 giorni[7][11]
419758 maggio[21]
51980≈ 1,0[9][22]
61986[9]
719920,6-0,8≈ 1 mese[7][9][11]
81997ottobre/novembre[5]
920033 giugno0,5-0,7≈ 44 giorni[11][23]
10200914 gennaio≈ 90 giorni[9][24]
11201424-25 agosto0,71 V[25] [26]
12202031 marzo≈ 0,6 V≈ 42 giorni[27]
132025ottobre/novembre (previsione)[28]

Note

  1. 1 2 A. Vallenari et al., Gaia Data Release 3. Summary of the content and survey properties, in Astronomy and Astrophysics, vol. 674, A1, 2023, Bibcode:2023A%26A...674A...1G, DOI:10.1051/0004-6361/202243940, arXiv:2208.00211. Dati di Gaia DR3 della stella su VizieR.
  2. 1 2 * BD+55 2693 -- Be Star type, su simbad.u-strasbg.fr, SIMBAD.
  3. 1 2 3 4 (EN) D. Pieńkowski, C. Gałan e T. Tomov, International observational campaign of the 2014 eclipse of EE Cephei, in Astronomy & Astrophysics, vol. 639, 1º luglio 2020, pp. A23, DOI:10.1051/0004-6361/201937181. URL consultato il 4 marzo 2025.
  4. 1 2 VizieR, su vizier.cds.unistra.fr. URL consultato il 4 marzo 2025.
  5. 1 2 3 4 5 6 7 M. Mikolajewski e D. Graczyk, Is the eclipsing variable EE Cep a cousin of ε Aur?, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 303, n. 3, 1º marzo 1999, pp. 521–524, DOI:10.1046/j.1365-8711.1999.02257.x. URL consultato il 4 marzo 2025.
  6. ↑ (EN) Richard J. Parker et al., Unlocking Galactic Wolf–Rayet stars with Gaia DR2 – II. Cluster and association membership, in Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 495, n. 1, 2020, pp. 1209–1226, DOI:10.1093/mnras/staa1290, arXiv:2005.02533.
  7. 1 2 3 4 5 (EN) EE Cep campaign 2008/9
  8. ↑ (EN) Gałan, C. ; Mikołajewski, M et al., Multi-ring structure of the eclipsing disk in EE Cep - possible planets?, in Binaries - Key to Comprehension of the Universe. Proceedings of a conference held June 8-12, 2009 in Brno, Czech Republic. Edited by Andrej Prša and Miloslav Zejda. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, vol. 210, dicembre 2010, pp. 423, Bibcode:2010ASPC..435..423G, DOI:10.48550/arXiv.0910.0432.
  9. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 (EN) Galan, C. et al., The 2014 Eclipse of EE Cep: Announcement for a Third International Observational Campaign, in Information Bulletin on Variable Stars, 6111#1, giugno 2014, Bibcode:2014IBVS.6111....1G, DOI:10.48550/arXiv.1407.1541.
  10. ↑ (EN) International observational campaigns of the last two eclipses in EE Cephei: 2003 and 2008/9⋆,⋆⋆, in A&A, A53, agosto 2012, pp. 16, DOI:10.1051/0004-6361/201016235.
  11. 1 2 3 4 5 6 7 (EN) The start of the 2003 eclipse of EE Cephei (PDF), su stach.oa.uj.edu.pl.
  12. ↑ (EN) COMMISSION 27 OF THE I.A.U. INFORMATION BULLETIN ON VARIABLE STARS, N. 965 del 20 febbraio 1975, The next minimum of the long period eclipsing binary EE Cep", pag 148 (PDF), su real-j.mtak.hu.
  13. ↑ The start of the 2003 eclipse of EE Cephei (PDF), su stach.oa.uj.edu.pl.
  14. ↑ (EN) M. Hajduk, A. A. Zijlstra, K. Gesicki, An occultation event in the nucleus of the planetary nebula M 2-29, in Astronomy and Astrophysics, vol. 490, n. 2, 17 settembre 2008, pp. L7 - L10, DOI:10.1051/0004-6361:200810492.
  15. ↑ (EN) B. Miszalski et al., The influence of binarity on dust obscuration events in the planetary nebula M 2-29 and its analogues⋆, in Astronomy and Astrophysics, A39, 24 febbraio 2011, pp. 15, DOI:10.1051/0004-6361/201015469.
  16. ↑ (EN) Gesicki, K., Hajduk, M., & Zijlstra, A. A., The Nature of M 2-29, in Hydrogen-Deficient Stars ASP Conference Series, Vol. 391, proceedings of the conference held 17-21, settembre 2007, Bibcode:2008ASPC..391..107G.
  17. ↑ (EN) Dong, Subo; Katz, Boaz, OGLE-LMC-ECL-11893: The Discovery of a Long-period Eclipsing Binary with a Circumstellar Disk, in The Astrophysical Journal, vol. 788, n. 1, giugno 2014, Bibcode:2014ApJ...788...41D, DOI:10.1088/0004-637X/788/1/41.
  18. ↑ (EN) Hamilton, Catrina M. ; Herbst, William ; Shih, Candice ; Ferro, Anthony J., Eclipses by a Circumstellar Dust Feature in the Pre-main-Sequence Star KH 15D, in The Astrophysical Journal, vol. 554, n. 2, luglio 2001, pp. L201-L204., Bibcode:2001ApJ...554L.201H, DOI:10.1086/321707.
  19. ↑ (EN) KH15D: a star eclipsed by a large-scale dusty vortex? (PDF), su arxiv.org.
  20. ↑ (EN) A search for eclipsing binaries that host discs (PDF), su arxiv.org.
  21. ↑ (EN) The next minimum of the long period eclipsing binary EE Cep, su konkoly.hu.
  22. ↑ (EN) 1980 ECLIPSE OF EE CEPHEI: LIGHT CURVES AND TIME OF MINIMUM, su konkoly.hu.
  23. ↑ (EN) Mikolajewski, M. et al., Photometric observations of two very long period eclipsing binaries: AZ Cas and EE Cep, proceedings del workshop Spectroscopically and Spatially Resolving the Components of the Close Binary Stars, tenutosi il 20-24 ottobre 2003 in Dubrovnik, Croazia, editori R. W. Hilditch, H. Hensberge e K. Pavlovski. ASP Conference Series, vol. 318, San Francisco (Usa), pag. 378-381, dicembre 2004
  24. ↑ (EN) The 2008/2009 eclipse of EE Cep - short guide for photometric observations. (PDF), su var2.astro.cz.
  25. ↑ (EN) AAVSO EE Cep Still Fading, Capture TOM, su aavso.org.
  26. ↑ (EN) International observational campaign of the 2014 eclipse of EE Cep (PDF), su arxiv.org.
  27. ↑ (EN) RESULTS, su sites.google.com.
  28. ↑ (EN) EE Cephei / EE CEP, su davidsconner.weebly.com.

Voci correlate

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