EE Cep

Las estrellas, en su formación, no solo aparecen de forma solitaria, muchísimas forman pares, sistemas binarios de dos estrellas que se orbitan, bien una menor entorno a la mas grande, o una a la otra como una danza sobre un centro común.
En ocasiones una de las dos puede ser resultar que queda envuelta en una densa capa de polvo resultado de su formación, a su vez éste polvo envolvente puede que no se distribuya uniformemente formando una región muy opaca, en rotación, al paso frente a la estrella.

Un caso así es la EE Cep (la estrella variable EE de la constelación de Cepheo). Esta estrella de la secuencia principal se ve periódicamente oscurecida por una compañera envuelta en un denso y opaco disco de polvo y gas.

Fotografía de campo de EE Cep   Faustino García (norte arriba, oeste a la dcha)

Lo más interesante de esos eclipses por su compañera invisible, es que los mínimos de luz observados varían en cada eclipse que se produce cada 5,6 años. Estos eclipses no son repentinos, duran unas 5 a 6 semanas, lo que permite hacer una campaña bien programada para registrar tanto su duración como su profundidad que varía en cada caso.

En 2025 se presentaba la oportunidad de hacer el seguimiento del eclipse previsto por ese disco de polvo. La profundidad del tránsito, la duración y la forma, cambian drásticamente entre ciclos por lo que el resultado que podría verse era todo un  reto, sin saber con exactitud cual sería su comportamiento. 

De la mano del grupo organizado OBSN (OBservadores de SuperNovas), se preparó la campaña con mucho tiempo de antelación para tener una muestra fiable del brillo de EE Cep antes del eclipse esperado. Ya en el mes de agosto se comenzaron a tomas medidas fotométricas en diferentes bandas correspondientes a los filtros I (Infrarrojo) R (Rojo) V (Visual) B (Azul) y en las series de los filtros Sloan  Si, Sr, Sg,  Sb. Las observaciones siguieron hasta haber pasado el eclipse y tener la seguridad de que la estrella estaba en sus valores estables normales. La campaña finalizó entrado el 2026.

 
Para gozo de todos los participantes en la observación del esperado eclipse, en este ciclo la profundidad fue mucho mayor que en los antecedentes. El inicio fue un tanto suave, pero pronto descendería con más rapidez para parecer estancarse y volver en pocos días a la rampa que llegaría al máximo de profundidad del eclipse con una diferencia en la banda V de 1,4 magnitudes; la salida del eclipse fue más abrupta. Esta asimetría indica que el disco que oculta la estrella EE Cep no es uniforme y no está alineado con el plano orbital, que podría indicar zonas de mayor densidad en el borde de la salida del disco. Las pendientes de contacto confirman que el disco de la estrella secundaria transitó con una inclinación moderada respecto a nuestra linea visual, permitiendo ver la estrella principal a través de las capas externas del disco antes de la ocultación total.
Al comparar estos resultados con los históricos, se refuerza la teoría de que el disco sufre una precesión constante.  

Curva de luz del eclipse de EE Cep obtenida por los miembros del grupo, cada color corresponde a un filtro fotométrico. La curva agrupa 3000 medidas a lo largo de 5 meses de observación continuada.
El eje x indica la fecha en Día Juliano Heliocéntrico, el eje Y las magnitudes (luminosidad de la estrella).

El resultado de la campaña observacional fue objeto de un detallado artículo científico que fue finalmente publicado en abril de este año 2026 en al revista OPEN EUROPEAN JOURNAL ON VARIABLE STARS.        

Enlace directo a la publicación
https://oejv.physics.muni.cz/issues/oejv_0269.pdf  

 

F. García  

           

Toshio Fukushima

 Copiado del JPL (Jet Propulsion Laboratory) sobre este astrónomo.

"Toshio Fukushima (nacido en 1954), un astrónomo japonés que trabaja principalmente en la relatividad general, la astronomía posicional y la mecánica celeste. Es actual presidente de la Comisión 31 de la UAI y se desempeñó como presidente del comité organizador local de la Asamblea General de la UAI en Kyoto en 1997. Creó la versión actual de Japanese Ephemeris, publicada por el Departamento Hidrográfico Japonés, y contribuyó a la introducción de la relatividad general en el sistema actual de sistemas de tiempo de la UAI, marcos de referencia y constantes astronómicas. Es director del centro de relaciones públicas del Observatorio Astronómico Nacional de Japón desde 1998." Por ello se nombro así al esteroide (8295) Toshifukushima, otra designación es: 1992 UN4.

Pertenece al cinturón principal y tiene un tamaño medio estimado de 6,384 Km. Completa una vuelta al sol en 4,646 años y tiene un albedo de 0,36. Su semieje mayor es de 2,784 UA.

En la fecha 13-01-2026 a las 22:09:34 estaba prevista una ocultación de la estrella UCAC4 606-038029 de magnitud 12,7 (V) por este asteroide cuando se encontraba a 235.645.000 Km de la tierra. La duración máxima prevista del evento era de 0,58s. La probabilidad de una ocultación positiva era de un 92,2% para mi ubicación (L'Observatoriu)

Hice la observación y el resultado fue positivo según las efemérides. La curva de luz muestra la caída de brillo de la estrella al paso de "Toshifukushima" 

       

  De la curva de luz se extraen los tiempos para saber la duración de la ocultación que dio como resultado estos tiempos: 
D=22:09:34.46 ± 0,038 (desaparición)
R= 22:09:35.06 ± 0,038 (reaparición)

Duración 0,59s ± 0,05

Esto da una cuerda con un tamaño (sin tener en cuenta la difracción) de 6,59 Km.   

 

 

 

 

 

 

 

La animación con las fotos previas y siguientes al momento de la ocultación pasadas a menor velocidad es como se ve en el video abajo

 

 Consultando sobre el período de rotación vemos en el JPL que es de 2,88h con la advertencia (texto traducido): Resultado basado en una cobertura inferior a la completa, de modo que el período puede estar equivocado en un 30 por ciento más o menos.

Motivo para hacer observaciones y determinar el P= período y confrontar con la publicación.
Entre las noches de 2026-01-14 a 202602-28 con 7 noches de observación pude sacar la curva de luz y su P según el gráfico abajo

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

El período deducido es de 2,911horas ± 0,044 (1,32min) y la amplitud de la curva de 0,32 ± 0,063 magnitudes
(diferencia entre el punto más bajo de la curva y el más alto)

Es necesario más observaciones para determinar mejor el P, ya era un objeto difícil por su pequeño brillo en las fotos cerca ya de la mg 17 en las últimas fechas. El encontrado en las observaciones es algo mas largo que el del JPL y necesita confirmación.

Una nueva ocasión favorable donde se pudo sacar su P y su tamaño en la ocultación en fechas muy próximas entre si.

 

 

F. García

L'Observatoriu (MPC J38 La Vara, Valdes)

 
 

 

  

1. 2. 3 (1005) Arago

 El título de la entrada es un guiño al libro de George Gamow 1.2.3. Infinito.

1.2.3 porque hay 3 aspectos importantes en la observación de este asteroide del cinturón principal que lleva el nombre del matemático francés del siglo XIX, François Arago.
Tiene un tamaño de unos 58Km y un semieje mayor de 3,164 UA, con una órbita inclinada 19º.

1. La primera de las observaciones y no por orden cronológico, se debe a una ocultación POSITIVA por (1005) Arago de la estrella UCAC4 689-022814 de mg 14.7 (combinada con el asteroide 13,8) en la tarde del día 10 de diciembre 2025. La caída de brillo prevista es de 0,61 magnitudes con una duración máxima esperada de 5,65segundos.

Ha dado cierto trabajo sacar una curva válida pero conjuntamente con otras estaciones resulta factible y como veremos encaja bien con la solución encontrada.

 

   

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Los dos puntos de la curva, una vez extraídos los tiempos, hacen una duración de la ocultación de 1,9s. Traducido a Km en el asteroide sobre unos 19,8 Km. 
Con las otras dos cuerdas se puede ajustar a una elipse de 76 X 53 Km. (Mi observación es la cuerda en borde norte). 

 

 

2. Días antes de la ocultación prevista, entre las noches del 7 al 14, se pudo hacer la curva de luz y determinar el período de rotación por compañeros del grupo GOAS con un resultado de 8,789 ± 0,013horas en buen acuerdo con la literatura consultada de observaciones previas.

3. Con esta curva de luz y más datos encontrados en los repositorios, también se pudo crear un modelo 3D, de forma preliminar, debido a los pocos datos publicados. No obstante al superponerlo sobre las cuerdas de la ocultación hay un sorprendente acuerdo que apoya este resultado preliminar del modelo.

1.2.3 un pleno para este asteroide que completa las observaciones realizadas dentro del mismo mes de diciembre. No es nada habitual poder tener estos resultados que además son muy coherentes entre si. Un éxito observacional.

 

 

 F. García