Procedimento:
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ho considerato gli indici di colore B-V, V-R e V-I osservati a fase 0 (quando è visibile solo la stella più estesa – la “2”)
ho realizzato un programmino che per ciascun possibile eccesso di colore E(B-V) (da 0.00 a 0.30 - step 0.01), dearrossa gli
indici di colore osservati e mi cerca il possibile tipo spettrale che meglio si adatta ai colori dearrossati ho individuato le
migliori combinazioni E(B-V)/tipo spettrale
tra i possibili tipi/classi spettrali individuati come sopra, ho escluso le subgiganti e le giganti, in quanto la corrispondente
magnitudine assoluta era incompatibile con la magnitudine apparente osservata in banda V, pure tenendo conto
dell’estinzione in banda V (assunta di 1 magnitudine ogni 1000 pc di distanza)
in base a quanto sopra, ho stabilito che la stella 2 deve essere una nana di sequenza principale con una temperatura di circa
5300 K (un po’ più fredda del Sole) e una magnitudine bolometrica di 5.5
ho impostato adeguati valori di partenza per i diversi parametri e avviato la procedura di fit con Phoebe delle curve di luce
ho stabilito la separazione tra le due stelle, facendo coincidere la magnitudine bolometrica ottenuta in base al fit di Phoebe
con quella prevista (5.5)
per a = 1.74 RSole
Per E(B-V) = 0.09
e VMin I = 13.31
i
q
Ω1,2
T1
T 2*
g1,2*
x1B* x2B*
x1V* x2V*
x1R* x2R*
x1I* x2I*
A1,2*
R1back /a
R2back /a
M1
M2
R1back
R2back
Mbol-1
Mbol-2
88.9°
2.96
6.41
5480 K
5300 K
0.32
0.78 0.81
0.64 0.68
0.53 0.56
0.44 0.46
0.6
0.30
0.49
0.28 MSole
0.83 MSole
0.53 RSole
0.86 RSole
6.38
5.50
d
290 pc
Elementi relativi e assoluti di V400 Lyr, assumendo orbite circolari. Con l’indice “1” è indicata la componente primaria, cioè la stella
eclissata a fase 0 (la più piccola e più calda). Con “2” la componente secondaria. Con * sono indicati i parametri con valori presunti
mantenuti fissi nel fit.
Legenda: i - inclinazione, q = M2/M1 – rapporto delle masse, Ω1,2 – potenziali superficiali, T1, T2 – temperature superficiali, g1,2 coefficienti di gravity brightening, x1, x2 - coefficienti di oscuramento al bordo per i diversi filtri (adottando la legge lineare del coseno),
A1,2 – coefficiente di albedo, R1back, R2back raggi stellari nella direzione opposta al baricentro del sistema, a - distanza tra le componenti,
Mbol-1, Mbol-2 – magnitudini bolometriche assolute, VMin I – magnitudine osservata al minimi principale in banda V, E(B-V) – eccesso di
colore dovuto all’arrossamento interstellare, d – distanza della binaria in parsec.
