Delta Velorum The brightest eclipsing binary with changes detectable with the naked eye.
Range: V=  1.95 - 2.46 (II= 2.27)   B-V=  0.04 Spectral type:   A0V+A3:V:
Elements:  Min I = HJD 2452798.557 + 45.1501 x E             Elements updated after Jan. 30-31, 2006 min II
                    Min II= HJD 2452818.200 + 45.1501 x E

Delta Vel possible ightcurve shapes (mean from several sources). It needs photometric confirmation
Posibles formas de las curvas de luz de los eclipses de delta Vel. Se necesita confirmación fotométrica

 

Corrected parameters for delta Velorum  Version en ESPAÑOL


In 2000 we published (with Paul Fieseler and Chris Lloyd) the discovery of
delta Velorum as an eclipsing binary.
The main goal was to alert astronomers to study the new variable.
One of the papers used to inform on the multiple status of the star was that
from Tango et al. (1979) .They claimed the discovery of a subarcsecond
companion (0.6") and "guessed" that the known B companion had been left
outside of the camera's field so it didn't interfere with the measures. (!)
On the other hand, Hipparcos data give a similar separation (0.7") but the
magnitude was the same as the known component (5.5).
The most intriguing thing was the abscence of the B component on Hipparcos'
data. If the satellite did observe the closer "a" star, it was too strange
that it didn't record the other more distant one....

It turns out that the "a" star was actually B in another position of its 142
year apparent orbit around the primary (which now can be safely called "Aa")
Argyle et al. (2002) came to the rescue with an excellent paper last year.
I only discovered it now that I found delta Vel's eclipses are total (well,
one is total the other is a transit)

Being aware of this confussion, one should rest one star worth of mass and
brightness to obtain the real picture of the system.

We get:

Aa:  V= 1.99,  A0V+A5V
B:    V= 5.45,  G0V
(Spectra according to Argyle et al., 2002)

V mag. out of eclipse:

AaB= 1.95
Aa  =  1.99
A    =  2.33
a     =  3.43
B    =  5.45

During primary eclipse:

AaB= 2.46
Aa  =  2.53
A     = 3.16 (partially eclipsed)
a     =  3.43 (transiting)
B    =  5.45

During secondary eclipse:

AaB= 2.27
Aa  =  2.33
A    =  2.33 (total eclipse)
a     = invisible
B    =  5.45

Now a better picture could be made with the brightness differences between A
and B during the transit and knowing that the eclipses' durations are very
different:

Primary (Phase 0.000)     =   0.51 days (+/-0.05, only visual coverage and a
rough estimation from Galileo's 2000 data)
Secondary (Phase 0.435) =   0.91 days (+/-0.01, almost complete coverage by
Galileo in 1989)

Accurate photometry is needed to know the exact duration of the totality
phases (that seem to last a couple of hours)
This is an eccentric orbit, so the secondary eclipse appears at phase 0.435
and the primary eclipse is shorter because it happens near periastron when
the stars are moving faster in their orbits.

Delta Vel is near (80 ly) and this gives us a good idea of its true distance
(great parallax) and it will put constraints to its parameters. A deep study
of this eclipsing star would be very worth doing.
We now know the apparent magnitudes of each of the stars with little
uncertainty (the companion star problem has disappeared) and this allows us
to know its absolute visual magnitude, since we know its distance.

A:  mV= 2.33,  MV=  0.39
a:  mV=  3.43, MV=  1.49
B:  mV= 5.45,  MV=  3.51

We can obtain these additional (only approximate) parameters:

Spec=   A0V,  Lo = 60   ,  Mo=  3.9,  Ro=  2.5
Spec=   A3V,  Lo = 20.8,  Mo=  2.7,  Ro=  2.0
Spec=   F9V:, Lo =  3.3  ,  Mo=  1.4,  Ro=  1.1

Argyle et al. values for Mo are lower (A= 2.7, a= 2.0, B= 1.0) and are based
on the orbital parameters. They are probably better (I was based on the M/L
relationship only)
I hope other Southern astronomers follow Argyle's steps and observe
intensively this star, both photometrically and spectroscopically.
The system that turned out to be quintuple not sextuple.

Sebastián Otero,
Grupo Wezen 1 88 - Asociación CIELO SUR - Sur Astronómico
June 2003


References:

Argyle, R.W., Alzner, A., Horch, E.P., Orbits for five southern visual
binaries, 2002, A&A 384, 171

Otero, S.A., Fieseler, P.D., Lloyd, C., 2001, IBVS Nº 4999

Tango, W.J., Davis, J., Thompson, R.J., Hanbury, R., A "Narrabri" Binary
Star Resolved by Speckle Interferometry", 1979, Proc. ASA 3, 323

 

 

Parámetros correctos de delta Velorum
 
En 2000 se publicó el descubrimiento de delta Velorum como binaria eclipsante.
En ese momento los datos no eran muchos y hoy en día es posible reconocer que un paper (Tango et al., 1979) sobre el descubrimiento de una compañera cercana a delta Velorum A provocó un dominó caótico que llegó hasta hace poco...
(Lo cual trae a colación el tema de que cualquiera publica cualquier cosa sin chequear... Cuando salga la primera edición del WUVC, Wezen Updated Variability Catalogue, de nuestro grupo de Variables, verán lo increíble de cómo muchos de los datos de variables publicados son cualquier cosa: como por ejemplo, periodos del doble o la mitad del real, clasificaciones basadas en "aventuras oníricas" del descubridor, etc.)
 
Por suerte, Argyle et al., 2002, llegaron a salvar la situación el año pasado.
Hoy estuve leyendo detenidamente su paper y la órbita que presentaron para la compañera B de delta Velorum.
Ya al momento de analizar los primeros datos, las cosas no cerraban pero publicamos lo que habíamos encontrado (Otero et al., 2000). En ese momento lo importante era dar a conocer la variabilidad de la estrella.
Pero prolongamos el error de que el sistema consistía de 4 estrellas más un probable par más débil y alejado.
Los datos del catálogo Hipparcos eran la base de mis dudas, ya que había medido sólo dos estrellas y había publicado una separación de 0.736" con una magnitud de V= 5.5
Era una epecie de mezcla de la magnitud de la conocida componente B y la separación de la "nueva" y mas cercana componente de Tango y sus colaboradores.
 
El nuevo paper del 2002 confirma las sospechas que no se trata de una mezcla de datos sino de que hay solo tres estrellas no cuatro en el sistema. O sea, la de tango y la de Hipparcos son la misma.
 
Cabe aclarar que ninguna de estas es la binaria eclipsante, que, obviamente, está más próxima a la componente primaria.
 
Sabiendo esto ahora sí podemos pasar a un análisis más serio, al menos del aspecto fotométrico.
Datos de Galileo (Otero et al., 2000) y visuales indican que los eclipses son totales (o sea, el secundario es total y el primario es un tránsito)
 
Tenemos que:
 
Aa:  V= 1.99,  A0V+A5V
B:    V= 5.45,  G0V
(espectros de Argyle et al., 2002)
 
Sin eclipse:
 
AaB= 1.95
Aa  =  1.99
A    =  2.33 
a     =  3.43
B    =  5.45
 
Con eclipse primario:
 
AaB= 2.46
Aa  =  2.53
A     = 3.16 (parcialmente ocultada) 
a     =  3.43 (transitando)
B    =  5.45
    
Con eclipse secundario:
 
AaB= 2.27
Aa  =  2.33
A    =  2.33 (eclipse total)
a     = invisible
B    =  5.45
 
Supongo que la caída parcial de 2.33 a 3.16 de la primaria podrá aportar datos sobre los tamaños y otras yerbas, y en este sentido, especialmente la duración de los eclipses, que ya sabiamos que era desigual.
 
Tenemos:
 
Primario (Fase 0.000)      =   dura 0.51 días
Secundario (Fase 0.435) =   dura 0.91 días
 
Hace falta fotometría precisa para saber cuanto duran las fases de totalidad y tránsito, pero mas o menos dos horas pueden deducirse de lo observado visualmente y por Galileo.
Cabe aclarar que la orbita es excéntrica, lo que hace que el eclipse secundario aparezca en fase 0.435 y que la duración del eclipse primario sea menor por producirse cerca del periastro cuando las dos estrellas están más cerca y por lo tanto se mueven más rápido en su órbita en torno al centro de masa común.
 
 
Elementos (actualizados tras el eclipse del 30-31/1/2006):
 
Min I  =   HJD 2452798.557 + 45.1501 x E
Min II =   HJD 2452818.200 + 45.1501 x E
 
Pero el hecho de que delta Velorum se encuentre cerca (80 años luz), nos permite tener cierta seguridad de su distancia (paralaje bastante grande) y por lo tanto poder asegurar los parametros de ambos modos, lo cual es fundamental y seguramente será tema de futuros estudios.
El eclipse total de la secundaria nos da de entrada las magnitudes reales de cada una de las dos, ya que en esa circunstancia estamos viendo sólo a la primaria y la diferencia de brillo entre el eclipse total y la luz combinada de cuando las vemos a las dos, nos da el brillo (siempre aparente) de la secundaria.
Sabiendo las magnitudes aparentes y la distancia podemos saber su magnitud visual absoluta y colocarla en el H-R. ¡Bingo!
 
A:  mV= 2.33,  MV=  0.39
a:  mV=  3.43, MV=  1.49
B:  mV= 5.45,  MV=  3.51
 
Y obtener otros parametros aproximados:
 
Espectro=   A0V,  Lo = 60   ,  Mo=  3.9,  Ro=  2.5
Espectro=   A3V,  Lo = 20.8,  Mo=  2.7,  Ro=  2.0
Espectro=   F9V:, Lo =  3.3  ,  Mo=  1.4,  Ro=  1.1
 
Los valores de masa en Argyle et al., 2002, son menores (A= 2.7, a= 2.0, B= 1.0) y están basados en los parámetros orbitales. Probablemente sean más precisos.
 
Esperemos que otros astrónomos del Sur se hagan cargo de esta tarea pendiente que es obtener datos precisos y completos de este sistema que resultó ser quíntuple no séxtuple.

Sebastián Otero,
Grupo Wezen 1 88 - Asociación CIELO SUR - Sur Astronómico
Junio 2003

 

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