EE Cephei

La Estrella EE Cephei

EE Cephei es un sistema binario eclipsante que se encuentra en la constelación de Cefeo. Es una estrella muy interesante para la astronomía debido a su naturaleza y su largo período.

Características Principales

• Tipo de Objeto: Es un sistema de dos estrellas que se eclipsan mutuamente, lo que provoca que su brillo visible varíe periódicamente.

• Componente Visible (Primaria): La estrella más brillante que vemos es una gigante o subgigante de tipo B (B5III). Es extremadamente caliente (alrededor de 14.000 K) y rota a una velocidad muy alta (aprox 350 km/s).

• El Eclipsador (Secundaria): El objeto que pasa por delante y causa los eclipses es un misterio, pero se cree que es una estrella más fría y tenue rodeada por un gran disco opaco de material. Cuando esto sucede, el brillo que nos llega de la estrella principal decae levemente, pero con la tecnología actual en manos de astroaficionados se puede medir con precisión esa caída y generar curvas de la evolución del brillo. Esta es la forma que tenemos para inferir el tránsito de las estrellas eclipsantes en estos casos (igual estrategia se sigue para la "observación" de exoplanetas).

• Ubicación y Distancia: Se localiza en la constelación de Cefeo, a una distancia considerable de aproximadamente 6.500 años luz de la Tierra.

• Brillo (Magnitud): La estrella es tenue, con una magnitud visual normal de alrededor de 10,9 (según banda fotométrica), por lo que se necesita un telescopio para observarla.

El Fenómeno del Eclipse

El aspecto más notable de EE Cephei es su ciclo de eclipse:

• Período Orbital: El sistema tarda unos 2.050 días en completar una órbita (aproximadamente 5,6 años).

• Naturaleza del Eclipse: Cuando la compañera (con su disco de material) pasa frente a la estrella tipo B, el brillo del sistema cae. La duración del eclipse es larga, a menudo más de un mes, y la profundidad de la caída de brillo es muy variable (a veces solo una caída leve, otras veces casi dos magnitudes).

Es en esta variabilidad en la magnitud de los eclipses en lo que se basan los astrónomos para inferir el disco de materia opaca que acompaña a la estrella que eclipsa a la mayor. Si no fuese por ese disco, la caída de brillo sería constante eclipse tras eclipse. Se cree por tanto que un movimiento de precesión de la estrella pequeña y su disco opaco hace que en unas ocasiones se presente más inclinado que en otras  y "tape" más superficie de la principal.

Desde el grupo "Observadores de Supernovas" (OBSN) se está haciendo un seguimiseguimiento fotométrico en los meses de octubre - noviembre de 2025 para realizar la curva de cambio de magnitud de este fenómeno en los diferentes filtros fotométricos, es decir, en las diferentes longitudes de onda de emisión de la estrella.

Para ver las curvas de luz y su evolución con los datos de OBSN pinchar aquí