Fare fotometria con MeStar 1.0

MeStar 1.0 offre la possibilità di effettuare misure fotometriche amatoriale con telescopi capaci di generare file FITS compatibili con ZWO Seestar S50. In questo articolo andremo a scoprire cosa è possibile fare sfruttando le capacità di base offerte da MeStar, riportando alcuni esempi reali basati su immagini acquisite da un cielo suburbano.

V2455 Cyg

La stella V2455 Cyg è una stella variabile di tipo Delta Scuti ad alta ampiezza (HADS), situata nella costellazione del Cigno. Il suo periodo di variazione di luminosità pari a circa 2 ore e 16 minuti mentre la magnitudine apparente media della stella è +8.84.

Situata a circa 700 anni luce da noi, V2455 Cyg è una stella gialla (classe spettrale F2) con un raggio pari 2.52 volte quello della nostra stella. La sua temperatura superficiale media è di 7490 K sebbene questa si modifichi durante la pulsazione in quanto la stella cambia fisicamente le sue dimensioni.

Da misure fotometriche effettuate in passato, si evince una variabilità di circa 0.46 mag nella banda del verde e quindi una variazione di luminosità pari al 53%. V2455 Cyg è un eccellente bersaglio di riferimento per la fotometria amatoriale: è luminosa, cambia abbastanza rapidamente da ottenere una curva completa in una sola notte e ha un'ampiezza nettamente superiore agli errori fotometrici tipici di un'osservazione ben eseguita.

Riportiamo la curva di luce ottenuta con MeStar per la stella V2455 Cyg

La sessione si estende dalle 20:28:25 UTC del 25 ottobre 2026 alle 01:57:36 UTC del 26 ottobre 2026. Le immagini (702) sono state acquisite nel canale verde utilizzando 14 stelle di controllo.

Dall fit della curva di luce si ottiene un periodo di oscillazione di $136 \pm 1$ minuti in perfetto accordo con il dato di letteratura pari a 135.657.

I punti rappresentano le misure effettive, mentre la linea continua è il modello periodico calcolato. Si distinguono chiaramente più massimi e minimi, con la tipica asimmetria di una Delta Scuti ad alta ampiezza.

Qui le 702 osservazioni vengono riportate all'interno di un unico ciclo, utilizzando il periodo stimato di 135,76 minuti. La buona sovrapposizione dei punti provenienti da cicli differenti conferma che la periodicità individuata è coerente con le osservazioni.

Questi dati dimostrano che MeStar riesce a produrre una curva fotometrica dalla quale si può ricavare correttamente il periodo di una variabile pulsante. La vicinanza al valore pubblicato è incoraggiante, soprattutto considerando che i dati sono stati ottenuti con un piccolo telescopio e senza utilizzare un filtro Johnson V. Per migliorare ulteriormente la misura suggerirei una campagna di osservazione su 3–5 notti, cercando di registrare almeno due cicli per notte. Ciò permetterebbe di confrontare stime indipendenti e affinare il periodo.

GP And

La stella GP And è, come V2455 Cyg, una variabile HADS con un periodo di oscillazione di sola 1 ora e 53 minuti. Situata nella costellazione di Andromeda, GP And si trova a circa 1780 anni luce dal Sole ed ha una magnitudine media pari a +10.7. Di colorazione gialla (classe spettrale F0), essa si espande e contrae ciclicamente. Sulla base dei dati sperimentali raccolti a partire dal 1956 si è però notato che il periodo di oscillazione sta lentamente aumentando di 0.29 ms all'anno.

Riportiamo la curva di luce ottenuta con MeStar per la stella GP And

Come con V2455 Cyg, anche nel caso di GP And possiamo ricavare il periodo di oscillazione della sua luminosità applicando fit con un modello a più armoniche.

Il valore ottenuto dall'analisi è $113.1\pm0.6$ minuti, in perfetto accordo con il valore di letteratura pari a 113.303.

CY Aqr

CY Aqr, è una stella variabile pulsante della costellazione dell'Acquario, con un periodo di 1 ora e 27 minuti. Dista circa 1367 anni luce ed è una delle variabili di breve periodo più studiate dagli astronomi, grazie alle sue pulsazioni molto rapide e all'elevata ampiezza delle variazioni di luminosità. Rispetto a V2455 Cyg e GP And, che abbiamo già analizzato con MeStar, CY Aqr presenta una particolarità: appartiene alla classe delle SX Phoenicis (SX Phe), stelle pulsanti affini alle Delta Scuti ma generalmente associate alla popolazione stellare II (antica e povera di elementi pesanti).

La magnitudine media della stella è pari a +10.8 e, come nel caso delle Delta Scuti viste in precedenza, durante le pulsazioni varia il suo diametro, temperatura e quindi luminosità. Uno studio pubblicato nel 2025 su The Astrophysical Journal, intitolato CY Aquarii: A Triple System with Twin Companions, ha analizzato circa 90 anni di osservazioni. Gli autori hanno proposto un modello in cui la stella pulsante è accompagnata da altri due corpi, probabilmente nane bianche.

Riportiamo la curva di luce ottenuta con MeStar per la stella CY Aqr

Questa sessione di misura è molto più breve di quelle dedicate a V2455 Cyg e GP And. Copre circa 1.32 periodi attesi di CY Aqr, per cui sarà necessario prestare particolare attenzione all'incertezza della misura. Abbiamo un massimo ben osservato, ma non due massimi completi consecutivi dai quali ricavare direttamente il periodo per differenza.

Malgrado ciò abbiamo ottenuto un periodo di oscillazione pari a $87.9\pm2.5$ minuti in accordo con il valore riportato in letteratura pari a 87.8954 minuti.

DY Peg

DY Pegasi, abbreviata DY Peg, è una stella variabile pulsante della costellazione di Pegaso. Appartiene alla classe delle SX Phoenicis (SX Phe) come CY Aquarii. È una delle stelle SX Phoenicis più studiate, grazie alla brevità del periodo, alla notevole ampiezza della variabilità e a una storia osservativa iniziata nel 1934. Una sua particolarità è che, oltre alla pulsazione principale, presenta oscillazioni secondarie e variazioni del periodo su scale temporali molto lunghe. DY Peg ha un periodo di oscillazione di 1 ora e 45 minuti e si trova a 1330 anni luce dal Sole. La sua magnitudine media è pari a +10.28. Anche in questo caso la sua variabilità è associata alla variazione del diametro stellare. Al suo massimo, la luminosità aumenta del 68% rispetto al valore assunto al minimo. La metallicità relativamente bassa suggerisce che DY Peg appartenga a una popolazione stellare più antica rispetto a quella del Sole. Lo studio del 2024 ne considera plausibile l'appartenenza al disco spesso galattico e la natura di blue straggler, cioè una stella che appare più calda e luminosa di quanto ci si aspetterebbe per una normale stella della sua popolazione ed età. Nel 2024, lo studio di Berthold ha confermato, utilizzando anche dati TESS, che la stella presenta almeno due modi pulsazionali radiali, oltre a una componente non radiale di piccola ampiezza. Nel 2010 Li e Qian, analizzando i tempi dei massimi, proposero un modello comprendente una diminuzione progressiva del periodo e un effetto periodico attribuibile al tempo di percorrenza della luce, eventualmente associato a una compagna con periodo orbitale di circa 42 anni.

Riportiamo la curva di luce ottenuta con MeStar per la stella CY Aqr

Come nel caso di CY Aqr, la sessione comprende poco più di un ciclo pulsazionale. Abbiamo una variazione di luminosità ben definita, ma non due massimi consecutivi completi da cui misurare direttamente l'intervallo temporale.

l grafico mostra le 211 misure e il modello a due armoniche. La curva è molto riconoscibile: presenta una rapida crescita della luminosità, seguita da una diminuzione molto più graduale. È il profilo tipico di una pulsante SX Phoenicis. Il valore del periodo di oscillazione risulta essere $105\pm5$ minuti, in perfetto accordo con il valore di letteratura pari a 105.0136 minuti.

SW Lac

SW Lac è una stella variabile situata nella costellazione della Lucertola. A differenza delle quattro stelle che abbiamo analizzato finora, non è una stella pulsante, bensì un sistema binario a eclisse di tipo W Ursae Majoris (EW). È un oggetto particolarmente interessante perché le due stelle che compongono il sistema sono così vicine da condividere un involucro esterno comune. Inoltre, SW Lac mostra irregolarità della curva di luce e variazioni del periodo orbitale studiate dagli astronomi da molti decenni.

Il periodo di oscillazione della luminosità è pari a circa 7 ore e 41 minuti. Le due stelle sono di colore giallo (G8) e arancione (K0) ed il sistema si trova a circa 232 anni luce dal Sole. La magnitudine media del sistema è +9.0. La distanza fra i centri delle due componenti è talmente piccola che entrambe riempiono i rispettivi lobi di Roche, condividendo parte dell'involucro esterno. Le stelle non hanno quindi una forma perfettamente sferica. Le variazioni di luminosità dipendono principalmente da due fenomeni: le eclissi reciproche e il continuo cambiamento della superficie visibile delle due stelle deformate dalla gravità. A differenza di V2455 Cyg, GP And, CY Aqr e DY Peg, qui non misureremo un periodo di pulsazione stellare, ma un periodo orbitale. In un ciclo orbitale completo, SW Lac presenta due minimi e due massimi di luminosità. In condizioni ideali, due minimi consecutivi sono separati da circa 3 ore e 50 minuti.

SW Lac presenta il cosiddetto effetto O'Connell: i due massimi successivi della curva di luce possono avere luminosità differenti. Il fenomeno è associato soprattutto a disomogeneità superficiali, in particolare macchie stellari prodotte dall'attività magnetica. Le mappe Doppler pubblicate da Şenavcı e collaboratori nel 2011 hanno confermato la presenza di strutture superficiali non uniformi sulle componenti del sistema. Questo significa che la curva osservata con MeStar potrebbe non essere perfettamente simmetrica, e la sua forma potrebbe cambiare fra sessioni effettuate in periodi diversi.

Riportiamo la curva di luce ottenuta con MeStar per la stella SW Lac

Le misure mostrano una variazione di luminosità molto evidente, ma c'è una differenza sostanziale rispetto alle quattro stelle analizzate precedentemente: la sessione è troppo breve per determinare autonomamente il periodo orbitale di SW Lac. I dati coprono 1 ora e 27 minuti, meno di un quinto dell'orbita. Non sono presenti due minimi consecutivi, indispensabili per stimare direttamente l'intervallo fra le eclissi. Questo non rende inutile l'osservazione: possiamo comunque studiare l'andamento fotometrico e verificare la presenza di una variazione significativa, compatibile con una parte della curva di luce di una binaria a contatto.

La luminosità della stella diminuisce progressivamente durante la sessione. Questo comportamento è compatibile con l'avvicinamento a un minimo di eclisse, ma non basta da solo a identificare il tipo di minimo. Confrontando le magnitudini differenziali mediane dei primi e degli ultimi dieci minuti si ottiene un valore di $\Delta m = + 0.65$ mag ovvero una diminuzione del flusso del 45%. Purtroppo la curva osservata contiene soltanto un tratto monotono, senza ripetizioni e senza il centro di un'eclisse. Non sarebbe corretto quindi attribuire un periodo e un'incertezza statistica a questa sessione.

Conclusioni

In questa pagina abbiamo mostrato alcune delle possibilità e potenzialità di MeStar v.1.0.0. Attualmente abbiamo dovuto esportare i CSV ed eseguire l'analisi con software esterno. Le future versioni di MeStar permetteranno di eseguire l'analisi direttamente all'interno del programma identificando i casi di mancanza di dati sufficienti, come nel caso di SW Lac. Inoltre potrebbe essere utile poter selezionare dinamicamente le stelle di riferimento in modo da vederne gli effetti sulla curva di luce. I punti misurati inoltre dovranno avere una barra d'errore stimando, per ogni frame, i contributi dovuti a rumore fotonico, fondo cielo, rumore del sensore, stelle di confronto e sistematiche. Infine le future versioni dovranno supportare le acquisizioni di dati su più notti ed essere in grado di produrre il grafico O-C.

Quindi, cosa state aspettando? Sfruttate i vostri telescopi amatoriali per effettuare misure fotometriche con MeStar v.1.0.0 e visitate periodicamente il sito per scoprire le funzionalità introdotte nelle prossime versioni dell'applicativo.