Data publicării: 30 martie 2026

BX Pegasi (abreviat BX Peg) este un exemplu tipic de stea variabilă binară de contact cu eclipsă clasificată de tip W UMa sau EW în Catalogul General al Stelelor Variabile (GCVS) şi în Indexul Internaţional al Stelelor Variabile (VSX). Variabilitatea acestui sistem binar este cunoscută încă din anul 1934, când a fost descoperită de Harlow Shapley şi Emma T.R. Hughes pe parcursul unui studiu asupra unor câmpuri de stele din constelaţia Pegasus.

Stelele de tip W Uma (EW) sunt sisteme binare de contact (extrem de apropiate), cu înveliş comun de material stelar convectiv prin care componentele stelare işi transferă continuu masă şi energie. Într-un astfel de sistem, componentele aflate în proximitate se rotesc sincron extrem de rapid, fiind puternic distorsionate gravitational, prezentând totodată şi o activitate magnetică deosebită. Fenomenele fizice respective produc ca efect pe termen suficient de lung modificarea parametrilor orbitali şi apropierea componentelor stelare până la momentul fuziunii.

Toate fenomenele descrise mai sus pot fi studiate de astronomi folosind tehnici specifice de observaţii şi analize (fotometrie – curbe de lumina, spectroscopie – variaţii ale liniilor spectrale).

Aici este prezentată curba de lumina obţinută de autor (variaţia magnitudinii sau luminozităţii în timp a sistemului stelar BX Peg) în noaptea de 17-18 august 2025, folosind propriul echipament de observaţii de la Observatorul său privat din Valenii de munte: Stardreams .

Precum se poate observa, curba de lumină obţinută prezintă o continuitate a variaţiei de strălucire (fără secţiuni “plate” care să indice o potenţială separare propriu-zisă pe direcţia de observare a componentelor sistemului binar), ceea ce confirmă faptul că stelele respective sunt distorsionate şi atmosferele acestora sunt practic tangente. Cu mici goluri cauzate de condiţiile de observare (nebulozitatea atmosferică) şi de întoarcerea fizică a telescopului la meridian pe montura ecuatoriala germană, ea acopera aproape complet perioada de rotaţie actuală cunoscută a sistemului BX Peg de 0,28 zile sau 6h şi 43 minute. De asemenea, ies în evidenţă şi cele două minime pe paliere uşor diferite de magnitudine, corespunzatoare celor două eclipse pe ciclu, cu minimul primar (mai adânc) aparând atunci cand steaua mai puţin masivă, dar mai fierbinte e eclipsată de către componenta mai rece şi mai masivă.

In cadrul unei monitorizari fotometrice continue de durată mai lungă pot ieşi în evidenţă şi variaţii de luminozitate cauzate de petele uriaşe (suprafeţe mai reci determinate de câmpul magnetic local) prezente pe suprafaţa componentei secundare mai reci şi mai masive.

Astfel, colegul Daniel Berteşteanu a împerecheat observațiile de mai sus cu cele existente online în baza AAVSO. Gerard Samolyk observase de asemenea acest sistem prin acelaşi filtru fotometric cu o lună înainte. Pe graficul rezultat reies în evidenţă variațiile pe termen scurt ale celor două componente corespunzătoare observaţiilor din 23 iulie 2025 şi 18 august 2025, oscilații care pot fi explicate prin activitatea magnetică intensă din acest sistem stelar (pete solare mari pe una din stele) sau existența unui posibil al treilea companion. Acest sistem este cu siguranţă foarte dinamic şi interesant!

Se estimează că aproximativ 1 din 500 de sisteme stelare din Calea Lactee sunt de tipul W UMa. Aceste sisteme se găsesc preponderant în cadrul roiurilor stelare şi în discul galactic, şi sunt ţinte foarte importante de studiu pentru înţelegerea evoluţiei stelelor.

Autor: Radu Gherase, Astroclubul București, România