O binário de eclipse EK Cephei é um candidato único para testar modelos evolutivos estelares. Existem medidas precisas das suas dimensões absolutas, assim como uma boa determinação da sua metalicidade. Ainda mais importante, do nosso ponto de vista, é o facto de a sua componente de mais baixa massa (1,12 M_sol) parecer estar na fase da pré-sequência principal, sendo assim a primeira estrela de tipo solar nesta fase com uma massa bem determinada.

  Calculamos modelos evolutivos detalhados do binário EK Cephei utilizando o código de evolução estelar CESAM (Morel 1997). Os modelos foram construidos utilizando a equação de estado OPAL, opacidades do grupo OPAL complementadas, a baixas temperaturas, pelas opacidades de Alexander e Fergusson (1994), e as taxas de reacções nucleares NACRE. Para determinar os parâmetros dos modelos que melhor os ajustam às observações empregamos ométodo da minimização do \chi^2.

  Descobrimos que os modelos se ajustam a ambas as componentes do binário para uma idade de 26,7x10^6 anos. As posições de EK Cep A e B no diagrama HR são consistentes,dentro das margens de erro, com os nossos resultados. Nesse processo, descobrimos que um passo temporal para as evoluções muito pequeno reproduz muito melhor as observações. Isto indica que uma definição correcta do passo temporal é muito importante nesta fase evolutiva.

  Os nossos resultados mostram claramente que EK Cep A se encontra no início da sequência principal, enquanto que EK Cep B é uma estrela da pré-sequência principal. Estudamos ainda o efeito da inclusão de um "overshooting" moderado; a calibração do binário não é alterada significativamente, mas o efeito da inclusão de "overshooting" pode ser dramático na aproximação de estrelas com massas da ordem de 2 M_sun e superiores à sequência principal.