VV Cephei verfinstert sich


Einer der größten Sterne unserer Galaxis verdeckt seinen Partner

 

Beschreibung des Bedeckungssystems und Vorhersagen der Erscheinung

Wohl nur dreimal in einem Menschenleben können/dürfen wir das packende Schauspiel der Verfinsterung des Doppelstern-Systems VV Cephei erleben.

Alle 20,35 Jahre bedeckt der kolossale Rote Überriese seinen viel kleineren Partner. Beide Sterne haben ähnliche Massen, allerdings ist der eine Stern im Rahmen seiner Entwicklung zu einem Überriesen aufgebläht (an die Stelle der Sonne versetzt würde er bis zur Jupiterbahn reichen), während der andere blau leuchtet und fast 100-mal kleiner ist. Aus diesem Grund dauert die ganze Bedeckung gut zwei Jahre (650 Tage) lang. Die Helligkeit schwankt im visuellen Bereich zwischen mag 4.9 und mag 5.4. Der Stern ist also für visuelle Beobachter gut geeignet.


Ähnlich wie bei der Bedeckung des Doppelsterns Epsilon Aurigae von 2008-2012 rufen wir zum Mitmachen und zur Mitbeobachtung des besonderen und seltenen Spektakels auf. Das ist auch gar nicht schwer.

Wir haben einige hilfreiche Fotos, Karten und Angaben mit Vergleichssternen hier abgebildet.

Der zeitliche Verlauf sollte den Vorhersagen nach so ablaufen:

(JD ist die Zeitangabe im so genannten Julianischem Datum, einer fortlaufenden Tageszählung)

 

 Ereignis   Datum  JD
 Beginn der Bedeckung (1. Kontakt)  4. August 2017  2 457 970
 Beginn der totalen Bedeckung (2. Kontakt)  27. Oktober 2017  2 458 054
 Mitte der Bedeckung  1. Juni 2018  2 458 288
 Ende der totalen Bedeckung (3. Kontakt)  6. Februar 2019  2 458 521
 Ende der Bedeckung (4. Kontakt)  16. Mai 2019  2 458 620

 

Die vom Beobachter gemessenen oder geschätzten Helligkeiten können an Frank Walter per e-mail  (Diese E-Mail-Adresse ist vor Spambots geschützt! Zur Anzeige muss JavaScript eingeschaltet sein!gesandt oder auch als Bilder auf der BAV-Website hochgeladen werden (http://www.bav-astro.eu/index.php/lichtkurvenservice). Die Angaben zur Helligkeit sollen folgende Daten enthalten: Datum und Uhrzeit, verwendete Vergleichsterne, angewandte Methode (visuelle Schätzung, DSLR-Kamera, CCD-Kamera) sowie verwendete Filter (Farbbereich).

Beobachtungsempfehlung und Umgebungskarten mit Vergleichsternen

Eine digitale Spegelreflex Kamera (DSLR) ist gut geeignet für die Fotometrie. VV Cep kann ohne Nachführung 10 bis 15 sec belichtet werden.
Brennweiten von 18 bis 130 mm sind anwendbar. Eine DSLR liefert Helligkeiten in blau (TB), grün (TG) und rot (TR). Kleinere Teleskope sind ebenfalls geeignet, alledings ist hier eine Nachführung zweckmäßig.
Eine kurze Anleitung zur (DSLR-)Fotometrien mit FITSWORK gibt es hier.

Ebenso geeignet für die Fotomotrie ist natürlich der Einsatz von Fotomultilpliern mit Filtern. 

 BildDiemar3

 

 

 

 

    Cepheus mit VV Cep

    DSLR-Aufnahme
    von Dietmar Bannuscher
    Canon EOS 1100D

    Objektiv: 50 - 200 mm,
    hier 50 mm

    Belichtungszeit: 15 s

    Vergrößern:
    klick ins Bild

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 Kepheus mit VV Cep

 

 

 

 

 

 

 

 

   Lage von VV Cep im
   Sterrnbild Kepheus.
   Ausschnitt aus
   Cartes du Ceil

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Für die Fotometrie empfehlen wir folgende Vergleichsserne (die "label" sind in der AAVSO-Karte eingetragen):

AUID  000-BCP-877  B=4,630  V=4,29  Rc=4,001  (label 43) 
AUID  000-BCP-932  B=5.190  V=5,11  Rc=4,984  (label 51)
AUID  000-BCP-370  B=7.040  V=5,52  Rc=4,281  (label 55)
AUID-000-BCQ-124  B=6,520  V=5,35  Rc=4,516  (label 53)

Die ersten Auswertungen haben gezeigt, dass die gemessenen Helligkeiten der einzelnen Beobachter voneinander abweichen (besonders im blauen Farbbereich, siehe Gemeinschaftslichkurve unten). Um die Ergebnisse vergleichbar zu machen, bitten wir, die Vergleichsterne mit dem label 43 und 55 zu verwenden.

Für längere Brennweiten werden Vergleichsstere näher an VV Cep benötigt. Wir empfehlen:

BD+63 1784 = HD 208439     Bmag= 7.612      Vmag= 7.601      Rmag= 7.600  (label C1)
BD+62 2004 = HD 208713     Bmag= 7.759      Vmag= 7.235      Rmag= 6.890
  (label C2)

  AAVCO Chart

 

 

 

 

 

  modifiziertes
  AAVSO Chart VV Cep

  Vergleichssterne sind
  mit einem Label
  entsprechend der obigen
  Tabelle versehen.

 

 

 

 

 

 

 

 

 

  

 

 vvCep f18 4x10s 2

 

 

 

 

 

 

   VV Cep

   DSLR Aufnahme,
   Ausschnitt von L. Pagel
   Canon 550D f=18mm 
   4 x 10 s

   Die Aufnahme zeigt,
   dass auch mit kurzen
   Brennweiten Fotometrie
   möglich ist.

 

 

 

Ergebnisse und Lichtkurven

 

Die folgende Gemeinschaftslichtkurve enthält alle Helligkeitsmessungen / -schätzungen die von den Beobachtern

  • Jörg Neumann (visuell)
  • Dietmar Böhme, Lienhard Pagel, Manfred Rätz und Wolfgang Vollmann (CCD bzw. DSLR)

eingesandt wurden.

Besonders die lange und fast lückenlose Beobachtungsreihe von W. Vollmann im V-Bereich hat zu einer schönen, zusamenhängenden Lichtkurve geführt. Die Messungen der anderen Beobachter in diesem Farbbereich decken sich recht gut mit denen von W. Vollmann.

Im blauen Farbbereich weichen die Ergebnisse von W.Vollmann, L. Pagel, und M. Rätz voneinander ab. Die Helligkeitsunterschiede sind relativ groß. Wahrscheinlich wurden hier unterschiedliche Vergleichssterne oder unterschiedliche Filter verwendet. Möglichkeiten der Kalibrierung sind hier noch zu prüfen. Im roten Farbbereich hat bisher nur L. Pagel gemessen.

In Kürze werde ich auf dieser Webseite die Ergebnisse der Beobachter im Einzelnen veröffentlichen. Interessierte Teilnehmer der Kampagne können dann eigene Auswertungen durchführen.

Ich danke allen, die sich bisher an der Kampagne beteiligt haben für die eingesandten Ergebnisse und hoffe auf weitere auch von anderen.

München, 12.02.2017, Frank Walter 

 

VV Cep gem liku aktuell



 

Erkenntnisse aus spektral-photometrischen Beobachtungen

Unsere seit geraumer Zeit laufende Untersuchung (Kooperation BAV & ARAS-Spektroskopiegruppe) über mögliche Korrelationen zwischen der Hα-Äquivalentbreite (EW) in Abb. 1 und der visuellen Helligkeit Vmag in Abb. 2 erlaubt es uns, folgenden Ergebnisse mitzuteilen:VV Cep

1) die beobachtete photometrische Vmag-Variabilität (Abb. 2) hat ihren Ursprung in den Pulsationen des M-Überriesen, und zwar mit einer Periode von 145 Tagen (siehe Phasenplot aus Period04-Analyse in Abb. 2)

2) Im Gegensatz zu unserer früheren Annahme (Dezember 2016) einer physikalischen Wechselbeziehung zwischen der Hα-EW und Vmag, wie sie in Abb. 3 gezeigt ist, müssen wir heute sagen, dass nach der EW-Korrektur für das unter der Hα-Emissionen liegende, variable Kontinuum (dies entspricht weitgehend Vmag) keine derartige Korrelation existiert (siehe Abb. 4).

3) Gemäß Abb. 4 und dem darin angegebenen Korrelationseffizienten R = 0.06 müssen wir feststellen, dass sich der korrigierte Hα-Emissionslinienfluss mehr oder weniger als konstanter Linienfluss mit einer Streubreite von insgesamt 10 Å darstellt.

Als Schlussfolgerung unserer Untersuchungen können wir sagen, dass die Quelle der -Variabilität innerhalb des Bereiches der Akkretionsregion um den heißen Begleiter (B-Stern) nicht mit der Pulsationsperiode des M-Überriesen verknüpft ist und dass ihre Ursache weiterhin unklar bleibt. In einer bei IBVS akzeptierten und in bälde erscheinenden Veröffentlichung wird darauf detailliert eingegangen.

Vor diesem Hintergrund werden die publizierten Resultate 1) - 3) sinnvollerweise auch in den kommenden Jahren weiter ergänzt werden, weshalb selbstverständlich künftige photometrische V-Helligkeiten dieser Kampagne von großem Interesse sind.

 

Erläuterung zu Fig. 1: Original EW-Monitoring der ARAS-Spektroskopie-Gruppe

Erläuterung zu Fig. 2: Original Vmag-Monitoring (W. Vollmann, B. Hassforther, G. Samolyk, W. Quester)

Erläuterung zu Fig. 3: scheinbare Korrelation von EW mit Vmag

Erläuterung zu Fig. 4: keine physikalische Korrelation nach EW-Korrektur > konst. Hα-Linienfluss

 

Ernst Pollmann, 15.02.2017

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Vertretungsberechtigter
Vorstand:
Prof. Dr. Lienhard Pagel, 
Dietmar Bannuscher und
Andreas Barchfeld.
 Registergericht:   Amtsgericht Charlottenburg in
14046 Berlin 
     
Registernummer:  VR 3317 Nz         
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Der Vorstand       

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