VV Cephei verfinstert sich


Einer der größten Sterne unserer Galaxis verdeckt seinen Partner

 

      - No physical correlation between Halpha variability and Vmag

Kampagne zur Bestimmung des Scheibenradius im System VV Cep

   

 

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-370  B=7.040  V=5,52  Rc=4,281  (label 55)

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 (Stand 11.09.2017)

 

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

  • Hartmut Brettschneider, Jörg Neumann, Kerstin Rätz, Ralf Schönfeld, Matthias Schubert, Dieter Süßmann, Frank Vohla, Bodo Wichert (visuell)
  • Dietmar Böhme, Horst Braunwarth, K. Catewicz, Manfred Chudy, Frank Hochrath, Lienhard Pagel, Wolfgang Quester, Manfred Rätz, Peter Sterzinger und Wolfgang Vollmann (CCD bzw. DSLR, Fotometer)

eingesandt wurden.

Die lange und fast lückenlose Beobachtungsreihe über fast 6 Jahre hinweg 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 B-Bereich weichen die Ergebnisse von W.Vollmann einerseits und L. Pagel, W.Quester und M. Rätz andererseits voneinander ab. Die Helligkeitsunterschiede sind relativ groß. Wahrscheinlich wurden hier unterschiedliche Vergleichssterne oder unterschiedliche Filter verwendet. Möglichkeiten der Kalibrierung sind noch zu prüfen. Ich habe eine generelle Korrektur der Vollmannschen Werte um + mag 0.6 vorgenommen. Damit fügen sie sich gut in die Messungen der anderen Beobachter ein.

Im R-Bereich haben bisher nur H. Braunwarth, L. Pagel sowie W. Quester und im U-Bereich nur H. Braunwarth gemessen.

Mit HIlfe des Programms Peranso habe ich die 5-er Mittel aller im V-Bereich gemessenen Helligkeiten gebildet und daraus den Beginn der Bedeckung ermittelt (siehe unten). Er liegt bei 26.06.2017, Das ist also ca. 1 Monat früher als nach den Elementen vorhergesagt.

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

München, 11.09.2017, Frank Walter 

 

 

VV Cep gem liku aktuell



 

 

Gemeinschaftslichtkuve VV Cep, nur V-Bereich, Binning = 3

(mit Hilfe des Programms Peranso erstellt):

gemliku V bin 3

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Gemeinschaftslichtkuve VV Cep, nur V-Bereich, Binning = 5

Programm Peranso:

Interpolation durch eine Splinefunktion zwischen den angegebenen Grenzen (grüne Linien) und Berechnung des Maximums  mit der Methode Kwee-van Woerden (violette Linie). Damit ergibt sich

Beginn der Bedeckung = 1. Kontakt: JD = 2457931,5 +/- 0,7 = 27.06.2017

gemliku V bin 5

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Spektroskopisch / Photometrische 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

 

Inzwischen ist eine ausführliche IBVS-Veröffentlichung dazu erschienen:

 

Ernst Pollmann, 30.05.2017


There is a justified criticism related to the "not-working" webpage of the project "VV Cep eclipsing campaign 2017-19", which is mentioned at different locations. For this reason I summarized all sites with relevant contents in one. There you can find all discussions and (amateur) publications around VV Cep until now. It will be actualized continuously by me.

Please have a look at:

http://astrospectroscopy.de/projects.html  >> VV Cep

Ernst Pollmann, 29.5.2017


Kampagne zur Bestimmung des Scheibenradius im System VV Cep

 
Hoch aufgelöste Hα-Spektren (siehe Abb. 1), wie sie z. Zt. von vielen Beobachtern aufgenommen werden, bieten die einmalige Gelegenheit, mit Beginn des 1. Kontaktes am 4. August 2017, den effektiven Radius der (entgegen des Uhrzeigersinns) rotierenden Akkretionsscheibe des Begleitsterns im System VV Cep zu ermitteln. Eine dahingehende Kampagne ist bereits vor einigen Wochen in der ARAS-Spektroskopiegruppe gestartet worden.Spektrum vvcep
 Abb. 1: Hochaufgelöstes Hα-Spektrum der Akkretionscheibe von VV Cep
 
Im Spektrum der Abb. 1 repräsentiert zunächst die Hα-Doppelpeak-Emission die gesamte emittierende Scheibenmasse bzw. das gesamte Scheibenvolumen von den photosphärennahen Zonen des B-Sterns bis hin zum äußersten Scheibenrand. 
 
Hierbei repräsentiert in der Sichtlinie des Beobachters die Emissionskomponente V den linken Scheibenrand (1. Kontakt) der rotierenden Scheibe und der sich auf uns zu bewegt (und darum blau verschoben im Spektrum erscheint). Die Emissionskomponente R hingegen repräsentiert den rechten Scheibenrand (2. Kontakt), der sich in der Sichtlinie des Beobachters von uns weg bewegt (und darum rot verschoben im Spektrum erscheint). 
 
Die Emissionskomponenten V & R werden also im Verlauf der Bedeckung durch den M-Überriesen zeitversetzt nacheinander im Spektrum der Akkretionsscheibe nahezu verschwinden. Ein solcher Vorgang ist das letzte Mal von Kawabata et al. (Pub. Astron. Soc. Japan, 33, 1981) (Abb. 2) und Möllenhoff & Schaifers (A&A, 04, 1981) während der Bedeckung 1976-78 beobachtet worden.
Image2
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Abb. 2: Intensitätsverlauf der Komponenten V&R im Verlauf der Bedeckung 1976-78
 
Der zeitliche Unterschied des Bedeckungsbeginns von V&R betrug 1976-78 bei Kawabata et al. 150 Tage (=1.296 * 10^7 sec). Die in unseren bisherigen Kampagnenspektren gemessene Radialgeschwindigkeit der zentralen Absorption im Hα-Doppelpeakprofil (siehe Abb. 1) hat aktuell den Wert von -21 km/s. Die von Kawabata et al. gemessene betrug -27.01 km/s.
 
Mit s = 27.01 km/s und delta t = 1.296 * 10^7 sec errechnete sich daraus ein Scheiberadius von 3.5 * 10^8 km, entsprechend ca. 500 Sonnenradien. In unserer Kampagne kommt es nun entscheidend darauf an, den zeitlichen Versatz der V&R Bedeckung so genau wie möglich zu erfassen. 
 
Im Gegensatz zu Kawabata et al. haben wir entschieden, nicht die Äquivalentbreite (siehe Ordinate in Abb. 2) der V&R-Komponenten zu verwenden, sondern ausschließlich deren Peakhöhe (Maximalintensität). Die V&R-Äquivalentbreiten unterliegen enormen Schwankungen, vermutlich als Ursache eines sich ständig ändernden Geschwindigkeitsfeldes im Entstehungsgebiet der Emissionen und den damit verbundenen Dopplerverbreiterungen, weshalb es sich als schwierig erweisen wird, den V&R-Bedeckungsbeginn deutlich genug zu erkennen.
 
In Abb. 3 sind dargestellt die Peakhöhen der V-Komponente (blaue Quadrate), sowie die der R-Komponente (rote Dreiecke) der Hα-Emission in Einheiten des normierten Kontinuums (F/Fc) als Funktion der Zeit. So ist es uns bisher gelungen, eine stabile „Baseline“ deutlich außerhalb der Bedeckung zu ermitteln (siehe gestrichelte Linien in Abb. 3), die es uns hoffentlich ermöglicht, den Beginn der V&R-Bedeckung exakt zu erfassen.
Image3
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Abb. 3: Aktuelles Monitoring der ARAS-V&R-Bedeckungs-Kampagne
 
Es hat den Anschein, als ob die V-Komponente, als Repräsentant des linken Scheibenrandes, der in Beobachtersichtlinie zuerst hinter dem M-Stern verschwinden wird, bereits seit "geraumer Zeit" zunehmend von dessen Wind, der ja das gesamte Doppelsternsystem mit einer großräumigen Wolke neutralen Wasserstoffs "einhüllt", geschwächt wird.
 
Ernst Pollmann, 2017-05-30

Aktualisierung der Kampagnen-Ergebnisse
 
Eine Überarbeitung der Auswertung der bisherigen Kampagnenspektren hat dazu geführt, dass nun auch die Äquivalentbreite (EW) der roten und blauen Komponente (siehe oben Abb. 2 bei Kawabata) zur Bestimmung der Basislinie Verwendung findet (siehe nachfolgende Plots).
Angesichts des unmittelbar bevorstehenden Bedeckungsereignises scheint nun eine gut definierte Basisline sowohl für die Peakhöhe als auch für die EW vorzuliegen. Auf dem kommenden OHP-Spektroskopieworkshop in der letzten Juliwoche werden wir versuchen, die Quallität der Basislinien durch weitere Beobachtung noch zu verbessern.
vvcep
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
Ernst Pollmann, 2017-06-25

 Aktualisierung der Kampagnenergebnisse
 

Entsprechend dem Kawabata-Monitoring oben in Abb. 2 zeigt unser (ARAS)-Monitoring (nachfolgende Abb.) der Peakhöhe und Äquivalentbreite (EW) der roten und blauen Hα-Emissionskomponenten folgenden Befund:

Die linke Seite (= blaue Komponente) der Akkretionsscheibe des B-Sterns, die in Beobachtersichtlinie zuerst von der semi-transparenten Atmosphäre des M-Überriesen verdeckt wird, weist bereits einen erkennbaren Abstieg seit JD 2457967 auf, sowohl in Peakhöhe als auch in EW. Die rechte Seite der Akkretionsscheibe (= rote Komponente) zeigt dagegen einen zeitverzögerten Bedeckungsbeginn ab JD 2457976 (ebenfalls in Peakhöhe und EW).

vvcep eclipse

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

 

Es wäre jedoch verfrüht, mit dieser (vagen) zeitlichen Differenz und der System-Radialgeschwindigkeit Aussagen über den Radius bzw. Durchmesser der Scheiben zu machen.

 

E. Pollmann, 2017-08-15


 Aktualisierung der spektroskopischen Kampagnen-Ergebnisse

Aus den spektroskopischen Monitorings (EW und Peakhöhe) der V&R-Komponenten der Halpha Emission geht hervor, dass die (atmosphärische) Bedeckung bereits seit mindestens Ende Mai 2017 (etwa JD 2457900) begonnen hat. Außerdem weisen weitere (V/R) Beobachtungen darauf hin, dass in dieser gegenwärtigen Phase quasi-cyclische Variabilitäten vorliegen. Die Ursache dafür ist noch unklar, weshalb wir mit unserem professionellen Betreuer Phillip Bennett im Gespräch sind.

vvep

 28. 8. 2017, Ernst Pollmann

 Aktualisierung der spektroskopischen Kampagnenergebnisse
 

Eine genauere Auswertung des Halpha-V/R in VV Cep hat ein überraschendes Ergebnis zutage gefördert (siehe Anhang). Die Zeitachse des Plots stellt dabei weitgehend die Phase der derzeitigen atmosphärischen Bedeckung dar.

Mit unserem intensiven Monitoring (nahezu täglich ein Spektrum) ist es uns offenbar gelungen, eine zyklische V/R-Variation der Akkretionsscheibe des B-Sterns gefunden zu haben, die in dieser Form bisher nicht bekannt war.

Unser professioneller Partner & Berater Phil Bennett sagt dazu, dass es sich dabei vermutlich um eine Präzessionserscheinung (Kreiselbewegung) der Scheibenrotationsachse handelt, die in ihrer Konsequenz zu einer Scheibennickschwingung (Disknodding) führt. Diese Präzessionsbewegung kann jedoch nur beobachtet werden, wenn die Akkretionsscheibe (in Beobachtersichtlinie) nicht pole-one, sondern mehr oder weniger edge-one orientiert ist. Interessant ist bei dieser Beobachtung, dass die Amplitude ganz offensichtlich mehr und mehr abnimmt, je mehr wir uns der totalen Scheibenbedeckung nähern.

VtoR variabilityZum V/R der Akkretionsscheibe schreibt Wright (1971), dass die Halpha-Emission eigentlich als eine ungestörte Einzelemission zu verstehen ist, würde nicht in Beobachtersichtlinie die Absorption des neutralen Wasserstoffs (= M-Sternwind, der das gesamte System großräumig einhüllt) die zentrale Absorptionseinsenkung (CA) erzeugen. 

Diese CA führt dazu, dass der eigentlich ungestörte Emissionspeak in zwei asymetrische Einzelpeaks aufgespalten wird, nämlich zum V- und zum R-Peak. Diese V/R-Asymetrie ist es, die es uns nun erlaubt hat, die oben genannte Nickschwingung der Scheibe zu detektieren.

Darüber hinaus würde die im Plot klar erkennbare Präzessionsperiode (?) von nur (ca.) 40 Tagen bedeuten, dass auch die Masse und/oder der Durchmesser der Akkretionsscheibe des B-Sterns „entsprechend gering“ sein muss (was „gering“ auch immer bedeutet in diesem Kontext).

In jedem Fall ist erstaunlich, dass diese geringe V/R-Variabilität solche mechanischen Präzessionseffekte wie Scheibennickschwingung in der B-Sternscheibe von VV Cep widerspiegeln (!).

01.09.17, E. Pollmann


 Aktualisierung der spektroskopischen Kampagnenergebnisse

Die Nickschwingung der Akkretionsscheibe als Folge der periodischen Präzessionsbewegung der Scheibenrotationsachse ist auch weiterhin während des Bedeckungsprozesses deutlich beobachtbar. Diese Beobachtung ist nur aufgrund der hohen Beobachtungsdichte (nahezu jede Nacht ein Spektrum) der Mitglieder der spektroskopischen ARAS-Gruppe möglich gewesen. 

vvcep VtoR

 16.9.17. E. Pollmann


 Bestimmung des Scheibenradius
(Ergänzung zur oben bereits beschiebenen Kampagne)
disk radius
 
 
 
 

 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 
 

 
 

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