Das größere Streuband gibt Aufschluss auf die Scheinperiode.
Klaus Häußler (Hartha 17.5.2003)
Die Mitarbeit am Sonneberger Felderplan hat in Hartha schon eine lange Tradition. Die Anfänge liegen im Jahr 1965, als erstmals überhaupt Fotoplatten die Sternwarte Sonneberg verlassen durften. Prof. Hoffmeister hatte ein großes Vertrauen in die Zuverlässlichkeit und in die Zusammenarbeit Hartha und Sonneberg gesetzt. Seit dieser Zeit haben wir in Hartha zu zweit, d.h. Herr Busch und ich, folgende Felder bearbeitet: ? UMa, ? Her, ? Per, 2 Lac, 23h09min+52,5°. Das erste Feld haben wir noch getrennt bearbeitet, die anderen sind jeweils gemeinsam bearbeitet worden. Alle Beobachtungen wurden von mir durchgeführt und die dazugehörenden Rechnungen von Herrn Busch. Auf diesen Feldern hatten Prof. Hoffmeister und später Dr. Richter viele neue veränderliche Sterne entdeckt, die es erstmals zu bearbeiten galt. Die Ergebnisse wurden dann in den Veröffentlichungen der Sternwarte Sonneberg ( VSS ) bekannt gegeben. So lief das Ganze bis Ende 1989. Wir hatten als weiteres Feld Kappa Ophiuchi erhalten. Leider konnte es dann aus unterschiedlichen Gründen nicht erledigt werden (Wendezeit, Krankheit von Herrn Busch, Umstrukturierung des gesamten Schulsystems usw.). Das Feld wurde 1992 unerledigt an die Sternwarte Sonneberg zurückgegeben. Ich hatte mir aber fest vorgenommen, diese Arbeit als Rentner zu erledigen. Durch Altersteilzeit konnte ich nun im vergangenen Jahr aus dem aktiven Berufsleben ausscheiden und in die sogenannte Ruhephase gehen. Ruhe gab es aber nicht. Ich versuchte, die Platten erneut nach Hartha zu bekommen. Im September 2002 war es soweit. Die Fotoplatten waren da und ich konnte mit der Auswertung beginnen. Als Termin der Fertigstellung war Ende 2003 vorgesehen. Durch meinen Arbeitseifer hatte ich aber die Arbeit bereits Ende Januar 2003 erledigt. Jetzt werden nur noch die Beobachtungsergebnisse veröffentlicht.
Zur Auswertung des Feldes: Es waren 46 von Prof. Hoffmeister entdeckte veränderliche Sterne, ( siehe AN 289 und AN 290 ), dazu kamen 10 Sterne, die von verschiedenen Beobachtern entdeckt wurden ( siehe GCVS, NSV, IBVS ). Von der Entdeckung her waren nur angegeben: der Ort, die Helligkeit und wenn bekannt, die Art des Lichtwechsels. Die Helligkeit meiner Sterne lag in der Regel zwischen der 12. und der 17. Größe. Drei, von Prof. Hoffmeister gefundene Veränderliche, konnte ich nicht bearbeiten. Einer war viel zu schwach und zwei waren zu hell. Folgende Ergebnisse habe ich erhalten:
Gesamt: 56 Sterne mit insgesamt 13059 Beobachtungen.
Regelmäßige Sterne, von denen bisher nichts bekannt war, werden im IBVS veröffentlicht. Sterne, wo ich nur die Elemente verbessert habe, sind in BAV Rundbriefen publiziert. Alle anderen werden in einer neuen Sonneberger Veröffentlichung - MVS online - bekannt gegeben.
Welche Probleme gab es bei der Bearbeitung?
Ohne Sonneberger Aufsuchkarte ist es kaum möglich, die Sterne zu finden, da die Koordinaten z. T. ungenau sind. Im SIMBAD/Aladin werden oft die falschen Sterne angezeigt. Das kann sogar soweit gehen, dass im Feld von Aladin die Veränderlichen nicht zu sehen sind.
Bei allen RR-Lyrae-Sternen gibt es das Problem mit den Scheinperioden. Ich habe daraufhin alle RR-Lyrae-Sterne meines Feldes untersucht.
NSV 8003 richtige Periode (links) und Scheinperiode (rechts):
Das größere Streuband gibt Aufschluss auf die Scheinperiode.
Der Aufnahmerhythmus wirkt sich besonders bei langperiodischen Sternen aus. Es wird immer zur selben Jahreszeit und Tageszeit aufgenommen, sodass Perioden von einem Jahr oder einem halben Jahr verfälscht werden. (siehe BAV - Rundbrief 2003/2 zu V 737 Oph ).
Bei Mirasternen oder SRa - Sternen ist zur Unterscheidung die Amplitude mit ausschlaggebend. Es gibt vollkommen regelmäßige Sterne, wo die Amplitude für einen Mirastern aber zu klein ist. Laut GCVS-Erklärung muss die Amplitude für Mirasterne größer als 2,5 Größenklassen sein, sonst ist es nur ein SRa- Stern.
Viele RR-Lyrae-Sterne haben Periodenänderungen. In kurzen Beobachtungs-zeiträumen merkt man dies nicht so stark. Wenn aber der Zeitraum sehr lang ist, kann das zu Problemen zum Suchen der Periode führen. In meinem Fall hatte ich einen Zeitraum von 1928 bis 1994 zu überbrücken.
Beobachtungslücken von mehreren Jahren, aber auch zu kurze Zeiträume, können zu Epochenfehlern führen.