VV Cephei verfinstert sich
Einer der größten Sterne unserer Galaxis verdeckt seinen Partner
- Beschreibung des Bedeckungssystems und Vorhersagen der Erscheinung
- Beobachtungsempfehlung und Umgebungskarten mit Vergleichssternen
- Ergebnisse und Lichtkurven <-- neu 07.10.2019
- Spektroskopische Beobachtungen (siehe unten)
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.
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
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)
modifiziertes
AAVSO Chart VV Cep
Vergleichssterne sind
mit einem Label
entsprechend der obigen
Tabelle versehen.
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 04.07.2019)
Die folgende Gemeinschaftslichtkurve - aufgeteilt in die zwei Abschnitte 01.01.2017 bis heute und 2011 - 31.12.2016 (Historie) - enthält alle Helligkeitsmessungen / -schätzungen die von den Beobachtern
- Jürgen Beisser, Hartmut Brettschneider, Jörg Neumann, Kerstin Rätz, Ralf Schönfeld, Matthias Schubert, Dieter Süßmann, Frank Vohla, Bodo Wichert (visuell)
- Dietmar Augart, Dietmar Böhme, Horst Braunwarth, K. Catewicz, Manfred Chudy, Frank Hochrath, Peter Lindner, Lienhard Pagel, Wolfgang Quester, Kerstin Rätz, Manfred Rätz, M.Sblewski, 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.
Im B-Bereich und im R-Bereich weichen die Ergebnisse einzelner Beobachter manchmal vom Mittelwert in gleicher weise ab. Die Helligkeitsunterschiede sind relativ groß. Wahrscheinlich wurden hier unterschiedliche Vergleichssterne oder unterschiedliche Filter verwendet. Möglichkeiten der Kalibrierung sind noch zu prüfen. Ich habe in diesen Fällen eine generelle persönliche Korrektur vorgenommen so dass sich die Werte gut in die Messungen der anderen Beobachter einfügen.
Im U-Bereich haben nur H. Braunwarth, M.Sblewski und P. Sterzinger gemessen.
Ich danke allen, die sich an der Kampagne beteiligt haben für die eingesandten Ergebnisse und beende hiermit die Erfassung und regelmäßige Berichterstattung auf dieser Webpage.
München, 07.10.2019 Frank Walter
Gemeinschaftslichtkurve 01.01.2017 - 04.07.2019
Historie:Gemeinschaftslichtkurve 21.06.2011 - 31.12.2016
Eine zusammenfassende, detalierte Übersicht der spektroskopischen Beobachtung dieses Bedeckungsereignisses ist im AAVSO-Journal veröffentlicht. Diese ist zu finden unter:
