Geschichten aus 1001 Nacht

G. Poymanski : Acta 48,711

IR-Spektroskopie an den RS CVn-Systemen WY Cnc, SV Cam und XY UMa ergab erheblich höhere Massen für die Primärkomponenten. Bei SV Cam konnten erstmals die Spektraltypen der beiden Sterne zu F5V und K0V festgelegt werden.

G. Kopatzki, A. Pigulski : Acta 48, 747

Im GCVS ist V879 Aql = GSC 1030:3758 als ein delta Scuti-Stern mit einer unwahrscheinlichen Amplitude von 1,7 Größenklassen aufgeführt. Nach ersten CCD-Messungen handelt es sich um ein W UMa-System mit einer Amplitude von 0,7mag im Visuellen und den Elementen:

Min I := (HJD) 2450221,3257 + 0,27100786 * E.

L. Hric, R. Galis : A&A Suppl. 135, 29

Bei einer Untersuchung auf photographischen Platten wurden die Elemente des Algolsterns V1856 Cyg zu

Min I := (HJD) 2448785,201 + 1,999201 * E

bestimmt. Die Lichtkurve zeigt im Minimum eine erhebliche Streuung von zwei Größenklassen und bei einer Periode von fast genau zwei Tagen ist immer die Gefahr eines Scheinergebnisses vorhanden.

Q. Shengbang u.a. : A&A 341, 799

Anhand der beiden W UMa-Systeme AU Ser und FG Hya, die beide kürzlich eine sprunghafte Periodenänderung zeigten (AU Ser, seit 1987 40748,9717 + 0,38649429 und FG Hya, seit 1989 36968,930 + 0,327829), wird über einen möglichen Zusammenhang zwischen dem O´Connell-Effekt und den Periodensprüngen spekuliert. Als O´Connell-Effekt wird die unterschiedliche Höhe der Maxima in engen Doppelsternsystemen bezeichnet.

G. Umana u.a. : A&A 342, 709

Messungen im Radiobereich an dem Algolstern RZ Cas lassen starke magnetische Aktivität auf der K0IV-Komponente erkennen.

M. Mikolayewski, D. Graczyk : MNRAS 303, 521

Der Algolstern EE Cep, bestehend aus einer B5ne-Komponente und einem unsichtbaren Begleiter bei einer Periode von 2050 Tagen, zeigt eine starke Variation der Tiefe und Form der Minima. Bei neuer UBVRI-Photometrie konnte keine Spur eines vermuteten Roten Riesens als Sekundärkomponente gefunden werden. Besser interpretieren lassen sich die Daten unter Annahme einer taumelnden dicken Staubscheibe, die ähnlich wie bei epsilon Aur für die Minima verantwortlich ist.

R. Wilson, W. Van Hamme : MNRAS 303, 736

Die Analyse aller Minima von beta Lyrae zeigt ein quadratisches Glied von 3,8700 * 10-6 seit über 210 Jahren. Ansonsten lassen sich keine weiteren Periodenänderungen nachweisen, was einen bemerkenswerten stabilen Massentransfer über diesen langen Zeitraum bedeutet. Bei der Suche nach der Ursache der Modulation des Lichtwechsels mit einer Periode von 283 Tagen konnte sowohl Apsidendrehung als auch Präzession der Scheibe ausgeschlossen werden. Eine Pulsation der Scheibe um die massive Komponente könnte des Rätsels Lösung sein.

R. Diethelm : BBSAG Bull. 119, 7

Die Amplitude von PS Per beträgt bei CCD-Photometrie circa 1,5 mag.

M. Wolf, R. Diethelm : BBSAG Bull. 119, 7

CCD-Beobachtungen an dem EW-Stern V1193 Cyg bestätigen nicht die 0,674d Periode aus dem GCVS. Vorläufige Elemente wurden zu

Min I := (HJD) 2451052,3768 + 0,50376 * E

bestimmt.

O. Demircan u.a. : Budapest Mitt. Nr. 100, 393ff

Ein Lichtlaufzeiteffekt konnte schon bei Algol, EE Peg, IM Aur, IU Aur, 44i Boo, FZ CMa, XY Leo, ER Ori und V505 Sgr sicher nachgewiesen werden. Eine Gruppe türkischer Astrophysiker vermutet einen oder mehrere Begleiter um die Systeme von RT And(108a), XZ And(11, 37 & 138a), AB And(88a), BX And(71a), OO Aql(89a), AR Aur(27a), Y Cam(86a), SV Cam(44a), R CMa(91a), WY Cnc(83a), RZ Cas(5, 6, 18 & 37a), TV Cas(56a), U Cep(16, 48 & 113a), GK Cep(18a), U CrB(75a), SW Cyg(100a), CG Cyg(48a), TX Her(48a), AK Her(78a), RT Lac(83a), AM Leo(33a), T LMi(66a), RU Mon(68a), U Oph(39a), V502 Oph(35a), RT Per(42a), RW Per(64 & 100a), ST Per(23 & 83a), TX UMa(31 & 76a), XY UMa(25a), AH Vir(10a), DR Vul(18 & 47a). Vier Begleiter könnten schon ein wenig zu viel des Guten sein, denn solche Bahnen sind mit Sicherheit nicht stabil.

R. Diethelm : IBVS 4663

Nach CCD-Messungen ist IT Her = GSC 2112:1845 ein W UMa-System mit einer Amplitude von 0,45 mag mit den Elementen

Min I := (HJD) 2450946,363 + 0,339366 * E.

Erst eine Bestimmung des Farbverlaufes könnte Pulsationslichtwechsel endgültig ausschließen.

M. Wolf u.a. : A&A 345, 553

Aufgrund neuer Minima konnten für die frühen Algolsterne RU Mon und DR Vul verbesserte Parameter für die Apsidendrehung von e=0,0396 bzw. 0,095 sowie U=347 bzw. 36,3a bestimmt werden. Beide (B-R)-Diagramme erfordern zusätzlich die Anwesenheit eines Lichtlaufzeiteffektes von 73,3 bzw. 62,8 Jahren.

T. Pribulla u.a. : A&A 345, 137

Bei dem engen Doppelstern AW UMa, dem W UMa-System mit dem kleinsten Massenverhältnis q=M2/M1 von 0,075 wird eine dritte Komponente aufgrund der Veränderlichkeit der Radialgeschwindigkeiten vermutet. Die Umlaufdauer des hypothetischen Begleiters soll bei 398 Tagen liegen. AW UMa ist ein System voller Merkwürdigkeiten mit einer farbabhängigen Verschiebung des sekundären Minimus gegen die Phase 0,5, ebenfalls farbabhängigen Asymmetrien in der Lichtkurve und unverstandenen Helligkeitsänderungen im MinII.

D. Graczyk u.a. : IBVS 4679

Lichtelektrische Messungen des letzten Minimums von VV Cep zeigen eine sprunghafte Abweichung von 66 Tagen oder entsprechend ein Prozent der orbitalen Periode. Als Ursache wird ein massiver Massentransfer angenommen.

I. Volkov, K. Khaliullin : IBVS 4680

Die Differenz zwischen den theoretischen und gemessenen Wert der Apsidendrehung bei V541 Cyg ist durch neue Minima geklärt worden. Nach dem Ausschluß einiger stark abweichender Ergebnisse gibt es bei einer Periode der Apsidendrehung von 41675 Jahren keine Notwendigkeit mehr nicht konventionelle Gravitationstheorien einzuführen.

M. Wolf u.a. : IBVS 4683

Nach ersten lichtelektrischen Minima ist der Algolstern CL Aur = GSC 2393:1455 ein photometrisches Dreifachsystem. Um die mittleren Elemente von

Min I := (HJD) 2432967,2472 + 1,24437163 * E

variieren die B-R mit einer Periode von 22,5 Jahren und einer Amplitude von 0,033d. Der Lichtlaufzeiteffekt bedarf aber noch der Bestätigung durch weitere CCD-Messungen.

V. Kozyreva u.a. : IBVS 4690

AS Cam gehört zu den Bedeckungsveränderlichen mit Apsidendrehung, wo ein großer Unterschied um einen Faktor 3 zwischen dem theoretischen und gemessenen Wert besteht. In dem ähnlichen Fall DI Her konnte ein Modell entwickelt werden, wonach ein dritter Stern in einer nicht koplanaren Bahn die Abweichung verursachen könnte. Bei AS Cam ist jetzt ein Lichtlaufzeiteffekt mit einer Periode von 805 Tagen und einer Amplitude von 4,2 Minuten angezeigt worden.

A. van Teeseling u.a. : A&A 342, L45

V592 Her (Nova Her 1968) gehört zu den Zwergnovae mit extrem seltenen Ausbrüchen bei großen Amplituden von bis zu 10 Größenklassen. Bei der Photometrie im Roten und Infraroten während der Ruhephase konnte keine Spur des roten Zwergsterns im kataklysmischen System entdeckt werden. Daher vermuten die Autoren als Sekundärkomponente einen Braunen Zwerg.

M. Asplund u.a. : A&A 343, 507

Spektroskopische und photometrische Messungen an Sakurais Objekt = V4334 Sgr zeigen die Geburt eines RCB-Sterns bei dem "wiedergeborenen" Riesen. Dies bestätigt eine alte These, wonach wenigstens ein Teil der Veränderlichen vom Typ R CrB durch einen finalen Heliumflash in einem Post-AGB Stern erzeugt werden.

R. Webb u.a. : ApJ 512, L63

In der Nähe des "isolierten" T Tauri-Sterns TW Hya sind fünf weitere TT gefunden worden, die nun das der Erde am nähsten gelegene Sternentstehungsgebiet bilden.

R. Corradi u.a. : A&A 343, 841

Die Radioquelle ein paar Bogenminuten neben R Aqr ist nicht der Überrest eines prähistorischen Ausbruches sondern eine gewöhnliche Hintergrundgalaxie.

U. Munari u.a. : IBVS 4668

Zwei sehr unterschiedliche Spektren des Kohlenstoffsterns V335 Vul = GSC 2128:676 deuten eventuell auf ein symbiotisches System hin.

R. Mennickent, C. Sterken : IBVS 4672

Die Zwergnovae RZ Leo zeigte im Februar 1998 während einer Ruhephase das seltene Phänomen der Anti-Humps. Humps sind eine kurze Erhellung in der Lichtkurve von kataklysmischen Systemen, wenn der heiße Fleck in Richtung Erde zeigt. Bei Anti-Humps ist an der Stelle, wo vorher eine Erhellung lag, im Fall dieses SU UMa-Sterns ein 0,15 mag tiefes Minimum. Die Ursache ist unbekannt.

R. Leach u.a. : MNRAS 305, 225

Anti-Zwergnovae wie TT Ari oder MW Lyr sind kataklysmische Veränderliche, die die meiste Zeit im Ausbruch verharren und nur selten Helligkeitseinbrüche von bis zu 6 mag zeigen. Bisherige Theorien hatten es etwas schwer mit den VY Scl-Sternen. Die andauernden Eruptionen sollten die Folge eines hohen Massentransfers vom Roten Begleiter auf den Weißen Zwerg sein und bei niedrigen Raten die Minima durchlaufen werden. Allerdings müßten bei den manchmal Jahre dauernden Minima Ausbrüche wie bei normalen Zwergnovae beobachtet werden, was im Widerspruch zu den Ergebnissen der AAVSO steht. Des Rätsels Lösung dürfte die hohe Temperatur des Weißen Zwergs sein, der die Scheibe fast vollständig ionisiert und damit Eruptionen während der Phasen niedriger Aktivität unterbindet.

M. Ibrahimov : IBVS 4691

Neue lichtelektrischen Messungen des nun schon drei Jahre dauernden Minimums des FUORS V1057 Cyg bestätigen die Hypothese, wonach die Helligkeitsabnahme die Folge einer Staubkondensation um den jungen Stern ist.

J. Sokoloski, L. Bildsten : ApJ 517, 919

Beim letzten Ausbruch des Prototyps der sympiotischen Sterne Z And sind im Optischen Oszillationen mit einer Periode von 1682s gefunden worden, die nur durch die Rotation eines stark magnetischen Weißen Zwerges erklärt werden können. Da die Amplitude der Oszillationen beim Abklingen der Eruption auch geringer wurde muß der Ausbruch entgegen bisheriger Theorien sehr nahe am Weißen Zwergen stattfinden.

G. Kopacki, A. Pigulski : Acta 48, 747

Im Feld von V879 Aql (siehe oben) wurde der rote Veränderliche GSC 1030:4461 (11,5pv) entdeckt.

G. Gombert : IBVS 4653

Im Rahmen des Amateur Sky Survey wurde GSC 4666:209 Psc als ein neuer Halbregelmäßiger mit einer Periode von circa 83 Tagen gefunden.

S. Kim, E. Rodriguez : IBVS 4658

Mitten in den Plejaden wurde das neue W UMa-System GSC 1803:810 Tau mit einer Periode von 0,574d bei einer Amplitude von 0,45V entdeckt, welches aber hinter dem offenen Sternhaufen liegt.

N. Bertraminelli, D. Dalmazio : GEOS EB 25

NSV 11321 = GSC 3122:495 Lyr ist nach visuellen und lichtelektrischen Messungen von GEOS ein W UMa-System bei einem Lichtwechsel zwischen 10,96 - 11,47V mit den Elementen

Min I := (HJD) 2450700,3444 + 0,577639 * E.

R. Diethelm, P. Kroll : IBVS 4674

Durch neue lichtelektrische Minima und Sonneberger Plattenschwächungen konnten die Elemente des Bedeckungsveränderlichen GSC 3639:1081 And zu

Min I := (HJD) 2451032,4479 + 0,954326 * E

bestimmt werden.

E. Zoldos : Acta 48, 775

Da keine direkte Entfernungsmessung zu den RV Tauri-Sternen möglich ist wurde deren absolute Helligkeit von ihren Vertretern in Kugelsternhaufen (KSH) abgeleitet. Vor kurzem (Rb 47, 55) wurde bei spektroskopischen Untersuchungen ein erheblicher Unterschied in den Häufigkeiten einiger Elemente zwischen den RV Tauri-Sternen im galaktischen Feld und in KSH festgestellt. Bei einer Neudiskussion aller publizierter Daten zu RV Tauris in KSH hat Zoldos bemerkt, daß diese im Gegensatz zu Definition dieser Veränderlichenklasse keine abwechselnd tiefen und flachen Minima zeigen.

L. Hric, R. Galis : A&A Suppl. 135, 29

Im GCVS ist V375 Cyg als ein Halbregelmäßiger mit einer Periode von 180 Tagen aufgeführt. Bei einer Untersuchung auf fotografischen Plattenmaterial konnte die Klassifikation bestätigt werden, während sich für die Periode ein neuer Wert zu 335,9 Tagen ergab.

J. Percy u.a. : PASP 111, 94 & 98

Die Periodenänderungen von Mirasternen werden dominiert von zufälligen Fluktuationen um einen mittleren Wert. Eine Auswertung von den Daten der AAVSO über 391 Miras aus den letzten 75 Jahren ergab eine schwache Korrelation zwischen den Periodenfluktuationen und der Periode bzw. Farbe, aber nicht mit der Amplitude oder dem chemischen Typ (M, S oder C). Die theoretische mittlere Periodenänderung sollte +28 bzw. +11E-6 je nach noch unbekannten Schwingungsmodus betragen. Die beobachtete mittlere Rate in den AAVSO-Daten betrug in guter Übereinstimmung +16E-6. Es gibt Anzeichen, daß die Periodenänderung bei kohlenstoffreichen Miras größer sind als bei den Spektraltypen M und S.

C. Sterken u.a. : A&A 342, 167

Die Analyse der visuellen Beobachtungen des Mirasterns chi Cygni seit seiner Entdeckung im Jahre 1686 zeigt eine linear ansteigende Periode, während die üblichen quasizyklischen Periodenänderungen statistisch nicht signifikant sind. Aufgrund des geringen Anstieg der Leuchtkraft über die mehr als drei Jahrhunderte dürfte chi Cyg die Phase des Wasserstoffschalenbrennen bereits beendet haben.

M. König u.a. : MNRAS 303, 297

Die visuelle Lichtkurve von R Sct wurde als typisches Beispiel für niedrig-dimensionales Chaos angesehen (Siehe SuW 7/1995, S. 518). Genauso gut läßt sich der Lichtwechsel aber auch als Überlagerung zweier stochastisch gedämpfter Schwingungen mit Perioden von 71 und 141 Tagen beschreiben.

H. van Winckel u.a. : A&A 343, 202

Neben AC Her und U Mon konnte nun EN TrA als das dritte spektroskopische Doppelsternsystem entdeckt werden. Die Autoren vermuten eine Koppelung des RV Tauri-Phänomens an langperiodische Doppelsternsysteme, da der vom Veränderlichen ausgehende Staub anscheinend in einer dicken Scheibe um den Begleiter kreist. Die tiefen Minima der RVb-Sterne sind nach ihrer Meinung die Folge einer Bedeckung durch die Staubscheibe. RVa-Sterne zeigen dieses Phänomen nur deshalb nicht, weil wir nicht in ihre Bahnebene blicken.

J. Percy, D. Bagby : PASP 111, 203

Mit Hilfe der Datenbank der AAVSO wurde nach doppelperiodischen Mirasternen gesucht, da aus dem Verhältnis der Perioden auf die innere Struktur der Roten Riesen geschlossen werden kann. Dabei traten zwei Arten von Multiperiodizität auf:

1) Lange Sekundärperioden, die die primäre Periode um eine Größenordnung übersteigen (T Cas 8900d, X Cas 7200d, W Per 2900d, R Ori 5900d, W Cnc 6000d, RU Vir 8300d, T Dra 8700d, RS Lyr 12200d, U Lyr 8900d, U Cyg 12600, S Cep 5100d, RS Lac 7100d, R Aqr 8000d. Bei R Aqr ist die sekundäre Periode genau die Hälfte der angeblichen Bedeckungsperiode!)

2) Sekundärperioden von derselben Größenordnung bei T Her, RU Cyg, SV Dra, V And, V Leo, RR And, Y Dra, Y Cep, T Oph, R Gem, RR Aql und V Del.

Diese Sterne bitte intensiv verfolgen, ob sich dieses Verhalten auch über einen längeren Zeitraum als 75 Jahre bestätigt.

J. Fu, S. Jiang : A&A Suppl. 136, 285

Neben den Perioden von 0,17836376 und 0,1428041 Tagen werden bei unserem Programm DSct-Stern VZ Cnc weitere Perioden vermutet, die die erhebliche Streuung im (B-R)-Diagramm erklären sollen.

B. Skiff : IBVS 4675

Bei den Arbeiten zur Verbesserung der Positionen von Veränderlichen Sternen wurde die Identität von NSV 12238 = V1485 Cyg entdeckt sowie die Konstanz von NSV 12351 bestätigt. M. Dahm