Geschichten aus 1001 Nacht

J. Gomez u.a. : IBVS 4702

Bei lichtelektrischen Messungen an von Hipparcos entdeckten Veränderlichen kleiner Amplitude konnten zahlreiche Verbesserungen erzielt werden:

- V793 Cas ist ein Algolsystem und nicht vom Typ EB

- ET Leo ist ein EW oder Ell mit den Elementen 2448499,9714 + 0,3465033E

- HI Dra ist kein RRc, sondern EB mit den Elementen 2448500,3186 + 0,597417E

- V1454 Aql ist ein Algolsystem mit den Elementen 2451010,4977 + 1,049648E

- V351 Peg ist kein RRc, sondern EW mit den Elementen 2448500,493 + 0,593297E

H. Rovitis u.a. : IBVS 4713

Eine neue Analyse der Minima von AK Her bestätigt nicht die vorher vermutete sinusförmige Variation im (B-R)-Diagramm und damit auch keinen Lichtlaufzeiteffekt.

E. Blättler : BBSAG Bull. 120, 5

Die Elemente von OT Cep konnten verbessert werden zu

Min I := (HJD) 2449169,4362 + 0,9624627 * E.

R. Diethelm : BBSAG Bull. 120, 5

BS UMa soll um 1,8 mag heller sein als im GCVS verzeichnet und ist damit ein Stern der elften Größenklasse. Weiterhin wurde die Dauer der totalen Phase von UW Ori zu d=0,06d bestimmt.

A. Paschke : BBSAG Bull. 120, 5

BL CMi ist ein EB-System mit einer Amplitude von 0,35 mag im Haupt- und Nebenminimum bei den Elementen von 2447170,60 + 5,90425 * E.

E. Blättler : BBSAG 120, 6

V400 Lyr soll laut GCVS ein RR Lyrae-Stern mit einer Periode von 1/3 Tag sein. Erste lichtelektrischen Messungen zeigen ein W UMa-System mit einem Lichtwechsel zwischen 12,7 und 13,3 mag bei den Elementen

Min I := (HJD) 2451294,5095 + 0,2534 * E.

K. Locher : BBSAG Bull, 7

Aufgrund intensiver visueller Beobachtungen konnten für LD 282 Dra erste Elemente zu

Min I := (HJD) 2451195,98 + 1,1929 * E

bestimmt werden.

L. Pan, M. Cao : Astrophys. & Space Science 259, 285

Neue lichtelektrische Messungen bestätigen bei XY Leo einen Lichtlaufzeiteffekt mit einer Amplitude von 0,022 Tagen und einer Periode von 7274 Tagen. Dem sind noch unregelmäßige Periodensprünge wie bei anderen W UMa-Systemen auch überlagert.

N. Samec et al. : Bull. Amer. Astr. Soc. 31, 3

Bei einer Analyse des (B-R)-Diagramms von V523 Cas, einem extrem kurzperiodischen Bedeckungsveränderlichen mit einer Periode von nur 0,2337 Tagen, wurde eine zyklische Variation mit einer Amplitude von 0,04 Tagen bei einer Zyklenlänge von 106 Jahren neben einem quadratischen Term von 1,1E-11 gefunden.

L. Leedjarv et al. : A&A 349, 511

Die letzte Bedeckung des langperiodischen Algolsystems VV Cep trat sowohl photometrisch als auch in den Variationen der Wasserstofflinien 68 Tage später als nach den Ephemeriden berechnet ein. Diese plötzliche Verlängerung der orbitalen Periode um 1% zwischen zwei Bedeckungen steht nicht im Einklang mit den bisherigen Vorstellungen von VV Cep als einem aus jeweils 20 Sonnenmassen schweren M Überriesen und einem heißem B Stern bestehenden Doppelsternsystem. Die beobachtete Periodenänderung könnten die Folge eines Massentransfers oder einer Masseneruption sein, wenn VV Cep aus einem M Stern am oberen Ende des AGB mit 2,5 Sonnenmassen und einem dreimal so schweren B Stern bestehen würde.

M. van den Acker u.a. : IBVS 4704

Photometrie im nahen IR sowie optische Spektroskopie bei dem Prototyp der Herbig Ae-Sterne AB Aur, welcher Ende 1997 einen kurzfristigen Lichtabfall um eine Größenklasse zeigte, lassen sich durch ein EXOR-Ereignis beschreiben. Dabei wird ein erheblicher Teil der zirkumstellaren Scheibe vom extrem jungen Stern akkretiert.

A. Retter et al. : MNRAS 308, 140

Bei CCD-Messungen an der klassischen Nova DN Gem wurde eine Modulation mit einer Periode von 0,127844d bei einer Amplitude von 0,03 mag gefunden. Die Stabilität der Periode des Lichtwechsels über 7 Jahre lässt als Ursache eigentlich nur die orbitale Periode in dem engen Doppelsternsystem zu. Damit wäre DN Gem bereits die vierte Nova in der "Periodenlücke" zwischen 2 und 3 Stunden bei kataklysmischen Systemen.

R. Galis et al. : A&A 348, 533

Eine Analyse der visuellen Helligkeitsschätzungen des symbiotischen Systems AG Dra zeigt eine Periode von 549 Tagen für die Umlaufdauer sowie 355d für die Pulsation des kühlen Riesen. Das Verhältnis der beiden Perioden liegt sehr nahe bei 14/9, weshalb die Autoren einen Resonanzeffekt vermuten. Sollte die Pulsation der kühlen Komponente nicht-radialer Natur sein, dann ist die Akkretion des Weissen Zwerges nur in dem Fall für einen Ausbruch ausreichend, wenn die beiden Sternen in einem bestimmten Winkel zueinander stehen. Dieses Phänomenen könnte die Regelmäßigkeit der Eruptionen von AG Dra erklären.

S. Antipin : IBVS 4699

Auf Platten des Archivs der Moskauer Sternwarte konnten zwei neue Cepheiden im Sternbild des Adlers entdeckt werden. GSC 5115:919 ist ein klassischer Cepheide mit einer Periode von 8,7968d bei einem Lichtwechsel von 14,0 bis 15,0p. Bei GSC 5115:1270 mit einer variablen Periode von ungefähr 65,3 Tagen zwischen 12,5 und 13,4p könnte es sich auch um einen RV Tauri-Stern handeln.

J. Gomez u.a. : IBVS 4702

HIP 89972 Her ist ein EA bei einer Amplitude von 0,18 mag mit den Elementen

Min I := (HJD) 2451002,5657 + 0,920505 * E.

G. Gombert : IBVS 4709

Beim Amateur Sky Survey wurde die halbregelmäßige Veränderlichkeit von BD-02°5436 = GSC 5196:130 mit einer Periode von 105 Tagen entdeckt. Der nahe TW Aqr gelegene neue SRd-Stern pulsiert mit einer Amplitude von 0,25 mag und könnte zu den Veränderlichen vom Typ UU Her gehören.

R. Diethelm : IBVS 4717

GSC 729:1321 im Umfeld von DW Ori ist ein neuer Veränderlicher mit Amplitude von mehr als 0,6 mag auf ein Zeitskala von hundert oder mehr Tagen.

J. Vandenbroere : IBVS 4726

Nach lichtelektrischen Messungen am Jungfauenjoch sowie visuellen Ergebnissen von den GEOS Mitgliedern ist NSV 13826 = GSC 2189:704 Peg ein beta Lyrae Doppelsternsystem mit einem Lichtwechsel zwischen 10,12 und 10,59V (10,35). Die mit den Elementen

Min I := (HJD) 2449639,835 + 1,080313 * E

gefaltete Lichtkurve zeigt eine irreguläre Veränderlichkeit wie sie für Massentransfer oder magnetische Aktivität typisch ist.

P. Benson, D. Salter : IBVS 4728

Im Feld des symbiotischen Sterns BF Cyg wurde die Veränderlichkeit des roten Sterns GSC 2137:3085 entdeckt.

Y. Krugely : IBVS 4730

Als Nebenprodukt einer Messreihe an dem Kleinplaneten Ra-Shalom wurde die Variabilität von GSC 614:1209 Psc in den Grenzen von 13,66 bis 14,41V festgestellt. Der Lichtwechsel mit den Elementen

Max := (HJD) 24506998,5053 + 0,05875 * E

passt zu einem delta Scuti oder SX Phe-Stern.

P. Sobotka : Perseus 3/99, S.6

Unsere tschechischen Kollegen von Brno bringen seit einigen Jahren mehrmals im Jahr ein Heft ähnlich unseres Rundbriefes heraus. Da ich mit den slawischen Sprachen nichts anfangen kann hier ein kleines Highlight: Die auf Seite 8 abgebildete Lichtkurve des laut GCVS SRa-Sterns AU Cam mit einer Periode von 366d scheint wie in Rb 47, 36 beschrieben entweder zu den SRb- oder Lb-Sternen zu gehören.

J. Percy, M. Guler : JAAVSO 27, 1

Eine Analyse der photometrischen Daten von Hipparcos zeigt den Beginn der Makrovariabilität (Amplitude größer 0,01 mag) bei Sternen der Population I bei einem Spektraltyp von M0III. Rote Riesen mit einem späteren Spektrum sind alle veränderlich und sollten nicht als Vergleichssterne benutzt werden.

E. Rodriguez : PASP 111, 709

Eine Analyse aller vorhandenen lichtelektrischen Messungen an monoperiodischen Delta Scuti Sternen wie unseren Programmsternen EH Lib, BE Lyn, YZ Boo, SZ Lyn, AD CMi und DY Her lässt keine Variation der Lichtkurven in einem Zeitraum von bis zu 50 Jahren erkennen. Dagegen zeigen alle (?) Delta Scuti-Sterne mit Amplituden von weniger als 0,2 Größenklassen eine starke Variation der Lichtkurve.

L. Kiss u.a. : A&A 346, 542

Eine detaillierte Analyse von 50 oder mehr Jahren visueller Schätzungen an Halbregelmässigen zeigt eine weite Verbreitung von Multiperiodizität. Von 93 untersuchten Roten Riesen pulsieren 44 mit zwei Perioden und 12 mit drei oder mehr Schwingungen. Nur 29 Veränderliche zeigen eine Periode mit den üblichen überlagerten Unregelmäßigkeiten. Bei zahlreichen Halbregelmäßigen konnten die Zyklenlängen aus dem GCVS nicht bestätigt werden wie bei GY Aql (P=464d), AI Cyg (146d), RT Hya(255d) und UZ Per mit 850 Tagen. Die meisten durch Fourieranalyse entdeckten sekundären Perioden bei mehrfachperiodischen Roten Riesen waren vorher noch unbekannt. Besonders hervorzuheben sind mit TX Dra und V UMi Halbregelmäßige mit drei Perioden, die sich auch noch bemerkenswert ähnlich sind : 73 & 77d, 706 & 737d sowie 137 und 126 Tage. Die beiden Sterne zeigen einen häufigen Wechsel der Schwingungsmodi, was bei TX Dra 1999 oder im Jahre 2000 erwartet wird. Bei RY UMa wird eine Amplitudenmodulation beobachtet, deren Ursache noch völlig unbekannt ist. Bei V Boo und RU Cyg haben die Amplituden in den letzten Jahrzehnten stetig abgenommen und Y Per hat sich von einem monoperiodischen Mirastern in einen SRb verwandelt.

H. Smith et al. : AJ 118, 572

Lichtelektrische Messungen an unserem RR Lyrae-Stern AR Her zeigten in den Jahren 1992 bis 95 einen ebenso starken wie komplexen Blaschko-Effekt, welcher nicht eine Folge einfacher Amplitudenmodulation sein kann. Die Autoren konnten die Hypothese ausschliessen, wonach die gemessenen Helligkeiten die Folge einer Überlagerung des Lichtwechsels eines RRab und eines RRc-Stern ist. Es gibt Anzeichen im Fall von AR Her, wonach er wie andere Blaschko-Sterne auch gleichzeitige Änderungen der primären Periode sowie des Blaschko-Zyklus zeigt. Diese Änderungen lassen sich nicht mit dem momentan favorisierten Modell erklären, wonach die Blaschkoperiode die Rotationsdauer des RR Lyr-Sterns ist. Die Autoren bevorzugen daher auch eine Modulation der Pulsation durch magnetische Aktivität als Ursache des Blaschko-Effekts.

Michael Dahm

Diese nur scheinbar widersinnige Überschrift bezieht sich auf den Artikel von Peter Maurer aus dem letzten Rundbrief über seine Gedanken zur Beobachtung von Veränderlichen Sternen.

Ende des letzten Jahrhunderts, als die ersten Aufnahmen des nächtlichen Himmels entstanden, waren die fotografischen Schichten nur blauempfindlich. Allerdings gab es zunächst noch kein einheitliches fotometrisches System. Berühmt geworden sind zum Beispiel die Planetoidenmagnituden von Max Wolf und Mitarbeitern. Dabei handelt es sich auch um Blauhelligkeiten, die allerdings um bis zu anderthalb Größenklassen gegen den Standard verschoben sind. Auch heute noch sind im GCVS die Helligkeiten aus den Orginalentdeckungsanzeigen aufgeführt. Ein weiteres Beispiel ist VW Peg, wobei die maximale Helligkeit von 9,99 mag in p von Anderson stammt. Der Bedeckungsveränderliche erreicht aber höchstens die elfte Grössenklasse. Nicht nur Rote Veränderliche Sterne, aber besonders die, sind von solch eigentümlichen Helligkeitsangaben betroffen.

Während sich bekannte Sternwarten später an den photometrischen Standard gehalten haben gilt das wahrlich nicht für alle Angaben in der Literatur. Bei vielen Quellen steht nicht weiters über das Plattenmaterial oder es gibt so wunderbare Kommentare wie orthochromatisch. Das ist irgendetwas zwischen photografischen und photovisuellen Helligkeiten. Manche haben den Plattentyp explizit aufgeführt, aber da es die Orginale heute nicht mehr gibt lässt sich die Helligkeit ohnehin nicht mehr umrechnen. Im GCVS sind die daher alle als p aufgeführt, wobei es gerade bei roten Sternen zu grossen Überraschungen kommen kann.

Später wurde das UBV-System für lichtelektrische Messungen so definiert, dass B so ungefähr mit p und V mit den visuellen Helligkeiten identisch ist. Allerdings sind das menschliche Auge und die alten Platten für einen grösseren Spektralbereich empfindlich als die Johnson-Filterbereich. Aber eigentlich sollte B und p gleich sein. Während dies für nicht verfärbte Sterne so ungefähr hinkommt gilt dies auf gar keinen Fall für extrem rote Veränderliche.

Leider wird im GCVS auch nicht immer zwischen B und b unterschieden. Ein b-Filter verfügt über einen viel schmalleren Spektralbereich als in B. Da sich bei allen späten Spektraltypen die Oxidbanden schon bei geringen Temperaturänderungen sehr stark ändern ergeben sich in Stromgren-b riesige Amplituden, die wir mit unserem breitbandigen Empfänger Auge nicht sehen können.

Noch ein Wort zu I. Im Infraroten spielt der Staub keine so grosse Rolle mehr und gerade Rote Riesen mit ihren Staubhülle strahlen dort mit voller Kraft. Die visuelle Extinktion kann gewaltig sein mit bis zu fünfzehn Grössenklassen. Ein Versuch sollte ein im I-Bereich sehr heller Stern aber immer wert sein, da es dort Sterne mit Perioden von mehr als 1000 Tagen gibt. Und wer hat so etwas schon mal mit blossen Auge gesehen?

Michael Dahm