CY Aqr
AK Her
U Gem
BB Vul
SIR V03 - V06
.....ein kurzperiodischer Delta-Scuti-Veränderlicher.
Meine ersten Beobachtungen an Veränderlichen Sternen habe ich mit der CCD-Kamera LcCCD14SC von OES an CY Aqr durchgeführt. Die Belichtung dauerte 40 Sekunden pro Bild. Nach Bearbeitung mit EXCEL entstand daraus das abgebildete Diagramm.
.... ein Bedeckungsveränderlicher des W-UMa-Typs. Diese zeigen eine sich kontinuierlich ändernde Lichtkurve, wobei Haupt- und Nebenminima fast gleich tief sein sollten. Es sind also Kontaktsysteme, bei denen die Komponenten durch ihre große Nähe erheblich verformt sind. Die Perioden liegen meist unter einem Tag, die Amplituden reichen bis 0m8.
Ich habe den Veränderlichen in fünf Nächten mit der CCD-Kamera LcCCD14SC von OES am 4"-Refraktor beobachtet. Mit Hilfe des zugehörigen Fotometrieprogramms habe ich die Aufnahmen ausgewertet und mittels EXCEL als Grafik dargestellt. Auf diese Weise erhielt ich fünf Kurvenstücke. Die Gesamtlichtkurve habe ich dann auf Basis der Angaben aus dem GCVS hergestellt. ( Epoche: 2442186,4600; Periode: 0,42152201 d).
Es fällt sofort auf, dass das beobachtete Minimum nicht mit dem berechneten
Minimum zusammenfällt. Es ergibt sich ein Phasenunterschied von 0,029
Phasenteilen. Nach Hoffmeister/Richter/Wenzel "Veränderliche Sterne"
liegt der Grund dafür in der elliptischen Umlaufbahn der Partner. Da es sich um
einen Doppelstern handelt, kann es durch die Drehung der Apsidenlinie zu einer
periodischen Veränderung der (B-R)-Werte kommen. Bei diesem Veränderlichen
beträgt die Umlaufperiode der Apsiden das 49100fache der Umlaufperiode
der Komponenten. Spätere Messungen müssten also eine Verschiebung erkennen
lassen.
Neuere spektroskopische Messungen haben aber ergeben, dass die Umlaufbahn nahezu
kreisförmig ist. Wie das nachfolgend abgebildete und von Michael Dahm (BAV)
mitgeteilte B-R-Diagramm zeigt, ist die Veränderlichkeit der Periode auch nicht
periodisch. Auch durch diesen Befund scheidet die Drehung der Apsidenlinie als
Ursache aus. Möglicherweise liegt der Grund in dem wie bei vielen Sternen des
W-UMa-Typs unregelmäßigen Massenaustausch der Kontaktpartner.
Im Januar, Februar und März 2008 konnte
ich meine Beobachtungen an U Geminorum als Bedeckungsveränderlichen aus dem
vergangenen Jahr fortsetzen. Dabei habe ich den Stern in dreizehn Nächten
jeweils über mehrere Stunden ungefiltert mit der CCD-Kamera AlphaMaxi von OES
am SCT C9¼ aufgenommen. Die Länge der Einzelaufnahmen betrug 60 Sekunden bei
Binningstufe 3 (27µm-Pixel). Wie die Lichtkurven zeigten, führte diese
Kombination aus geringer Helligkeit des Systems, nur etwas mehr als neun Zoll Öffnung
und dabei nur eine Minute Belichtungszeit zu einer merkbaren Streuung der
Datenpunkte. Diesen Kompromiss musste ich aber eingehen, um den Verlauf des
Minimums einigermaßen abbilden zu können. In guten Nächten konnte ich
Lichtkurven mit zwei Minima gewinnen. Neben Aufnahmen in der Ruhephase des
Systems gelangen mir auch einige Aufnahmeserien während der Ausbruchsphase,
hier allerdings mit wesentlich kürzerer Belichtungszeit. Nach der
Dunkelstrom- und Flatfieldkorrektur rechnete ich den Aufnahmezeitpunkt auf das
heliozentrische Julianische Datum um. Bei der sich anschließenden
fotometrischen Auswertung kam wiederum das Fotometrieprogramm Muniwin Ver.
1.1.23 von David Motl zum Einsatz.
Zum besseren
Verständnis der nachfolgenden Ausführungen eine tabellarische Darstellung des
Systems U Geminorum. Dabei greife ich auf die Angaben von Zhang und
Robinson [1] zurück.
Zur
Veranschaulichung verweise ich auf die Animation eines Modells von V348 Pup auf
der Internetseite der BAV [2]. Bei U Gem wird allerdings der Weiße Zwerg vom
Begleiter nicht bedeckt! Weiterhin gibt es im unteren Bereich der Internetseite
der BAV zu U Gem [3] eine Lichtkurve mit erläuternden Grafiken.
Ruhephase
Ein Vergleich
der im Februar und März erhaltenen Lichtkurven zeigt, dass sich der gesamte
Zyklus in immer wiederkehrende Abschnitte einteilen lässt. Ich zeige dies am Beispiel der Lichtkurve vom 08.02.2008.
Gesamtlichtkurve des Systems U Geminorum vom 08.02.2008. Die Bedeutung der roten
Buchstaben ist im Text erläutert. Die scheinbare Helligkeit des Systems
schwankt im Ruhezustand zwischen 14,1 mag und 15 mag. Die differentielle
Helligkeit (mag diff.) beschreibt die zu einem ausgewählten Vergleichsstern
gemessene Helligkeitsdifferenz (U Gem - Ref.1). Zur Beurteilung der Datenqualität
wird die Helligkeit dieses Vergleichssterns mit einem weiteren Stern verglichen
(Ref.1 - Ref.2). Ergibt dieser zweite Vergleich eine waagerechte Linie mit möglichst
geringen Abweichungen, so sind die erhaltenen Messwerte recht vertrauenswürdig.
Erhält man dabei allerdings einen Kurvenzug oder eine Gerade mit einer
merkbaren Steigung, so ist mindestens einer der Vergleichssterne selbst veränderlich
und man muss einen anderen Stern verwenden.
Im Punkt A der
Lichtkurve wird der „Heiße Fleck“ am linken Außenrand der
Akkretionsscheibe allmählich für uns sichtbar und dreht sich mit ihr innerhalb
der nächsten 69 Minuten vollständig auf uns zu. Damit erreicht die Helligkeit
bei Punkt B ihren Höhepunkt. Durch die weitere Drehung der Scheibe fällt das
Maximum der Strahlung des „Heißen Flecks“ nicht mehr in unsere Richtung und
die Helligkeit geht in diesen 32 Minuten wieder um rund 0,16 mag zurück.
Wir sind im
Punkt C. Nun beginnt die Bedeckung des „Heißen Flecks“ durch den
Begleitstern und die Helligkeit fällt innerhalb von nur 13 Minuten um fast 0,75
mag ab. Der folgende Anstieg dauert dagegen lediglich etwa 6 Minuten, bleibt
aber rund 0.2 mag unter der Helligkeit zu Beginn der Bedeckung. Dies ist verständlich,
weil sich der „Heiße Fleck“ weiter aus unserer Sichtlinie gedreht hat. In
der Lichtkurve ist jetzt der Punkt D erreicht.
Im weiteren
Verlauf zeigt die Helligkeit für rund 60 bis 80 Minuten schnelle Schwankungen
von 0,1 bis 0,2 mag (bis Punkt E). Danach fällt die Helligkeit bis zum Beginn
des nächsten Zyklus (Punkt A2) weiter um fast 0,2 mag ab, wobei deutliche
Helligkeitsschwankungen nun nicht mehr sichtbar sind. Der Abschnitt D bis A2 ist
im Erscheinungsbild aber äußerst variabel.
Die eben
angegebenen Helligkeitswerte können je nach Aktivität der Akkretionsscheibe
und des „Heißen Flecks“ um rund 0,1 mag schwanken. Auch in der Ruhephase
ist das System nicht wirklich ruhig.
Ausbruchsphase
In vier Nächten
konnte ich jeweils mehrstündige Serien von U Gem während eines Ausbruchs
aufnehmen. Hier zeigt sich, dass das System auch in der Ausbruchsphase
kleineren Helligkeitsschwankungen unterworfen ist. So zeigt die nachfolgende
Lichtkurvensammlung, dass am 16.02.2008 noch ein leichter Anstieg in der Kurve
selbst zu verzeichnen ist, am 19.02.2008 möglicherweise das Maximum erreicht
ist, und am 23. u. 24.02.2008 die Helligkeit schon wieder um mehrere Zehntel
nachgelassen hat.
Vier phasenrichtig aufgetragene Gesamtlichtkurven des Systems U Geminorum während eines Helligkeitsausbruchs. Die differentielle Helligkeit bezieht sich hier auf andere Vergleichssterne als am 08.02.2008. Die maximale scheinbare Helligkeit während dieses Ausbruchs betrug 9,3 mag.
Meiner Meinung
nach hat sich der Ausbruch von U Gem möglicherweise schon am 14./15.02.2008
angedeutet. Die betreffende Lichtkurve zeigt bereits ein um 0,2 mag angehobenes
Aktivitätsniveau.
Teillichtkurve des Systems U Geminorum vom 6.03.2008. Die differentielle Helligkeit bezieht sich hier auf die selben Vergleichssterne wie am 08.02.2008.
Bemerkenswert
ist hierbei auch, dass im Unterschied zur Lichtkurve vom 08.02.2008 im
gesamten Bereich D bis A2 deutliche Lichtschwankungen bei beständig abnehmender
mittlerer Helligkeit stattfinden. Ein Zeichen für restliche Aktivitäten nach
dem Ausbruch. Außerdem ist das Licht bei A2 in etwa so gering wie das Licht im
Bedeckungsminimum dieser Kurve.
Bedeckung des „Heißen Flecks“
Wie schon
eingangs erwähnt, musste ich bei der Belichtungszeit einen Kompromiss eingehen,
der dazu führte, dass für die Bedeckung meist nur 20 Datenpunkte zur Verfügung
standen. Das reichte gerade so, um wenigstens die grundlegende Form dieses
Kurvenabschnitts zu ermitteln. Das geringe SNR tat ein Übriges. So ist nicht
immer ganz klar, ob im Kurvenboden gerade Flackern auftritt, oder ob es sich um
die Folge von Messfehlern handelt.
Die folgende
Bedeckungslichtkurve vom 07.02.2008 zeigt in einer Ausschnittsvergrößerung
den bereits weiter oben erwähnten längeren Abstieg und kürzeren Aufstieg. Zusätzlich
ist nun auch die unterschiedliche Kurvenform der beiden Äste sowie die Änderung
der Steigung im fallenden Ast zu erkennen. Die Form des Kurvenbodens sieht hier
fast rund aus, bleibt in der Gesamtschau der erhaltenen Minima aber unklar.
Der
Begleitstern bedeckt den „Heißen Fleck“. Ausschnittsvergrößerung aus der
Gesamtlichtkurve vom 07.02.2008. Die
differentielle Helligkeit bezieht sich hier auf die selben Vergleichssterne wie
am 08.02.2008.
Zudem wird in
diesem Beispiel die Fortsetzung der Helligkeitskurve des „Heißen Flecks“ über
das Minimum hinaus deutlich. Dies kommt nicht in allen Beispielen so gut heraus,
besonders dann nicht, wenn nach dem Minimum gerade ein heftiges Flackern
stattfindet.
Der Vergleich
aller Minima zeigt außerdem, dass sich die Dauer, gemessen bei ½(m1+m2), in
den zehn Tagen vor dem Ausbruch von 0,0053 d auf 0,005 d verkürzte. Ebenso
verringerte sich die Tiefe in dieser Zeit von 0,73 mag auf 0,57 mag. Dabei
sollte man aber im Sinn haben, dass der nicht gut fassbare Kurvenboden
Unsicherheiten ins Spiel bringt.
Die Zeitpunkte
der Minima (t0) ermittelte ich mit der von Krzeminski [4] für U Gem
skizzierten Methode. Wie bei allen grafischen Methoden führen die
subjektiven Abschätzungen der Ausgleichsgeraden zu einer hohen Fehlerbreite,
die man allerdings durch mehrmaliges Anwenden der Methode verringern kann. Bei
diesem Verfahren sollte man auf jeden Fall genügend breite Flügelstücke vor
und nach der Bedeckung des „Heißen Flecks“ mit in die grafische Auswertung
einbeziehen. Auf diese Weise gewinnen die einzuzeichnenden Ausgleichsgeraden an
Verlässlichkeit. Besonders kritisch erscheint mir die Festlegung von m2 bei
starker Streuung der Messwerte im Kurvenboden.
Gemessen am
derzeitigen Periodenwert von J. M. Kreiner schwanken meine B-R-Werte zwischen
+0,0002 d und -0,0002 d. Damit kann ich bei der Datenlage zufrieden sein.
Skizze von Krzeminski zur Ermittelung der Minima [4]. Nur auf U Gem anzuwenden!
Die Linie KL ist die Halbierende des Abstandes der Ausgleichsgeraden des
absteigenden und aufsteigenden Astes. Der Schnittpunkt des Lotes in Punkt M mit
der Zeitachse ergibt den Minimumszeitpunkt t0.
Betrachtet man
die bis heute veröffentlichten Periodenwerte zu U Gem, so scheint sich eine
geringe Verlängerung der Periode abzuzeichnen.
| 0,17690591 d | Krzeminsky, 1965 |
| 0,17690617 d | Arnold u. Berg, 1976 |
| 0,1769061898 d | J. Smak, 1993, Acta Astronomica, 43, 121 |
| 0,176906239 d | J. M. Kreiner, 2004, Acta Astronomica, 54, 207ff |
| 0,176906253 d | J. M. Kreiner, pers. Mitteilung am 17.04.2008 |
Anmerkung
Mit den verwendeten Instrumenten sind bei diesem interessanten Veränderlichen keine tiefgreifenderen Aussagen möglich. Über das Erreichte freue ich mich und werde im Rahmen meiner Möglichkeiten an dem Stern dranbleiben. Ich würde gerne einmal den Übergang vom Ruhezustand in den Ausbruch dokumentieren. In diesem Jahr war ja genau die Nacht vom 15. auf den 16. Febrauar wolkig, bzw. hat das Hausdach die weitere Beobachtung am 14./15.02.2008 verhindert.
Informationen zu U Gem aus dem
GCVS (General Catalogue of Variable Stars) [5]
U
Geminorum (Zwergnova): Dieses enge Doppelsternsystem besteht aus einem
Zwergstern der Spektralklasse M4.5V, der sein Roche-Volumen ausfüllt, sowie
einem Weißen Zwerg, der von einer Akkretionsscheibe umgeben ist. Die
Umlaufperiode beträgt 4h 14m 44,7s. Für gewöhnlich werden nur kleinere,
manchmal schnelle Lichtänderungen beobachtet, aber im Durchschnitt alle 103,06
Tage wächst die Helligkeit des Systems innert ein bis zwei Tagen um mehrere Größenklassen
an und kehrt nach einem Zeitraum von fünf bis vierzehn Tagen in den ursprünglichen
Zustand zurück. Im Minimum wird ein Kontinuums-Spektrum mit breiten H- und
He-Emissionslinien abgestrahlt. Im Maximum verschwinden diese Linien fast oder
werden zu flachen Absorptionslinien. Auf Grund unseres Einblickwinkels in das
Sternsystem erleben wir pro Umlauf einen Bedeckungslichtwechsel, der durch die
Bedeckung des „heißen Flecks“ bedingt ist, welcher durch das Auftreffen
eines Gasstroms vom begleitenden M-Stern auf die Akkretionsscheibe entsteht.
[1] The eclipses of cataclysmic variables. II.
U Geminorum; 1987ApJ...321..813Z
[3] http://www.bav-astro.de/sterne/gemu.shtml
[5] http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/
Ein kaum
beachteter Veränderlicher im Sternbild Füchschen (Vulpecula) hat Geburtstag.
Er feiert im August 2010 den hundersten Jahrestag seiner Entdeckung. Grund
genug, sich einmal um ihn zu kümmern.
Im
BAV-Forum erschien vor einiger Zeit eine Mitteilung über die Neugestaltung der
Funktionalität der „Lichtenknecker Database of the
BAV“. Dabei wurde unter anderem die neue Statistikfunktion erwähnt. So kann
man sich die Veränderlichen jetzt auch nach dem Datum ihrer letzten Beobachtung
sortiert anzeigen lassen. In
diesem Zusammenhang zeigte sich der Stern BB Vul (J2000 RA. 20h 32m 19.5s
Dek. +27° 39' 44")
als Spitzenreiter, weil für ihn als erstes und letztes
Beobachtungsdatum der 5.08.1910 angegeben wird.
Das
machte mich neugierig und ich schaute in der zugehörigen Beobachtungsliste der
Datenbank nach und fand dort den Eintrag:
Minimum
[HJD]: 2418889.41; Fotometrie: P; Beobachter: P. Parenago; Quelle:
PZ 4.134
Somit
hatte wohl P. Parenago die Veränderlichkeit des Sterns auf einer fotografischen
Platte vom 5.08.1910 entdeckt und dies 1933 in der Zeitschrift Peremennyje
Zvezdy (Veränderliche Sterne) veröffentlicht. Die Aufnahme konnte er nicht
selbst belichtet haben, da er zu dem Zeitpunkt erst vier Jahre alt war. Das
verlangte nach einer Klärung. Also suchte ich im Internet nach der
entsprechenden Ausgabe von PZ in der Hoffnung, dass sie schon digitalisiert vorläge.
Dem war aber nicht so. Zurzeit bekommt man nur neuere Ausgaben.
Daher wandte ich mich als Nächstes an die riesige SIMBAD Astronomical Database (Straßburg), um dort nach vorhandenem Material zu BB Vul zu forschen. Dort fand ich sieben Literaturhinweise, von denen einige auf frei verfügbare Artikel verweisen.
Die
älteste Quelle sind die Astronomischen
Nachrichten, Bd. 249, Nr. 5967: „Benennung von veränderlichen Sternen“, P.
Guthnick, R. Prager, 1933. In dieser Ausgabe werden neben
dem Namen BB Vul die Koordinaten sowie die maximale und minimale Helligkeit
angegeben (12.5 / 13.2 / ph), eine Periode wird nicht genannt. In der Fußnote
erscheint der Vermerk „Algolart“ sowie ein Verweis auf die Fußnote für
V345 Cygni. In dieser steht, dass Beljawsky den Stern auf Simeiser Platten
entdeckt hat und ihn als Bedeckungsveränderlichen eingeschätzt hat. Dazu kommt
noch der Quellenverweis [NNVS 4.23 (37, 1932)]. Diese Quelle ist aber im
Internet ebenfalls nicht verfügbar.
Nachdem nun zum zweiten Mal am Ende einer Spur eine russische Veröffentlichung stand, schrieb ich kurzentschlossen eine Email an Dr. Samus vom Sternberg Institut in Moskau. Er gibt mit seinem Team den GCVS (General Catalog of Variable Stars) heraus. Ebenso ist er Herausgeber von PZ und damit der richtige Ansprechpartner in dieser Sache. Schon am nächsten Tag lagen die Kopien der gesuchten Artikel sowie ein freundliches Begleitschreiben im Posteingang. Nach einigen weiteren, klärenden Emails stellt sich die Angelegenheit folgendermaßen dar.
Die Abbildung zeigt den
Anfang des Beitrages von Paul Parenago in PZ 4.134, in dem er unter anderem auch
die Veränderlichkeit der von Beljawsky entdeckten Sterne bestätigt. Hinter der
Bezeichnung SVS 303 verbirgt sich der uns interessierende BB Vul.
Der
eigentliche Entdecker aber ist S. Beljawsky, der den Lichtwechsel des Sterns auf
einem Plattenpaar der Sternwarte Simeis (Krim) vom 10. September und 8. Oktober
1931 bemerkte und dies 1932 veröffentlichte. Dabei fand er noch acht weitere
Veränderliche. Der heute als BB Vul bekannte Veränderliche wurde von ihm als
Nummer 3 vermerkt. Obwohl nur zwei Platten vorlagen, stufte er den Stern als
Bedeckungsveränderlichen ein.
Die Abbildung zeigt Beljawskys kurzen
Beitrag in NNVS
4.23 (37, 1932), in dem er die Entdeckung von neun veränderlichen Sternen im
Cygnus mitteilt. Nr. 3 = SVS 303 = BB Vul.
Den
nächsten zugänglichen Hinweis auf BB Vul fand ich bei J. Sahade, F. Beron
Davila: „Eclipsing Variables in Galactic Clusters“ in ANNALES
D’ASTROPHYSIQUE, Vol. 26, S. 153 ff, 02/1963. Dort wird der Stern als Mitglied
in dem offenen Sternhaufen NGC 6940 erwähnt. Die Veränderlichkeit wurde
anscheinend nicht weiter überprüft, da in der beigefügten Tabelle bei den
Elementen lediglich ein Strich eingetragen ist.
Mit
der Veröffentlichung des Aufsatzes „New
GCVS Data for Selected Volume III Variables“ von Antipin,
S. V.; Pastukhova, E. N.; Samus, N. N. im IBVS 5613, März 2005, gibt es die
lang ersehnten Informationen für den praktischen Beobachter. In dieser Arbeit
haben die Autoren 49 im GCVS eingetragene Veränderliche mit Daten aus dem
ROTSE-1- und ASAS-3-Katalog überarbeitet. Dadurch konnten rund 73 Jahre nach
der Entdeckung auch für BB Vul endlich passende Elemente herausgegeben werden:
Typ:
EA,RS
Epoche:
JD hel. 2451345.913,
Periode:
0.93892 d,
Helligkeit :
12.0 – 12.7 mag V,
Bemerkung:
1RXS source.
Während
der Nachforschungen zu dieser Arbeit konnte ich BB Vul bereits in mehreren Nächten
beobachten. Dabei gelang mir am 24. Mai die Dokumentation des Nebenminimums. Die
Folgebeobachtung in der nächsten Nacht zeigte, dass es eine Tiefe von rund 0,25
mag hat. Die Werte aus dem IBVS gestatteten mir nun auch die Konstruktion einer
ersten Phasenlichtkurve. In diesem Fall hatte ich das Sternsystem im Bereich der
Phase 0.5 beobachtet, also praktisch zur Halbzeit. In der
Folgezeit bot das Wetter einige Möglichkeiten zu erneuten Beobachtungen, bei
denen ich weitere Teilstücke für die Lichtkurve sammelte. Am 01. und
02.07.2010 gelang mir endlich die Beobachtung des Hauptminimums. Die beiliegende
Phasenlichtkurve (Elemente aus IBVS 5613) zeigt das Ergebnis meiner bisherigen
Beobachtungen
Die Abbildung zeigt mein erstes Phasendiagramm
von BB Vul aus eigenen Beobachtungen von Mai bis September 2010.
Demnach
hat das Hauptminimum im ungefilterten Farbbereich der CCD-Kamera eine Tiefe von
0,6 mag und eine Breite von 0,12 d (rund 2h 50m). Das Nebenminimum findet bei
Phase 0,5 statt. Da das Hauptminimum nicht exakt bei Phase 0 zu liegen kommt,
besteht noch weiterer Beobachtungsbedarf, um die Elemente zu verbessern. In die
gleiche Richtung weisen die in das Phasendiagramm aufgenommenen Auswertungen von
Parenago. Sein Hauptminimum erscheint mit den gegenwärtigen Elementen bei Phase
0,09.
Die für
einen Algol-Veränderlichen typische Lichtkurve weist allerdings einige
Eigenheiten auf, die möglicherweise auf die RS-CVn-Natur des Sternsystems BB
Vul hinweisen.
Da ist
z. B. die Tatsache, dass von Mai bis Anfang Juli der Abschnitt vom Hauptminimum
bis zum Nebenminimum heller ist, als der folgende Teil. Im
Juli wird es dann richtig interessant. Meine Messungen vom 07. und 20.07. zeigen
links vom Nebenminimum eine minimal geringere Helligkeit, als vorhergehende
Messungen in diesem Phasenbereich, während die Messung vom 15.07. (in der
Abbildung rechts vom Nebenminimum) im dortigen Trend bleibt. Zudem liegt die
Helligkeit der Messung vom 20.07.
in der ersten Stunde noch in etwa auf dem Niveau der Vormonate in diesem
Bereich. Meiner Meinung nach sind das sichere Hinweise für Aktivitäten, in
diesem Fall Sternflecken, auf mindestens einem der Sterne im System.
ILeider
kann ich das Helligkeitsverhalten vor dem Nebenminimum nicht in der gleichen
Nacht beobachten, wie den Teil danach. Hier müssen weitere Beobachtungen, am
besten auf entfernten Längengraden, ergänzendes Material liefern, damit das
Helligkeitsverhalten von BB Vul erklärt werden kann. Eine mögliche Veränderlichkeit
der Vergleichssterne scheidet als Ursache aus. Ich habe jedenfalls keine
Hinweise darauf gefunden. BB Vul ist damit wohl mein spannendstes
Beobachtungsobjekt, dicht gefolgt von U Geminorum als Bedeckungsveränderlicher.
Da kann ich mich doch eigentlich freuen, dass er so lange nicht aktiv beobachtet
wurde.
Während meiner
Beobachtungen an BB Vulpeculae stieß ich mittels der Suchfunktion im
Fotometrieprogramm Muniwin im gleichen Feld auf vier weitere Veränderliche.
Davon erwiesen sich die unten genannten Sterne SIR-V03, SIR-V05 und SIR-V06 als
Neuentdeckungen, während SIR-V04 im ASAS-Katalog als Veränderlicher ohne
Typbestimmung identifiziert ist.
Das Feld um BB Vul wurde in dreizehn Nächten (SIR-V04 in neun Nächten) zumeist über vier Stunden ungefiltert mit einer ST8XME CCD-Kamera am SCT C9 ¼ aufgenommen. Die Länge der Einzelaufnahmen betrug bei den ersten Serien 60 Sekunden später 120 Sekunden bei Binning 2 (18µm-Pixel).
Nach der Dunkelstrom- und Flatfieldkorrektur führte ich die fotometrische Auswertung mit Muniwin Ver. 1.1.24 von David Motl [1] aus. Nach Überführung der Ergebnisse in Excel, rechnete ich dort die Aufnahmezeitpunkte auf das heliozentrische Julianische Datum um, damit sie in den weiteren Berechnungen Verwendung finden konnten.
Bei den Aufnahmeserien, in denen offensichtlich ein Minimum abgebildet wurde, ermittelte ich die Zeitpunkte der Minima mit dem Programm AVE Ver. 2.51 von Rafael Barberá [2], welches zur Minimumsbestimmung den Algorithmus von Kwee & Van Woerden benutzt. Dies war bei den vorliegenden Daten ohne Weiteres zulässig, weil Abstieg und Anstieg der Helligkeit symmetrisch verlaufen. Selbst der Stern SIR-V06 zeigt trotz der sonst etwas unübersichtlichen Lichtkurve ein symmetrisches Minimum. Das deutet auf einen Bedeckungsveränderlichen mit mindestens einer aktiven Komponente hin.
Die Periode der Veränderlichkeit der Sterne bestimmte ich ebenfalls mittels AVE Ver. 2.51. Dazu wählte ich das Unterprogramm zur Periodensuche und darin das PDM-Verfahren (phase dispersion minimization; Stellingwerf, 1978) aus. Wählt man im dortigen Periodogramm den Datenpunkt mit dem niedrigsten Wert aus, so erhält man zumeist ein recht ungeordnetes Phasendiagramm. Erst durch Feinabstimmung mit den Cursortasten erreicht man schließlich die charakteristische Phasendarstellung des entsprechenden Veränderlichentyps. Die mittels Periodogramm erzeugten Ergebnisse beruhen allerdings stark auf einer visuellen Abschätzung des dargestellten Kurvenzuges, sind demnach subjektiv beeinflusst. Daher habe ich an verschiedenen Tagen das Programm wiederholt auf die Daten angewendet und schließlich einen Mittelwert gebildet.
In der nachfolgenden Darstellung der Veränderlichen erscheint zunächst die Nummer aus dem USNO-B1.0-Katalog, in Klammern meine interne Katalognummer, gefolgt von den Koordinaten. In der nächsten Zeile stehen die von mir aus den Messungen abgeleiteten Elemente, die bei der Erstellung des Phasendiagramms angewendet wurden. Der Doppelpunkt hinter der Periode oder dem Typ ist ein Hinweis darauf, dass die Werte noch unsicher sind. Abschliessend sind die Blau- und Rot-Helligkeiten aus dem USNO-B1.0-Katalog angegeben. Im Diagramm selbst werden differenzielle Helligkeiten zu den Vergleichssternen angegeben.
1.
USNO-B1.0 1177-0635723 (SIR V03); RA 20 32 19.797, DE +27 42 59.31, J 2000
HJD
(MinI) = 2455352.5050 (1) + E*0.46774 (2), Typ: EW; B = 16.58 mag
R = 15.01 mag
2.
USNO-B1.0 1178-0639212 = ASAS 203229+2751.6 (SIR V04); RA 20 32 29.14, DE +27 51
39.8, J 2000
HJD
(MinI) = 2455405.4277(3) + E*0.50682(1), Typ: EB+RS:); B = 14.95 mag
R = 12.99 mag
3.
USNO-B1.0 1176-0623404 (SIR V05) ); RA 20 33 04.103, DE +27 40 22.53, J 2000
HJD (MinI) = 2455398.437(1) +E*0.30426(2), Typ: EW; B = 16.54 mag R = 15.07 mag
4.
USNO-B1.0 1177-0636539 (SIR V06) ); RA 20 32 59.836, DE +27 47 46.66, J 2000
HJD
(MinI) = 2455374.442(3) + E*0.6830(2):, Typ: RS: oder EA+BY:; B = 16.51 mag
R = 14.17 mag
Zur Auffindung dieser Objekte ist wegen ihrer geringen Helligkeit keine Karte abgedruckt. In diesem Fall ist der Zugang über SIMBAD Astronomical Database [3] der richtige Weg. In der Kopfzeile der Startseite klickt man auf das VizieR-Symbol, um zur Katalogauswahl zu kommen. Dort gibt man im obersten Suchfeld „USNO-B1.0“ ein und klickt rechts auf die Schaltfläche „Find Catalogue“. Die nun erscheinende Seite des Katalogs rollt man etwas nach oben, sodass der Eintrag „Query by Constraints applied on Columns“ und folgende Zeilen sichtbar werden. In das freie Feld hinter „USNO-B1.0“ gibt man nun die Katalognummer des Sterns ein und klickt weiter rechts unten auf die Schaltfläche „Submit Query“. Sofort erscheinen die Katalogeinträge zu dem ausgewählten Stern auf dem Bildschirm. Wir wollen aber eine Karte und klicken deshalb ganz links auf die „1“ unter „Full“. Auf diese Weise kommen wir auf die Seite mit den ausführlichen Angaben und, für uns wichtig, der Schaltfläche „Aladin Image“. Achtung: Aladin Image braucht Java! Ein Klick darauf lässt innerhalb weniger Sekunden ein 12’ x 12’ grosses Foto mit dem markierten Stern in der Mitte auf dem Bildschirm erscheinen. Aladin Image kann allerdings viel mehr, als nur ein Himmelfoto plus Katalogeintrag auf den Bildschirm zu zaubern. Ein Klick auf das „Datei öffnen“-Symbol oben links zeigt, was noch alles an Daten- und Foto-Overlays möglich ist. Weiter gehende Erläuterungen dazu würden aber den Rahmen dieses Artikel bei weitem sprengen.