ASTRONOMISCHE NACHRICHTEN. Band 245. Nr. 5876. 20.

Beobachtungen raschwechselnder Veranderlicher. I. Von F. Lame. Einleitung : Die Beobachtung raschwechselnder, zu-

meist aus den Hofmeisterschen Verzeichnissen ausgewahlter Veranderlicher wurde als Nebenarbeit rnit dem vierzijlligen Kefraktor der Innsbrucker Universitats-Sternwarte ausgefuhrt. Die angewandten VergroBerungen liegen zwischen etwa 50 und I 2 0 . Zur Vernieidung systematischer Fehler wurde bei dem gleichcn Stern fast immer auch das gleiche Okular be- nutzt. Durch wiederholte Durchschatzung zweier Sequenzen im Orion und Sextanten (Sterne 8m bis I 1m7, deren Helligkeiten H.A. 70 entnommen wurden) ergab sich der Stufenwert zu om09 fur die 9. GroBe, zu om10 fur die 10. und zu om1 1 5 fur die I I . GroDenklasse. Die auf diese Weise erhaltenen Amplituden dcr Veriinderlichen diirften bis auf 1o0/,, ihres Wertes richtig sein. Indem ein oder zwei Vergleichsterne zwischen Sterne einer benachbartcn SO-Zonc (H. A. 70) eingeschatzt wurden, ergaben sich dcren Helligkeiten und damit die des Verander- lichen schatzungswcise bis auf om2 genau.

Allc Zeitangaben gelten fur den Beobachter auf der Sonne (M. Z. Gr.), nur bei 317.1930 Pegasi wurde von der Beriicksichtigung der Lichtgleichung abgesehen.

I . AC A n d r o m e d a e . Guthntck und Prager bczeichnen in KI. Veroff. Berlin-

Habelsberg, Nr. 4, AC Andromedae als sehr merkwurdigen Veriinderlichen, der vermutlich ein U Geminorum-Stern rnit ungewohnlich schneller Folge der Aufhellungen und schr raschem Ablauf derselben sei. Der Stern wurde von mir mog- lichst an allen klaren Abenden durchschnittlich zwei- his drei- ma1 stundlich nachgesehen, mehrere Ueobachtungsreihen sind uber 6 Stunden lang. Insgesamt wurden zwischen 1931 Okt. 2 1 und 1932 Febr. 13 189 Beobachtungen erhalten.

AC Andromedae ist gewohnlich schwach; es konnten aber mehrere Helligkeitsab- und -ansticgc und 4 Maxima durchbcobachtct wcrdcn. DaB dcr Vcricdcrlichc tatsiichlich zu den U Geminoruni-Sternen gehort, dafur spricht folgendcs :

I . Es ist unmoglich, aus den beobachteten Maxima eine Periode abzuleiten, die den anderen Beobachtungen nicht widerspricht ; 2 . die Maxima sind sehr ungleich hell, verschieden gestaltet, vor allem aber fallt die Helligkeit nach dem Maximum fast genau so schnell ab, wie sie vorher zugenommen hat - anders als bei den RR Lyrae-Sternen, aber nahe ubereinstimmend rnit den anderen U Geminorum-Sternen; 3. zieht man bei den KR Lyrae-Sternen, deren Amplitude I~ bis ITS betriigt, om4 oberhalb der klcinsten Helligkeit eine horizontale Gerade, so sind dime Sterne sogar in den extreinsten Fiillen nur wahrend des 4. Tciles der Periode oberhalb dieser Helligkeit anziitrcffen. AC Andromedae ist im vergangenen Winter 97.0 Stunden lang iiberwacht worden; nus wlhrend 19.0 Stunden besaB er eine Helligkeit, die die Minimalhelligkeit um mehr als om4 uber- traf. Dies kann auch nicht damit erklart werden, daB die Periode mit 24 Stunden verhiiltnisgleich ware.

Guthzick und Prager geben als photogr. Grenzhellig- keiten 10% und I 1m7 an. Die visuellen Helligkeiten bewegen sich ungefahr zwischen den gleichen Werten.

Schon aus Beobachtungen a n aufeinanderfolgenden Tagen geht hervor, daB die Lichtausbruche in weniger als 2 4 Stunden aufeinander folgen. Diese Zwischenzeit kann auf folgende Weise genahert bestimmt werden. Bei den 4 durch- beobachteten Maxima war der Stern durchschnittlich 31/3 Stun- den lang heller als 11%. Multipliziert man dicse Zeit mit 97.0/19.0, so ergibt sich daraus, daf3 die Aufhellungen durch- schnittlich alle 1 7 Stunden eintreten. Bisher wurden bei den U Geminorum-Sternen als extreme Zwischenzeiten zwischen zwei Aufhellungen 14 Tage (RX Andromedae) und etwa 6000 Tage (T Pyxidis) angesehen. A C Andromedae ist also einer der unruhigsten Sterne.

Die Bezeichnungen der Vergleichsterne stimmen mit denen auf dcm Klrtchen van Gutknick und Prager uberein; fur g ist A a = -914, A S = -1415, fur k A a = -3:1, A S = -910. Dic Stuf'cnhclligkciten der Sterne c, a, g, a', 6, e betragen der

Die 4 beolachteten Maxima von AC Andromedae.

Reihe nach 15.4, 1 2 . 2 , 1 0 . 2 , 7 . 0 , 3 . 2 , 1 . 5 .

2 . 11.1931 Cet i . Der Veranderliche wurde von

Hoflmeister entdeckt und in AN 242, Nr. 5791, angezeigt. Es wur- den von ihm zwischen 1931 Okt. I Z und 1932 Febr. 7 133 Beobach- tungen erhalten. Aus 7 beobach- teten Maxima ergaben sich durch Ausgleichung die Elemente M = 2426681.474 +od62296*E; M - m =od148 ; Helligkeitsgrenzen 1om7.5 und 1 1 m 5 5 . Die Maxima sind ungleich hell; das gut durchbeob-

2 5

33 I 5876

2 1 8St5 9 53 7.4 9 78 6.9 8

114 5.9 9 '65 4.8 9 204 4.6 9

283 3.9 9 239 4.9 9

3 3 2

319 3% 9 344 3 . 2 9 367 3.3 8 403 3.2 9 477 2 . 2 9 563 5 .5 9 615 8.6 9

achtete von Jan. 29 wurde wegen der geringen Helligkeii zunachst gar nicht als solches erkannt. Die Wellen im ab- steigenden Ast sind nicht als gesichert zu betrachten.

Phase OdOOI

7 2 5

42 60 74 95

I35 I I 0

Vergle ichs te rne . * Kartenort Stufenhelligkeit -f 3h3m6 - 1 2 ~ 1 2 ' 13s:' g 5.0 - 1 2 32 8.5 . R 5-7 -11 37 6.9 k 4.3 - 1 1 57 0.9 i 4.4 - 1 2 8 0.0

Maxima.

242 .... 242 .... odoo~ 5984.361 5984.365 - 4

997.261 997.260 + I

999.344 999.340 + 4 6634.547 6634.538 + 9

647.444 647.433 + I 1

677.374 677.383 - 9

B R B-R

690.259 690.279 - 2 0

732.302 732.292 4-10

M i t t l e r e Lich tkurve . Hellig Zahl

keit d. Beob. 10% 9 10.1 9 10.0 8 9.5 8 8.5 8 8.9 8 9.2 8 8.0 8

Phase Hellig- Zahl odwr keit d. Beob. 185 56'1 S

321 6.4 8 2 5 2 3.9 8

352 6.4 8 375 8.7 8 391 8.5 9 408 1 0 . 2 g

4. 317.1930 Pegasi . Der Verknderliche wurde von Hofmeister aufgefunden

und in AN 240, Nr. 5748, nngezeigt. Er wurde zwischen 1931 Okt. 6 und 1932 Jan. 1 7 88mal beobachtet. Es ergaben sich die vorlaufigen Elernente (nicht ausgeglichen) M = 2426636.40 + 2d4oo.E; M - m = 1do5; Helligkeitsgrenzen 9% und 9m55. Es handelt sich also um einen 5 Geminorum-Stern mit ungewohnlich kurzer Periode. Die Streuung der Beob- achtungen ist an einzelnen Abenden auffallig stark, und die Elemente wurden erst nach vielen Versuchen gefunden; die mittlere Lichtkurve burgt aber wohl dafur, daD die gegebenen Elernente richtig sind. Die mittlere Lichtkurve ergab cine Ver- besserung der ursprunglich angenommenen Hauptepoche 2426636.50 um -odro. -mL

9lr

Mittlere Lichtkurve 317.1930 Pegasi.

V e r g le ic hs t erne. * Stufen- abgeleitete

BD helligkeit Helligkeit L +17"4568 I7?9 8m92 z i + 1 7 4575 10.0 9.50 f "18 4770 8.6 - e + I 8 4775 5.6 -

3 3 3 5876

29 13?3 8 57 12.8 8 92 11.4 8

1 0 5 10.0 s 1 2 7 10.9 8

334

144 10?7 8 168 11.4 8 180 11.8 8 2 0 2 12.8 8 2 1 7 13.9 8 232 14.2 8

Mittlerr Lichtkurve 101.1931 Pegasi.

Stufen- helligkeit

6?0 6.2 6.0 5 . 7 6.0 6.2 6 .o 5 . 5 9.'

I I .4 13.8: 13.8 11.3 9.3 6. I

6.3 6.1 5 . 3 5.9 6.3 6.4 6.9: 2.8: 3.3: 4.3 7.1

Verg le ichs te rne .

* Kartenort Stufcn- oder BD helligk eit

R + '4O4895 I osto

A + 14'4878 5.6 1' + 14'4885 3 .o

m 2zh46m4 +14"56' 6.1

~t 2 2 45.5 +14 5 2 1.6

Maxima. B R

2426. . 2426..

623.467 623.487 650.432 650.414 654.317 654.261 6 7 7 . 3 5 6 6 7 7.3 4 1 704.250 704.268 720.243 720.296

B-R odoo1

+ I8 + 56 + I 5 - 18 - 53

- 2 0

M i t t l e r e Lich tkurve . Phase Hellie- Zahl ' odoo~ keit

70 9.2 I 1 0 8.1 I43 7 . 5 178 7.0 214 6.6 250 6.4 276 6.5

27 9%

Heohachtungen von AC Andromedae . J. D. 2426 ... 6 50.3 5 5

.372

.429 479 -53' .551

651.286 .3'9

654.267 .284 .339 .367 .398 .422

.447

.488 ,508

655.351 ,358 . 372 .387 -403 .413

657.279 .300 .333

Stufen- ** helligkeit Bern.

d , A 4St6 d, h 4.3 d , A 5.6 d, h 6.1 a , d 8.6 a, d 8.3 Mo a, h 5 . 2

d , h 5.1 a, d 6.8

a , d , tt 5.6 d , h 5.1: z d, h 4.1 d , /I 5.6 d , h 5.1 d , h 4.6 d . h 4.3 a, d 9.6 a, d 9.1 a, d I I .4 a , d 10.1: 4 a , d 9.1: 4 a, d 9.6: 4 a', h 6.4 d(?) , A 4.1: 3

a , d 7.9

d(?), 4.3: 3

d. Beob. I 0 I 0 I 0 I 1

I 1 I 0 I 0

I 0

J. D. 2426 ...

658.222 ,249 . 2 70 .3'5 .333 .348 .404

67 7.240 .263 .300 .342

.394

.422

.440

657.35Y

.383

,464 .485

678.208 . 2 2 7

,258: .2 88 .315

,429 681.2 2 I

.364

Phase Hellig- ZahI O'OOI kcit d. Beob. 313 6% 10

393 5 . 2 10

464 4.6 10

497 4.2 1 0

5 2 2 4.4 I 0 558 6.7 10

592 8.4 10

623 9.7 1 0

.. . . Stufen- helligkeit 4%

d(?), lz 4?3: d , lz 6.9 d , h 4.4: d, h 5.1: d 6.0:: d , /z 3.6 d , A 6.9: d , h 5.6: d, h, e 2.9 d , lz 4.6 d , 5.4 d, h 6.4 c, a , d 13.4 c, a 15.6 c, a 1 2 . 8

c, a 11.1 a, a' 8.8 a, d 8.1 d , A 6.9 a, d 7.9 d , h 5.4 d , h 4.8 d, /z 5 . 1 d, h 5.1 d , ft 4.3 a, d 7.6

Bern.

1 3 3

2

2

2

2

M* M O

M1

25'

335

J. D. 2426 ...

681.240 .271

,283 .340 .361 .380 .394 .4'7 -443 .470 *495

684.205 $249 .306 .350

688.395 .414 -454 .478

690.2 44 .289 .352 .368 .392 ,418 .454

.35I

.231

.246

.z65 703.244

.267

.277 704.235

2 5 8

695.324

7 0 2 . 2 1 7

Als Grundlage zu folgender Arbeit diente die Beob- achtungsreihe von M. Beyerl) . Die mittlere Lichtkurve zeigt, daB die Maximalhelligkeit nicht konstant ist und von 9m62 zu 91154 steigt. Dieser Wert ist wahrscheirilich zu groB, zu meiner Rechnung nahm ich 9m61-9m56. Die Beobachtungen werden durch diese neue Kurve besser d s durch die alte dargestellt. Die Bedeckungen sind partiell. Die nichtkonstante Helligkeit im Maximum ist durch die Reflexion verursacht. Es scheint auch, daB auch ein schwacher Periastroneffekt sich auBert (das zweite Maximumist um omor hoher), seine Reali- tat ist aber noch zweifelhaft. Nachder Rektifikation der Licht- kurve wegen der Reflexion verlauft die Kurve auBerhalb der Bedeckung geradlinig und parallel zur Zeitachse, der Verander- liche ist also ein Algolstern.

Stufen- helligkeit **

d, h 4St9

d, h 4.1 d, h 4.8 d, h 3.1 d, h 3.6 d, h 3.4 d, h 3.6 d , h 3.9 d, h 3.6 d, h 4.6 a, d 6.6 d , h 5.8 a, d, h 6.0 d, h 5.3 d , h 4.9 d , h 5.3 d, h 4.9 d , h 5.3 d, h 4.6 d, h 5.1: d, h 4.3: d, ti 4.6 d, h 6.1 d, h 4.6

a , d 8.4 a, d 7.6: a, d 9.1 a, d 8.1 a, d 8.4 a, d 8.1 d, h 6.1: d, h 5.3: d, h 5.3: d, h 3.9 d, h 5.1

d, 4.3

d , 5.3

Die Ableitung der Elemente nach Russells Methode2) unter der Annahme gleichformig heller Sternscheiben fiihrte zu folgenden Ergebnissen:

(c1-c2) sini=o.oz3 7,=0.169 J1 :Jz =0.562 k = 0.99 7,=0.167 L,: L2=0.572 a0=o.514 i = 8 z o 2 6 ' L1=0.364, L2=0.636 - 9 = k 18'9' e cosw= -0.009 &=0.062, e2=0.064

Das Verhaltnis der Radien k kann man nicht genau bestimmen, weil die Funktion x(K, ao, 4) sich nur langsam mit k und uo Pndert; die beiden Komponenten haben genahert gleiche Radien.

Das Spektrum dieses Veranderlichen ist nicht bekannt. ShapZey 3, hat aber einen Zusammenhang zwischen Logarith- men der Dichte und den Spektralklassen festgestellt; wenn wir

Bern.

MO MO, 4 4

M'

MO M' M1 M2 5 MO, 5 M', 5

M', 4

J. D. 2426 ...

708.217 .248 ,292 .313 .334 .365

719.233 .256 .2 76 .288 .337 .365 .385 .392 .418 .425

.44I

.246

.324 722.295

.326

,249 .283 .309 .347

724.215

. 2 2 ?

728.254 731.2'7

. 2 3"

.242

.252 459

.436

7 2 0 . 2 1 5

723.227

, 2 2 2

Bcmerkungcn. MO, M1, M2=Mondschein

5876

Stufen- helligkeit Bern' **

I

d, h SS'I. d, h 5.1: d , h 5.9 d, h 4.6 d , h 4.9: d, h 4.1 d, h 4.1 d, h 4.6: d, A * 5.6 d, h 5.6 d, h 6.6: a , d 9.8 a , d 10.8 a , d 12.1

c, a , d 11.5 c, a 9.8 a, d 10.6 c, a 10.6: d, h 5.1 d, Ji 5.3 d, /I 5.1 d, h 4.6 d , h 4.9 d , h 4.4 d, h 4.1 d, h 4.1 d , 3.9 d, h 4.1 d ( ? ) , h 9.0: d ( ? ) , b 7.4: d ( ? ) , h 8 . 2 :

d, h 4.6 d, h 2.3 d, h 3.1 a', h 3.6 d, h 3.6 d, h 3.6

J. D. 2426 ...

732.2 2 7 .242 .263 ,274 .290 .307

734.233 .242 . 2 63 .294 .324 .335

735.240 .256 .267 .283 .300 .340

. 2 40

. 2 5 5

.294 737,244

. 2 5 2

.273

.303

.322

.333 744.259

. 2 80

..3I 5 745.240

. 2 60

.293 746.288 750.279 751.294

736.229

Stufen- ** helligkeit

d, A 5St3 d , h 5.4 d, h 5 . 1 d, h 5.1 d, h 5.1 d, h 6.1 a, d 8.6 a, d 9.1

a, d 7.6 d, h 6.1 a, d, h 6.8

d, h 6.3 d, h 5.6 d, h 5.4: d, h 5.8 d, h 4.1 d, h 4.6 d, 4.4 d, 4.9 4 h 5.3 a, d 9.8 a , d 0.3 a , d 8.9 a, a' 8.6 a, d 7.8 d , h 6.8: a, d 7.3

a, d 9.3

d, 5.3

3 36

Bern.

DO

MO M' M'

2

DO

4

n, h 5.6 - d , h 5.8 d, h 5.S d , h 5.6 d, h 4.6 d, h 5.6 d , h 4.6 Mo, 6 d, h 4.6 Mo

- DO, D1, Dz=Dammerung. - I . Objektiv beschlagen. - 2 . Leicht