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Der Lichtwechsel der Bedeckungsveranderlichen CT Tauri, UU Cancri, EK und BM Cassiopeiae

(Mi t te i lungen d e r H a m b u r g e r S t e r n w a r t e i n Bergedorf Nr. 122)

Iron M. BEYER, Hamburg-Bergedorf

Mit 3 Abbildungen. (Eingegangen 1964 April 17)

Wahrend der W UMa-Charakter des bislang als RW Aur-Stern klassifizierten Veranderlichen CT Tau wegen der Kommensurabilitlt seiner Periode rnit dem mittleren Sonnentag bis vor kurzem verborgen blieb, lieBen die Beob- achtungen von EK Cas jahrelang Zweifel bestehen, ob ein Algol- odrr /I Lyrae-Lichtwechsel rnit doppelter Periode vor- handen ist. Die beiden Veranderlichen UU Cnc und BM Cas sind B Lyrae-Sterne mit relativ langen Perioden, dercn Bedeckungslichtwechsel durch die physische Vednderlichkeit einer Komponente ihrer Sgsteme gest6rt wird.

Samtliche im folgenden mitgeteilten Beobachtungsergebnisse wurden am 26 cm-;6quatorial der Hamburger Sternwarte in Bergedorf als visuelle Helligkeitsschatzungen im AnschluD an photometrisch gemessene Vergleichsteme gewonnen. Da bei den vorliegenden Veranderlichen, teils wegen der sehr langsamen Helligkeitsschwankungen, teils wegen volliger Unkenntnis ihres Lichtwechsels, die Vor- nahme von rasch aufeinander folgenden Serienbeobachtungen in einzelnen Nachten unzweckmaDig erschien, wurden im wesentlichen nur Einzelschatzungen in moglichst vielen Nachten durchgeftihrt. Zur Feststellung etwaiger Veranderungen des Farbenindexes wurden zeitweilig durch Vorschaltung von Farbfiltern (Schott BG 12 und OG 2, je I mm dick) auch Helligkeitsschatzungen im blauen und roten Bereich angestellt. Samtliche Helligkeiten wurden photometrisch an das internationale photovisuelle System (Ipv) der nordlichen Polfolge angeschlossen.

CT Tauri Die Veranderlichkeit des Stems RD +27" 934 wurde 1946 gleichzeitig von H. GITZ [I] in Moskau

und C. HoFFnrEIsTER [2] in Sonneberg entdeckt. Wahrend GITZ einen 6 Cephei-Lichtwechsel mit einer Periode von 2d28 annahm, lienen die Sonneberger uberwachungsplatten aus den Jahren 1939 -45 nach P. AHNERT [2] sehr lebhafte, unregelmanige Helligkeitsanderungen nach RW Aurigae-Art er- kennen. N. E. KUROTSCHKIN [3] vermutete indessen das Vorhandensein eines RR Lyrae-Lichtwechsels mit einer Periode von od250. Alle diese Annahmen erwiesen sich als unhaltbar, nachdem G. H. HER- BIG [4] im Jahre 1960 das Spektrum des Stems rnit B2n klassifiziert hatte. P. AHNERT [5] untersuchte daraufhin den Stem auf 80 Sonneberger Schmidtspiegel-Platten aus dem Jahre 1961, von denen in vielen Fallen 2 bis 4 in einer Nacht aufgenommen waren. Die aus diesen Platten bestimmten Hellig- keitsschwankungen liegen zwischen 10?3 und 1x913. Einige dieser Beobachtungen lassen zwar einen starken Verdacht auf einen Bedeckungslichtwechsel mit einer Periode von odg82 oder 1d056 aufkommen, andere widersprechen jedoch dieser Annahme. Da der Lichtwechsel im iibrigen aber rasch und regellos zu verlaufen scheint und das Spektrum demjenigen von V Sge ahnelt, halt AHNERT ein Exnova-Stadium fur moglich.

In Bergedorf wurde die Oberwachung dieses Stems gleich nach dem Bekanntwerden seiner Ver- anderlichkeit begonnen. Zwischen 1946 Okt. 8 und 1964 Feb. 15 wurden insgesamt 736 visuelle Hellig- keitsschatzungen des Veranderlichen erhalten. Nachdem bis 1963 Nov. 13 nur Einzelbeobachtungen vorgenommen waren, die die Sonneberger Ergebnisse zu bestatigen schienen, gab ein besonders tiefes Helligkeitsminimum die Veranlassung, den Stem wahrend der Nacht haufiger zu beobachten. Dabei zeigte sich, daD der Verlauf der Helligkeitsanderungen innerhalb der folgenden Wochen zu gleichen Zeiten vollig gleichartig erfolgte, indem zwischen 1 7 ~ und 23h WZ stets das vollstandige Minimum eines Bedeckungslichtwechsels durchlaufen wurde. Die Periode von fast genau einem Tag stimmt gut mit den Wahrnehmungen von AHNERT und auch KUROTSCHKIN iiberein. xltere Minima zeigen jedoch, daB diese nur rnit einem Drittel dieser Periode darzustellen sind. Da andererseits eine Periode von 0?333 rnit der beobachteten Dauer der Bedeckung von od25 geometrisch unvereinbar ist, muB die wahre Periodenlange etwa 0%67 betragen. Es handelt sich folglich bei CT Tauri um einen W Ursae majoris- Lichtwechsel, bei dem wahrend eines Umlaufs zwei nahezu gleichartige Minima (Min. I und Min. 11)

88 M. BEYER: Lichtwechsel der Bedeckungsverlnderlichen CT Tauri, VU Cancri, EI< und BM Cassiopeiac

B

erzeugt werden. Bei der Beobachtung an aufeinanderfolgenden Abenden werden somit abwechselnd primare und sekundare Minima erfabt, die jedoch in ihrer Phase und Tiefe nur wenig voneinander abweichen, dennoch aber die Deutung des Lichtwechsels erschweren. Da die W UMa-Sterne runde Maxima zeigen und keine Phasen konstanter Helligkeit aufweisen, ist der stets festgestellte lcbhafte Lichtwechsel durch die in verschiedene Phasen fallenden Beobachtungen erklart. RR Lyrae-Art kommt, abgesehen vom Spektrum, wegen der im Verhaltnis zu den Maxima vie1 zu spitzen Minima nicht in Betracht. Die Helligkeit der Vergleichsterne wurde in 5 Nachten mit einem GRAwschen Keil- photometer gemessen und an 3 Sterne der Ipv-Polfolge angeschlossen.

B-R n B B-R

Mln. I Mox.I M1n.E Maxi

107

11.0

Vergleichstcrne

BD-Nr. bzw. Ort 1855.0 phm.Gr.

CT Tau +27O934 var d +h"7,93', 10?'02

a +;70,941, '0.73 g 5 49 26 +27°~:0 10.47

C 5 50 27 +27O7:3 I 1.46

Abb. I . CT Tauri: visuelle Lichtkurve. Die Punktc stellen Mittclwcrtc aus Beobachtungen in je 12 aufeinander folgendenPhasen

des Lichtwechsels dar.

Tabel le A. He l ioz . Minimum-Epochen v o n CT Tauri

Minimum I1 lldinimum I II

4563 -7423 -5941 -2636 -1476 - 168

6 3

+ 3 + 27 + 33 + 36 + 39 + 42

- -

0

I4 I2 6 6 9 8 15 I2 22 20 21

I4 I5 I7 '7

J. D. 2432703.270 33463.443 3445 1.678 36655.542 37429.063 38301.274 38409.3 I4 4'1.309 413 309 4'5-304 43 1.3 1 0 4 3 5.3 2 4 437.318 439.325 441.323

+op010

rl

0

4

5 5

+ 9 + 3 + 3

3

+ I2 + 6 + I2 + I 0

- - - -

- -

-9383 -75'3 -5953 -2876 -1496 - 68

5

+ I

- -

9

3 6 6

12

I 0 22 20 I'

J. D. 2432156.803 33403.763 34444-w 36495.850 37416.071 38368.304

4'4.30s

410.312 412.312

io!'Ooz 6 I1

+ I 0

+ 2 0 0

- -

5 - + 28 22 432.324 + 7

+ 3 7 1 7 1 438.32' n = Zahl der f9r die Festlegung des Minimums

benutzten Beobachtungen

Die 12 vor J. D. 2438400 liegenden Epochen sind aus Einzelbeobachtungen groberer Zeitabschnitte abgeleitete mittlere Minima. Alle spateren Minima sind aus Serienbeobachtungen einzelner Nachte bestimmt. Die durch die strenge Ausgleichung aller Epochen abgeleitete Periodenlange P = od6668278 ist als Mittelwert zu betrachten. Die in den Spalten B-R zusammengestellten Abweichungen der Beobachtung von der Rechnung deuten in der Verteilung ihrer Vorzeichen und Betrage geringe und vermutlich periodisch verlaufende Veranderungen der Periodenlange an. Eine gewisse Willkiir mubte bei der Festlegung der Ausgangsepoche (Minimum I) in Kauf genommen werden. Nach der aus der Gesamtheit aller 736 Beobachtungen abgeleiteten mittleren Lichtkurve (Abb. I) sind die beiden Minima nahezu gleich tief. Der hier erhaltene Unterschied von 0-2 ist zu klein, urn aus Helligkeits- schatzungen gesichert zu scin. Eine geringe Asymmetrie der Kurvenaste und der Gestalt beider Maxima durfte dagegen reell sein. So folgen auch die beiden Minima einander in etwas verschiedenen Abstanden. Die durch Ausgleichung der obigen Epochen erhaltenen Zeiten der Epochen Null wvurden mit Hilfe der aus allen Beobachtungen bestimmten mittleren Lichtkurve korrigiert. Man erhalt somit die folgenden Elemente des Lichtwechsels:

helioz. Minimum I = J. D. 2438413.3062 + 066668278 - E (W UMa-Art) helioz. Minimum11 = Min. I (rrmoo) in Phase OQOOOO = opoooo Mas. I (10.30) in Phase 0.1640 = 0.246 Min. I1 (10.98) in Phase 0.3397 = 0.5095 Max.11 (10.31) in Phase 0.5088 = 0.763

413.6459 + 066668278. E

M. BEYER : Lichtwechscl clcr Redeckungs\-crlnderlichcn CT Tauri, 171: Cancri, EI< und BM Cassiopciac 89

Bez.

EKCaa b C C f

EK Caasiopeiae Bei dem im Jahre 1940 von C. HOFFMEISTER in Sonneberg entdeckten Veranderlichen S 1152

= 220.1940 Cas stellte P. AHNERT [6] auf Grund einer Durchmusterung aller Sonneberger Platten und weiterer 192 visuellen Helligkeitsschatzungen aus den Jahren 1940-42 einen /3 Lyrae-Lichtwechsel rnit den Elementen tmirl. = J. D. 2428434.62 + r7d349 . n fest. Infolge eines C'bersehens dieeer Ver- offentlichung und in der imgen Annahme, daI3 Naheres iiber die Art des Lichtwechsels nicht bekannt ware, wurde EK Cas hier Ende 1946 unter C'berwachung genommen. Die ersten, zwischen 1946 Dez. 16 und 1947 Aug. 4 erhaltenen 90 Einzelbeobachtungen lieBen auf einen Algol-Lichtwechsel rnit einer Amplitude von 0?5 und einer Periode von 8d683 schlieBen [7]. Nachdem Herr Dr. H. SCHNELLER, Potsdam, mich freundlicherwcise auf die abweichenden Ergebnisse drr bereits 5 Jahre vorher ver- offentlichten Sonneberger Beobachtungen [S], insbesondere auf die dort bestimmte mittlere Lichtkurve hingewiesen hatte, wurde dem Stem hier auch weiterhin besondere Aufmerksamkeit geschenkt. Da die Minima nach den Sonneberger Beobachtungen mit A, = 0?'7 und A, = 0?'35 cine stark wechselnde Tiefe zeigen sollten, war anzunehmen, daI3 diese Unterschiede leicht nachzuweisen waren. Leider fiihrte eine jahrelange C'berwachung des Sterns dennoch zu keinem klaren Ergebnis. Infolge der langen Dauer der Verfinsterungen von etwa 1d25 kann in einer Nacht stets nur ein kurzer Abschnitt eines Minimums erfaI3t werden. Angesichts der kleinen Helligkeitsamplitude von o'p5 lassen sich direkt beobachtete Minima bestenfalls mit einer Genauigkeit von *odo3 bestimmen. Um jede Voreingenommenheit bei den Helligkeitsschatzungen auszuschlieBen, wurden grundsatzlich keine Vorausberechnungen von Minimum-Epochen vorgenommen und nur Einzelbeobachtungen (in Ausnahmefallen 2 bis 3 Beob- achtungen in einer Nacht) durchgefiihrt. Damit ist gleichzeitig eine recht gleichmaflige Verteilung der Beobachtungen iiber alle Phasen des Lichtwechsels gewahrleistet. Iler bei Helligkeitsschatzungen in Zmitnahe auftretende und schwer vermeidbare ,,Stundenwinkelfehler" wurde sorgfaltig bestimmt und heriicksichtigt. Rei der spateren Darstellung der Beobachtungen rnit der konstanten Periode P= 17?356 zeigte sich, daB die maximalen Lichtschwachungen abschnittsweise etwas verfriiht oder verspatet auftreten konnen. Ein Unterschied in den mittleren Tiefen der primaren und sekundaren Minima war jcdoch nicht festzustellen. Zu ahnlichen Ergebnissen gelangte 1958 PEROWA [9], die aus 192 Moskauer Platten der Jahre 1933-58 einen Algol-Lichtwechsel rnit den Elementen t min. = J. D. 2429484.62 + 8d6780 . n bestimmte, die allen bisher erhaltenen Beobachtungen geniigen. Die dort gefundene photogaphische Helligkeitsamplitude von I ~ I (12N6-13117) ist jedoch doppelt so groI3 wie die visuelle.

Zwischen 1946 Dez. 16 und 1964 Mar, 19 wurden hier 1140 Einzelbeobachtungen des Stems erhalt en.

ort 1855.0

~ 3 ~ 4 0 ~ 3 +54'43:7 var 23 39 43 +54 46.9 11'?8o 23 39 45 +54 48.0 12-37 23 39 24 +54 44.4 12-55 23 39 33 +54 444.4 12.64

Tabelle B. Minimum-Epochen von E K Cassiopeiae

EP.

-1147 -1026 - 707 - -7 - 672 - 638 - 604 - 584 - 555 - 5x9 - 449 - 291 - 215 - I71 - 91 - 32

0

164

64 64 103 66 83 86 93 75 74 76 72 76 76

192 66

66

vis. Pp. v1S.

I .

I .

I .

I .

I .

I .

I.

..

B

2428434.62 29484.62

426.46 556.55 851.64

33146.70

571.84 884.37

34491.85 35862.90 36522.66 904.32

37598.61 381 10.52 388.19

32252.95

320.25

- B-R

+0!05 + 2 + 6 + I

7 3 3 4 I1

+ I + 3

5 + I8 + I + 6

3 6

- - - - -

-

- -

Beob.

AHNERT PEROWA BBYER

I ,

In Tabelle B sind neben den mittleren Minimum-Epochen von AHNERT und PEROWA die hier rnit der Periode P = 8d678 bestimmten mittleren Minimum-Epochen fur 15 Zeitabschnitte der Jahre 1946-64 zusammengestellt. Ihre Ausgleichung liefert die neuen Elemente:

tmin. = J. D. 2438388.25 + 8d678018 n . visuelle Helligkeit im Maximum IIm94

im Hauptminimum 12.52 im Nebenminimum 11.99

Dauer der Bedeckung 1d25.

90 M. BEYER: Lichtwcchscl der Bedeckungsvcrandcrlichen CT Tauri, UU Cancri, EI< und BM Cassiopeiac

Dic in der Spalte B -R aufgefiihrten Abweichungen zwischen Beobaclitung und Rechnung iiber- schreiten zum Teil die GroDe der zufalligen Fehler. Auch dic Verteilung ihrer Vorzeichen deutet auf reelle Epochenverschiebungen hin, die vermutlich auf geringe, zyklisch verlaufende Anderungen der Periodenlange zuriickzufiihren sind.

Fa& man alle 1140 Beobachtungen aus den Jahren 1946-64 mit Hilfe der Periode P = 8'?6780 zu einer mittleren Epoche zusammen, so erhllt man die in Abb. 2 wiedergegebene mittlere Lichtkurve. Neben einer geringen Asymmetrie der Kurvenaste ist eine etwas grollere Streuung der Normalpunkte im Minimum vorhanden, die im wesentlichen auf die erwahnten geringcn Epochenverschiebungen zuxiick- zufiihren sein diirfte. Besonders bemerkenswert ist aber die bei etwa 075 liegende geringe Einsenkung des Normallichts, die einen /I Lyrae-Lichtwechsel mit doppelter Periode ausschlieot.

I I I I 1 1 1 I I I 1

r f o

12.5 I I 1 I 1 I I I I I I I I 0 5 0% 1.0

P

Abb. z. EI< Cassiopeiae : Lichtkurve aus 1140 visuellcn Einzelbcobachtungen der Jahre 1946-64. Die Punkte stellcn Mittelwcrte aus Beobachtungen in je 10 aufeinander folgendcn Phascn des Lichtwechsels dar.

UU Cancri

Der im Jahrc 1934 von C. HOFFMEISTER auf Sonnebergcr ~berwachungsplatten entdeckte /I Lyrae- Stem gehort zu jener kleinen Gruppe von Bedeckungsveranderlichen rnit relativ langen Perioden, die wie BM Cas und wahrscheinlich auch E P Lyr groDere UnregelmaDigkeiten in ihren Lichtkurven auf- weisen. So konnten weder F. LAUSE (1938) [IO] noch N. M. SCHACHOWSKOI (1956) [XI] entscheiden, ob rs sich hier um einen /3 Lyrae- oder RV Tauri-Stem handelt. Diese Unsicherheit fiihrte sogar zu \'er- wechslungen von Haupt- und Nebenphasen, so daD SCHACHOWSKOI als Ausgangsepoche der aus seinen Beobachtungen von 1948-53 abgeleiteten Eleniente des Lichtwechsels t ~ n . = J. D. 2434446.82 + 97652 - n irrtiimlich ein Nebenminimum zugrunde legte. Eine Serie von Spektrogrammen des Stems, die D. M. POPPER 1956 [12] erhalten konnte, laDt indessen eindeutig auf einen Bedeckungslichtwechsel schlieDen. Vor kurzem hat H. HUTH in Sonneberg die Helligkeit des Sterns auf rund 400 Uberwachungs- platten aus den Jahren 1928-62 geschatzt [13] und daraus die Epochen von 50 Haupt-Minima be- stimmt. Unter Einbeziehung der Beobachtungen yon LAITSE und SCHACHOWSKOI ergebcn sich daraus die Elemente t ~ * , I = J. D. 2425599 + 96d69 - n. Die in einer Abbildung wiedergegcbene graphische Darstellung aller auf eine mittlere Epoche reduzierten photographischen Helligkeiten aus Sonneberger Platten zeigt eine ganz aunergewohnliche Streuung dieser Beobachtungen um eine mittlere /I Lyrae- Lichtkurve. Diese liegt in den Maxima innerhalb eines I n t e ~ a l l s von om80 (9m40-1Om20). Im Haupt- minimum (min,) streuen die Beobachtungen innerhalb 01!'25 (1om15 -1om40) und im Nebenminimum (min,) innerhalb Om55 (9F80-1om35). Das Spektrum des Stems wurde von G. H. HERBIC [4] zu K 4 111 best immt .

Zwischen 1947 Apr. 12 und 1964 Apr. 11 wurden hier insgesamt 293 visuelle Helligkeitsschatzungen erhalten. Infolge einer Sichtbehinderung durch hohe Baume blieb die alljahrliche Beobachtungsperiode auf die Zeit von Mitte Dezember bis Mitte Mai beschrankt.

In Abb. 3 sind 8 Abschnitte der Lichtkurve wiedergegeben, die durch eine hinreichende Zahl von Beobachtungen gesichert sein diirften. Da diese unter Annahme einer konstanten Periode von P = 96d7 in gleichen Phasen iibereinanderstehen, treten die Abweichungen der Minima von ihren vorausberechneten Zeiten deutlich hervor. Auch ihre wechselnde Gestalt und Tiefe sowie die Schwan- kungen der Amplituden und mittleren Helligkeit sind gut zu erkennen.

Die aus der Lichtkurve abgelesenen, zum Teil recht unsicheren Zeiten fur die Haupt- und Nebcn- Minima sind in Tabelle C zusammengestellt. Neben den Helligkeiten der Minima sind, falls bestimnibar, auch diejenigen der I. und 2. Maxima aufgefiihrt. Von den hier mitgeteilten Epochen fur IS Haupt- Minima sind 12 auch von HUTH [13] in Sonneberg bestimmt. Die Abweichungen zwischen Sonneberg und Bergedorf liegen im Mittel um &22?4.

'

M. BEYER: Lichtwechsel der Bedeckungsvcr3nderlichcn CT Tauri, UU Cancri, E K und BM Cassiopciac 91

+367 +4.O - - - -4.6 -0.8

+2.0 +2.I

-

+1.4 +1.2

-5.7 -0.4 4 . 3

-12.8

+5.4

+1.3 -0.4

+3.5

-

- - -

- -

Vergle ichs te rne

89bI 9.03 9.01 9.02 - 9.03 9.01 9.01 8.96

8.94 9.02 9.01 8.78 8.76 8.85 8.84 8.82 8.82 8.78

8.83

8.84

-

- -

- -

B e Z .

UU Cnc a b C

BD-Nr. vis. Cr.

var. 8 5 7 9.30 9.4'

Abb. 3. UU Cancri: UnregelmBOig- keiten der Lichtkurven verschiedener Epochen. Verhderungen der Gestalt, der Helligkeitsamplituden und der mittleren Helligkeit verursachen . er- hebliche zeitliche Verschiebungen der Haupt- und Neben-Minima dieses

Lyrae-Sterns.

EP.

-34 -3 I -30 -27 -26 -23

-19

- 5 - 4

-20

-12

- 1 0

+ 6 + 7 +I1 + 15 +I8 + 19 +22 +23 +25 +26 +27 +29 + 30

Hanpt-Xn. min,

J. D. 24.. . . .

32662.4 948

33045.8

- -

332

716: 34402.5

35x75 465 : 560.4

36237.0

-

-

-

621.5: 37007.5

390 : 690.5 784.8

38079.0 172:

465.5

-

-

-

Cr.

- - 9?38 9.43 9.38 9.69

9.5 : 9.46

9.36:

9.28

-

- - - 9.10

9.31

9.3 : 9.3 : 9.17

9.20 9.26:

9.24

- -

-

-

mittlere visuelle Hellligkeiten : Haupt-Minimum min,: gm34 (gm 10-gmbg) I. Maximum: 8.91 (8.76-9.03) Nebenminimum m i g : 9.10 (8.98-9.25) 2. Maximum: 8.88 (8.75-9.04)

Tabcl lc C

+3p5 (1 -1.0

+0.1

-3.9 -

-6.7: +2.8

+1.7 +1.5: +0.2

-0.2

-

-

+1.5: -3.3

-7.7: +2.7

-

+4.0

J. D. 24.. . . . 32324: 614.5 - - -

33379.5 673.5 -

34450 : 35x27: 223 : 513:

36x83 285 672

37336.5

741.5

-

- - -

38027.5 122.5

416.5 - -

Cr.

9?18 9.18 - - - 9.14 9.11

9.0s -

9.12 9.25 - - 9.04 9.15 9-00

8.98

9.d

9.02 9.10

9.02

- - -

- -

m 0.0

9.5

m SO

9. 5

m 9.0

m 9.0

2. Max. Cr.

~~

- 89b3 - 9.04

9.04 9.00

8.91 8.95

8.98

-

- 9.02 - 8.75 8.86 8.86 8.69 8.79

8.79

8.78 8.84

8.79

- -

- -

92 M. BEYER: Lichtwechsel der Bcdcckungs~crindcrlichcn CT Tauri, UU Cancri, ER und BM Casqiopeiae

Gleicht man samtliche Epochen der Haupt- und Neben-Minima iiach der Methode der kleinsten Quadrate aus, so erhalt man die neuen Elemente :

1: min, = J. D. 243 5560.2 + 96?71 . n

t niin, = 608.5 + 96.71 . n . Danach liegt das Neben-Minimum (min,) genau in der Mitte zwischen den Hauptphasen.

Vorstehende Elemente des 1-ichtwechsels stellen auch die von HUTH vercffentlichten Epochen gut dar. Die starke Veranderlichkeit der Lichtkurve ist wahrscheinlich auf h e n physischen Licht- wechsel der hellen K 4 111-Komponente des Doppelsternsystems zuriickzufiihren.

BM Cassiopeiae (Fortsetzung von Astron. Nachr. 280. 267 (1952) = Mitt. d. Hamburger Sternwartc in Bergedorf Nr.S3)

Dieser 1928 von P. GUTHNICK auf Babelsberger Platten entdeckte Veranderliche fallt durch seine ungewohnlich lange Periode von 197 Tagen und recht erhebliche, von der Bedeckung unabhangige Storungen seines Lichtwechsels sehr stark aus dem Rahmen der normalen Lyrae-Sterne heraus. BM Cas wurde hier von 1929 Apr. 19 bis 1954 Nov. 12 iiber 25 Jahre lang visuell, zum Teil auch unter I'erwendung von Farbfiltem im visuellen, roten und blauen Farbbereich beobachtet. Trotz der sehr sorgfaltig durchgeftihrten Obenvachung war es wegen der wechselnden Gestalt der Lichtkurve und der einander widersprechenden Klassifizierungcn des Spektrums (A 5 , F 5p und G ? + M) jahrelang nicht moglich zu entscheiden, ob ein fi Lyrae- oder RV Tauri-Lichtwechsel vorhandcn war. Erst die 1950 -51 von P. WELLMAXN am Bergedorfer I m-Spiegel erhaltene Serie von Spektren groBerer Dispersion lie0 endgiiltig auf den Bedeckungslichtwechsel eincs Systems schlieDen, dessen helle Komponente einem Ag-uberriesen entspricht. Die den normalen fi Lyrae-Lichtwechsel tiberlagernden, anscheinend un- regelmlBigen Helligkeitsschwankungen, die von mir in Astron. Nachr. 280.270 (1952) Abb. I [14] an mehreren Beispielen vorgefiihrt sind und eine physische Veranderlichkeit einer der beiden Doppelstern- Komponenten vermuten lassen, veranlaoten G. THIESSEN, lichtelektrische Helligkeitsmessungen des Systems im Blau und Gelb am 60 cm-Refraktor unserer Sternwarte vorzunehmen. Seine zwischen 1953 Marz 13 und 1954 Apr. 29 erhaltenen Messungen iiberdecken abschnittsweise etwa anderthalb Perioden des /I Lyrae-1.ichtwechsels mit 2 Haupt- und 2 Nebenminima. Zum Vergleich wurden in dieser &it ganz unabhangig auch die visuellen Helligkeitsschatzungen am 26 cm-Aquatorial mit und ohne Farb- filter fortgefiihrt. Unter Berticksichtigung der Ergebnisse der spektralen Untersuchungen des Stems

T a b e l l e D. B e o b a c h t u n g e n von R M Cas (ohne Fil ter)

J. D. 243.. .. Gr.

4007.39

040.35

042.34 047.69 048.35 052.22

038.30

042.32

052.23 052.24 054.23 054.24 057.23

067.38 068.39 068.39 078.43 080.39 298.33 357.44 424.36 435.28 435.29 436.35 438 31

439.31 440.36 444.54

058.23

439.30

9?15 9.31 9.31 9.36 9-37 9.40 9.47 9.62 9.62 9-64 9.66 9-70 9.66 9.69 9.45 9.46 9-41 9-13 9.21 9.18 9.20 9.20 9.22 9.25 9.32 9.33 9.27 9.32 9.35 9.38

J. D. 243. ... Gr.

4446.47 446.48 449.28 450.51 451.28 452.28 452.29 453.32 453.33 454.55 454.59 455.55 455.56 456.60 456.60 457-44 460.29 462.42 464.33 476.45 677.26 677.27 678.28 678.29 682.30 682.31 683.28 688.30 690.23 692.21

9m43 9.42 9.52 9.52 9.54 9.55 9.56 9.61 9.61 9.60 9.60 9.63 9.62 9.61 9.62 9.59 9.64 9.58 9.48 9.20 9.27 9.30 9.32 9.29 9.21 9.23 9.22 9.25 9.22 9.22

J. D. 243. .. . Cr.

4692.21 695.42 695.44 706.20 706.22 707.25 707.26 713.25 713.25 714-24 714.26 715.20 715.21 716.24 716.25 717.32 717.32 726.25 726.26 739.25 740.32 740.33 748.26 748.26 749.25 749.26 751.24 751.25 766.64 767.34

9m24 9.22 9.18 9-25 9.22 9.23 9.22 9.24 9.27 9.22 9.22 9.22 9.22 9.20 9.22 9.19 9.19 9.30 9.25 9.29 9.27 9.27 9.27 9.25 9.22 9-14 9.20 9.25 9.27 9.24

J. D. 243.. .. Gr.

4767.34 778.53 778.54 780.27 780.28 790.28 w.34

824.35

829.38 829.39 832.34 832.35 838.38 838.38 839.31

812.49

824.36

840.31 841.31 842.31 842.31 843.47 843.48 844.35 844.36

853.39 855.39 855.40 856.39

850.38

gm25 9.24 9.22

9.17 9.22 9.18 9.25 9-15 9.27 9.28 9.25 9.27 9.34 9.34 9.52 9-47 9.61 9.61 9.61 9.63 9.61 9.58 9.61 9.63 9.63 9.60 9.52 9.51 9.51 9.45

J. D. 243. .. . Gr.

4857.37 857.38 858.35

859.4' 860.41 860.42

858.36 859.40

861.39 861.40 863.36

868.36 863.37

871.37 871.38 876.39 880.41 5044.41 047.25 047.26

050.28

051.26

048.24 050.27

051.25

057.21 059.38 059.39

9?44 9.40 9.40 9.39 9-40 9.35 9-32 9.39 9.31 9.29 9.29 9.28 9.26 9.25 9.24 9.24 9.24 9.62 9.60 9.60 9.58 9.57 9.60 9.56 9.60 9.50 9.31 9.35

M. BEYER: Lichtwcchscl dcr Bedeckungsveranderlichen CT Tauri, UU Cancri, EK und BM Cassiopeiac 93

Ep. Hauptminimum

yon P. WELLWNN kommt G. THIESSEN [15] zu dem SchluD, daD BM Cas ein sehr enges Doppelstern- system darstellt, das aus einem As-~berriesen (Mhl = -8.4) als Hauptstern und einem klassischen 6 Ccphei-Stein der Periode ~7~ (Mhl = -6.0) als Begleiter besteht. Mit M b l = -8.4 dtirfte der Hauptstern von BM Cas einer der absolut hellsten Sterne des Himmels sein.

Wahrend des Zeitabschnitts 1929 APT. 19-1954 Nov. 12 wurden von mir insgesamt 2494 Hellig- keitsbcobachtungen mit und ohne Farbfilter erhalten, iiber die hier bereits friiher ausftihrlich berichtet worden ist [16]. Von den noch unveroffentlichten 328 Helligkeitsschatzungen sind dem in Astron. Nachr. 280.267 begriindeten Verfahren entsprechend in Tabelle D nur die ohne Farbfilter gewonnenen 148 Beobachtungen zwischen 1951 Dez. 26 und 1954 Nov. 12 mitgeteilt. Nahere Angaben iiber die benutzten Vergleichsterne, ihre photometrischen Helligkeiten, Spektra und Farbenindizes sind in Astron. Nachr. 280.268 (1952) zu finden.

Bei den nahezu gleichzeitig erhaltenen Beobachtungen ist stets der erste Wert mit dem 26 cm- Aquatorial und der zweite mit dem 8 cm-Sucherfernrohr des glcichen Instruments gewonnen. Die vor- stehenden Werte liefern gemeinsam mit den von G. THIESSEN [IS] veroffentlichten lichtelektrischen Messungen die in Tabelle E zusammengestellten Hauptphasen des fl Lyrae-Lichtwechsels. Die Epochen- ziffern (Ep.) und die in der Spalte B -R1 wiedergegebenen Abweichungen zwischen Beobachtung und Rechnung beziehen sich auf die in Astron. Nachr. 280.271 gegebenen Elemente des Lichtwechsels:

t min = J . D. 242 5772.9 + 197dzS - E + 2?6 sin (7011 - E + 104") .

Bcob. 1 B-R, I B-R, 1 Nebenminimum 1 Beob.

+42 44 45 45 46 46

+47

-2P9

-4.8

-1.7 -3.7 4 . 3

+2.1

-

-1%

+4-3 -2.5

+0.7 -1.3 +2.2

-

- (TI (T) = C. THIESSBN (B) = M. BEYER -

Rechnet man die Epochen unter Fortlassung des Sinusgliedes mit der konstanten Periode P = 197d28, so erhalt man die in Spalte B--R, wiedergegebenen Reste. Eine Periodizitat des sekundaren Licht- wechsels ist in den visuellen Beobachtungen nicht zu erkennen.

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