Aus der Sektion "Halb- und Unregelmäßige", 3-2000

Neues von den alten Programmsternen

Jörg Neumann hat sich bereit erklärt, eine kleine Ausarbeitung zum Lichtwechsel des alten AKV-Programmsterns AQ And zu erstellen. Vielleicht macht dieses Beispiel Schule und regt auch andere Beobachter dazu an, ihre Favoriten knapp vorzustellen. Weiteres Material stelle ich gerne zur Verfügung. Zunächst also die Auswertung von Neumann nebst einiger Anmerkungen von mir.

AQ AND (Bearbeiter: Jörg Neumann)
Laut Nicolet (Astron.Aph.Suppl.[1978]) variiert dieser SR-Stern mit einer Periode von ca. 346 Tagen zwischen 8,0 und 8,9, wobei der Farbindex von +1,9 im Maximum bis zu +2,9 im Minimum schwankt. Es handelt sich um einen Kohlenstoffstern (Spektraltyp N0 bzw C5,4).

Die Beobachter sind F.Vohla (mit den meisten Einzelschätzungen), Kerstin Rätz, Manfred Rätz und Jörg Neumann - alles erfahrene Beobachter von roten Sternen. Die Lichtkurven haben in sich und auch untereinander eine geringe Streuung, was zum Teil ein Verdienst der guten, von Kerstin Rätz erstellten Umgebungskarte ist. Für die Auswertung wurden 1100 Einzelschätzungen verwendet, worunter es kaum Ausreisser gibt.

Was auffällt, sind die zeitweise relativ schnellen An- und Abstiege, ebenso ein scharfes Minimum bei JD 2450083 mit einer Helligkeit von 9,5 (welches allerdings nur von F.Vohla beobachtet worden ist). Die Maximumshelligkeiten liegen zwischen 7,7 und 8,3, die Minimumshelligkeiten zwischen 8,8 und 9,3 (9,5). Die kürzeste hier beobachtete Periode liegt bei etwa 123 Tagen (von F.Vohla und J.Neumann beobachtet), die längste beobachtete Periode beträgt 401 Tage. Es war nicht möglich, eine einheitliche Periode abzuleiten, AQ And macht anscheinend, was er will. Stillstände scheinen aber nicht vorzukommen, auch eine sekundäre Periode scheint nicht vorhanden zu sein.

Wer diesen Stern beobachten möchte, sollte bitte die vorhandene AKV/BAV-Karte als Grundlage benutzen.

(Anm. Hassforther:) eine Periodensuche über die lange Reihe von Frank Vohla erbringt folgende Ergebnisse: zwei Peaks dominieren, einer bei der Frequenz 0,00255 entsprechend 392 Tagen, und ein weiterer bei der Frequenz 0,0058 entsprechend 172 Tagen. Die Frequenzdifferenz weist nicht auf einen Jahres-Alias hin, und beide Werte kann man auch in der Lichtkurve wiederfinden, wahrscheinlich ist AQ And also ein Vertreter der multiperiodischen Halbregelmäßigen.

Lichtkurve von AQ And

Abb. 1) AQ And, Lichtkurve aus 621 Einzelwerten von Frank Vohla

Für die Lichtkurven habe ich nur die Werte von Frank Vohla herangezogen, da er der Beobachter mit den meisten Einzelschätzungen ist. Die erste Abbildung zeigt den gesamten Beobachtungszeitraum und läßt die wechselnde Amplitude erkennen. Die zweite Lichtkurve bietet einen Ausschnitt aus einem Zeitraum mit vergleichsweise großer Amplitude.

Lichtkurve von AQ And

Abb. 2) AQ And, Lichtkurvenausschnitt (Frank Vohla)

Ich würde AQ And als etwas undankbaren Stern betrachten, der für visuelle Beobachter an der Grenze des Machbaren ist, würde neue Beobachter also eher warnen. Andererseits finde ich es aber gut, dass ihn die BAV-Mitglieder, die ihn schon lange in ihrem Programm haben, weiterbeobachten: lange Beobachtungsreihen sollte man nicht unterbrechen.

Projekt RV-Tauri-Sterne

R Sct: Genaugenommen ist R Sct sowohl ein Vertreter des Altprogramms als auch Mitglied der RV-Tau-Sterne, könnte also in beiden Rubriken auftauchen. Wie bei einem hellen Veränderlichen nicht anders zu erwarten liegt für R Sct sehr viel Material vor, für diese kurze Ergebnispräsentation läßt sich gar nicht alles anführen.

Jeder, der R Sct einigermaßen regelmäßig beobachtet, hat 1999 bemerkt, dass der Lichtwechsel nur noch mit einer sehr geringen Amplitude vor sich ging. Solche Phasen sind zwar auffällig, kommen aber bei R Sct immer wieder vor: in früheren Rundbriefen hat es darüber auch schon hitzige Diskussionen gegeben. Herrn Jürgen Bauer bin ich für die Übersendung dieses alten Materials dankbar, im Rahmen eines größeren Berichts läßt es sich bestimmt gut anbringen.

Zur Demonstration des Lichtwechsels, der Quantität und der Qualität des vorliegenden Materials habe ich acht Lichtkurven zusammenmontiert. Was fällt auf?

Mehr oder weniger lange saisonale Lücken: Im Winter wechselt R Scuti vom Abendhimmel zum Morgenhimmel und wird für einige Wochen nahezu unbeobachtbar. Hartgesottene Beobachter wie Vohla (h) und Enskonatus (a) schätzen morgens vor dem Weg zur Arbeit, andere warten ab, bis R Scuti wieder in der ersten Nachthälfte zu sehen ist.

Beobachtungsfrequenz: Vergleicht man die nahezu durchgehende Reihe von Krisch (e) mit der recht spärlich besetzten Lichtkurve von Neumann (f), würde man nicht vermuten, dass in den beiden Jahren 1998 und 1999 derselbe Stern beobachtet wurde. Während (f) genausogut ein konstanter Stern sein könnte, zeigt (e) im selben Zeitraum einen interessanten Lichtwechsel. Jeder Beobachter muss selbst entscheiden, ob die verfügbare Beobachtungszeit zum Lichtwechsel des Sterns passt. An interessanten langperiodischen Halbregelmässigen besteht jedenfalls kein Mangel.

Amplituden: Gerade im Jahr 1999 zeigen die Lichtkurven alle Abstufungen von deutlichem Lichtwechsel (c, d, e) bis nahezu konstant (b, f, auch h). Liegt das daran, dass man R Scuti nicht recht ernst nimmt und zu lieblos schätzt, liegt das an unterschiedlichen Sequenzen, die im Umlauf sind? Hier würde ich mir fast wünschen, genauere Informationen durch die einzelnen Beobachter zu erhalten. Dieses Beispiel illustriert auch schön die Problematik von Gemeinschaftslichtkurven: als Ergebnis hätte man hier eine dicht besetzte Wolke von Werten, bei denen 1999 fast kein Lichtwechsel mehr zu erkennen wäre - das kann nicht der Sinn einer Bearbeitung sein.

Die verfügbaren Werte für 2000 weisen bisher auf keine wesentliche Änderung im Vergleich zu 1999 hin, die tiefen Minima sind bisher noch ausgeblieben. Dazu aber mehr am Ende der Beobachtungssaison.

Lichtkurven von R Sct

Abb. 3) R Sct, Lichtkurven von acht Beobachtern (6/1997 bis 12/1999):
a) Enskonatus b) Goldhahn c) Hassforther d) Holbe e) Krisch f) Neumann g) Sturm h) Vohla

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Gestaltet von Béla Hassforther. Letzte Änderung: 06.12.2001
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