BAV Rundbrief Nr. 3 (2014)

BAV Rundbrief

2014 | Nr. 3 | 63. Jahrgang | ISSN 0405-5497

Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV)

BAV Rundbrief

2014 | Nr. 3 | 63. Jahrgang | ISSN 0405-5497

Table of Contents

G. Maintz R. Gröbel
Revised elements of AP CVn and BH Ser Lightcurve and period of four RR Lyrae stars in Ursa Major: AG UMa, AV UMa, BK UMa and CK UMa
137 139

Inhaltsverzeichnis

G. Maintz R. Gröbel
Verbesserte Elemente von AP CVn und BH Ser Lichtkurve und Periode von vier RR-Lyrae-Sternen in Ursa Major: AG UMa, AV UMa, BK UMa und CK UMa
137 139

Beobachtungsberichte

D. Böhme E. Pollmann / W. Vollmann F. Vohla
Ist MP Gem ein Bedeckungsveränderlicher? Zwischenergebnisse der 28-Tau-Kampagne
146 149

U Orionis - ein (B-R)-Schelm Visuelle Lichtkurve von S5 0716+71 für den Beobachtungszeitraum von August 2013 bis April 2014
152 154 155
K. Wenzel K. Bernhard / S. Hümmerich
Datamining leicht gemacht: Onlinekataloge für Einsteiger

Aus der Literatur

Uni Bonn

Spektakuläre Doppelexplosion am Sternenhimmel

Beobachtungsaufruf für Eta Orionis
161

163

E. Wischnewski

Aus der BAV

D. Bannuscher BAV-Vorstand D. Bannuscher J. Hübscher
Neuigkeiten aus dem BAV-Vereinsleben BAV-Tagung Programmpunkte Veränderlichenbeobachter-Treffen 2014 in Hartha Die systematische Überwachung veränderlicher Sterne durch BAV-Beobachter
164 165 167

170 174 175
W. Braune T. Lange
Veränderliche Sterne in „Sterne und Weltraum“ Rudolf Obertrifter ist verstorben

P. Reinhard

Erlebnisbericht Namibia 2014

176

Aus den Sektionen

F. Walter

Bericht der Sektion „Bedeckungsveränderliche“ 2012 - 2014

Bericht der Sektion RR-Lyrae-Sterne 2012 - 2014 Bericht der Sektion Delta-Scuti-Sterne 2012 - 2014 Bericht der Sektion „Halb und Unregelmäßige“ 2012 - 2014 Bericht der Sektion Exoplaneten Bericht der Sektion Kataklysmische Sterne Bericht der Sektion Spektroskopie Veränderliche Sterne im Ahnert Kataklysmische: Aktivitäten zwischen April und Juli 2014 Bearbeitung: BAV-Mitteilungen und Beobachtungseingang
178 179 180 182 183 183 183 184 185 187
G. Maintz G. Monninger R. Winkler M. Rätz T. Lange E. Pollmann W. Quester T. Lange J. Hübscher

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Verbesserte Elemente von AP CVn und BH Ser

Revised elements of AP CVn and BH Ser

Gisela Maintz

Abstact: CCD observations of AP CVn and BH Ser were taken at my private observatory. A revision of the elements was made of AP CVn and BH Ser as: AP CVn; Max = 2456431.399 + 0.574639 *E +- 0.000001 d BH Ser; Max = 2456814.4413 + 0.434559 *E +- 0.000001 d

In den letzten Jahre habe ich meine besondere Aufmerksamkeit auf RR-Lyrae-Sterne gelegt, die entweder schon lange nicht mehr beobachtet wurden oder deren (B-R)- Werte auf eine ungenaue Periode schließen lassen. Bei der Suche nach diesen Sternen habe ich die Geos database benutzt. Hier möchte ich 2 Sterne vorstellen, deren Periode ich verbessert habe.

AP CVn wurde 1972 von D.J.Henry entdeckt. Ich habe ihn von 2012 bis jetzt 5 mal beobachtet und auch 5 Maxima erhalten. Die B-R-Werte dieses Stern werden zunehmend negativ. Deswegen wurden mit meinen neuen und allen Maxima der Geos database (ohne das Maximum von Drake et al. 2013) eine verbesserte Periode bestimmt mit folgenden Elementen:

AP CVn Max =2456431.399 + 0.574639 *E +- 0.000001 d

Abb. 1links: (B-R)-Werte von AP CVn mit der neuen Periode im Vergleich zu der des GCVS, rechts: (B-R)-Werte von BH Ser mit der neuen Periode im Vergleich zu denen des GCVS und des BAV Circulars

AP CVn ist ein regelmäßiger RR-Lyrae-Stern ohne Blazhko Effekt. Seine Lichtkurve ist trotzdem recht interessant, denn sie weist im Anstieg eine Welle auf. AP CVn ist auch
138 im Catalina Surveys erfaßt. Die dort vorgeschlagenen Perioden geben aber die Lichtkurve von AP CVn nur ungenau wider.

BH Ser ist ein Programm-Stern der BAV (Programm 90). Er wurde ziemlich regelmäßig alle 1 bis 2 Jahre einmal beobachtet. BH Ser wurde 1941 von A. N. Vyssotsky entdeckt. J. Ashbrook machte 1952 eine erste Periodenbestimmung. Die Periode des GCVS stammt aus 1978 von T. Berthold. Mit dieser Periode ergeben sich aber bei Beobachtungen seit 1980 zunehmende (B-R)-Werte (Abb. 1 rechts). Die BAV verwendet eine weit bessere Periode aus dem Jahr 2008, die aber unveröffentlicht ist (Circular 2014). Mit dieser Periode ergeben sich kleine negative (B-R)-Werte. Da bereits Berthold (1978) von einer Perioden-Änderung berichtet, habe ich aus den Maxima der Geos database (ohne das Maximum von Drake et al. 2013) und 4 eigenen Maxima eine verbesserte Periode bestimmt mit diesen Elementen:

BH Ser Max =2456814.4413 + 0.434559 *E +- 0.000001d Diese ist nur wenig kürzer als die des BAV Circulars, trifft aber z. Z. die Maxima von BH Ser genauer (Abb. 1 rechts).

Dass Perioden von RR-Lyrae-Sterne sich plötzlich oder aber kontinuierlich langsam ändern ist nicht ungewöhnlich. Die Ursachen dafür können vielfältig sein. RR-Lyrs sind entwickelte Sterne, die bereits das Riesenaststadium verlassen haben und nun Helium zu Kohlenstoff fusionieren. Diese Stadien der Sternentwicklung sind weit weniger stabil als das auf der Hauptreihe der Fall ist, und deswegen können bei der weiteren Entwicklung dieser Sterne solche Phänomene auftreten. Aus diesem Grund ist es auch wichtig, RR-Lyrs regelmäßig zu beobachten, und die Programm-Sterne immer mal wieder anzusehen.

Neue Maxima von AP CVn und BH Ser, die noch nicht veröffentlicht sind: Die (B-R)-Werte und die Epochen beziehen sich jeweils auf die neuen Elemente.

Stern

Maximum

JD
Unsicherheit [d]
(B-R) [d]

Epoche

n

AP CVn 2456820.4233 0.002 BH Ser 2456814.4413 0.0012
0.0063 676 0.000
87

126

0

Literatur: Le Borgne et al., Astronomy and Astrophysics 476, 2007 The Catalina Surveys CRTS D.J.Henry, JAAVSO 1, N2, 29, 1972 J. Ashbrook, Astronomical JournalgVol. 57, 1952 T.Berthold, Hartha Mitt H.14, 17, 1978, IBVS Number 1521

Gisela Maintz, 53121 Bonn, Römerweg 39 E-Mail: [email protected]
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Lichtkurve und Periode von vier RR-Lyrae-Sternen in Ursa Major:
AG UMa, AV UMa, BK UMa und CK UMa

Lightcurve and period of four RR Lyrae stars in Ursa Major:
AG UMa, AV UMa, BK UMa and CK UMa

Rainer Gröbel

Abstract: Since their discovery and the determination of a first ephemeris, these stars have been largely ignored by observers. By analysis of SWASP data and subsequent CCD observations, updated ephemerides could be derived.
AG UMa: HJD (Max.) = 2456723.4078(13) + 0.46216558(30) x E AV UMa: HJD (Max.) = 2455660.5374(7) + 0.47911037(28) x E CK UMa: HJD (Max.) = 2456725.4077(44) + 0.6356623(8) x E BK UMa: HJD (Max.) = 2456728.4999(17) + 0.6103070(5) x E
In all cases, no major period change could be detected. The shape of the lightcurves based on data from some robotic telescopes and the recent CCD lightcurves are in good agreement and lead to the conclusion that the lightcurve shape remained constant.

Diese Sterne wurden seit ihrer Entdeckung und der Bestimmung einer ersten Ephemeride nur wenig bearbeitet. Neuere Einträge in der GEOS-Datenbank [1] wurden meistens den Arbeiten von Wils et al. [2] und Drake et al. [3] entnommen. CCD-Maxima (Max.) sind nicht in allen Fällen vorhanden. Mit der Auswertung der SWASP-Daten [4] und der anschließenden Beobachtung konnten die Ephemeriden aktualisiert und Lichtkurven (Lks) gewonnen werden. Es stellte sich heraus, dass zumindest seit 1961 die Perioden dieser Sterne keine größeren Änderungen zeigen. Soweit der Vergleich der CCD-Lks mit denen aus Daten von CRTS, NSVS und teilweise aus Linear gewonnenen Lks eine Einschätzung erlaubt, zeigen diese keine wesentlichen Änderungen ihrer Gestalt.

1. AG UMa: (10 48 56.35 +42 40 14.3), GSC 03011-01742, 2MASS 10485634+4240142.

Dieser Stern wurde von C. Hoffmeister [5] entdeckt und als zwischen 15 und 16 mag schwankender RR-Stern klassifiziert. Mit der Ephemeride von L. Meinunger und W. Wenzel [6]
HJD (Max.) = 2437347.493 + 0.4625 x E

wurde der Stern im GCVS übernommen. Wegen seiner relative Schwäche und der damit verbundenen starken Streuung, konnte aus den SWASP-Daten nur eine Serie vom 21.12.2006 bis zum 4.5.2007 mit 1420 Messpunkten ausgewertet werden. Die mit über 1 mag große Amplitude erlaubte es dennoch, 13 Max. mit einer geschätzten Genauigkeit von +/- 0,003 d abzuleiten. In den Nächten vom 6.3. und 10.3.2014 konnten mit einen 10“ SCT und einer ST8 XME-Kamera im halbautomatischen Betrieb 427 Messpunkte mit 120 s Belichtungszeit ohne Filter gewonnen werden. Daraus wurde die Lk. in Abb. 1 erstellt.

Aus den SWASP- und den zwei hinzugekommenen CCD-Max. ergibt sich die Ephemeride

HJD (Max.) = 2456723.4078(13) + 0.46216558(30) x E (1)
140

Abb. 1: Die 2014 gewonnenen Messpunkte reduziert mit Ephemeride (1).

Die Lk in Abb. 1 ist der aus CRTS-Daten reduzierten Lk sehr ähnlich (Abb. 2 links). Die in einem Zeitraum von sieben Jahren gewonnenen Messpunkte zeigen, dass der Stern von 14,5 bis 15,6 mag mit nur geringer Streuung schwankt und somit die Lk konstant ist. Ähnliches, wenn auch weniger deutlich zeigt sich bei der Linear-Lk (Abb. 2 rechts).

Abb. 2: Die Messpunkte von CRTS und Linear reduziert mit Ephemeride (1).

Das (B-R)-Diagramm (Abb. 3) zeigt eine Abweichung der pg. Max. aus den Jahren 1961 und 1962 von ca. 2 h. Seitdem hat sich die Periode nur leicht um 0,19 s verkürzt. Die aus Punkten in der Nähe der höchsten Helligkeit abgeleiteten „Max.“ aus den CRTS- und Linear-Daten fügen sich tendenziell in das (B-R)-Diagramm ein, dennoch wurden sie bei der Berechnung von Ephemeride (1) nicht berücksichtigt.
141

Abb. 3: Das (B-R)-Diagramm der vorhandenen Max..
2. AV UMa: (11 29 40.53 +42 44 24.8), GSC 2.3 N93F001854, 2MASS 10485634+4240142.

Auch dieser Stern wurde von C. Hoffmeister entdeckt und wiederum als zwischen 15 und 16 mag schwankender RR-Stern klassifiziert. Die Ephemeride

HJD (Max.) = 2437347.512 + 0.479483 x E von Meinunger und Wenzel wurde im GCVS übernommen. Mit den gleichen Einstellungen der Kamera wurden 364 Messpunkte in den Nächten vom 23., 25. und 27.3.2014 gewonnen und daraus die Lk. in Abb. 4 erstellt.

142
Ein Vergleich mit der gut definierten CRTS-Lk. zeigt, dass der Stern in einem Bereich von 14,5 bis 15,7 mag schwankt und sich die Lk. sehr genau wiederholt.

Aus den SWASP-Daten konnte wiederum nur eine Serie vom 30.12.2006 bis 12.5.2007 mit 1456 Messpunkten ausgewertet werden. Dabei wurden 17 Max. abgeleitet. Aus diesen Daten, einem CCD-Max. von F. Agerer und den zwei hinzugekommenen CCD-Max., ergibt sich die Ephemeride

HJD (Max.) = 2455660.5374(7) + 0.47911037(28) x E (2)
Das (B-R)-Diagramm in Abb. 5 zeigt bei den neueren Max. eine Abweichung von ca. 4,3 Stunden gegenüber den pg. Max.. Seitdem hat sich die Periode um 0,46 s verlängert. Über den Verlauf dieser Änderung kann nichts ausgesagt werden.

Abb. 5: Das mit Ephemeride (2) erstellte (B-R)-Diagramm der vorhandenen Max..
3. BK UMa: (10 50 18.93 +42 34 08.4), GSC 03011-01600, 2MASS 10501892+4234084.

Dieser Stern wurde ebenfalls von C. Hoffmeister entdeckt und als möglicher RRc in den Grenzen 12,5-13 mag klassifiziert. Die von Meinunger und Wenzel erstellte Ephemeride geht von einer Periode von 0.389133 d aus. Die CCD-Messpunkte von E. G.Schmidt [7] ließen sich aber besser mit einer 0,6357 d Periode darstellen.

Mit den gleichen Einstellungen wurden 436 Messpunkte in den Nächten vom 8. und 9.3.2014 gewonnen. Daraus wurde die Lk. in Abb. 6 erstellt. Demnach dürfte BK UMa eher ein RRab-Stern mit geringer Amplitude sein.

Aus den SWASP-Daten konnte auch nur eine längere Serie vom 30.12.2006 bis zum 12.5.2007 mit 1456 Messpunkten ausgewertet werden. Daraus wurden 14 Max. abgeleitet. Aus diesen Daten, den fünf in GEOS verzeichneten und dem hinzugekommenen CCD-Max. ergibt sich die Ephemeride

HJD (Max.) = 2456725.4077(44) + 0.6356623(8) x E (3)
Im (B-R)-Diagramm in Abb. 7 rechts fällt auf, dass die Messreihe von SWASP sowie die vier CCD-Max. von F.J. Hambsch und J. M. Llapasset in einem engen Zeitraum von 111 d gewonnen wurden. Diese CCD-Max. streuen um +/- 0,5 h. Dies könnte ein Indiz für eine „unruhige“ Lk. sein. Auf den ersten Blick scheint die CRTS-Lk. dies zu bestätigen. Bei 12,5 mag im Max. macht sich aber die Saturation bei dessen Kamera schon stark bemerkbar. Dagegen verläuft die NSVS-Lk. vergleichsweise „glatt“.
143

Die geringe Amplitude des Veränderlichen macht die Bestimmung eines pg. Max. schwierig. Dies zeigt sich an der großen Streuung dieser Max. im (B-R)-Diagramm. Sie zeigen dennoch, dass sich die Periode seit dieser Zeit nicht merklich verändert hat.

144

4. CK UMa: (12 01 36.41 +31 54 12.1), GSC 02527-00982, 2MASS 12013641+3154121.

Dieser Stern wurde 1968 von D. Hoffleit [8] auf Platten am Maria Mitchell Observatory als Veränderlicher entdeckt. Daraufhin wurde er von D. Henry bearbeitet und mit ihrer Ephemeride
HJD (Max.) = 2440382.627 + 0.61031 x E (4)

im GCVS übernommen.

In drei aufeinander folgenden Nächten vom 11. bis zum 13. 3. 2014. wurden bei relativ schlechten Bedingungen 701 Messpunkte gewonnen und daraus die Lk. in Abb. 8 erstellt. Die Zeitpunkte zweier Max. konnten bestimmt werden.

Der Vergleich mit der gut definierten CRTS-Lk. zeigt, dass der Stern in einem Bereich von 13,7 bis 14,2 mag schwankt und die Lk. sich sehr genau wiederholt. Der Knick im Anstieg bei Phase -0,1 zeigt sich an der gleichen Stelle.

Aus den von SWASP mit vier Kameras gewonnenen Messpunkten konnten nur zwei Serien vom 2.5. bis zum 16.7.2004 und vom 30.12.2006 bis zum 15.5.2007 mit insgesamt 3896 Punkten ausgewertet werden. Daraus wurden 14 Max. mit einer geschätzten Unsicherheit von +/- 0,002 d abgeleitet. Um die Phase des Sterns bei seinen Radialgeschwindigkeitsmessungen festzulegen, hat T.D. Kinman [9] photometrische Beobachtungen veranlasst, aus denen sich ein CCD Max. ableiten ließ.
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Aus diesen Daten ergibt sich die Ephemeride
HJD (Max.) = 2456728.4999(17) + 0.6103070(5) x E (5)
Die ermittelte Periode ist mit der aus der ursprünglichen Ephemeride (4) praktisch identisch. Zumindest von 1968 an ist die Periode konstant geblieben.

Eine Auflistung aller vorhandenen Max. befindet sich im Anhang der PDF Version dieses Artikels auf der Homepage der BAV

Danksagung:

Für diesen Artikel wurde das “WASP public archive“ verwendet. Diese Arbeit wurde durch die SIMBAD Datenbank am CDS, Strasbourg und durch die GEOS Datenbank ermöglicht.

Literatur: [1] GEOS Datenbank, http://rr-lyr.ast.obs-mip.fr/dbrr/dbrr-V1.0_0.php [2] P. Wils, C. Lloyd, K.Bernhard, A catalogue of RR Lyrae stars from the Northern Sky Variability Survey, MNRAS 368, 1757-1763 (2006) [3] A. J. Drake et al., Probing the Outer Galactic Halo with RR Lyrae from the Catalina Surveys, APJ, Volume 763, Issue 1, article id. 32, 20 pp. (2013) [4] SuperWASP Public archive, http://wasp.cerit-sc.cz/form [5] C.Hoffmeister, AN 287, Neue Veränderliche Sterne, H.4, 169, 1963. [6] L.Meinunger, W.Wenzel, VSS 7, H.4, 389, 1968. [7] Schmidt, E. G., The Behlen Observatory variable star survey - First results, AJ, vol. 102, Nov. 1991, p. 1766-1776. [8] D. Hoffleit, The period of six RR Lyrae type stars, IBVS 735, 1972. [9] T.D. Kinman et al., Radial Velocities for Twelve Pulsating Variables in the Anticenter, IBVS 5939, 2010.

Rainer Gröbel, Blütenstr. 19, 90542 Eckental, 09126 9701, [email protected]

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Beobachtungsberichte

Ist MP Gem ein Bedeckungsveränderlicher ?

Dietmar Böhme

Abstract: Perhaps MP Gem is a very long-period eclipsing binary star. Only nine observations of a minimum exist until this day. The author observed the star on plates of the Sonneberg Observatory and with the CCD camera. No further minima could be found. Continued monitoring by CCD observers is recommended.

In den Astronomischen Nachrichten veröffentlichte Cuno Hoffmeister [1] 1963 eine Liste neuentdeckter Veränderlicher im Feld Nu Gem. Es wurden dazu Aufnahmen ausgewertet, welche im Zuge des Sonneberger Felderplanes mit den Astrografen 400/2000 und 400/1600 angefertigt wurden. Einer der neuentdeckten Sterne war S 7957 Gem, welcher von Hoffmeister mit „Algol?“ klassifiziert wurde. In den Bemerkungen vermerkte er an gleicher Stelle „Der Stern ist unsichtbar 1944 Febr. 24/25 (2 Platten), Febr. 25/26 (7 Platten), auf allen anderen Platten hell, vielleicht mit geringen Änderungen. Zeitlich benachbarte Platten fehlen. Vielleicht Algolstern mit langer Periode“. Und dies ist eigentlich auch der gesamte Kenntnisstand 50 Jahre nach der Entdeckung.

Die langjährige Mitarbeiterin an der Sternwarte Sonneberg Herta Gessner wertete die 250 Astrografenaufnahmen aus den Jahren 1935 bis 1944 aus. In den Veröffentlichungen der Sternwarte Sonneberg [2] aus dem Jahr 1973 kommt sie zu diesem Resultat: „Der Stern befindet sich beim vorliegenden Plattenmaterial nur zu folgenden Zeiten im Minimum (< 18 mag): 2431145.427 und .516, sowie 2431146.288 bis .545. Algol-Lichtwechsel mit langer Periode ist sehr wahrscheinlich. Nach Palomar Blattpaar 417 besteht der Veränderliche aus zwei dicht beieinander stehenden Komponenten, deren südlich gelegene blau gefärbt ist“. MP Gem ist diese südliche Komponente. Die nördliche Komponente besitzt eine ähnliche Färbung und ist fast zwei Größenklassen schwächer und war auf den Sonneberger Platten nicht sichtbar.

Der Verfasser nutze einen Aufenthalt an der Sternwarte Sonneberg um auf den nach 1944 aufgenommenen Astrografenplatten den Veränderlichen zu schätzen. Aus den Jahren 1981 bis 1994 lagen 119 Platten vor. Auf den Platten mit entsprechender Reichweite war der Stern immer sichtbar, es konnten keine Schwächungen bzw. Veränderungen nachgewiesen werden.

Zur Bestätigung habe ich mir auch die 9 Platten aus den Nächten zwischen dem 24.

und 26. Februar 1944 angesehen. Ich kann deshalb als dritter Beobachter die Unsichtbarkeit des Sternes bestätigen. In Sonneberg gibt es noch 21

Astrografenplatten aus den Jahren 1965 bis 1981, welche nicht ausgewertet worden sind. Im Zeitraum zwischen Oktober 2011 und März 2014 habe ich den Stern mit meiner CCD-Kamera Meade DSI III Pro am 10-Zoll-Spiegel in 89 Nächten beobachtet. MP Gem war immer sichtbar, es deutet sich allerdings ein Lichtwechsel mit kurzer Periode und maximal 0.4 mag Amplitude an. Die Bestimmung von Lichtwechselelementen ist mir nicht gelungen.
147

Abb.1 Lichtkurve von MP Gem anhand von Schätzungen auf Sonneberger Platten. Der Vergleichsstern war USNO 1050-04327215. Die Dreiecke markieren den Stern „schwächer als“.

Abb.2 Lichtkurve aus eigenen CCD Beobachtungen (Vergleichsstern: 14 CMC 064833.1+193732)

Timo

Kantolo aus Finnland hat in zwei Nächten dichte Beobachtungsreihen

gewonnen, auch hier deutet sich der kurzperiodische Lichtwechsel an.
148

Abb. 3 CCD-Messungen von Timo Kantola an einem 12-Zoll-Spiegelteleskop Schlussfolgernd kann gesagt werden, dass MP Gem ein Veränderlicher ist, dass es jedoch bislang nicht möglich war, seinen Typ zu bestimmen. Die Nichtsichtbarkeit des Sternes über mehrere Tage im Jahr 1944 bleibt ungeklärt. Ich möchte deshalb diesen Stern den Beobachtern mit entsprechender Ausrüstung ans Herz legen.

Danksagung

Für die Unterstützung bei meinen Recherchen in Sonneberg danke ich Dr. Peter Kroll und E.Splittgerber.

Referenzen

[1] Hoffmeister,C., Astron Nachr., 287, 169, 1964 [2] Gessner, H., Veroeff. Sternwarte Sonneberg, 7, 521-602, 1973

Dietmar Böhme, Dorfstrasse 11, 06682 Nessa, [email protected]
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Zwischenergebnisse der 28-Tau-Kampagne

Ernst Pollmann und Wolfgang Vollmann

Abstract: The attached overview shows that in spite of a clear increase of Vmag from approx. HJD 2455000 (Fig. 1), the EW doesn't show such a strong rise (Fig. 2). This can only mean that the rise of Vmag has nothing to do, for that time period, with disk density or disk diameter (indicator for both = EW). Perhaps at present a “new orientation of the disk” takes place, causing less disk coverage of the star surface, which leads to an increase of Vmag. It´s interesting in that context, that our radial velocity measurements (Fig. 3) are showing an increase of the orbital period of the companion from 218 to 254 days. This could be caused by gravitational interactions of the companion and the disk during each periastron, connected with disturbance of the disk geometry, which leads to the effect of the increase in brightness. Disk disturbances are obviously and clearly observed in the change of V/R ratio during each periastron (Fig. 4).

Die hier vorgestellte Ergebnisübersicht zeigt trotz eines deutlichen V-Anstiegs ab etwa HJD 2455000 (Fig. 1), dass eine Zunahme der Hα-Emissionsstärke (= EW = Äquivalentbreite) in dieser Form nicht beobachtet werden konnte (Fig. 2). Dies kann nur bedeuten, dass der beobachtete V-Helligkeitsanstieg (DSLR-Messungen von W. Vollmann, BAV) für diesen Zeitabschnitt nichts zu tun hat mit dem BeSternscheibendurchmesser oder der Scheibendichte (die EW kann als Indikator für beide Größen angesehen werden).

Möglicherweise findet derzeit eine „Neuorientierung der Be-Sternscheibe“ statt, die dazu führt, dass weniger Sternoberfläche bei verändertem Neigungswinkel bezogen auf die Beobachtersichtlinie bedeckt wird.