Abb.1: Identifikationskarte RU CVn (zentriert) (eigene CCD-Aufnahme; Belichtungszeit 18 min.; Feld ca. 11'x12')
D. Husar
Abstract: Maximum timings of the RRab star RU Canum Venaticorum were obtained by CCD photometry. New instantaneous elements (for the most recent epoch after 2439000) are derived from photographic and visual maxima available from the RR-Lyrae database [1] and from the new CCD-observations (see table 1): E0=2452373.47; P= 0.5732535 [d] as the recent observations revealed clear deviations in maximum timings (calculated from elements given in the SAC) by some 1.3 hours. The O-C-diagram indicates a possible periodic change of the pulsation period. The observed "rise time" (m-M)/P = 0.138 ± 0.004 was very consistent but differed from the literature value of 0.16 [2]. No obvious indications for light curve changes or Blazhko-effect were observed in the years 1999-2002.
Die Veränderlichkeit von RU Canum Venaticorum (=GSC 2544.531) wurde bereits 1914 bekannt gegeben [3]. Die Position von RU CVn ist laut GCVS4: RA= 13h59m33.2s; DE= +31°39'04" (J2000). Der Stern gehört nicht zu den BAV Programmsternen im Programm 90 für kurzperiodische pulsierende Veränderliche. Er stand jedoch seit 1999 auf meinem Beobachtungsprogramm von RR-Lyrae-Sternen, da durch einen Irrtum in der BAV-Version der SAC-Datenbank ein Blazhko-Effekt angezeigt wurde. Zwei vertauschte Spalten führten zur Anzeige eines Blazhko-Effektes statt einer säkularen Periodenänderung. Man kann den Veränderlichen durchaus als vernachlässigt bezeichnen: in der GEOS-Datenbank der RR-Lyrae-Sterne sind nur 58 visuelle und photographische Maxima verzeichnet [1]. Die ersten lichtelektrischen Beobachtungen wurden vom Autor vorgenommen. Das Objekt ist mit 11.36-12.48 V [mag] nach SAC für CCD-Beobachtungen gut geeignet. HIPPARCOS-Daten sind nicht verfügbar.
Abb.1: Identifikationskarte RU CVn (zentriert)
(eigene CCD-Aufnahme;
Belichtungszeit 18 min.; Feld ca. 11'x12')
Abb.2: Identifikationskarte RU CVn (zentriert)
(Daten-Basis: USNO A2.0),
Karte erstellt mit Guide7
Abb. 3: Reduzierte Lichtkurve von RU CVn (aus fünf CCD-Beobachtungsreihen des Autors)
Die reduzierte Lichtkurve aus meinen CCD-Beobachtungen zeigte eine so geringe Streuung, so dass sofort klar wurde, dass ein Blazhko-Effekt hier sehr unwahrscheinlich ist. Bevor ich den erwähnten Irrtum in der Datenbank aufklären konnte, war ich von diesem Resultat sehr überrascht und hoffte zunächst, hier vielleicht den zweiten Fall gefunden zu haben, wo ein Blazhko-Effekt in einem relativ kurzen Beobachtungszeitraum endete. Angeblich wurde ein derartiges Verhalten bei RR Gem beobachtet. Bei diesem Stern soll ein früher nachgewiesener Blazhko-Effekt ab etwa 1940 wieder verschwunden sein [8].
Abb. 4: Lichtkurve von RU CVn ; CCD-Beobachtung des Autors am 08./09.04.2002
(instrumentelle Helligkeiten)
Anmerkung zu den Beobachtungen (Abb. 3 und 4 , sowie Tabelle 1):
Tabelle 1: Ergebnisse der CCD Beobachtungen an RU CVn
| time of MAX | error | O-C1 | O-C1 | O-C2 | (m-M)/P | MAX | MIN | observer/ |
| [HJD-2400000] | [d] | [d] | [h] | [d] | [mag] | [mag] | reference | |
| 51250.4577 | ±0.0025 | 0.0395 | +0.90 | -0.0087 | 0.132 ± .006 | n.a. | n.a. | Husar [7] |
| 52319.5821 | ±0.0020 | 0.0543 | +1.30 | -0.0021 | 0.140 ± .012 | 11.48 | 12.47 | Husar / unpubl. |
| 52358.5645 | ±0.0015 | 0.0558 | +1.34 | -0.0009 | 0.142 ± .006 | 11.48 | 12.47 | Husar / unpubl. |
| 52362.5766 | ±0.0020 | 0.0551 | +1.32 | -0.0016 | 0.135 ± .012 | 11.55 | 12.55 | Husar / unpubl. |
| 52373.4696 | ±0.0030 | 0.0564 | +1.35 | -0.0004 | 0.140 ± .010 | 11.58 | 12.58 | Husar / unpubl. |
Selbst bei Verwendung der aktuellsten instantanen Elemente aus dem SAC69 entsprechend der Veröffentlichung von Firmanyuk et al. [6]: MAX = JDH 2446617.419 + 0.5732491 [d] x E (1) ergeben sich Abweichungen (O-C1, observed-calculated) von ca. 1.3 Stunden für die Zeitpunkte der Maxima in Tabelle 1.
Es wurden daher aus den letzten älteren Beobachtungen (aus [1]) und den neuen CCD-Beobachtungen aus der Tabelle 1 neue instantane Lichtwechselelemente (2) für die Zeit ab JD=2439000 abgeleitet:
MAX = JDH 2452373.47 + 0. 5732535 [d] x E (2)
Die sich ergebenden Abweichungen (O-C2, observed-calculated) sind in Tabelle 1 angegeben. Daraus abgeleitete Vorhersagen sollten für ein paar Jahre zutreffen.
Frühere Veröffentlichungen belegen das "Auf und Ab" in den instantanen Perioden:
Für JD 2418979 - 2436665 nutzte Satanova [4] die folgenden Elemente
Im (O-C)-Diagramm unter Benutzung der neuen instantanen Elemente (2) ist dies gut sichtbar (s. Abb. 5).
Abb. 5: O-C2 von RU CVn; alle verfügbaren Daten
Ob das in Abbildung 5 mittels einer Ausgleichskurve angedeutete Verhalten wirklich so ähnlich stattfinden wird, können nur zukünftige Beobachtungen entscheiden. Bei der Betrachtung des Diagramms kann man durchaus den Eindruck gewinnen, dass die offensichtliche Änderung der Pulsationsperiode zyklischer Natur mit einer sehr langen Periode von ca. 60000 Jahren ist. Schließlich sei noch auf einen interessanten Aspekt hingewiesen, der leider bislang noch nicht näher untersucht werden konnte: die Lichtkurven (s. Abb. 3 und 4) weisen jeweils einen "Buckel" ("bump") im Anstieg und Abstieg auf. Es stellt sich die Frage, ob hier ein Zusammenhang mit der beobachteten Veränderung der Periode bestehen könnte. Aus dem vorliegenden Material kann dies noch nicht beantwortet werden.
An dieser Stelle möchte ich mich insbesondere bei den Herren J.-F. Le Borgne (GEOS) und G. Rudnitskij (SAI), sowie bei den BAV-Kollegen Th. Berthold und W. Braune für die Hilfe bei der Literaturbeschaffung bedanken.
References:
[1] GEOS RR Lyrae stars database: http://webast.ast.obs-mip.fr/people/leborgne/dbRR/index.htm
[2] Kholopov P.N. et al., General Catalogue of Variable Stars, 4th Edition, 1985-1988
[3] Astronomische Nachrichten 6, 1914
[4] Satanova, Eh.A., Astron. Tsirk. 218, 1961
[5] Ahnert, P., MVS 5, H6, 112, 1970
[6] Firmanyuk B.N. et al., Astron. Tsirk. 1508, 1987
[7] BAV Mitt . 128 = IAU Inform. Bull. Var. Stars, 4912, 1, 2000
[8] Smith, H.A., RR Lyrae Stars, Cambridge, 1995