Wolfgang Grimm
In den Daten der SAVS-Himmelsüberwachung (Semi-Automatic Variability Search) der Nicolaus Copernicus Universität haben die Autoren 28 bisher nicht bekannte veränderliche Sterne gefunden. Da die Sterne relativ hell sind, weit am Nordhimmel stehen und für einige noch kein Typ oder nur relativ ungenaue Daten bestimmt sind, sind die Sterne vielleicht auch für CCD-Beobachter der BAV interessant. Weitere Daten könne der folgenden Tabelle entnommen werden (SAVS ID = Rektaszension in der Form hhmmss und Deklination in der Form ddmmss für J2000). Für alle Sterne sind die Messungen auch in Form von Lichtkurven abgebildet.
Redaktion: Anton Paschke stellt aus der Tabelle 12 Sterne mit Rotse-Daten a.a.O. vor.
SS Hya und VW Cet sind lange vernachlässigte Bedeckungssterne, deren Veränderlichkeit angezweifelt wird. C. Lloyd und D. West untersuchten alle vorhandenen photometrischen Beobachtungen und nahmen neue Messungen vor.
SS Hya (V=7.9m, Spektrum A0V) wird aufgrund von über 900 photographischen Beobachtungen durch Gaposchkin im GCVS als EA-System katalogisiert, aber es fehlen weitere Elemente. Der Entdecker A. Bemporad (1911) fand visuelle Helligkeitsänderungen zwischen 7.4m und 8.1m und leitete eine Periode von 8.20 Tagen mit M-m = 3 Tage ab. Aus Messungen von Hipparcos ergibt sich eine konstante Helligkeit von Hp = 7.908 ± 0.018 und aus ASAS3-Daten ein Wert von V = 7.896m ± 0.011m. Aus beiden Datensätzen läßt sich ableiten, daß es keine periodischen Helligkeitsänderung von mehr als 0.01m gibt. Adams u.a. gab 1924 Radialgeschwindigkeiten von –98 und +117 km/s mit dem Kommentar "Doppelte Linien. Zweifellos Algol-Typ" an. Aus der Intensität der doppelten Spektrallinien ergibt sich, daß die Komponenten etwa gleich hell sein müssen und in der Masse nicht sehr unterschiedlich sein können. Bei dem Spektraltyp A0V für beide Sterne ergibt sich aus den Radialgeschwindigkeiten eine Periode zwischen 0,5 und 2 Tagen, abhängig von der Bahnneigung. Da es offensichtlich keine Bedeckungen gibt, kann die Periode nicht größer als ~ 1 Tag sein bei einer Bahnneigung < 40°. Aus Parallaxenmessungen von Hipparcos ergibt sich eine Entfernung kleiner 200 pc und eine absolute Helligkeit vom ~ 1.7. Da ein A0-Hauptreihenstern eine absolute Helligkeit von 1.5 hat, bleibt aus allen Messungen und Überlegungen wenig Spielraum für einen zweiten Stern etwa gleicher Helligkeit. VW Cet wird im GCVS als β-Lyrae oder Kontakt-W-UMa (KW) Stern im Helligkeitsbereich 11.6m bis 12.1m und mit einer Periode von 0.486 Tagen angegeben. Beobachtungen seit 2001 zeigten keinen Hinweis auf die angegebene oder andere periodische Helligkeitsänderungen, sondern vielmehr so gut wie konstante Helligkeiten bei 11.79m. Auch aus den Daten von ROTSE1 und ASAS3 läßt sich keine merkbare Helligkeitsänderung ableiten.
Der BAV-Programmstern CV Boo ist ein Bedeckungsveränderlicher mit einer Helligkeit zwischen 10.2m und 11.0m, dessen beide Komponenten mit den Spektraltypen G3 und G4 ähnlich der Sonne sind. Unser Mitglied Helmut Busch, damals noch AKV, bestimmte die Periode aus der Durchmusterung von Platten der Sonneberger Himmelsüberwachung zu 0.8469935 Tagen. Aus Beobachtungen von hoch-aufgelösten Spektren wurde die Radialgeschwindigkeit während verschiedener Phasen gemessen. Diese beträgt für die beiden Komponenten im Maximum 138 bzw. 140 km/s. Daraus ergibt sich ein Massenverhältnis M2/M1 = 0.986. Mit den zusätzlichen Annahmen, daß die Umlaufbahn kreisförmig ist und die Bahnebene auf der Sichtlinie liegt, ergibt sich ein Bahnradius von 0.0215 AU. Aus dem von Newton modifizierten 3. Keplerschen Gesetz Mtot = R³/P² folgt eine Gesamtmasse von 1.886 Sonnenmassen. Damit errechnen sich die Massen der Komponenten zu 0.95 bzw. 0.94 Sonnenmassen. Aus den Spektraltypen lassen sich Oberflächentemperaturen von 5784 und 5696 K ableiten.