Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße, Teil IV [Reprint 2021 ed.] 9783112540626, 9783112540619

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Veröffentlichungen der Sternwarte der Deutschen Akademie der Wissenschaften zu Berlin

in S o n n e b e r g Band 1 Nummer 2

P. Ahnert, C. HofFmeister, E. Rohlfs, A . v a n d e V o o r d e

Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße Teil IV

Akademie-Verlag GmbH

• B e r l i n 1947

P. A h n e r t , C. H o f f m e i s t e r , E. R o h l f s , A. v a n de V o o r d e : Die v e r ä n d e r l i c h e n S t e r n e der n ö r d l i c h e n M i l c h s t r a ß e T e i l , I V

V e r ö f f e n t l i c h u n g e n der S t e r n w a r t e in S o n n e b e r g • B a n d 1, Nr. 2

Veröffentlichungen der Sternwarte der Deutschen Akademie der Wissenschaften zu Berlin

in S o n n e b e r g Band 1 Nummer 2

P. Ahnert, C. Hoffmeister, E. Rohlfs, A. van deVoorde

Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße Teil IV

Akademie-Verlag GmbH

• Berlin

1947

Erschienen im Akademie-Verlag GmbH., Berlin 0 2, Brfiderstr. 26/27 (Fernruf 42 50 01 App. 27s) Druck: Julius Beltz, Langensalza Bestell- und Verlagsnummer: 2006/1/2 Genehmigt für L.-Nr. 66 Preis: 10,— RM

Einleitung Der Inhalt des vorliegenden 4. Teiles schließt sich dem im Jahre 1943 ausgegebenen 3. Teil*) so eng an, daß nur wenige Bemerkungen vorauszuschicken sindDie gerade während der Zusammenstellung des Materials im Entstehen begriffene neue Typeneinteilung der Veränderlichen ist zum Teil berücksichtigt; wo dies nicht geschehen ist, kann es später leicht durchgeführt werden. Wieder sind auch diejenigen Veränderlichen einbezogen, die nicht im Verlaufe der Felderplan-Arbeit entdeckt worden sind, die jedoch ihrer Art nach nicht hinreichend bekannt waren, einschließlich der unbenannten aus dem Z I N N E R - K a t a l o g und den beiden P R A G E R Katalogen. Die in der nachstehenden Tabelle 2 angegebenen relativen Anteile der einzelnen Klassen sind insofern als vorläufige Werte zu betrachten, als sie diejenigen Sterne nicht berücksichtigen, die bereits als bekannt in „Katalog und Ephemeriden" stehen; sie sollen nur eine Vergleichung der Felder ermöglichen. In der Typen-Einteilung sind gegenüber der vorausgegangenen Veröffentlichung einige kleine Änderungen eingetreten; so werden z.B. die bisher als „ R W Aurigae-ähnlich" bezeichneten Veränderlichen, welche sich von den typischen K W Aurigae-Sternen nur durch die kleinere Amplitude unterscheiden, jetzt dieser letzten Gruppe zugezählt. Bei den in der Übersicht I als „unerledigt" geführten Sternen ist in allen Fällen die Art bekannt, so daß sie in die Statistik der Übersicht 2 einbezogen werden konnten. I.Übersicht

Feld

bearbeiteten

Galaktische Äquinoktium Anz. d. KoordiJ925'P Platnaten ten n ö l

q> Cassiopeiae 10 Persei ß Persei v Geminorum Monoceros, nördl. 1 ) ß Delphini

der

b

94° 103

—

122

24 . . .

•

Anzahl davon der unerSterne ledigt

Bearbeiter

2°

I8°.8

+57.8

180

27984—31222

45

2

2

35-O

+56.3

164

27992—30991

81

2

HOFFMEISTER

0

62.3

+48.2

108

28016—31145

30

5

VAN DEVOORDE

96.1

+20.3

166

28108—31146

52

0

HOFFMEISTER

+

98

25299—29910

5i

5

AHNEKT

68 3 )

2

HOFFMEISTEE

160

+

6

177

+

1

99-8

—16

308.5

27

Zeitabschnitt

Felder

2.9

+14-3

48 a ) 2 9 7 8 9 — 3 0 6 1 9

1)

Haltestern B D + 3 ° i 3 7 i (7"?o). D a z u die in Teil I, S. 9 nachgewiesenen 78 Platten. 3 ) Davon 56 aus T e i l l wiederholt. 2)

*) Kleinere Veröffentlichungen Berlin-Babelaberg N r . 28.

HOITMEISTEK

48

2. V e r t e i l u n g

der

q> Cassio10 Persei peiae % %

Art

Algol ß Lyrae . W U r s a e maj „Bedeckungslichtwechsel" 1 )

„ ,,

Arten

Ii Persei %

v Geminorum %

2I

0 26.6 01

a

:!

35-4

4-5

6.3

6.7

3-8

10.4

0.0

0.0 24.2 0.0 0.0 31.0 0.0 0.0

. . . .

b c

o 27.6 oJ

24.4

„Kurzperiodisch"1) R V Tauri Langperiodisch Mittellange Periode Halbregelmäßig Unregelmäßig, rot und gelb . . . . Unregelmäßig, nicht merklich gefärbt Novaähnlich , . . . . U Geminorum R W Aurigae R W Aur-ähnlich Algol-ähnlich R Coronae bor RCrB-ähnlich Unveränderlich . . 1)

nach

n>

d Cephei d Cephei-ähnlich £ Geminorum •RR Lyrae a

.. >>

Veränderlichen

16.5 0.0

5-1 25-3 2.5 0.0 0.0

3-4

I o

II

0.0 22.5 0.0 6.1

0 3 17 34-8 1 2.0 1 2.0 3-4 1 2.0 °1

3

5-1

oj 3

Genaue Artbestimmung liegt nicht vor.

Die Beobachtungen auf den Platten sind in der Regel von den Bearbeitern selbst ausgeführt. Ausnahmen bilden die Felder v Geminorum und Monoceros. Bei ersterem wurden die Schätzungen von Frl. M . A h n e b t und Herrn stud. astr. D. J ä g e r unabhängig voneinander vorgenommen, beim Monoceros-Feld von Erl. A h n e r t allein. Die Unterlagen für die Zeichnung der Lichtkurven kurzperioddscher Sterne beruhen zum Teil auf Revisionsbeobachtungen der Bearbeiter. Sonneberg, 13. Oktober 1944 C.

Hoffmeister

49 Feld

4 4 5 6

—

13-7 13-8 13-8

7

—

13-7 13-9

'

^

9 E

B-R + 2d -10 + 9 - 9 - 1 - 7 +15 - 5 + 1

Min. Gr. i7 I ?8 242 9140 3-5 17.8 243 0312 7-5 Der Veränderliche zeigt gegen die 8 Vergleichsterne keinen merklichen Farbunterschied. Form der Lichtkurve ß21272. 3.1940 Cas

Algol-Stern; 14^8—xy™o. m=242 8007.32+4^68130 • E. - D=ioh, d nicht bestimmbar. Schwächung Gr. E 242 8007.41 I5™8 -o 8021.41 15.7 3 8035.36 [15.5 6 8948.33 16.1 201 9107.49 [i5.7 235

B-B +ortog +0-05 -0.05 +0.07 +0.06

7;2 Schwächung 242 9163.59 9371.23 9500-59 243 0254.48 0783.42 1273. 4.1940 Cas

E

Gr. [i6m5 17.0 16.0

B-R

247 270

-0"?0I -0.04 -0.06 +0.14 +0.09

319 480 593

15-9 [15-6

Algol-Stern; I2 m 9—I3 I ?7. V»=242 8495469+2 d 3037i5 ' EZ>=6h, d=o h :.

E

B-R Min. E B-R d 0 -0^.020 +0 044 342 9253435 329 267 -0.0l8 9497.588 +0.003 435 280 +0.010 +0.011 5io 9670.375 290 -^0.016 +O.O4I 9898.415 609 9163587 9170.410 -O.O47 +0.006 243 0734.686 972 293 -0.020 +0.023 0976.550 1077 9230.377 319 Nach der Lichtkurve könnte ein Nebenminimum von 0™05 vorhanden sein. Min. 242 8495.449 9 I I O -543 9140.519

I2I!18

13.0 13.2 13.4

ö*.o

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

4.1940 Cassiopeiae 1274. 5.1940 Per Raschwechselnd; 1 3 ^ 8 — 1 4 ^ 3 . Der Veränderliche macht den Eindruck eines R R Lyrae-Sterns, Typus c, oder eines W UMa- oder raschwechselnden ß Lyrae-Sterns. Sowohl Maxima wie Minima führen auf Periodenwerte bei o?34, was aber einfach der Ausdruck dafür sein kann, daß die Zwischenzeiten der Epochen vielfach volle Tage sind. Der Lichtwechsel könnte daher auch regellos sein. Die kleine Amplitude erschwert die Untersuchung. 1275. 38.1943 Per

Min. 242 9231.44 9851.46 9898.42 9930.52

ß Lyrae-Stern; 14T0—I5™4.

»^=242 923i.46+2 1?47oi5 • E. E 0 251 270 283

B-R

-0 ( ?02 -0.01 +0.02 +0.01

Min. 243 0261.47 0266.47 0313.42 0402.28

E

B-R

417 419 438 474

-0^03 +0.02 +0.03 -0.03

73 I3"?8

14.2 14.6

15-0 15.4 0.4

0.6

0.8

38.1943 Persei 1276. 6.1940 Per Unregelmäßig; I4™i—I4™9. Der Lichtwechsel ist gekennzeichnet durch Wellen von ioo d bis I50 d Länge und meist kleiner Amplitude bei wechselnder Höhenlage der Kurve. Zeitweilig kommen die Wellen fast zum Verschwinden. Eigentliche längere Stillstände sind jedoch nicht beobachtet. Farbe - f l m l + o ™ 3 - o m i . 1277. 7.i94o*Per Unregelmäßig; I4 m 8—i6 m i. Flache Wellen nyt langen Stillständen, ohne jede Regelmäßigkeit. Die raschesten gesicherten Änderungen betragen o m 5 in 6od. Der Stern ist tiefrot. Die angegebenen Grenzgrößen sind auf schwach orthochromatischen Platten bestimmt.. Auf Blauplatten ist der Stern spurweise zu erkennen 17™$—i8 m . Farbe: +3 i ?o+i i ! 1 3—2™3. 1278. 39.1943 Per Unregelmäßig; 13^3—14^6. Typisch für den Stern sind sehr -lange Wellen mit Amplituden bis zu o™6. Die Extremhelligkeiten sind an schärfer ausgebildete Maxima und Minima geknüpft. Stillstände bis zur Dauer von 200 d kommen vor. Änderungen von o m 5 in 20d treten gelegentlich auf. Der Stern ist gelb. 1279. 40.1943 Per RW Aurigae-ähnlich; 12 m 5—I3 r n 2. Von einem bei i3™o liegenden „Normallicht", das manchmal lange Zeit eingehalten wird, finden Erhellungen und geringe Schwächungen statt, deren Dauer meist zwischen 3 und 12 Tagen liegt. Der Lichtwechsel ist nicht so rasch, wie bei manchen Veränderlichen dieser Art. Die stärksten Änderungen betragen o?25 in i d . Im-„Normallicht" kommen offenbar langsamere Schwingungen geringer Amplitude vor, so daß die Lichtkurve ziemlich unruhig wirkt. Der Stern ist gelb; auf panchromatischen Filterplatten ist er etwa o™7 heller als auf schwach orthochromatischen Platten. 1280. 8.1940 Per Unregelmäßig; I4'?6—[i7 m 8. Der Stern ist sichtbar auf 1 3 Platten am Anfang der Beobachtungsreihe absteigend von 242 7992 I4™6 bis 8083 i6™5. Er ist wahrscheinlich rot; Farbzahl etwa +o™5. Weitere 134 Platten, davon 78 am 40a mm-Astrographen gewonnene, zeigen bis 243 0976 keine Spur des Veränderlichen mehr. Lang-

periodischer Lichtwechsel wäre nur möglich, wenn die weiteren Maxima um 2 bis 3 Größenklassen schwächer gewesen wären, was unwahrscheinlich ist. Gegen novaähnlichen Liehtwechsel spricht die rote Farbe, wenn es sich bei der größeren Helligkeit auf 2 orthochromatischen Platten nicht etwa um sekundäre Schwankungen handelt. Auf meinen Wunsch hat Herr Prof. Z I N N E S in Bamberg die dortigen Überwachungsplatten durchgesehen, um festzustellen, ob der Stern etwa vordem viel heller gewesen sei, doch verlief die Nachforschung negativ. Die größte Wahrscheinlichkeit besitzt die Annahme, daß der Lichtwechsel unregelmäßig, aber ähnlich dem eines Mira-Sterns ist. 1281. 9.1940 Per

Algol-Stern; 14^9—17^1. »»=242 9i4o.56+ic?3i467 • E. • D=3h:, d nicht bestimmbar. Gr. E B-R Schwächung 0 -0^04 242 9140.52 I5™4 286 -0.05 9516.50 15-6 0.00 9670.37 17.1 403 [17.0 +0.02 9825.52 52i 807 243 0201.52 16.5 +0.02, 16.7 0.00 0264.60 855 Auf den 170 mm-Triplet Platten ist der Umfang des Lichtwechsels viel geringer infolge der längeren Belichtungszeit. Wahrscheinlich ist D noch kleiner als angegeben. Auch ist anzunehmen, daß das kleinste Licht noch tiefer liegt, als die Platten des 400 mm-Astrographen ergeben. Mittels der Triplet-Platten allein hätte die Art dieses Sternes nicht richtig erkannt werden können.

1282. 10.1940 Per

Min. 242 8545.27 9271.23 9634-37 243 0201.52

Algol-Stern; 15^2—17^3. w-242 8545.27+2^37275 • E. E 0 306 459 698

B-R 0?00 -0,10 +0.01 +0.07

Min. 243 058348 0590.55 0704.50 0787.49

Algol-Stern; I2™5—i3,n4. »»=242 8OI5.OO+38%42 • E. D-3*9. d=2"?0. Gr. E Schwächung 13T1 0 242 8016.42 6 13-4 8247-55 22 8865.43 13.2 9250.68 32 134 33 134 9289.35 9638.40 43 . 13-4 9984.80 5i 13-4

E 859 862 910 945

1283. 11.1940 Per

B-R + I?42 +0.70 +0.31 -0.86 -0.84 +0.44 -.094

B-R + 0?02 -0.03 + 0.03 -0.03

75 Schwächung

Gr. I3™4 13-2

243 0023.84 0372.27 0409.66 0991.43

13.2

E 52

B-B -o?54

61 62

+0.11 -1.14 +1.00

131 77 Die Minima E=51 und 52 sind durch je 2 Beobachtungen an aufeinanderfolgenden Tagen belegt. 1

1

12 " 4

m• m

12.6 12.8

-

13.0

-

>

1

r

1

mm #• Hatf • • • • • * »S V • •!

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13. 2 13-4

-

0 . 4

0

.

6

0 . 8

Ii. 1940 Persei 1284. 12.1940 Per Max. 242 8072 8615 8871 9150 9412 9671

M i r a - S t e r n ; I2"?0—[171? M=242 8076+266*0 • E.

M-m=I25d.

Gr. I2™3

E 0

B-B - 4d + 7 - 3

12.7

2

12.5

3 4 5

+10 +6

6

- 1

7

- 8

12.7 —

993°

12.7 12.0

243 0205

13-0

8

+ 1 + 5

9 0475 12.3 10 - 2 0734 Die Minimalhelligkeit liegt etwa bei i8"?5. Der Stern ist nur färbt. Torrn der Lichtkurve ß2. —

13.1940 Per Max. 242

8010

8375: 8775: 9160

M i r a - S t e r n ; I3™8--[i7™8

Jlf=242 8oo5+384 d •E. Gr. i3™9 13-8 —

13-9

E 0 1

B-B + 5d

2

-14 +2

3

+ 3

H

.V.s'K

76 Max. Gr. E B-B 2439550' i4"?o 4 + gd 9933 14-4 5 +8 343 0309 13.9 6 o 0684 13.9 7 -9 Der Stern ist stark rot; Spektrum wahrscheinlich N. Farbe: +2m7+0™65 -i"'o. Die Helligkeit im Minimum liegt nach der Kurvengestalt wenig unter i8 m . Typus der Lichtkurve ß2. 1286. 14.1940 Per Algol-Stern; I4™8—iö'Pq. »»=242 8oi947+i ( ?8i9i84 • E. Z>=4!>4, d=oh. Schwächung Gr. E B-B 2428019.42 15 0 -0*05 289 +0.06 8545-27 15-7 8865.43 +0.04 15-5 465 9116.49 603 +0.05 15-4 9x87.37 16.0 642 -0.02 9216.42 658 -0.07 35-5 15.6 1007 +0.04 9851*3 +0.03 243 0375-34 15-6 1295 0606.37 1422 +0.02 15-8 Die Beobachtung E=ioo7 beruht auf der ersten einer Reihe von 4 Platten und liegt im Aufstieg. i4° 1 8

15.0 15-2 15.4 15.6 15-8 16.0 o?o

0.2

0.4 0.6 14.1940 Persei

1287. 15.1940 Per Halbregelmäßig; i3"?5—14^7. M=242 8058+120^5 • E. Max. E B-B Max. 0 242 8063 + 5d 243 0337 0470 9135 9 - 7 10 -10 0586 9253 0710 12 +. 1 9505 9636 +12 -13

' 0.8

1.0

E 19 20 '21 22

B-B -I04

+ 2 - 2 + 1

77 Die Beobachtungsreihe beginnt mit dem letzten Teil des Abstiegs vom Maximum - I . Maximum o ist ausgebildet. Von Max. i bis Max. 7 scheint die lückenhaft besetzte Kurve unregelmäßig zu verlaufen. Min. 7 stimmt zu den Elementen. Max. 9 und 10 sind gut beobachtet, ersteres mit steilem Aufstieg (o"?7 in I2d). Max. 11 scheint flach zu sein, 12 und 13 bei verringerter Amplitude gut bestimmbar, 14 anscheinend wieder abgeflacht. - Max. 15 und 16 sind ausgefallen; der Stern war fast unverändert im kleinsten Licht. Max. 17 und 18 sind durch ganz geringe Wellen angedeutet (o™2). Mit Max. 19 beginnt nach steilen Aufstieg (om6 im=i1?5 :, d nicht bestimmbar. Die Reihe von 157 Platten weist nur 5 für sicher zu haltende Minima nach: 242 9578.611, 9635.375, 9733 386, 243 0376.533, 0377.317. Das erste, zweite und fünfte sind tief, die beiden anderen sind geringere Schwächungen. Die Periode dürfte grundsätzlich richtig sein, da sie als erste Differenz auftritt und die Möglichkeit einer sehr langen Periode unter Zuse mmenfassung der beiden um 0^784 auseinanderliegenden Schwächungen ausscheidet. Der Stern ist zur Zeit 9633.666, das ist 0^291 nach einem beobachteten Minimum, hell gewesen, ferner an änderen Stellen 0^892 vor, o d 8ig und