Die veranderlichen Sterne der nördlichen Milchstraßse, Teil 7 [Reprint 2021 ed.] 9783112540688, 9783112540671

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D E U T S C H E A K A D E M I E D E R W I S S E N S C H A F T E N ZU B E R L I N

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 Band 2 Heft 2

C. HOFFMEISTER, E. AHNERT-ROHLFS, P. AHNERT, H. HUTH, W. GÖTZ

Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße Teil VII

A k a d e m i e - V e r l a g GmbH • B e r l i n 1 9 5 4

C. H o f f m e i s t e r , E. A h n e r t - R o h l f s , P. A h n e r t , H. H u t h , W. G ö t z 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 V I I

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 2, H e f t 2

D E U T S C H E A K A D E M I E D E R W I S S E N S C H A F T E N ZU B E R L I N

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 Band 2 Heft 2

C. HOFFMEISTER, E. AHNERT-HOHLFS, P. AHNERT, H. HUTH, W. GÖTZ

Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße Teil VII

Akademie-Verlag

GmbH • B e r l i n

1954

Erschienen im Akademie-Verlag GmbH., Berlin W 8, Mohrenstraße 39 Lizenz-Nr. 202 • 100/69/52 Druck: Druckerei „Thomas Müntzer" Langensalza, Werk Langensalza Bestell- und Verlagsnummer: 2006/2/2 P r e i s : 11,80 DM Printed in Germany

Einleitung.

Der vorliegende 7. Teil der Veröffentlichungen zum Felderplan ist die in der Form ungeänderte Fortsetzung der bisher dazu erschienenen Arbeiten. Zur Ableitung der Helligkeiten dienten wie in allen früheren Bearbeitungen die Seleeted Areas (Carnegie Institution Publ. 402 oder Harvard Annais xoi unter Berücksichtigung von Mt. Wilson Contr. 289), die entweder auf dem Feld selbst enthalten waren oder durch Übertragungsaufnahmen, die ein benachbartes Seleeted Area und einen Teil des Feldes enthielten, angeschlossen wurden. Eine gewisse Unsicherheit ergibt sich dadurch, daß der größere Teil der Aufnahmen nicht auf unsensibilisierten, sondern auf schwach orthochromatischen Platten ohne Filter gewonnen wurde. Wenn reine Blauhelligkeiten (photographische Größen) bestimmt werden konnten, ist dies aus dem Text ersichtlich. Eine Zusammenstellung der in den Übersichtstabellen verwendeten Abkürzungen der Typenbezeichnungen findet sich in Heft V (Veröffentlichungen der Sternwarte in Sonneberg, Bd. 1, Nr. 3).

Ü b e r s i c h t der b e a r b e i t e t e n F e l d e r Bezeichnung

v Gern (Erg.) e Gern . . . . Puppis . . . .

Max.

—o^oig

7 64 69

n 55

0374-359 0376.528 0382.602 0409.487 0412.518 0619.597 0780.296 0790.311 1008.629 1143.424 1461.441 2211.446

RRa.

B-R

0

243 0346.619 phg. 0349.677 >>

Typus

3305-398 3331-400 334ß-3oi 3356-534 3360.429 3682.354

+0.014 +0.020 +0.004

B-R

60x4 6044 6049 6051 6056 6116 6118 6125 6132 6139 6178 6504 6677 6693

+0^003 —0.016 +0.002 —0.006 —0.002 -0.005 0.000 +0.001 0.000 +0.001 —0.001 +0.002 —0.010 —0.001

6829 33 6889 33 6928 33 6947 33 vis. 6956 phg. 7699

—0.009 —0.003 +0.001 +0.002

33 3> 33 33 33 33 33 33

-0.002 +0.006

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p 0.8 242.1943 G e m (visuelle

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Beobachtungen)

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8i Bemerkenswert ist der sehr steile Aufstieg. Die Streuung der Beobachtungen ist mindestens zum Teil auf Ungenauigkeit zurückzuführen, da der Stern für den 200 mm-Refraktor bereits recht schwach ist. 2469. 243.1943 Gern Max. 243 0510: 0790 10 77: 1361

Mira-Stern; i2™6—[i6"?9. M = 243 0507 + 285d • E. E Max. B-R 0 243x930: +3 d 1 —2 2220 2 0 3356: —1 3

E 5 6 10

B-R -2d +3 —1

Minimum wenig unter 17^0. Form der Lichtkurve ß22470. 244.1943 Mon Max. 243 0432 0685 1215: 1465

Mira-Stern; i4™5—[ij™2. ilf = 243 0432 + 256a • E. E B-R Max. 0 od 2431950: 1 2200: - 3 3248: 3 +15 4 + 9

E 6 7 11

B-R —i8d -24 0

Die Maxima sind anscheinend spitz und symmetrisch. 2471. 245.1943 Gern

¡i Cephei-Art; 12^4—I3 1 ?!.

Der Lichtwechsel ist wohl als ganz regellos zu bezeichnen. Die raschesten Änderungen umfassen etwa o™5 in 30 d ; Abflachungen der Kurve bis zur Dauer von ioo d sind beobachtet. Der Stern ist nur schwach gefärbt und wäre vielleicht der UV Bootis-Gruppe zuzurechnen. 2472. S3761 Gern

Min. 243 °349- 6 8 0375-58 0409.49 °43 I -33 0435-35

Algol-Stern; i ß ^ i —i4I?o. ™ - 243 0375-535 + I-35967 • E D = 411: d =o». Min. E B-R -19 —0d02 243 1029.51 0 +O.O4 1362.59 —O.O4 25 I44I-53 +0.05 1449.65 4i —O.Ol 44 I9I3-35

E 481 726 784 790 1131

B-R -0?03 —0.07 +0.01 —0.02 +0.03

2473. 246.1943 Gern ¡1 Cephei-Art; 13™ 4 - i4 I ?5. Von 2430200 bis 1100 wird der Lichtwechsel von einer Welle von etwa i30 d beherrscht, die auch weiterhin nachweisbar ist, jedoch geringere Amplituden aufweist und wohl zeitweilig fast verschwindet. Strenge Periodizität besteht auch am Anfang nicht. Der Stern ist nur schwach gefärbt.

82 2474- 2 47* I 943 l 1 Cephei-Art; n™5 - 1 2 ^ 4 . Die ilachen Wellen haben vielfach nur Amplituden von 0^4. Eine Periode von etwa i65 d ist über die ganze Reihe angedeutet, ohne aber eine Darstellung der Maxima zu ermöglichen. Eigentliche Stillstände längerer Dauer fehlen. An keiner Stelle ist rascher Liohtwechsel angedeutet. Der Stern ist auf Blauplatten etwa 0^35 schwächer als auf den normalen schwach orthochromatischen Platten. 2475- S3762 CMi

Algol-Stern; 1 3 ^ 4 — i s ^ .

= 2 43 0349-52 + 4*07142 • E. D = i o i s d = oio. Min. Gr. E B-R Min. 0 +o?i4 243 0349-68 243 1200.37 28 -0.15 1204.38 0463-37 14.9 1029.51 [14.9 167 +0.06 2I73-52 1143.42 15-9 -0.03 195 m

1

1

1

Gr. E I5™2 209 14.1 210 [ T 4-5 448

1

1

B-R —o?o8 —0.14 0.00

1

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1 0.6

1 0.8

1 1.0

1.3

248.1943 Gern (visuelle Beobachtungen) 2476. 248.1943 Gern

ß Lyrae-Stern; 13^1— n ^ S -

i = 243 0327.695 + A 9 4 7 3 6 • E. = o™4 A2 = 0^4. 2 E B-R Min. phg. 0 -0*028 243 2965.382 vis. „ +0.004 2968.580 > > 5i 70 +0.002 2969.385 > J » „ +0.039 2996.488 >J 9i „ 130 -0.025 3004.440 ) > +0.011 .. 135 3024-385 >» m

Min. 243 0327.667 0368.365 0383-5I3 0400.294 0431.328 0435-35I

2 E 3308 3312 3313 3347 3357 3382

B-R —o?oo6 +0.002 +0.010 +0.002 —0.019 —0.009

»3 Min.

2E

243 0698.451

vis.

0705.645

„

Min.

B-R

4 6 5

—0^020

4 7 4

- 0 . 0 0 2

2E

2 4 3 3028.390

vis.

3387

B-R +o?oio

3302.608

phg.

3 7 3 1

- 0 . 0 6 7

333!.38o vis. 3 7 6 7 0.000 Die Streuung der in der Liehtkurve dargestellten 1 9 0 visuellen Beobachtungen ist im wesentlichen durch die Schwäche des Sterns verursacht. 2229.419

,,

2477. S 3763 Gem

2385

RR Lyrae-Stern; 13^6—14?6. = 2 4 30 3 2 6 . 5 6

M

M - m = ofii E B-R

Max. 243

+0.001

0326.647 0346.619

0369.433 0377-3 6 3 0378.531 0382.602

+ 0^570570 •

E.

Typus RRa. Max. 243 i353-58i

E 1800

B-R -0^035

1461.441

1989

- 0 . 0 1 3

2781

+0.005

—0.008

I9I3-350 3356-353

+0.036

9i

h0.0i9

3740.368

5310 5983

98

+0.096

0

+0^057

35 75

+0.059 +0.050

89

+0.058

12™ 4

6

s

p

0.8

0.0

0.2 249.1943

2478. 249.1943 CMi Max. 243

2888.45 2889.52

0.4

0.6

0.8

i.o

CMi (visuelle Beobachtung)

Rasch wechselnd; I2I?64—12™82. M

~ 2 4 30 2 6 7 . 6 6 3

ME 7578 758i

TO = 0 ? 1 7 .

+ 0 * 3 4 5 8 4 5•

Max.

B-R - 0 * 0 3 +0.01

243

2970.45 2996.36

E.

E 7 815

B-R

7890

—0.02 - 0 . 0 2

+ 0 ? 0 I

2 9 1 1 . 3 3

7644

+0.03

2997.40

7647

7893

2912.35

+0.0X

2998.46

7896

2968.35

7809

—0.02

3003.30

7910

0.00

2969.42

7 8 1 2

+0.02

3023-35

7968

—0.01

0.00

1.2

84 Unter Benutzung von 23 photographisch beobachteten Maxima gelang die Darstellung über die ganze Reihe. Da die photographischen Epochen meist auf einzelnen Platten beruhen und daher sehr unscharf sind, beschränke ich mich auf die Angabe der visuell beobachteten Maxima. Vier photographische Beobachtungen 1951 Feb. 4, 2433682.271 bis .401 zeigen den Veränderlichen im Abstieg zum Minimum und liegen nach den Elementen zwischen den Phasen 0.232 und 0.608. Die Lichtkurve ist nach 163 visuellen Beobachtungen dargestellt; keine Beobachtung wurde ausgeschlossen. Die photographischen Beobachtungen zeigen keine grundsätzlichen Widersprüche, weisen aber größere Streuung auf und hätten allein kaum zur richtigen Deutung des Lichtwechsels ausgereicht. Eine Entscheidung darüber, ob der Veränderliche ein W Ursae majoris-Stern oder ein R R Lyrae-Stern, Unterklasse c, ist, lassen die Beobachtungen nicht zu, wenn auch die Breite des Minimums für die zweite Möglichkeit spricht. 2479. AT Gern

Halbregelmäßig; i2™3—13T4.

Von 242 7000 bis 243 0800 gelten folgende Elemente: M = 242 7060 + 740 d • E. Max. Max. E B-R E 242 7100 0 +40 d 242 9240 3 1 243 0800 7755 -45 5 2 +10 8550

B-R

-4od +40

Zwischen 242 0300 und 0800 ist die Amplitude indessen nur noch 0^3, und in der Folgezeit bis zum Ende der Reihe bei 3350 ist die Periode nicht mehr nachweisbar; anscheinend finden hier nur noch regellose langsame Änderungen mit maximal o™5 Amplitude statt. 2480. IJY Gern

Mira-Stern; i 2 ® 2 — i j ' ^ j . M = 243 0364 + 326^4 • E.

M — m = i3od. E Gr.

Max. 243 0360 0695 1013

i3?o 12.2 12.7

0 1 2

B-R

Max.

-4 +5 -4

243 1345 3000: 3302

d

Gr. 12 » 7 —

12.4

E 3 8 9

B-R + 2" + 25 0

Form der Lichtkurve a 4. 2481. 302.1934 Gern

[x Cephei-Stern; io™4—io™9-

Die von 2427100 bis 9750 reichende Reihe der Platten des 140 mm-Triplets zeigt regellose Wellen mit kleiner Amplitude neben Stillständen von mehr als ioo d Dauer. Die späteren Aufnahmen an den größeren Objektiven ergeben keinen sicheren Lichtwechsel; die Streuung beträgt o"?2 am 170 mm-TripIet, o™3 am 400 mm-Vierlinser. Der Stern ist rötlich. 2482. 50.1934 Gern

R W Aurigae-ähnlich; iß'i'g—I4 I ?6.

Der Stern war schwierig zu bearbeiten; er wurde erst als ¡1 Cephei-, dann als (5 Cephei-Stern behandelt, jedoch ohne endgültigen Erfolg. Der Ein-

«5 d r u c k ist z u n ä c h s t der eines Unperiodischen m i t langen Wellen. J e d o c h sind o f f e n b a r reelle rasche S c h w a n k u n g e n überlagert. E i n e dichte Teilreihe v o n 13 B e o b a c h t u n g e n innerhalb v o n 16 T a g e n ergibt eine ö C e p h e i - K u r v e m i t P ~ 8 ? 7 u n d 0^4 A m p l i t u d e . Teilreihen der B e o b a c h t u n g e n des 140 m m Triplets zwischen 2427100 und 9700 deuten dagegen auf Perioden bei 64o hin. A u c h b e o b a c h t e t e Zwischenzeiten der M a x i m a (5^1, 6?o, 11 ?o) weisen i n diese R i c h t u n g . J e d o c h gelang m i t keiner Periode eine D a r s t e l l u n g a u c h nur über kürzere Zeitabschnitte. V o n 2430600 bis 1400 zeigen die P l a t t e n ü b e r h a u p t nur S c h w a n k u n g e n u m o™2. P h o t o m e t r i s c h entspricht der S t e r n o f f e n b a r der Y Leporis-Variante des R W A u r i g a e - T y p u s ; er ist j e d o c h nicht m e r k l i c h g e f ä r b t . Die i m F r ü h j a h r 1951 erlangten zusätzlichen R e i h e n a u f n a h m e n b e s t ä t i g e n den dargestellten B e f u n d ; sehr rasche Ä n d e r u n g e n innerhalb einiger S t u n d e n sind nicht erkennbar. 2483. S Y S 1030 Gern