Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße Teil XI: Das Feld 73 Herculis [Reprint 2021 ed.] 9783112536261, 9783112536254

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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

BERLIN

Veröffentlichungen der Sternwarte in Sonneberg Band 4 Heft 5

CUNO HOFFMEISTER

Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße Teil XI Das Feld 73 Herculis

Akademie -Verlag • B e r l i n l 9 6 0

Cuno H o f f m e i s t e r Die v e r ä n d e r l i c h e n Sterne der nördlichen Milchstraße Teil XI

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 4 H e f t 5

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

BERLIN

Veröffentlichungen der Sternwarte in Sonneberg Band 4 Heft 5

CUNO HOFFMEISTER

Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße Teil XI Das Feld 73 Herculis

Akademie -Verlag • B e r l i n l 9 6 0

Erschienen im Akademie-Verlag GmbH, Berlin W 8, Leipziger Straße 3—4 Copyright 1960 by Akademie-Verlag GmbH, Berlin Alle Rechte vorbehalten Lizenz-Nr.: 202 . 100/481/60 Gesamtherstellung: VEB Druckerei „Thomas Müntzer" Bad Langensalza Preis: DM 15,— Printed in Germany E S 18 D 4

Grundlagen und Übersicht der Ergebnisse Das Feld 73 Herculis paßt nicht ganz in den Rahmen, der durch den Titel „Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße" gegeben ist, weil das Feld außerhalb der Milchstraße liegt. Als vor etwa 30 Jahren der Felderplan feste Gestalt annahm, war noch sehr wenig bekannt über Sternpopulationen und über die Bedeutung der Veränderlichen für die Erforschung des Aufbaus der Galaxis. Jedoch war von Anfang an vorgesehen, neben den Milchstraßenfeldern einige Felder außerhalb des galaktischen Gürtels zu bearbeiten zum Zwecke der Vergleichung. Hierzu gehören u . a . die Felder i 6 h 4 i m + 3 4 ° , b = + 3 9 ° , (TeilII, KVBB 24.5, 1941) und x Lyrae, b = 21°, (Teil VI, Veröffentl. Stw. Sonneberg 1.419, 1951). Das Feld 73 Herculis fügt sich mit b = 290 dieser Gruppe ein. Es bestand die Absicht, das Feld gründlich zu bearbeiten, weil es mit seinem Reichtum an schwachen RR Lyrae-Sternen repräsentativ ist für die subgalaktische Zone. Das Plattenmaterial ist nicht einheitlich. Als im August 1945 der 400 mmAstrograph verloren ging, das Instrument, auf dem die ganze weitere Planung beruhte, lagen für das Feld noch keine Reihenplatten vor. Erst nach Indienststellung der 500 mm-Schmidt-Kamera im Jahre 1952 konnte das Werk erneut gefördert werden. Jedoch ist das Feld dieses Instruments zu klein, und die 4 damit gewonnenen Reihen decken nur 47% des Gesamtfeldes. Vom Jahre 1957 ab war es durch ein Abkommen mit der Sternwarte Heidelberg-Königstuhl möglich, den Bruce-Astrographen in den Dienst der Aufgabe zu stellen. Das um die Jahrhundertwende gebaute Instrument hatte 2 Brashear-Objektive 400/2000 mm vom PetzvalTypus und unterschiedlicher Qualität. Im Jahre 1959 wurde das eine durch einen Zeiss-Vierlinser gleicher Dimensionen ersetzt, doch waren die Beobachtungen für das Feld 73 Herculis da bereits abgeschlossen. Die Sternwarte Sonneberg entsandte jeweils einen Beobachter nach Heidelberg mit der alleinigen Aufgabe, die fehlenden Reihenaufnahmen für den Felderplan zu erlangen. Als Beobachter arbeiteten an der Sternwarte Königstuhl Dipl.-Astr. W E N Z E L , Dipl.-Astr. G. R I C H T E R und Dipl.Phys. JACKISCH. Mit dieser Aktion war es möglich, den Mangel an Reihenplatten im wesentlichen zu beheben, wenngleich auch hierbei die Sonneberger Felder nicht voll gedeckt wurden. Herrn Prof. Dr. KIENLE, Direktor der Sternwarte HeidelbergKönigstuhl, sei für sein Entgegenkommen und die Förderung des Unternehmens herzlich gedankt.

320 Es folgt hier die Übersicht der Platten, die für das Feld 73 Herculis vorlagen: Instrument Triplet 170/1200 mm

Anzahl

Abgebildetes Feld

Fläche in Quadratgrad

153

9.16 X 9.16

83.9

242 7543 —

110.0

243 5694 242 9022 —

Zeit

Vierlinser 400/1600 mm

48

10.49 X IO.49

Bruce Astrogr. 400/2000 mm Teilfeld I Bruce Astrogr. 400/2000 mm Teilfeld I I Bruce-Astrogr. 400/2000 mm Teilfeld I I I Schmidt-Kamera 500/1720 mm Teilfeld I

21

6.47 X 8.22

53-2

25

6.47 X 8.22

53-2

60

6.47 X 8.22

53-2

243 243 243 243 243 243

43

• 3.80 X 3.80

14.4

243 5991 243 4 1 2 1 —

Schmidt-Kamera 500/1720 mm Teilfeld I I

42

3.80 X 3.80

14.4

Schmidt-Kamera 500/1720 mm Teilfeld I I I Schmidt-Kamera 500/1720 mm Teilfeld I V

60

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14.4

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3.80 X 3.80

14.4

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1588 5953 — 5963 5953 — 5963 5982 —

5691 4121 — 5668 4121 —

243 5227 243 5962 — 243 5989

Insgesamt standen also 460 Platten zur Verfügung, wovon die Mehrzahl jedoch nur einen mehr oder minder großen Teil des Feldes deckt. Ich gebe noch die Mitten der Teilfelder in rechtwinkligen Koordinaten gegen den Leitstern 73 Her. Im Zusammenhang mit den oben mitgeteilten Größen der Felder und den unten folgenden Anzahlen der Vergleichungen ermöglichen diese Angaben ein Urteil darüber, welche Gegenden des Gesamtfeldes intensiv und welche weniger intensiv bearbeitet sind.

Ü b e r s i c h t der T e i l f e l d e r Ax

Bruce Astrograph I Bruce Astrograph I I Bruce Astrograph I I I Schmidt-Kamera I Schmidt-Kamera I I Schmidt-Kamera I I I Schmidt-Kamera IV

— + + — + + +

O 2.3 1-9 2.7 2.1 0.7 3-o 2.8

Ay

+ + — + — + —

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Endlich folgt eine Übersicht der Vergleichungen von Platten verschiedener Instrumente, wobei auch jeweils die Gesamtzahl der dabei überhaupt bemerkten Veränderlichen angegeben ist.

321 Übersicht der Nr. der Vergi. 1 2

3 4 5 6

7 8

9 IO

11 12

13 T 4 15 16

17 18

19 20 21 22 23 24 25 26 27 28

Anzahl der Veränderl.

Plattenreihe 170 mm-Tripl. 170 mm-Tripl. 170 mm-Tripl. 170 mm-Tripl. 170 mm-Tripl. 400 mm-Astrogr. 400 mm-Astrogr. 400 mm-Astrogr. 400 mm-Astrogr. 400 mm-Astrogr. Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera Schmidt-Kamera

Plattenvergleichungen davon neu

15

10

23

7

14 3

18

6

5

2

24

12

31

19

58

31

41 33

13

6

5

1

0

I I I I I II II II II II III III III III III IV IV IV

8

3

5 4 5 4

2

1 1

2

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4 1 3

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2

2

7 4

2

8

0

2

1 4

7

1

6

2

0

0

2

1

Datum der Vergl.

1 9 3 5 Nov. 25 1 9 3 5 Nov. 27

1943 F e b . 1 5 1943 F e b . 1 9 1943 Feb. 22 1945 Juli 6 1945 Juli 8 1 9 5 6 Dez. 25 1 9 5 6 Dez. 3 1 1957 J a n . 3 1958 April 6 1958 April 7 1958 April 8 1958 April 9 1958 April 9 1958 April 11 1958 April 12 1958 April 12 1958 April 13 1958 April 13 1958 April 16 1958 April 18 1958 April 19 1958 April 20 1958 April 20 1958 April 27 1958 April 28 1958 April 30

Das Ergebnis der Suchaktionen läßt sich wie folgt zusammenfassen: Instrument 170 mm-Triplet 400 mm-Astrogr. Schmidt-Kamera

Anzahl der Vergl.

gefunden insges.

davon neu

Verhältnis neu/gesamt

5 5

68

35

0.51

187

83

0.44

18

71

27

0.38

Der durch die letzte Spalte gekennzeichnete Anteil der neuen Veränderlichen muß selbstverständlich mit fortschreitender Erschöpfung des Feldes abnehmen. Im vorliegenden Falle jedoch wird diese Abnahme stark gebremst dadurch, daß die Reichweite der Platten von Zeile zu Zeile zunimmt, was besonders wirksam ist, wenn wie hier der galaktische Halo erfaßt wird. J e Vergleichung sind bemerkt worden auf den Platten des 400 mm-Astrographen 37.4 Veränderliche, auf den Platten der Schmidt-Kamera 3.9 Veränderliche. Nach den oben mitgeteilten Verhältnissen der Flächen wären für letztere Reihe 4.9 Veränderliche zu erwarten. Das Defizit erklärt sich dadurch, daß die Schmidt-Platten

322

wegen der sehr kleinen Sternbilder weniger zum Aufsuchen veränderlicher Sterne geeignet sind als die Astrographenplatten. Wie inzwischen Erfahrungen mit den für die südliche Himmelsüberwachung (AN 285.151,1959) verwandten Zeiss-Tessaren 50/165 mm gezeigt haben, die ebenfalls sehr kleine Bilder ergeben, läßt sich der Nachteil durch stärkere Vergrößerung am Komparator weitgehend vermeiden. Figur 1 zeigt die Anordnung der Teilfelder in Beziehung zum Gesamtfeld. Die Aufgabe der Schmidt-Kamera (SC) und des Bruce-Astrographen (B) war es, dichte Reihen, d. h. jeweils mehrere Platten in einer Nacht zur Verfügung zu stellen. Die Bruce-Platten wurden nicht zum Suchen benutzt. Man erkennt, daß nur ein relativ kleiner Bereich im Südwesten des Gesamtfeldes nicht durch Reihen gedeckt ist. Ergänzend kamen noch die visuellen Beobachtungen am Newton-Spiegel von 460 mm Durchmesser hinzu. Sie dienten wie die Reihen erstens der Sicherung raschwechselnder Veränderlicher, zweitens der Untersuchung R W Aurigae-ähnlicher Sterne, bei denen erfahrungsgemäß eine erhöhte Gefahr der Fehldiagnose besteht. Aus der Zeit von 1956 August bis 1959 April standen 11179 visuelle Beobachtungen zur Verfügung, weitere 318 visuelle Beobachtungen aus den Jahren 1948 bis 1950.

6° 1_

W

2° 1 Figur i

Um ein Urteil über die interstellare Absorption zu gewinnen, habe ich auf mehreren SC-Platten extragalaktische Objekte gezählt. Ferner wurden Sternzählungen in je 10 Quadraten von o?i7i Seitenlänge nahe der Plattenmitte vorgenommen und die Zahlen auf 1 Quadratgrad umgerechnet. Nachstehende Tabelle enthält die Ergebnisse. Teilfeld SCI SC II SC III SC IV

Extragalaktische Objekte

Sterne je Quadratgrad

62

2999

64

3317 3355

153 349

5267

323 Die Unterschiede der Felder sind nicht unbedingt solche der Durchsichtigkeit, sondern dürften zum Teil auf verschiedener Qualität der Platten beruhen. Jedenfalls zeigt sich, daß das Feld 73 Herculis frei von starken Absorptionen ist. D i e Zahlen sind mit der Annahme einer Absorption v o n ~ o™5 für r = 00 vereinbar. Sicher entsteht dadurch, daß zusätzlich auf kleineren Teilfeldern gesucht worden ist, eine Inhomogenität des Materials. Indessen dürfte dies k a u m von Nachteil sein, da man ja eine Statistik auch allein auf die Astrographenplatten begründen kann. Die Frage, inwieweit in einem Feld „Vollständigkeit" erreicht ist, wird leicht in ihrer Bedeutung überschätzt, denn keine ernst zu nehmende Statistik der veränderlichen Sterne wird sich der unverändert gelassenen beobachteten Anzahlen bedienen; immer muß der W e g über empirisch bestimmte Entdeckungswahrscheinlichkeiten führen (vgl. hierzu A N 250.397, 1933). Trotz der erwähnten Inhomogenitäten dürfte das durch die Bearbeitung aufgezeigte Gemisch v o n Veränderlichen repräsentativ sein für die untersuchte Gegend. E s k a n n aber die Feststellung nicht unterdrückt werden, daß das Ergebnis m i t einem bei weitem zu hohen Arbeits- und Zeitaufwand erlangt worden ist. W e n n statt der 460 Platten . deren 250, aufgenommen mit den bestgeeigneten Instrumenten, zur Verfügung gestanden hätten, wäre ein vielleicht noch besseres Resultat mit viel geringerer Mühe zu erhalten gewesen. W i e bei den früher mitgeteilten Bearbeitungen folgen hier zunächst einige summarische Angaben.

Feld

Galaktische Koordinaten i«

73 Herculis

45.6

6

Aequinoctium 1950.0

11

a

+28?9

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0.6

0.8

S 5239 Her

3227. S 5240 Her

R R Lyrae-Sfcern ; I5 m 8—16™4 M = 2436363.462 + 0.39722 • E M — m = odi9 :

Typus R R c

Max.

E

B—R

0 20 78 83 103

—0.002 +0.059 —0.055 +0.009 +0.004

2436363.460 6371.465 6394.390: . 6396.440: 6404.380

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356 Max.

E

2436409.484 6421.395 6482.280

116 146 299

B—B —0.056 —0.061 +0.049

Wegen Lichtschwache, kleiner Amplitude und Unscharfe der Maxima ist der Stern schwierig. Die photographischen Beobachtungen sind f ü r die erste Bestimmung der Periode unbrauchbar, da die kleinen Differenzen fehlen, die visuellen Beobachtungen, denen die benutzten Maxima entnommen wurden, sind unsicher. Wahrscheinlich aber ist der Charakter des Sterns grundsätzlich richtig erkannt. 3228. S 5283 Her

UV Bootis-Stern; I5™4— i6"?3

Der Stern zeigt langsame Änderung der Helligkeit in langen Wellen mit Stillständen. Kurze Schwankungen sind angedeutet, aber nicht erwiesen. Reihenaufnahmen ergeben keine markanten Änderungen über mehrere Tage. Der Lichtwechsel ist also ¡jl Cephei-artig. Da der Stern jedoch nach dem Palomar Sky Atlas einwandfrei nicht rötlich ist, muß er dem UV BootisTypus zugezählt werden. 3229. S 5241 Her

R R Lyrae-Stern; 14^9—15™9 M = 2428314.320 + 0.5281428 • E

M—m = 0^057 Typus R R a E

Max. 2428314.419 8662.413 9022.537 9369.508

659 I34i 1998 2723

9752.396 2430146.481 0457.496 0466.468 0787.628 1207.463 1289.455

1345-344 1610.464

1937425 2087.323 3002.554 3330.631 3768.441 3778.526

5663 4 5 9 5956.550 6378.548

B—B 0

3469

4058

4075 4683 5478 5633 5739

6241 6860 7144 8877 9498 10327 10346 I

39I5

14470 15269

+ 0.099 + 0.047 —0.022 —0.041 —0.057 + 0.034 —0.027 —0.034 +0.015 —0.023 +0.107 +0.012 +0.005 +0.045 —0.049 —0.090 +0.011 —0.010 +0.041 +0.032 +0.004 +0.016

357 Max. 2436396.504 6397-538 6404.422 6421.340: 6423.426 6450.363* 6451415 64.52.465 6459.338* 6460.398* 6461.451* 6487.322:

E 15303 15305 15318 15350 15354 15405 15407 15409 15422 15424 15426 15475

B—R +0.0x5 —0.008 +0.011 + 0.028 +0.001 + 0.003 —0.001 —0.007 0.000 +0.003 0.000 —0.008

Der Stern steht außerhalb des Feldes des 170 mm-Triplets und ist auf allen Platten sehr randnah. Eine Reihe von Maxima wurde aus den Platten des 140 mm-Triplets entnommen. 3230. S 5242 Her

R R Lyrae-Stern; I5™6—i6™5 M = 2429691.631 + 0.5367793 • E M—m = o?o8 Typus RRa Max. 2429691.581 9747.487 2430077.571: 0104.454: 0412.594: 0464.572: 0499.489 1314.401 1451.706: 5956.400 5957-530 6403.550 6409.491 6452.378 6453-44I 6459-344 6460.400 6461.480

3231. S 5243 Her

E 0 104 719 769 1343 1440 1505 3023 3279 11671 11673 12504 12515 12 595 12 597 12608 12610 12612

B—R —0.050 +0.031 —0.004 +0.040 +0.068 —0.021 +0.005 +0.086 —0.024 +0.018 +0.074 +0.031 +0.067 +0.012 +0.001 0.000 —0.018 —0.012

BO Cephei-Stern; 13™9—i4m2 vis.

Der Veränderliche verhält sich sehr ähnlich S 4799 Phe (Veröffentl. Sonneberg 3.348, 1958). Daß er ein 'Normallicht nicht so streng einhält wie dieser Stern kann nicht als wesentlicher Unterschied gewertet werden. Die 171 visuellen Beobachtungen ergeben dann und wann rasche Änderungen, doch

358 ist der Stern wegen seiner kleinen Amplitude schwierig zu beobachten. Die Farbe ist nach Palomar Obs.-Karte gelb, in Übereinstimmung mit dem Befund auf Sonneberger Platten. Verteilung der Beobachtungen GA

A

vis. 24

i3™9 14.0 14.1 14.2 14-3 14.4

4 4i 5 15

1 10 32 5

14-5 14.6 14.7

55 85 7

• •

•• • u « I • "•

• • • «a ••

• • - •

• •

P O.o

• • •

0.2

_L

_L

0.4

0.6

t • * 0.8

S 4132 Her vis. 3232. S 4132 Her

R R Lyrae-Stern; i5™o—i6mo vis. M = 2429322.591 + 0.4684699 • E M—m = 0^042 Typus R R a Max.

E

2429322.591 9399.456 9747.487 243'o3o8.235

0 164 907 2104 14210 14227 14229 14246 14276

5979-553 5987-5II 5988.452 5996-4I5 6010.462 6018.427

14293

B—R 0.000 +0.036 —0.006 —0.017 +0.005 —0.001 +0.003 +0.002 —0.005 —0.004

1.0

359 Max. 2436024.518 6025.450 6108.372 6125.251 6x33-215

E 14306 14308 14485 14521 14538

B—R —0.003 —0.008 —0.006 +0.009 +0.009

3233- S 3462 = 135.1943 Her ß Lyrae-Stern; 12™8—i3rn4 m1 = 2428314.415 + 0.5894719 • E A 1 = o"?6 A 2 = om35 Min. 2428314.419 2430103.491 0129.422 0254.343 0515458 0933.421 1002.351 1200.477 1203.411 1223.413 1289.455 1530.601 1615.467 1915.465 1931.404 1964.446 2712.435 3711.617 3773-5i8 6613.590

E

B—R +0.004 +0.029 +0.023 —0.024 —0.045 —0.018 —0.056 +0.008 —0.006 —0.046 —0.025 +0.027 +0.009 —0.034 —0.011 +0.021 —0.030 —0.003 +0.004 0.000

o 3035 3079 291 3 734 4443 4560 4896 4901 4935 5047 5456 5600 6109 6136 6192 7461 9156 9261 14079

Das letzte Minimum ist visuell beobachtet. m 12.4

P 0.0

0.2

0.4

0.6

135.1943 = S 3462 Her vis.

0.8

1.0

360 3234. 8 5284 Her

R R Lyrae-Stern; I5™6—i6?7 M = 2429022.507 + 0.6453251 • E M—m = odo85 Typus RRa Max. 2429022.537 9322.591 2430024.659 0077.571 0101.438 0x14.467 0876.465 : 0909.467: 1145.638 1200.477 1255454: 1555460: 4122.470 4191.506: 4484.560: 4486.500: 5168.550 5I97-577: 53I4-526: 5667.450 5956-530

3235. S 5244 Her

E 0 465 1553 1635 1672 1692 2873 2924 3290 3375 3460 3925 7903 8010 8464 8467 9524 9569 9750 10297 10745

B—R +0.030 +0.008 —0.038 —0.043 —0.053 +0.070 —0.061 +0.029 +0.011 —0.002 +0.122 +0.052 —0.041 —0.055 +0.021 +0.025 —0.033 —0.046 +0.099 +0.030 +0.005

R R Lyrae-Stern; i5™4—i6™3 vis. M = 2429366.569 + 0.3262982 • E M—m = 0^033 Typus RRa Max. 2429366.571 9691.581 2430060.596 0077.571 0382.662 463I-4I5 5246.481 5248440 5985-5IO 5986.500 5987.480 5988.469 5989.434 6018.505 6019.472

E 0 996 2127 2179 3114 16135 18020 18026 20285 20288 20291 20294 20297 20386 20389

B—R +0.002 +0.019 —0.009 —0.002 0.000 +0.025 +0.018 +0.020 —0.018 —0.007 —0.006 +0.004 —0.010 +0.021 +0.009

36I Max. 2436021.418 6038.375 6051.440

E 20395 20447 20487

B—R —0.003 —0.013 0.000

3236.

S 3463 = 136.1943 Her Fiare Star; i2™5—15T8 Der Veränderliche wurde entdeckt auf einer Platte des Astrographen 400/ 1600 mm von 1941 April 17, belichtet von 22h20m bis 24h30m Weltzeit. Der Stern hat auf dieser Platte die Größe i4m2Ö und ist etwa ir?5 heller als normal, bei völlig einwandfreiem Bild. Gleichzeitig wurde eine Uberwachungsplatte des Feldes 1711 + 24o aufgenommen, belichtet von 22h40m bis 23 h n m . Infolge einer Uhrwerksstörung haben die Sterne kurze Spuren gezogen. An der Stelle des Veränderlichen befindet sich eine Spur, die etwa einem Stern I2ií>5 entspricht, jedoch nur halb so lang wie die Spuren der anderen Sterne. Demnach dürfte der Stern während der Belichtung dieser Platte aufgeleuchtet sein, und es wird verständlich, daß die auf der langbelichteten Platte des großen Astrographen dargestellte Größe weit unter der Maximalhelligkeit liegen muß. Auf 205 Platten von den größeren Instrumenten ist nur dieses eine Maximum beobachtet. Jedoch zeigt der Stern auch im schwachen Normallicht auf allen 3 Plattenreihen Helligkeitsänderungen zwischen 15™! und 15^8 von anscheinend regellosem Verlauf. Aufnahmen an der SchmidtKamera zeigen innerhalb einzelner Nachtreihen nur Schwankungen um maximal o™25- Die Beobachtungen lassen die Möglichkeit zu, daß der Stern schwach rötlich ist. Auf Überwachungsplatten ist das Objekt normal zu schwach. Auf einigen Platten ist er vielleicht sichtbar, also erhellt, und zwar 1930 Mai 29 und 31, 1941 Juli 23, doch sind diese Beobachtungen unsicher. Die erste Heidelberg-Reihe, 40 Platten von 243 5953 bis 5963, ergibt rasche regellose Schwankungen der Helligkeit zwischen I5™4 und I5™9. Palomar Obs.-Karte 1951 Juli 4/5 zeigt den Stern ebenfalls schwach und bestätigt die rötliche Farbe.

3237.

S 5285 Her

RR Lyrae-Stern; i5 m 6—i6 m 8 M = 2429429.425 + 0.5891989 • E M—m = 0d074 Typus RRa Max. 2429429.429 9691.581 2430077.571 0129.422 0254-343 0909.467 4457.640 4486.490 569I-459 5962.462

E o 445 1100 1188 1400 2512 8534 8583 10628 11088

B—R +0.004 —0.038 +0.027 +0.029 +0.040 —0.026 —0.008 —0.029 +0.028 0.000

3238. 156.1936 Her

R R Lyrae-Stern ; I5 m 3—i6™2 vis. M = 2429691.617 + 0.5559165 • E M — m = 0d04 Typus R R a E

Max.

B—B

2429691.581

0

9878.363 2430024.659 0102.478 0132.459 0382.662 0412.594

336

—0.036 —0.042 +0.048 +0.039 0.000 +0.041 —0.047 —0.002 —0.027 +0.004 +0.044 +0.064 +0.012 + 0.082 +0.022 —0.007 —0.015 + 0.071 +0.065 +0.021 + 0.003 —0.030 —0.005 0.000 —0.020 +0.003

599 739 793 1243 1297 1331 1349 2241 2813 2919 3308

043I-540 0441.521 0937430 1255454 1314.401 1530.601 1554-575 1588.426 2026.459 3330.631

3351 3412 4200 6546 10744 10798 x i 230 11255 11264 i l 273 11275 11280 11282

5664455 5694.468 5934-580 5948.460 5953-430 5958.459: 5959.576 5962.335: 5963470: m

15 2 •*•

J5 4

•

15-6

• *•

v * . «.Ji

158

• •••«•• • m

16.0

16.2

uî-i-

•

• • • • •• •

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M • Misa «a.

• • -

• ••

• •

•

•t der Lichtwechsel wirkt zeitweise sehr unruhig. Zweimal sind Änderungen von o™3 und o™4 in 3d angedeutet, einmal eine Welle von mehr als 50d mit i™o Amplitude, mehrfach Abschnitte sehr geringen Lichtwechsels mit o™2 oder o™3 Amplitude während mindestens ioo d . 3242. S 4133 Her RWAurigae-Art; i5™5—17^1 Der schwache Stern ist beobachtet auf Einzelplatten des Astrographen 400/1600 mm, ferner auf Reihen von Sonneberger Schmidt-Platten und Heidelberger Bruce-Platten. Letztere Reihe gibt folgende mittlere Helligkeiten, die, mit angegebenen Ausnähmen, jeweils während o d ig unverändert geblieben sind: 243 5955 16"7, bei der letzten Beobachtung Aufstieg um o™3 angedeutet; 5956 i6™8; 5957 I6™7; 5960 15^85; 5962 i6™o, bei der letzten Beobachtung Abstieg um o™3 angedeutet; 5963 i6™05. Der Befund auf den Schmidt-Platten stimmt damit überein: keine Änderungen von mehr als o™3 innerhalb der Reihen, jedoch einmal ein Aufstieg um 1T2 während 2d07- Die Beobachtungen am Astrographen bestätigen, daß der Stern oft an benachbarten Tagen etwa dieselbe Größe hat, wogegen starke Änderungen hier nur für längere Intervalle belegt sind, so z. B. 243 0114.47 17^09, 0129.42 I5"?55, 0131.44 I5™50, 0145.44 17^09. Die Verteilung der Beobachtungen zeigt auf den Platten der beiden erstgenannten Gruppen eine starke Häufung bei I7™0, indem 36% aller Werte zwischen iö^go und ly^og liegen. Normaler periodischer Lichtwechsel scheint demnach ausgeschlossen. Palomar Obs.Atlas zeigt den Stern auf der Rotplatte relativ schwächer als auf der Blauplatte. 3243. S 5287 Her

W Ursae majoris-Stern; 14T9—15T5 m1 = 2429322.566 + 0.32517464 • E A1 = o™6 Ä2 = 0^5 Min. 2429322.591 9399456 2430464.572 ' 1554-575 4176.428 4475-592 5953-520 6378.528 6393-505 6394-474 6396.407 6399-504 6403.396 6404-535 6410.401

2E 0 473 7024 13728 29854 31694 40784 43398 43490 43496 435o8 43527 43551 43558 43594

B—R +0.025 —0.014 —0.007 +0.010 —0.020 —0.017 —0.007 —0.003 +0.016 +0.010 —0.008 0.000 —0.010 —0.009 +0.003

365 2 E

Max. 2436416.424

B—R +0.011

6420.475

43631 43656

—0.003

6421.465

43662

+0.011

6450.397 645I-378

43840

+0.003

43846

+0.008 +0.001 —0.009

6456.410

43852 43859 43871 43877

6458.355

43889

6459.328 6460.312 6461.289

43895 43901 43907

—0.006 —0.008

6461.454

43908

+0.004

6462.436

439*4 44036

—0.001

6452.346

6453474 6455425

6482.260

—0.009 0.000

0.000 +0.002 +0.010

Von 2 E = 43 398 ab visuelle Reihenbeobachtungen. 14.8

AT • » •*«sa*

»• •

15.0

15 2 15-4

15.6

. ^ y i ; » : '

W

.... '. • • V

' W- '• '.'S?"'" ' ' W- J •—••••• P 0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

1.0

S 5287 H e r v i s .

3244. S 5288 Her

R R Lyrae-Stern; I2™8—13^9 vis. M = 2428662.433 + 0.5297446 • E

M — m = o d o5o Max.

Typus R R a E

B—R

2428662.413

0

—0.020

9045432

723

—0.006

9428.451

1446

+0.007

2430104.454

2722

0131439

2 773 2775 3005 3498

+0.056 +0.024

0132.459

0254-343 0515-458

—0.015 +0.027 —0.022

0933.421

4287

—0.027

1200.477

4791

+0.038 4*

366 Max. 2431289.455 16x0.464 1645458 2028.454 3096.464 3390-454 3748494 3749-585 3827.435 3828.514 4487-5I5 5573-5I9 5598423 5600.550 5609.528

E

B—R

4959 5565 5631 6354 8370 8925 9601 9603 9750 9752 10996 13046

+0.019 +0.002 +0.033 +0.024 +0.069 +0.050 —0.017 +0.015 —0.008 +0.012 +0.010 +0.038 +0.044 +0.052 +0.024 +0.013 +0.011 +0.0x4 +0.052 +0.003 —0.004 —0.002 +0.001 —0.001 —0.001 —0.004 —0.001 +0.003

13093 13097 13114 13767 13769

5955-440 5956497 5957-560

13771 13782

5963-425 6392.469 6393.522 6400.410 6410.479 6411.536 6419.482 6420.539 6452.326

14592 14594 14607 14626 14628 14643 14645 i47°5 14707

6453-390

m 12.8

i

13.0

13.2

r

r

13-4

13.6

¥

V

•"Avi

13.8

• V

0.4

0.6

S 5288 Her vis.

.V'

\

367 Max.

E

B—R

2436454.447

14709

+0.001

6460.286

14720

+0.012

6461.336

14722

+0.003

6462.390

14724

—0.002

Die Epochen von E = 14592 ab beruhen auf dichten visuellen Reihen. Ob das Überwiegen positiver Vorzeichen gegen Ende der photographischen Reihe eine geringe Veränderlichkeit der Periode andeutet, bleibt zweifelhaft. Die photographischen Beobachtungen allein hatten den Wert P = 0.5297466 ergeben. 3245. 158.1936 Her

Mira-Stern; ii^S—i8™o M = 2427503 + 425.7 • E

M—m = I40d: Form der Lichtkurve -•

150

• •

•

•»»•

•

• •

•

•

15.2

15.4

15.6

-•

•

i

i

i

i

i

0.4

0.6

0.8

•

•

i

P 0.0

0.2

S 4146 Her vis. 3312. S 5271 Her

RR Lyrae-Stern; I5"?8—16^7 M = 243 4533.400 + 0.296780 • E M—m = odo5 : Typus RRa : Max.

E

2434533-400 4534-310 4535-530 4536.370 5217.520 5220.430 5223.370 5224.600 5226.620

0 3 7 10 2305 2315 2325 2329 2336

B—R 0.000 +0.020 +0.053 +0.002 +0.042 —0.016 —0.044 —0.001 —0.058

1.0

—

!

4ii Max.

E

B—R

2435957-340 5984-330 5985-56o 5986.480 5988.510

4798 4889

—0.010 —0.027 +0.015 +0.045 —0.002

4893 4896 4903

Zur Bestimmung der Periode sind nur die 4 aus Reihen der Schmidt-Kamera und die aus den beiden Bruce-Reihen erhaltenen, zum Teil auch wenig sicheren Maxima benutzt, doch werden die auf älteren Einzelplatten erkennbaren Maxima hinreichend dargestellt. Der Lichtwechsel dürfte richtig gedeutet sein. 3313. S 5272 Her

R R Lyrae-Stern; I4™q—15^8 M = 242 9747.477 + 0.5004362 • E M—m = 0 d 055 Typus R R a

E

Max.

0

2429747.487 2430224.376 0464.572 0909.467 1145.638 1314.401 1323.400

953 1433 2322 2794 3131 3149 3193 3611 3613 4332 6680 6692 7160

1345-344 1554-575 I555-46O i9 I 5-4Ö5 3090.467 3096.464 3330.631

•• •

.

B—R +0.010 —0.017 —0.030 —0.023 —0.058 +0.058 +0.049 —0.026 +0.023 —0.093 +0.098 +0.076 +0.068 +0.031

Jr

»

• • TtlH • • • • • •

• ««•»» i » * « ^ *

• •

m

p

0.0

_L 0.4

0.6

S 5272 Her vis.

•

«

,

^

412 Max.

E

B—R

2434152.412: 4180.473: 4190.476: 5988.400 6287.650 6288.659 6289.652 6447-330 6448.325* 6449.322* 6450.325* 6451.321 6452.320*

8802 8858 8878 12471 13069 13 071

+0.096 +0.132 +0.126 —0.017 —0.028 —0.020 —0.027 + 0.0x3 +0.007 +0.003 +0.006 +0.001 —0.001 +0.001 —0.004 —0.005 —0.004 —0.004 +0.001 —0.004 0.000 —0.002

6453-323* 6457.322* 6459.322* 6460.324* 6461.325* 6462.331 6482.343* 6484.349 6487.350

13073 13388 13390 13392 13394 13396 13398 13400 13408 13412 I34I4 13416 134x8 13458 13462 13468

* besonders sicher visuell beobachtete Maxima. Die photographischen Beobachtungen allein würden durch die Formel M = 242 9747.437 + 0.500454 • E erheblich besser dargestellt. Die Periode scheint demnach gering veränderlich zu sein. Eine Dreiteilung anstelle der Zweiteilung des Tagesintervalls scheidet aus, weil in diesem Falle das Maximum bereits bei 243 6400, Mitte Juli 1958, zu Anfang der Nacht hätte beobachtet werden können, was nicht eingetreten ist. 3314. 171.1936 Her

Mira-Stern; 13T1—iöl'S M — 242 7730 + 308.65 • E Form der Lichtkurve ßs M—m = I 35 d

Max. 2427719 8340 8640 8925: 9285 9887 2430205 0538 0840 "45 1450

E

B—R

0 2

—11

3 4 5 7 8 9 10 11 12

— 7 —16 —40 + 12 — 4 + 6 +30 + 24 +20 + 16

Min. 2427580 7920 8215 9440 9750 243 0060 0365 0990 1285 1620 1925

E

B—R

0 1 2 6

—15 + 16

7 8

+ 3 — 7 — 6

9 11 12

— 4 — 8 0 —14

13 14

+ 13 + 9

413 Max.

E

B—R

Min,

E

243 2050 2965: 3290: 3885:

14 17 18 20

— 1 —12

2433145 3760 5630

18 20 26

+ 4 —18

B—R — 6 — 8 + 10

Die meist flachen Maxima zeigen stärkere Unregelmäßigkeiten als die Minima. Die Amplitude ist veränderlich; die Maximalgrößen schwanken zwischen i3"?i und X3™9, die Minimalgrößen zwischen ió^i und 16T8. 3315. S 4147 Her

RR Lyrae-Stern ; 1 5 ^ 2 — 1 5 v i s . M — 242 7599.494 + 0.6309283 • E M—m = 0^205 Typus R R b E

Max.

515 2731 3005 33I6 3409 3612 4010 4013 4208

OI3I439 0254-343 0409-583 0464.572 0466.468 0787.628 1314.401

4454 4541 4544 5053 5888

•1345-344 3772.500

5937 9784 9825 12789

3798425 5668.466

•rtV/W.. • ••

IS 4 » .«j t • • •,•,• 15.6 »

B—R 0

2427599.498 7924.402 9322.591 9495-386 9691.581 9750.408 9878.363 2430129.422

*

•

+0.004 —0.020 +0.032 —0.048 —0.071 +0.079 —0.044 —0.094 .+0.030 —0.097 —0.066 +0.033 +0.036 +0.053 +0.001 +0.029 +0.004 +0.060 +0.030

mi•j • -• • •»

V« . • In"/ m • •• •

15 8 P

co S 4147 Her vis.

"

414 Max.

E-

B—R

2435989-58o 5991.520

13298 13 301 13309 13 33i 13339 13344 13347 13358 13396 13 43i 13434 13450 I35I3 13521

+0.001 +0.049 —0.014 —0.009 —0.033 —0.041 —0.009 +0.016 +0.005 +0.008 —0.025 +0.020 +0.046 —0.016

5996-505 6010.390 6015.414 6018.560 6020.485 6027.450: 6051.415: 6073.500 6075.360 6085.500 6125.274 6130.260

Es bestehen Anzeichen für Veränderlichkeit der Periode, doch läßt die Schwäche des Sterns keine Entscheidung zu. 3316. 172.1936 Her

RR Lyrae-Stern; 15?!—15T9 vis. M = 242 7543-503 + 0.6041644 • E M—m = o d n Typus RRa,b Periode veränderlich? Max.

E

B—R

2427543.473 7719.296 8341.469 9399-456 9428.451 9747.487 9752-396 2430380.658 0463.468 0466.468 0486.418 1145.638 1231.429 1588.426 I933-46I 3798-425 5605.590 5933-537 5956.492 5959-509 5962.524 5968.584 5979-455 5985-479

0 291 1321 3072 3120 3648 3656 4696

—0.030 —0.019

4833 4838 4871 5962 6104 6695 7266 10353 13344 13887 13925 13930 13935 13945 13963 13973

—0-135 —0.040 —0.045 —0.008 +0.068 —0.001 +0.038 +0.018 +0.030 +0.107 +0.107 +0.042 +0.099 +0.008 +0.117 +0.003 0.000 —0.004 —0.010 +0.008 +0.004 —0.013

415 Max.

E

B—R

2435988.501

13978 13983 13 9 9 i 14006 14 031 14036

—0.012 —0.027 +0.023 +0.020 +0.004 —0.007

5995°7 5996.390 6005.450 6020.538 6023.548

Einige von der mittleren Kurve stark abweichende Punkte sind geprüft und deuten auf reelle Unregelmäßigkeiten hin. m

1

1

1

1

i

1

15.0

15-2

• • • » W «HM«

•

15-4

S»

"

15-6

• •

15.8

2*

•

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.. .

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•

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16.0

1

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•

1

1

1

0.4

0.6

•

«

f • • -

• —

1

P 0.0

0.2

0.8

1.0

172.1936 Her vis. 33 1 7- S 5299 Her R W Aurigae-ähnlich ?; I61 1 2—17^4 Auf allen 3 Plattenreihen (GA, SC, B) zeigt der Stern geringe, wahrscheinlich unperiodische Helligkeitsänderungen zwischen 16T8 und I7™4. Durch eine SC-Reihe ist folgender Aufstieg erfaßt, der sich nicht wiederholt hat: 243 5191.540 I 6 I i L 8 4 : , 5 1 9 1 . 5 7 5 I61120 gut, 5191.608 I 5 ™ 7 8 zweifelhaft. Zwei unsichere Einzelbeobachtungen zu anderen Zeiten liegen bei 16^5. Die Entdeckung erfolgte indessen nicht unter Beteiligung einer dieser Platten, sondern auf einem Paar im Bereich der normalen Schwankungen. Nach der Palomar Obs.-Karte unterscheidet sich der Stern in der Farbe nicht von den Nachbarsternen. R R Lyrae-Art ist nicht ganz ausgeschlossen. 3318. S 4148 Her

R R Lyrae-Stern; 16^1—16^7 M =

243 5953-6XO +

0.34784 • E

Typus R R c Max.

E

2435953-584: 5956.400: 5957-450: 5984-565 5985.610

0 8 11 89 92

B—R —0.026 +0.007 +0.014 —0.003 —0.001

416 Max.

E

B—R

2435988.380 5989.410 5990.485 5991.560

100 103 106 109

—0.014 —0.028 +0.004 +0.035

Wegen der Schwierigkeit des Falles mußten sich die Bemühungen auf die Darstellung der auf Reihenplatten beobachteten Maxima beschränken, zumal die zeitlich weit zurückliegenden sonstigen Epochen unsicher und gering an Zahl sind. 33I9- S 5300 Her

W Ursae majoris-Stern; 1 5 ^ 3 — v i s . m1 = 243 0024.654 + 0.3037689 • E A1 = Aa = o™4 Min. 2430024.659 0114.467 0129.422 0224.376 0254-343 0259-325 0308.235 1203.411 1554-575 1588.426 4132-517 4x52.412 45i4-5oi 4533-500 4534-4io 4535-440 5196.606 5220.455 5223.493 5224.562 5226.545 5953-441 5956-509 5957-555 5962.578 6378.420 6392.427 6393-474 6394.522 6396.514 6399-391 6402.445

2E 0 59i 690 1315 1512 1545 1867 77 61 10073 xo 296 27046 27177 29561 29686 29692 29699 34052 34209 34229 34236 34249 39035 39055 39062 39095 41833 41925 41932 41939 41952 41971 41991

B—R +0.005 +0.049 —0.032 —0.006 +0.040 +0.010 +0.013 —0.018 —0.011 —0.030 —0.004 —0.006 —0.009 +0.004 +0.003 —0.030 —0.017 —0.014 —0.014 —0.008 0.000 —0.023 +0.008 —0.009 +0.001 —0.016 +0.017 +0,001 —0.014 +0.004 —0.005 +0.011

417Min. 2436403.488 6404.394 6407.433 6419.460 6420.508 6421.420 6423.386 6449.382 645I-345 6452.405 6453-305 6453-467 6456.356 6460.286 6461.370 6462.425 6482.316 6487-331

B—B —0.009 —0.014 —0.013 +0.015 0.000 +0.001 —0.008 +0.016 +0.004 +0.001 —O.OIO 0.000 +0.003 —0.0x6 +0.005 —0.003 —0,009 —0.006

2E 41998 42004 42024 42103 42 n o 42116 42129 42300 42313 42320 42326 42327 42346 42372 42379 42386 42517 42550

m 152

pmi .• ••

A ^ • «ï ;••» -—

t « »I

••••••

•

• ••

•• ••

-y;*'' P 0.0

0.2

0.4

0.6

0.8

S 5300 Her vis. 3320. S 5273 Her

RR Lyrae-Stern; I3I?8— 15T2 M = 242 9037.358 + 0.5144034 • E M—m = 0d056 Typus RRa Max. 2429037.408 9366.571 9752.396 9790.465 9878.363 2430129.422 0201.434 0486.418 0793-542 0933.421 1002.351 1200.477 1254-458

E 0 640 1390 1464 1635 2123 2263 2817 3414 3686 3820 4205 4310

B—B +0.050 —0.005 +0.017 +0.020 —0.045 —0.014 —0.019 —0.014 +0.011 —0.028 —0.028 +0.053 +0.021

i

o

418 Max.

E

B—R

2431255.454 1323.400

4312 4444 4909

—0.011 +0.033 —0.017 +0.020 +0.012 +0.037 _ +0.006 —0.007 +0.012 +0.001 +0.002 —0.002 +0.005 —0.002 —0.002 +0.004 +0.005 +0.001 +0.001 +0.008 0.000 —0.007

1562.547 i9 I 5-465 1933461 3415.482 4131.501 4132.517 4I33-564 5218.430 5219.460 5220.485 5223.578 5953-510 5957-625 5984.380 5985.410 5986.435 5987463 5988.499 5989.520 5990.542

5595 5630 8511 9903 9905 9907 12016 12018 12020 12026 13445 13453 13505 13507 13509 135" I35I3 I35I5 I35I7

Visuelle Beobachtungen liegen nicht vor; die letzten 16 Maxima sind aus Sonneberger Schmidtspiegel- und Heidelberger Bruce-Reihen erhalten. m 13.8

• » •• •

* 14.0

t.

•

14-2

•.

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14.4

14.6

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14.8

•

15.0

: % •

•

• • 15 2

0

• *

— o

P 0.0

0.6

S 5273 Her

419 3321. S 5274 Her U Geminorum-ähnlich; 15^4—i6™8 Nach den Reihenaufnahmen f ü h r t der Stern raschverlaufende Helligkeitsänderungen von wenigen Zehnteln der Größenklasse Amplitude um die Mittelgröße 16T5 aus. Daneben sind durch Einzelplatten beobachtet 1 Erhellung auf 15T39 und 3 Erhellungen auf I5?8. Über den Ablauf dieser Erscheinungen läßt sich nichts aussagen. Die Daten sind 243 0060.596 (i5?88),'0787.628 (i5?39), 1554-575 (i5 , ?82), 5953-584 (15^82); die letzten beiden Beobachtungen sind unsicher. Der Veränderliche ist kaum stärker gefärbt als die Nachbarsterne. Folgende Übersicht gibt die Verteilung der Beobachtungen:

3322. S 4149 Her

Größe

GA

15^3 15-4 15-5 15-6 15-7 15-8 15-9

1

SC

2

B

1

16.0 16.1 16.2 16.3 16.4

4 15

3

8

5

8

16.5 16.6 16.7 16.8

6 12 1 2

13 6 1

4 7

3 3

6

X

R R L y r a e - S t e r n ; 15^2—16T8 M = 242 9747.507 + 0.4776845 • E

M—m = 0*09 Max. 242 9747.487 2430254.343 0409.583

Typus R R a E 0 1061

1386 3783

1554-575 4533-400 4534-36o

10019 10021

5216.520 5217.490 5218.400

11449 11451 11453

59 6 3-625

13 013

5985.600

13059

5986.555

13061 13063

5987.498

B—R —0.020 +0.013 +0.005 —0.012 —0.028 —0.023 +0.003 +0.018 —0.028 +0.010 +0.011 +0.011 —0.002

420 Max.

E

B—R

2435988-455 5989.412

13065 13067

0.000 +0.002

Die Beobachtung im schwachen Licht wird durch einen nahen Nachbarstern nf 16™! erschwert. 3323- S 3469 = 142.1943 Her RR Lyrae-Stern; 13T6—15^1 M = 242 7550.530 + 0,6339664 • E M—m = 0d070 Typus RRa Max. 2427550.587 8314.419 9045432 9750.408 2430077.571 0103.491 oi3i-439 0308.235 0486.418 0583.428 0820.444 1203.411 1224.392

1• •

1

•

m 13.6

*

13.8

•

14.0

B—R

0 1205 2 358 3470 3986 4027 4071 4350 4631 4784 5158 5762 5795

+0.057 —0.041 +0.009 +0.015 +0.051 —0.022 +0.032 —0.049 —O.OIO +0.003 —0.085 —0.033 +0.027

1

1

1 •• •

1

• V •

• •

14.2

•

• •

•

• • •

•

i.

-

•

V•

14.4

• •• V

•

• •

•

*

•• •

•

14 6

14 8

•, J5-0

E

—

• •

»

•

•

•• •

••

v-

•h ••

•

1

1

0.0

0.2

P

1

• 1

0.4

0.6

S 3469 = 142.1943 Her

•A *• •1

_

1

1

0.8

1.0

421 Max. 2431231.429 1255.454 1314.401 1530.601 1610.464 3096.464 3439.466 3749-544 3768.470 3773-520 3827.435 4163.516 4518.506 4532-448 5216.435* 5223.395* 5226.580* 5609.528 5957-555* 5983.549* 5985.430* 5987.350* 599°-535* * Maxima aus mehreren Platten

E B—R 5806 +0.090 +0.024 5844 +0.012 5937 +0.030 6278 6404 +0.013 8748 —0.004 9289 +0.022 +0.091 9778 9808 —0.002 98x6 —0.024 9901 +0.004 +0.082 10431 10991 +0.051 11013 +0.046 12092 —0.017 12103 —'0.030 12108 —0.015 12712 +0.017 13261 —0.003 —0.002 13302 —0.023 13305 —0.005 13308 +0.010 I33I3 in einer Nacht.

3324. S 5301 Her R R Lyrae-Stern; 15T8—i7?o Das Material über diesen Stern ist sehr spärlich. Auf den Astrographenplatten steht er sehr randnah und wird durch die Coma hellerer Nachbarsterne zugedeckt. Gefunden wurde er auf Platten der Schmidt-Kamera, doch liegen für dieses Teilfeld nur 8 Aufnahmen vor. Weiter steht eine kurze Reihe von 60 Platten an xo aufeinanderfolgenden Tagen vom Bruce-Astrographen der Sternwarte Heidelberg-Königstuhl zur Verfügung. Der Stern steht hier günstiger, und das bessere der beiden Objektive zeigt ihn auf der Mehrzahl der Platten nur wenig gestört. Diese Reihe und die Reihe der Schmidtkamera ergeben 2 gute Maxima 243 5988.505 und 5989.500. Ferner liegen 51, wegen der hellen Nachbarsterne meist unsichere, visuelle Beobachtungen vor, die 1 gutes Maximum 6482.342 aufweisen. Die Heidelberger Reihe scheint zu zeigen, daß die Periode sehr nahe bei o?5 liegt. Versuchsweise gebe ich die Formel

M = 243 6482.340" + 0.51485 • E . Nach Palomar Obs.-Karte ist der Stern etwas blauer als das Mittel der Nachbarsterne. 3325- S 5275 Her

R R Lyrae-Stern; 14T7—15T8 M = 242 8302.387 + 0.5740059 • E M—m = odo85 Typus RRa

Max.

E

2428302.425

0

9366.571 9369.508 2430060.596 0102.478 0129.422 0409.583 0463.468 1203.411 1587.428

1854 1859 3063 3136 3183 3671 3765 5054 5723 10857 10859 12002 12047 12063

4534417 4535-515 5I9I-585 5217458 5226.593 5962.495

1 14.6

-

• •

14.8

15.0

•

«

-

•

1

•

•

15.8

•

• t. • •

4

• • •

•

•

1

p

1

0.0

.. -

•

• •

• • • •

•

•

- •

-

•_

•••

• 16.0

••

•

« . *•

-

-

•

• •••

-

•

/

1

1

0.4

1

•

0.6

RR Lyrae-Stern; i6"?i—i7?i M = 242 9022.583 + 0.597303 • E Max. 2429022.537: 9402.456 9691.581 2430224.376 0382.662:

E 0 636 1120 2012 22 77

•

• •

S 5275 Her 3326. S 4150 Her

•

•

••

f

-

•

X

• • 15.6

•

•

•

15-4 „

1

i • •

c

15.2

+0.038 —0.023 +0.044 +0.029 +0.008 —0.026 +0.020 —0.051 —0.002 +0.005 +0.048 —0.002 —0.021 +0.022 —0.027 —0.001

13345

1

• . _ •

m

B—R

B—R —0.046 —0.012 +0.0x9 +0.019 +0.020

-

_ 1

423 Max.

E

2430464,572: 0909.467: 1314.401 1554-575

B—R

2414 3159 3837 4239

+0.100 +0.004 —0.034 +0.025

D i e R i c h t i g k e i t der Periode ist n i c h t garantiert, d a der S t e r n z u s c h w a c h ist u n d Reihenplatten fehlen. 3327. S 5302 H e r

W Ursae majoris-Stern; 1 6 ^ 4 — 1 7 T 1 m1 = 2 4 2 9 4 0 2 . 4 2 0 + 0 . 4 6 3 2 3 4 8 • E AX

=

A

2

^

Min. 242 9402.456 9747.487 2430077.571 OI45-439 0464.572 1145.638 1200.477 1223.413 1314.401 4180.473 4501.476 4533-417 5191.5x0 5219.494 5955-540 5962-535 3328. S 5303 H e r

O"?7

B—R

2.E 0 1490 2915 3208 4586 7526 7763 7862 8255 20629 22015 22153 24994 25 i i 5 28293 28323

+0.036 —0.043 —0.014 —0.010 —0.045 +0.065 +0.011 +0.017 —0.021 +0.018 —O.OOI —0.023 +0.045 +0.003 —0.031 +0.015

R R L y r a e - S t e r n ; I6™2—17^2 M = 242 9022.517 + 0.5163648 • E M—^rn = o d i 5 Typus R R b Max. 2429022.537 9429.429: 9747.487 2430308.235 0382.662 0457.496: 1200.477: 4I33-564: 4163.516: 45I3-5I9 4514-539 5I9I-575

E

B—R

0 788

+0.020 +0.017 —0.006 —0.030 +0.040 +0.001 —0.067 +0.068 +0.071 —0.021 —0.034 +0.048

1404 2490 2634 2779 4218 9898 9956 10634 xo 636 1x947

424 Max.

E

2435217.380

B—R +0.034 —0.016 —0.014 +0.008 —0.004 0.000 —0.018

11997

12001 12003 12009

52I9-395 5220.430 5223.550 5960.390 5962.460

13436 13440 13442

5963475

Das Zeichen : bedeutet hier, daß zur angegebenen Epoche die Helligkeit etwas unter Maximalgröße, zwischen i6™4i und beobachtet ist. 3329. S 4151 = NW Her Z Aquarii-Art; I ^ I — i j ™ o M = 242 7573 + 127.12 • E M—m — 55 d : Form der Lichtkurve ß2 Max. 2427575 8341: 9365 9735 2430107 0239 0363 0486 0870 1003 "33: 1254 1638: 3030: 3810: 5582: 5712:

E

B—R

0 6'

+ 2 + 5 + 12

14 17 20 21 22

+ x — 8 — 4 — 7 —11 — 8 — 2

23 26 27 28

+ — — — +

29 32 43 49 63 64

1 5 3 9 8 0

+ 3

Die angegebenen Extremhelligkeiten werden nicht in allen Zyklen erreicht; Maxima und Minima schwanken um einige Zehntel der Größenklasse. Der Gang der B—R weist auf die Möglichkeit einer Veränderlichkeit der Periode hin. 3330. S 5276 Her

R R Lyrae-Stern; I6™2—ij™o M = 242 9366.556 + 0.746803 • E Typus R R b Max.

E

B—R

2429366.571 9399.456 9402.456 9747.487

0 44 48 510

+0.015 +0.041 +0.053 +0.061

425 Max.

E

B—R

2430101.438

984

+ 0.028

0787.628

1903

—0.094

0876.465

2022

—0.127

1451.706:

2792

+0.076

1587.428:

2974

—0.120

5985495 5988.455

8863

+0.024

8867

—0.003

5991.440

8871

—0.005

Die letzten 3 Epochen beruhen auf Reihen. Die Maxima sind schwer bestimmbar, da die Lichtänderung während o d i5 sehr gering ist. Die ebenfalls in Betracht gezogene Lösung P = i d 49 scheint durch die Beobachtungen im Minimum widerlegt. 333i- I73-I936 Her n Cephei-Art; 14^5 Der Stern ist gelb bis rötlich. Der Lichtwechsel zeigt Wellen von 8od bis etwa I50d Länge ohne Regelmäßigkeit, wobei die Amplitude selten größer als 01*5 ist. Zeitweilig ist der Lichtwechsel über fast 200d hinweg stark abgeschwächt; einmal ist über I20 d fast Stillstand beobachtet. Bei 2 4 3 5 6 1 0 ist ein Aufstieg um etwa o™6 innerhalb von höchstens 20d belegt. 3332.

S

5304

Her

RR Lyrae-Stern; I4™7—I5™6 vis. M =

242 8248.482 + 0.3149948 • E

M—m = o d i: Max.

Typus RRb: E

B—R

2428248.542

0

+0.060

9399456

3654

—0.017

2430103.491

5889

+0.005

0104.454

5892

+0.023

0224.376

6273

—0.068

0254-343 0259-325

6368

—0.026

6384

—0.084

0382.662

6775

+0.090

0585.380

7419

—0.048

0876.465

8343 9546

—0.0x9

1255 454 1587428

10600

+0.001

1964.446

11 797

—0.030

3390.454

16324

—0.003

4535470 5 I 9 I -575 5217405

19959

+0.007

22042

—0.022

22124

—0.022

5226.563

22153

+0.001

5571485 5953-583 5955-445

23248

+0.004

+0.032

24461

+0.013

24467

—0.015

426 Max. 2435956.385 5960.490 5962.412 5983-548 5984.480 5985.420 5989.490 5990-435 6378.516 6395-533 6396-473 6402.482 6403-39° '6404-33 7 64I4-455 64I5-394 6419.492 6420.411 6421.345 6448.390 6449-330 6450.320 6453-459 6454-387 6459-43I 6460.364 6461.310 6484-343

E

B—R

24470 24483 24489 24556 24559 24562 24575 24578 25810 25864 25867 25886 25889 25892 25924 25927 25940 25943 25946 26032 26035 26038 26048 26051 26067 26070 26073 26146

—0.020 —0.010 +0.022 +0.054 +0.041 +0.036 +0.011 +0.011 +0.018 +0.025 +0.021 +0.045 +0.008 +0.010 +0.048 +0.042 +0.045 +0.019 +0.008 —0.037 —0.042 +0.003 —0.008 —0.025 —0.020 —0.032 —0.031 +0.007

Die Zeichenfolgen bei den visuell beobachteten Maxima deuten auf Periodenänderung hin. Indessen ist zu beachten, daß das Maximum flach und der Stern wegen Störung durch einen hellen Nachbarstern und ungünstige Vergleichsterne visuell schwierig zu beobachten ist. 3333- S 4152 Her

Halbregelmäßig; 14™ 1—15T8

M = 243 0049 + 205.9 ' E B—R E 0 2430045 — 4 1 + 2 0257 2 + 14 0475 6 1275 — 9 — 2 1900 9 16 +27 3370: — 8 5600 27 Durch Beobachtungen belegt sind auch die Maxima —1 und —5; von —2 ist ein Teil des Abstiegs beobachtet. Dagegen entspricht dem Maximum —3 Max.

427 ein Abstieg mit der Größe I5"?2 nach einem flachen Maximum 1 4 T 5 bei 2 4 2 9355. Die Kurvengestalt weist allgemein starke Unregelmäßigkeiten auf. Der Stern ist rötlich, seine Beobachtung war durch Randnähe erschwert. 3334- S 5277 Her

RR Lyrae-Stern; 16^1—17^0 M = 242 9322.581 + 0.6260952 • E M—m = o d i25 Typus RRb Max. 2429322.591 2430101.438 OI3I439 0259-325 0380.658 0409.583 0464.572 0486.418 0787.628 1203.411 45I3-5I9 4535-45» 5191.610 5196.606 5985-493 5990.487

3335« S 4153 Her

E 0 1244 1292 1496 1690 1736 1824 1859 2340 3004 8291 8326 9374 9382 10642 10650

B—R +0.010 —0.005 —0.057 +0.106 —0.024 +0.101 —0.007 —0.074 —0.016 +0.040 —0.017 0.000 +0.013 0.000 +0.007 —0.008

RR Lyrae-Stern; i3?8—15^4 M = 242 9022.532 + 0 . 4 7 9 2 0 1 1 • E M—m = 0d075 Typus RRa ' Max. 2429022.537 9366.571 9369-508 9428.451 2430224.376 0259-325 0308.235 1200.477 1454-575 5I96-533 5220.490 5957-555 5984-375 5991-535

E 0 7x8 724 847 2508 2581 2683 4545 5284 12884 12934 14472 14528 14543

B—R +0.005 —0.027 +0.034 +0.036 +0.008 —0.025 +0.006 —0.024 —0.056 —0.026 —0.029 +0.025 +0.009 —0.019

Die 9 ersten Epochen beruhen auf Einzelplatten, die folgenden auf Reihen. 8

428 m 13.8

-

14.0

-

14.2

-

1

1

J•

1

!

i•

••

•• 14.4

•

-

• •

14.6

• •

14.8

15 2

-

••• • •

•

•.

•

••

•

•

/ •

15 4 1

p O.O

•

•

•

15.0

•

1

.

•• A •

• 1

r

0.2

•t

•

•

• • •

-

, : • •

0.4 0.6 S 4153 Her

•

-

1

1

08

10

333Ö- 356.1933 = NX Her Mirastern; X3T2—I7?i M = 242 6157 + 293.6 • E M—m = I37d Form der Lichtkurve ß1 Max.

E

B—B

2426160:

0 1 2 11 12

+ 3 0 + 16 —12 — 6 8

6451 6760: 9375 9674: 2430259 0557 0854 1152 1450 5258

14 15 16 17 18 3i

— 4 — 1 + 4 + 8 — 1

Die Teilreihe E = 11 bis 18 deutet auf eine etwas längere instantane Periode hin. Die auf dem absteigenden Ast des Maximums E = 26 liegende Beobachtung auf Palomar Obs.-Karte 0 274, 2433835 14^7, entspricht der Formel. Auf der Karte E 274 ist der Veränderliche relativ zu den Nachbarsternen um heller.

Aus unserer Z e i t s c h r i f t e n p r o d u k t i o n •

ASTRONOMISCHE N A C H R I C H T E N B e g r ü n d e t 1821 v o n H . C. S c h u m a c h e r

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Die „ A s t r o n o m i s c h e n N a c h r i c h t e n " veröffentlichen seit i h r e r G r ü n d u n g

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J a h r e 1821 n e u e E r k e n n t n i s s e u n d B e o b a c h t u n g e n a u s d e m G e s a m t g e b i e t der Astronomie u n d i h r e r N a c h b a r w i s s e n s c h a f t e n .

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erschienen

seit 1956:

2/5 W. GÖTZ / W. WENZEL: Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milchstraße. Teil VIII 1956. 88 Seiten — 44 Abbildungen — gr. 8° — DM 12,— 2/6 NIKOLAUS RICHTER: Experimentelle Untersuchungen zur Beleuchtung staubförmiger Wolken. I. Teil — Grobe Partikel 1956. 24 Seiten — 13 Abbildungen — 14 Kunstdrucktafeln gr. 8° — DM 7,— 3/1 CUNO HOFFMEISTER : Bearbeitung des Lichtwechsels von 75 kurzperiodischen veränderlichen Sternen zwischen 23° und 90° südlicher Deklination 1956. 86 Seiten — 79 Abbildungen — gr. 8° — DM 11,— 3/2 CUNO HOFFMEISTER : Messungen zur atmosphärischen Optik in Südwest-Afrika (Ergebnisse der Beobachtungen in Südwestafrika 1952 bis 1953; dritte Mitteilung) 1956. 246 Seiten — 20 Abbildungen — 80 Tabellen — gr. 8° — DM 36,— 3/3 CUNO HOFFMEISTER: I. Über das Verhalten von drei typischen und sechs atypischen RW Aurigae-Sternen. II. Bearbeitung des Lichtwechsels von 10 südlichen veränderlichen Sternen (Ergebnisse und Beobachtungen in Südwestafrika 1952—1953, 6. und 7. Lieferung) 1958. 115 Seiten — 8 Abbildungen — 21 Tafeln — gr. 8° — DM 17,— 3/4 CUNO HOFFMEISTER: Beobachtungen hochatmosphärischer Erhellungen des Nachthimmels in Südwestafrika 1952—53 (Ergebnisse der Beobachtungen in Südwestafrika 1952—1953, 8. Lieferung) 1958. 32 Seiten — gr. 8° — DM 3,80 4/1 CUNO HOFFMEISTER: Photographische Aufnahmen von Kometen 1960. VI, 58 Tafelseiten — 68 Abbildungen — gr. 8° — DM 15,50 4/2 WALDEMAR GÖTZ / HANS HUTH / CUNO HOFFMEISTER:

Sterne der nördlichen Milchstraße, Teil IX 1957. 116 Seiten — 96 Abbildungen — gr. 8° — DM 16,50

Die veränderlichen

4/3 WALDEMAR GÖTZ / HANS HUTH: Die veränderlichen Sterne der nördlichen Milch-

straße, Teil X 1958. 45 Seiten — 24 Abbildungen — gr. 8° — DM 7,50

4/4 CUNO HOFFMEISTER: Beobachtungen des verstärkten Nachthimmelleuchtens in den Jahren 1946—1957 1959. 30 Seiten — gr. 8° — DM 3,50 4/5 Vorliegendes Heft

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B E R L I N

VERÖFFENTLICHUNGEN DER STERNWARTE BABELSBERG D E R DEUTSCHEN AKADEMIE D E R WISSENSCHAFTEN ZU B E R L I N

In dieser Schriftenreihe erschienen b i s h e r : Band XIII 1

HOBST SCHMIDT: Photographische Photometrie von Sternspektren mit dem Interferenzmikroskop 1960. 48 Seiten — 56 Abbildungen — 10 Tabellen — 4° — DM 17,50

2 Mikrometermessungen von Doppelsternen in den Jahren 1956—1958. Bearbeitet von HORST PAUSCHER

1959. IV, 23 Seiten — 4° — DM 4,90

3

PETER NOTNI / HANS OLEAK: Die Bewegung eines rotierenden zylinderförmigen Satelliten in der Atmosphäre 2. .unveränderte Auflage. 1960. 30 Seiten — 5 Abbildungen — 4° — DM 3,80

4

P E T E R NOTNI / H A N S O L E A K :

Die

Rotation

der T r ä g e r r a k e t e

von

Sputnik

M

(1958