Mikrovariabilität und Zustandsgrößen von hellen Sternen [Reprint 2021 ed.] 9783112536209, 9783112536193

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Gerhard

Jackisch

Mikrovariabilität und Zustandsgrößen von hellen Sternen

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 5 • 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 B E R L I N

Veröffentlichungen der Sternwarte in Sonneberg Band 5 • Heft 5

GERHARD JACKISCH

Mikrovariabilität und Zustandsgrößen von hellen Sternen

Akademie-Verlag

• Berlin

1963

Erschienen im Akademie*Verlag GmbH, Berlin W 8, Leipziger Straße 3— 4 Copyright 1963 by Akademie-Verlag GmbH Lizenznummer: 202 • 100/495/63 Gesamtherstellung: VEB Druckerei „Thomas Müntzer" Bad Langensalza Bestell-Nr.: 2006/V/5 . ES 18 D 4 . Preis: DM 1 5 , -

INHALT

Einleitung I.

231

Das Beobachtungsprogramm 1. M e ß e i n r i c h t u n g 2. A u s w a h l der P r o g r a m m s t e r n e 3. K a t a l o g der P r o g r a m m s t e r n e

232 234 235

I I . M e ß m e t h o d e u n d R e d u k t i o n der Messungen 1. I n s t r u m e n t e l l e r M e ß v o r g a n g 2. B e o b a c h t u n g s t e c h n i s c h e r M e ß v o r g a n g 3. R e d u k t i o n auf gleiche Z e n i t e x t i n k t i o n

240 242 243

I I I . A n w e n d u n g einer P r ü f v e r t e i l u n g u n d Meßergebnisse 1. F-Verteilung u n d ihre A n w e n d u n g 2. Meßergebnisse

244 24g

I V . W i r k l i c h e A n z a h l der V e r ä n d e r l i c h e n u n d A m p l i t u d e n 1. E n t d e c k u n g s w a h r s c h e i n l i c h k e i t 2. A m p l i t u d e n

252 255

V . E i n z e l m e s s u n g e n der P r o g r a m m s t e r n e 1. V e r b e s s e r u n g der M e ß e i n r i c h t u n g 2. E i n z e l m e s s u n g e n der V e r ä n d e r l i c h e n

257 260

V I . D i s k u s s i o n der P r o g r a m m s t e r n e 1. B e m e r k u n g e n z u m K a t a l o g 2. K a t a l o g I I

263 264

V I I . Mikrovariabilität und Zustandsgrößen 1. 2. 3. 4. 5. 6. 7.

Vorbemerkung Überriesen Riesensterne U n t e r r i e s e n , H a u p t r e i h e n s t e r n e u n d ähnliche Kurzperiodische Veränderliche A n z a h l der k u r z p e r i o d i s c h e n Sterne Abschließende Bemerkungen

294 295 301 304 309 316 319

Zusammenfassung

324

Literatur

324

CONTENTS

Introduction

231

I. Program of Observations 1. Measuring Equipment 2. Selection of Program Stars 3. Catalogue of Program Stars

232 234 235

II. Methods of Measuring and Reduction 1. Instrumental Measuring Procedure 2. Observational Procedure 3. Reduction to Equal Zenithal Extinction

240 242 243

I I I . Application of a Sample Distribution and Results 1. ^-Distribution and its Application 2. Measuring Results

244 245

IV. Real Number of Variables and Amplitudes 1. Probability of Discovery 2. Amplitudes

252 255

V. Single Measurings of Program Stars 1. Improvement of Measuring Equipment 2. Single Measurings of Variables

257 260

VI. Discussion of Program Stars 1. Notes to the Catalogue 2. Catalogue I I V I I . Micro-Variability and Physical Quantities 1. Preliminary Remarks 2. Supergiants 3. Giants 4. Main Sequence and Similar Stars 5. Short Period Variables 6. Number of Short Period Stars 7. Pinal Remarks

263 264

•

294 295 301 304 309 316 319

Summary

324

References

324

Einleitung

Die ersten Abschnitte dieser Arbeit befassen sich mit der Aufgabe, aus einer Anzahl von günstig zu beobachtenden Sternen diejenigen herauszusuchen, deren Helligkeit schwach veränderlich ist. Prinzipiell sind solche Testuntersuchungen schon seit 150 Jahren angestellt worden, so zum Beispiel in der ersten Hälfte des vorigen Jahrhunderts von J. H E R S C H E L und W. STRTTVE. Gegen Ende des vorigen Jahrhunderts erschienen von GORE und CHANDLER die ersten Verzeichnisse über verdächtige Sterne. Diese visuellen Untersuchungen, die nur große Helligkeitsänderungen erfassen konnten, waren meist auf kein einheitliches photometrisches System bezogen. Deshalb erhielt man kaum reproduzierbare Helligkeitsmessungen. Die Genauigkeit dieser Untersuchungen und die Glaubhaftigkeit der Verdächtigungen ist daher gering, und sie lassen sich heute für wissenschaftliche Zwecke kaum verwenden. Anfang dieses Jahrhunderts begannen dann die lichtelektrischen Messungen an hellen Sternen, vor allem von GUTHNICK und P R A G E R in Deutschland und von S T E B B I N S in den USA. Bereits bei diesen Pionierarbeiten zeigte sich die hohe Meßgenauigkeit eines lichtelektrischen Sternphotometers, so daß auch die ersten Veränderlichen mit kleiner Amplitude entdeckt und die ersten Verdächtigungen für kleine Amplituden ausgesprochen werden konnten. 1 9 3 0 erschien dann von M. Gussow und P. GUTHNICK [ I ] ein Katalog aller bis zu diesem Zeitpunkt lichtelektrisch photometrierten Sterne. Leider haben spätere Messungen immer wieder gezeigt, daß die vielen Verdächtigungen auf geringen Lichtwechsel oft nicht haltbar waren. Der Grund ist wohl in der damals noch geringen Erfahrung zu suchen, vor allem was die Einwirkung der Erdatmosphäre auf so genaue Messungen betraf. Auch verließ man sich zu sehr auf die Messungen der Lichtkurven und prüfte diese nur selten mathematisch-statistisch auf Signifikanz. Andererseits haben spätere Messungen oft deshalb zu einem negativen Resultat geführt, weil man jetzt mit übertriebener Vorsicht wirkliche Helligkeitsänderungen als zufällige Schwankungen des Transmissionskoeffizienten der Erdatmosphäre ansah. Tatsächlich treten solche Durchsichtigkeitsänderungen auf, manchmal auch in guten Beobachtungsnächten. In Sonneberg habe ich die Erfahrung gemacht, daß sich diese Schwankungen mit oft guter Regelmäßigkeit in Abständen von 150 bis 200 min und einer Amplitude bis zu 0^03 wiederholen und man dann regelrechte Lichtkurven von sonst konstanten Sternen erhalten kann. Durch geeignete Beobachtungs- und Reduktionsmethoden lassen sich aber solche Störungen erkennen. Erst im Verlauf der letzten 20 Jahre ist man zu der Erkenntnis gelangt, daß „Periode" und „Periodizität" bei Sternen mit kleinen Amplituden manchmal weite Begriffe sind. Es darf daher nicht verwundern, wenn ein kritischer Beobachter früherer Zeiten in einem solchen halbregelmäßigen, vielleicht sogar zyklischen Lichtwechsel eher Durchsichtigkeitsänderungen der Erdatmosphäre sah. Tatsächlich können solche Täuschungen leicht bei Perioden P > i d auftreten, weil es bei den

kleinen Helligkeitsänderungen sehr schwierig wird, die Messungen verschiedener Nächte untereinander exakt anzuschließen. Etwa zur gleichen Zeit wie der Katalog von Gussow und G U T H N I C K erschien von E. Z I H N E R ein Verzeichnis von 2191 verdächtigen Sternen [2]. Es enthält alle bis zu diesem Zeitraum mit den Hilfsmitteln der photographischen und visuellen Photometrie erhaltenen Verdächtigungen, während lichtelektrische Messungen nur wenig berücksichtigt werden. Spätere Untersuchungen auf kleinen Lichtwechsel, die jetzt nur noch lichtelektrisch erfolgen, umfassen nur kleine Gruppen ausgewählter Sterne oder überhaupt bloß einzelne Sterne. Die Umfassendste Arbeit in jüngster Zeit ist die von L Y N D S [3]. Er untersuchte 50 frühe B-Riesen nach /3-Cep-Sternen. Die vorliegende Arbeit entsprang daher der Ansicht, daß es an der Zeit wäre, mit hoher Meßgenauigkeit und unter Ausschaltung aller möglichen, von außen kommenden Meßfehler, eine größere Gruppe von beliebigen Sternen, deren Auswahl nur von der Leistungsgrenze der Meßanordnung und der Berücksichtigung der Extinktion abhängt, auf Helligkeitsänderungen zu untersuchen. Ein weiteres Ziel dieser Arbeit, in der künftig die Veränderlichen mit kleinen Amplituden als Mikrovariable bezeichnet werden, ist in den beiden letzten Abschnitten der Versuch, die Lichtkurven der Mikrovariablen phänomenologisch einzuordnen und über einige Zustandsgrößen der Sterne und ihr Verhältnis zur Mikrovariabilität zu diskutieren.

I. Das Beobachtungsprogramm 1. M e ß e i n r i c h t u n g Seit 1949 steht an der Sternwarte Sonneberg für lichtelektrische Arbeiten das 35-cm-Spiegelteleskop zur Verfügung, das auch für meine Arbeit Benutzung fand. Beobachtet wurde im CASSEGRAiN-Fokus bei einer Aquivalentbrennweite von 7000 mm. Der erste Teil der Arbeit wurde noch mit Zelle einem von der Sternwarte Wolfersdorf stammenden GuTHNiCKschen lichtelektrischen Photometer [4] mit LiNDEMANN-Elektrometer [6] und Zeiß-Ikon-Vakuumzelle mit Cäsium-Antimon-Kathode ausgeführt. Obwohl Elektrometer solche Photometer bei Beginn dieser Arbeit im 1 7i r / V i ! h Jahre 1954 kaum noch in der Astronomie ge1 ' ' — bräuchlich waren, habe ich unser G U T H N I C K sches Photometer doch benutzt, weil es funktionell in Ordnung war, während uns damals -12QV Sekundärelektronenvervielfacher nur minL derer Güte zur Verfügung standen. Erst später, bei Einzelmessungen der aufgefundenen KjMQ ¿7/MÖ Veränderlichen (siehe Abschnitt V), wurde mit einem verbesserten Photometer mit Sekundärelektronenvervielfacher und SchreibW 301/' gerät gearbeitet. Das Schaltschema unseres G U T H N I C K schen Photometers zeigt Abb. 1. Durch A b b . 1. S c h a l t s c h e m a des Photometers

V

1 /

232

kleinen Helligkeitsänderungen sehr schwierig wird, die Messungen verschiedener Nächte untereinander exakt anzuschließen. Etwa zur gleichen Zeit wie der Katalog von Gussow und G U T H N I C K erschien von E. Z I H N E R ein Verzeichnis von 2191 verdächtigen Sternen [2]. Es enthält alle bis zu diesem Zeitraum mit den Hilfsmitteln der photographischen und visuellen Photometrie erhaltenen Verdächtigungen, während lichtelektrische Messungen nur wenig berücksichtigt werden. Spätere Untersuchungen auf kleinen Lichtwechsel, die jetzt nur noch lichtelektrisch erfolgen, umfassen nur kleine Gruppen ausgewählter Sterne oder überhaupt bloß einzelne Sterne. Die Umfassendste Arbeit in jüngster Zeit ist die von L Y N D S [3]. Er untersuchte 50 frühe B-Riesen nach /3-Cep-Sternen. Die vorliegende Arbeit entsprang daher der Ansicht, daß es an der Zeit wäre, mit hoher Meßgenauigkeit und unter Ausschaltung aller möglichen, von außen kommenden Meßfehler, eine größere Gruppe von beliebigen Sternen, deren Auswahl nur von der Leistungsgrenze der Meßanordnung und der Berücksichtigung der Extinktion abhängt, auf Helligkeitsänderungen zu untersuchen. Ein weiteres Ziel dieser Arbeit, in der künftig die Veränderlichen mit kleinen Amplituden als Mikrovariable bezeichnet werden, ist in den beiden letzten Abschnitten der Versuch, die Lichtkurven der Mikrovariablen phänomenologisch einzuordnen und über einige Zustandsgrößen der Sterne und ihr Verhältnis zur Mikrovariabilität zu diskutieren.

I. Das Beobachtungsprogramm 1. M e ß e i n r i c h t u n g Seit 1949 steht an der Sternwarte Sonneberg für lichtelektrische Arbeiten das 35-cm-Spiegelteleskop zur Verfügung, das auch für meine Arbeit Benutzung fand. Beobachtet wurde im CASSEGRAiN-Fokus bei einer Aquivalentbrennweite von 7000 mm. Der erste Teil der Arbeit wurde noch mit Zelle einem von der Sternwarte Wolfersdorf stammenden GuTHNiCKschen lichtelektrischen Photometer [4] mit LiNDEMANN-Elektrometer [6] und Zeiß-Ikon-Vakuumzelle mit Cäsium-Antimon-Kathode ausgeführt. Obwohl Elektrometer solche Photometer bei Beginn dieser Arbeit im 1 7i r / V i ! h Jahre 1954 kaum noch in der Astronomie ge1 ' ' — bräuchlich waren, habe ich unser G U T H N I C K sches Photometer doch benutzt, weil es funktionell in Ordnung war, während uns damals -12QV Sekundärelektronenvervielfacher nur minL derer Güte zur Verfügung standen. Erst später, bei Einzelmessungen der aufgefundenen KjMQ ¿7/MÖ Veränderlichen (siehe Abschnitt V), wurde mit einem verbesserten Photometer mit Sekundärelektronenvervielfacher und SchreibW 301/' gerät gearbeitet. Das Schaltschema unseres G U T H N I C K schen Photometers zeigt Abb. 1. Durch A b b . 1. S c h a l t s c h e m a des Photometers

V

1 /

232

I I

I -

«ì — cr¡ CVJ I

X X

X

oa —

— to — ¿ 2 -

233

Helligkeitsmessungen des Himmels in der Abenddämmerung bei nichtbewegtem Fernrohr mit und ohne Neutralfilter NG 4/1 mm konnte vollständige Proportionalität des Photometers festgestellt werden. Der Dunkelstrom der Zelle betrug bei schwacher Temperaturabhängigkeit im Mittel etwa 0.05 der für die Sterne gemessenen Intensitäten. Nur in den warmen Sommernächten, wenn die Temperatur in der Kuppel größer als 15 0 war, konnte er bis auf 0.1 dieses Wertes ansteigen. Das in Abschnitt I I erläuterte Meßverfahren bedingte ein schnelles Arbeiten. Deshalb wurde, um die Einstellzeit für die Sterne klein zu halten, eine große Meßblende gewählt. Ihr Durchmesser betrug 2'. 7. Im allgemeinen wurde nur dann gemessen, wenn die Intensität des Nachthimmelleuchtens höchstens das Dreifache der Intensität des Dunkelstromes betrug. Neben zwei Schiebern für Meßblenden und Filter enthielt das Photometer noch einen dritten mit einer radioaktiven Leuchtscheibe aus Zinksulfid [5]. Mit ihr konnte jederzeit das konstante Arbeiten des Photometers überprüft werden. Bei dem GuTHNiCKschen lichtelektrischen Photometer ist es gebräuchlich und zweckmäßig, nach der Methode der Aufladezeiten [7] zu messen. Sie soll in Abschnitt I I , i , noch näher beschrieben werden. 2. Auswahl der Programmsterne Wie ich bereits in der Einleitung erwähnte, sollte die Auswahl der Programmsterne nur von der Leistung der Meßanordnung und der Berücksichtigung der Extinktion abhängig sein. Die Leistungsgrenze des gesamten Instrumentes lag für frühe Spektralklassen etwa bei 6™o. Da die Arbeit nicht auf spezielle Spektraltypen beschränkt werden sollte und außerdem die Erfahrung lehrt, daß bei Aufladezeiten von mehr als 15 sec die Auffassungsgabe des Beobachters und damit die Meßgenauigkeit sinken, wurden Sterne schwächer als 4™5 nicht mit in das Programm aufgenommen. Dies ist also die erste Auswahl der Programmsterne, die, unabhängig vom Beobachter, nur durch die Leistungsfähigkeit des Instrumentes bedingt ist. Um die Extinktion (Zenitreduktion) möglichst völlig auszuschließen, wurden nur solche Sterne gemessen, für die die Zenitdistanz z während der Messung z sS 20° sein kann. Für den Beobachtungsort (Sternwarte Sonneberg) sind das Sterne zwischen 30° und 70° nördlicher Deklination. Dies ist die zweite, nur durch die Extinktion bedingte Auswahl der Programmsterne. Nach Auslassen einiger bekannter Veränderlicher blieben 156 Sterne für das Programm. Abb. 2 zeigt die Programmsterne im 0 B A F PH Riesen

G K M | [ziw/ye

Abb. 3. Spektrale Verteilung der Programmsterne 234

HERTZSPRUKG-RussELL-Diagramm

(H-R-Dia-

gramm) und Abb. 3 ihre Verteilung nach Spektralklassen. Wie man mittels der rechten Ordinate (Anzahl N in %) in Abb. 3 ersehen kann, entspricht die Verteilung der Programmsterne etwa der der hellen Sterne, d.h. aber, daßdiePro-

grammsterne auf Grund ihrer zufälligen Auswahl eine Stichprobe aus der Grundgesamtheit der hellen Sterne darstellen. Dies ermöglicht in Abschnitt III,i, die Anwendung einer Prüfverteilung auf die Meßergebnisse.

3. K a t a l o g der P r o g r a m m s t e r n e Sämtliche Programmsterne sind im nachfolgenden Katalog I enthalten. Ihre Gesamtzahl ist in einzelne Sätze unterteilt (siehe Abschnitt II, 1). Der Inhalt der Katalogspalten ist folgender: 1. 2. 3. 4. 5. 6. 7.

Spalte: Spalte: Spalte: Spalte: Spalte: Spalte: Spalte:

8. Spalte:

9. Spalte:

10. Spalte: 11. Spalte:

Nummer der Sätze. Laufende Nummer der Programmsterne. Nummer in der Revised Harvard Photometry [8]. Bezeichnung der Sterne nach B A Y E R , F L A M S T E E D oder HEVELITJS. Rektaszension für 1900.0. Deklination für 1900.0. Scheinbare visuelle Helligkeit mv. Sie wurde entweder aus [8] entnommen oder aus neueren Literaturangaben wie z.B. [9] oder auch [10]. Absolute visuelle Helligkeit Mv. Zu ihrer Bestimmung wurde etwa folgendermaßen vorgegangen: Lagen gute trigonometrische Parallaxen vor, meist 71 > r/030, so wurde mit ihnen Mv berechnet [10,11]. Sonst kamen die Kalibrierung nach M O R G A N und K E E N A N [12] oder die Neukalibrierung des M K Systems von JOHNSON und H I L T N E B , [13] in Anwendung. Wo nur der Mt.-Wilson-Spektraltyp vorlag, mußten auch [10] und [11] benutzt werden. Spektrum nach der MK- oder Mt.-Wilson-Klassifikation [10, 11, 12 u.a.]. Bei Doppelsternen wird, außer bei hellen Begleitern, nur das Spektrum der Hauptkomponente angegeben. Mittlere Aufladezeit t. Ein + bedeutet, daß in den Anmerkungen zum Katalog ein weiterer Hinweis für den betreffenden Stern steht.

235

Katalog I

Lf. Nr.

HRNr.

Stern

1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13

1612 1641 1708 1568 1603 1542 2012 2095 2077 2238 2540 2697 2852 2890/91

15

2818 3275 3323 3594 3569 3579 3690 3705 3757 3888 3775 4033 4069 3974 4100

14

16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29 30 3I 32 33 34 35 36 37 38 39 40 41 42 43 236

4434 43OI 4295 4335 4247 4377 4375 45I8 4554 4660 4905 5054

5062 4785

RA

Dekl.

m„

£ Aur rj Aur sv als veränderlich anzusehen ist.

Die Werte der Spalten 1 bis 6, die jeweils für einen ganzen Satz gelten, sind nur bei dem ersten Stern des betreffenden Satzes aufgeführt. Die Abb. 4 vergegenwärtigt die Lage der veränderlichen Programmsterne im H-R-Diagramm. Sie setzen sich zusammen aus 1 2

14 1 11 4 1

Ib-Überriesen, hellen Riesen, Riesen, Unterriesen, Hauptreihensternen, p-Sternen und Am-Stern,

insgesamt sind es 34 Sterne, deren Helligkeit für veränderlich gefunden wurde. Daß von den mitgemessenen neun bekannten Veränderlichen nur zwei als veränderlich erkannt wurden, liegt an folgendem: Bei drei Bedeckungsveränderlichen geschahen die Messungen nur während des Normallichtes, bei einem — o And — liegen bestimmte Verhältnisse vor, die in VI,2, näher erläutert werden, und bei drei Sternen ergeben die geringen Amplituden: < s„! 245

Riesen

Abb. 4. H-R-Diagramm der veränderlichen Programmsterne — jetzige Hauptreihe +

• Hauptreihensterne • Am- u. p-Sterne Riesen x Überriesen u. helle Riesen

O Unterriesen

Ferner sollen noch zwei Abbildungen zeigen, daß eine Korrelation zwischen der Aufladezeit t und anderen Merkmalen nicht existiert. Aus Abb. 5 kann man die Verteilung der Aufladezeiten für sämtliche Programmsterne ersehen. In diese Verteilung ist die Verteilung der Aufladezeiten der Veränderlichen schraffiert eingetragen. Die in das Schema eingeschriebenen Zahlen geben in Prozent die Häufigkeit der Veränderlichen zur Häufigkeit der Programmsterne bei einer bestimmten Aufladezeit t. Implizit enthalten diese Verteilungen die scheinbare lichtelektrische Helligkeit bzw. den Spektraltyp. Zwischen 5 sec iS t ^ 11 sec beträgt der Mittelwert der Häufigkeit 20%. Dabei muß man der Häufigkeitsverteilung infolge der kleinen Zahlen eine Abweichung von mindestens ± 5 % zugestehen. Ab i ;> 12 sec ist eine Diskussion wegen der kleinen Zahlen nicht mehr möglich. Dasselbe darf wohl auch für t = 4 sec gelten. Ferner sind unter den elf Sternen mit t ;> 10 sec acht Sterne mit Spektraltyp Go oder später, wovon sieben Riesensterne sind. D.h., es findet bei den längeren Aufladezeiten eine Häufung der roten Riesen statt, die meist scheinbar geringe lichtelektrische Helligkeiten besitzen. Auch dadurch ist eine Zunahme der prozentualen Häufigkeit der Veränderlichen ab t > 10 sec zu erklären. Aus Abb. 5 kann man daher ersehen, daß die Veränderlichkeit nicht durch eine Abhängigkeit zwischen scheinbarer Helligkeit bzw. Spektraltyp und Aufladezeit beeinflußt wird, da eine solche nicht existiert. In Abb. 6 sind die mittleren Fehler s der Sternhelligkeiten mk in Abhängigkeit von der Aufladezeit t eingetragen. Um festzustellen, ob z.B. s zunimmt, wenn t wächst, d.h., ob eine Korrelation zwischen s und t besteht, 246

2

4

6

8

70

72

K

75

Abb. 5. Häufigkeitsverteilungen

0,08 •

• •

0,06

0,04

0,02

0

•

•

•

" . • " . ' ' " '

•

•••

I 5

I

.

I

' t '

•*•

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... -

•

•

r:

'•'

S-0,039*

•

I

I

70

L_J

I

I

I

75

I

Abb. 6. Lineare Regression zwischen mittl. Fehler s und Aufladezeit t

247

Tabelle i S a t z j nx

i

11

th

F

«c

*t>

IO

4.78

¿o'Pojio

±0^0678

Nr. St. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 IO 11 12 13 14

2

11

II

4.46

+ 0.0184

+ 0.0389

15 16 17 18 19 20 21 22 23 24 25 26 27 28 29

3

12

12

4.16

¿0.0293

±0.0598

30 31 32 33 34 35 36 37 38

248

13

13

3-90

±0.0182

±0-0359

Anmerk.

£ Aur rj A u r a Aur 7 Cam ß Cam a Cam v Aur & Aur

St.

46

55

K Boo & Boo A Boo y Boo q Boo • Wahrscheinlich wäre es besser, iür verschiedene Intervalle von scheinbaren Helligkeiten und Amplituden bzw. Fehlergrenzen sv die Entdeckungswahrscheinlichkeit zu berechnen. Für eine solche Unterteilung reicht aber der Umfang des vorliegenden Materials nicht aus, so daß es besser war, die Entdeckungswahrscheinlichkeit für das Gesamtergebnis zu bestimmen. Nun besteht noch die Frage, ob V = 34 abhängig ist von den verschiedenen Streuungen s\ bzw. der Fehlergrenze s„ in den einzelnen Sätzen. Zur Klärung dieser Frage wurde Abb. 7 gezeichnet. Sie enthält die Anzahl

V der Veränderlichen in den Sätzen als Funktion der Fehlergrenze s„ und die für diese Meßpunkte ausgeglichene Gerade v = a +

b

v = 9.8 — 134.5 sv,

die trotz des großen Absolutbetrages von b deshalb so flach hegt, weil die Einheit der Abszisse gegenüber der Einheit der Ordinate sehr stark gedehnt ist. Wie man in der 254

Abbildung sieht, kommen sowohl bei kleinen als auch bei großen sv große als auch kleine V vor. Da außerdem die Streuung um die Gerade groß ist, war zu prüfen, ob b = —134.5 signifikant von Null verschieden ist. Mittels der ¿-Verteilung

t=

b-ß , a -J/ ' £ («,

wo zur Prüfung der Nullhypothese ß = 0, s„ der Mittelwert der sv und a2 die Streuung der Meßpunkte um die Gerade darstellt

Z (V'i — vif

konnte entschieden werden, daß b nur zufällig von Null verschieden ist, da

t = — 1.711 , während bei Signifikanz ji| > b = 3-25 für N — 2 = 9 Freiheitsgrade und einer Irrtumswahrscheinlichkeit von P = 0.01 sein muß. D. h. aber, daß die Anzahlen V der Veränderlichen in den einzelnen Sätzen unabhängig von der Fehlergrenze sv aufgefunden wurden und daher V = 34 Veränderliche nicht korrigiert zu werden braucht. Demnach befinden sich unter den hellen Sternen 2 2 % Mikroveränderliche mit Amplituden von etwa o™i bis 0™03 (siehe auch I V , 2), wobei eine Zunahme der Veränderlichen nach kleineren Amplituden nicht festgestellt werden konnte. Denkt- man sich die Messungen unterhalb von sv = ¿ o l ' c ^ ö fortgesetzt, und macht man die etwas gewagte Annahme, daß die V dann weiterhin so verteilt wären, wie in Abb. 7, so ergibt sich bei grober Abschätzung, daß bis zu Amplituden von minimal o™oi höchstens 3 0 % der hellen Sterne mikrovariabel sind! Wenn diese Abschätzung auch nicht ganz zutreffend sein mag, weil vielleicht bei Amplituden von o™oi ein gewisser Anstieg der Veränderlichkeit zu erwarten ist, so Hegt trotzdem das Ergebnis weit unter dem, das bisher immer von der MikroVariabilität erwartet wurde.

2. A m p l i t u d e n Um aus den vorliegenden Messungen Helligkeitsamplituden der Veränderlichen grob abschätzen zu können, müssen alle die Messungen beeinflussenden Fehler bekannt sein. Die durch die Aufladezeit ermittelte Helligkeit m bzw. hier I (als Intensität) setzt sich, wie schon in Abschnitt II, 1, beschrieben, aus einer Summe von Einzelhelligkeiten Ii zusammen:

i Diese sind Sternhelligkeit, Nachthimmelhelligkeit und Dunkelstrom; aber auch Korrektionsgrößen, wie Extinktion, Veränderung der Auffassungsgabe des Beobachters

255

und der Instrumentalkonstanten, gehören zu den /¿. Jedes I i ist mit einem mittleren Fehler o^ behaftet: I = I1±a1+

I2±a2+

I3±a3-\

+ In ± a„ .

Dann beträgt der mittlere Fehler von I a=±

1 / j x .

In gleicher Weise läßt sich der mittlere Fehler für die Sternhelligkeit mh darstellen, denn mk, bzw. hier I k , setzt sich additiv aus den i j zusammen, a besteht aus folgenden 3 annehmen, obwohl es auch einige Sätze gibt, z. B. der 1. und 7. Satz, wo diese Grenze bei o^os liegt. Da es nicht im Rahmen der Arbeit lag, genaue Elemente des Lichtwechsels abzuleiten, sind zur genauen Bestimmung der Perioden meist nicht genügend Messungen vorhanden. Manchmal konnte auch nicht geklärt werden, ob überhaupt eine Periodizität vorliegt. Deshalb ist der Begriff „Periode" des öfteren durch „Periodizität", „Dauer des Lichtwechsels" o. ä. ersetzt worden. Aus gleichem Grunde ist auch nicht jedem Veränderlichen eine Abbildung beigefügt. In den Abbildungen ist der mittlere Fehler einer Helligkeitsbestimmung durch eine Maßstrecke in Einheiten der Ordinate dargestellt. Wie bereits unter V,2, sind auch hier die aus den Satzmessungen durch Anschluß an konstante Programmsterne abgeleiteten Nachtwerte als „provisorische Nachtwerte" bezeichnet. Literaturangaben sind im allgemeinen nur dann gegeben, wenn sie zur Erläuterung des Lichtwechsels notwendig und nicht in den Katalogen von Güssow und GUTH263

[ I ] und Z I N N E R [2] enthalten sind. A u f andere Zustandsänderungen oder Besonderheiten wird nur soweit wie unbedingt notwendig eingegangen. Weitere Hinweise enthält auch noch der Abschnitt V I I . Bei Emissionsliniensternen sei noch auf den vorzüglichen Katalog von B I D E L M A N [102] hingewiesen. Bei Bemerkungen über die absolute Helligkeit Mv aus trigonometrischer Parallaxe n und scheinbarer Helligkeit m, ist nur n angegeben, da mv aus Katalog I entnommen werden kann.

NICK

Einige Abkürzungen wurden oft gebraucht: p A Sp Vglst. LC trig. Par. RV K

= = = = = = = =

Periode, Amplitude, Spektrum, Vergleichstern, Leuchtkraftklasse, trigonometrische Parallaxe, Radialgeschwindigkeit, halbe Amplitude der Radialgeschwindigkeit. 2. K a t a l o g I I

1. C A u r

GG 114

Bedeckungsveränderlicher (EA), P = qj^i'jG. Außerhalb der Bedeckungen schwankt die mittlere Helligkeit des K-Sterns über größere Zeiträume um wenige Hundertstel Größenklassen, so erfolgte z. B. nach L A R S S O N - L E A N D E R [40] von 1955/56 bis 1958 eine Helligkeitsabnahme von o"'o2. R O A C H und W O O D [41] geben zwischen den Bedeckungen von 1939/40 bis 1947/48 eine Abnahme des Radius von 1 % an. Auch kommen nach L A R S S O N - L E A N D E R [40] und W O O D und B L I T Z S T E I N [42] kurze Helligkeitsschwankungen mit einer Frequenz bis zu 20d und Amplituden bis zu O"'O5 vor. M C K E L L A R und P E T R I E [43] vermuten auf Grund der irregulären Veränderungen der chromosphärischen Linien und deren komplexer Struktur einen protuberanzenähnlichen Kalzium,,wind", der sich bis zu 80 • 106 km über die Photosphäre erhebt, während W I L S O N und A B T [44] annehmen, daß die Materie in der Chromosphäre des K-Sterns nicht gleichförmig, sondern als Kondensationen hoher Dichte mit nur einigen 103 km Durchmesser verteilt ist. Bei meinen Messungen wird £ Aur außerhalb der Bedeckungen nicht als veränderlich erkannt, da die Fehlergrenze sv des 1. Satzes größer als ol'os («a A) ist und Schwankungen von dieser Amplitude auch nur zeitweise auftreten. C Aur gehört zu den Überriesen und hellen Riesen mit großen Massen (M; zu 20 Me) und ausgedehnten Atmosphären. Wahrscheinlich befinden sich diese Sterne in der Nähe der Stabilitätsgrenze, denn zu den Überriesen gehören die meisten physischen Veränderlichen. Nach ABT [45] werden auch die kleinen Zustandsänderungen der Überriesen durch echte Pulsationen ausgelöst. Außerdem kommen, vor allem bei den späten Spektraltypen, atmosphärische Bewegungen und Kondensationen vor, wodurch die kleinen Helligkeitsänderungen irregulären Charakter annehmen. 2. tj Aur

GG 115

Zi 340

K V S 100 441

Bei Messungen von G U T H N I C K und P A V E L [47] 1921 zeigten sich zeitweise Helligkeitsschwankungen von 0^03 bis 0I1104, ohne daß eine Periode abzuleiten war. Nach 264

HENKOTEAU [I] soll rj Aur schnelle Schwankungen der R V zeigen, weshalb er ß-CepT y p vermutet. WIDORN [46] hat über drei Jahre, von 1956 bis 1958, beobachtet und gibt Helligkeitsänderungen von mehreren Zehntel Größenklassen an! Dieses Ergebnis ist mir ganz unverständlich. Ich habe rj Aur von 1954 bis Febr. 1956 im 1. Satz beobachtet. Dort hat er nach § Aur die geringste Streuung und fand deshalb zur Bildung von sc Verwendung! Auch während einer fünfstündigen Meßreihe 1957, Jan. 29./30., zeigte iq Aur keine merkliche Veränderung der Gesamthelligkeit. Da die Satzmessungen eine Helligkeitsvarianz bis zu etwa 0™05 zulassen, könnte er höchstens innerhalb dieser Varianz veränderlich sein, aber niemals über Zehntel Größenklassen. r) Aur muß zur Aufklärung dieser Diskrepanz zur weiteren Beobachtung empfohlen werden! 3. a Aur

GrG 120

Zi 360

KVS 100460

Meine Messungen von 1954 bis 1959 ergeben P = 366d und A = o'"i5 (Abb. 9). Vergleichsterne waren H R 1668 (F5) und •& Aur (Aosp). Auch die gemittelten Messungen von GUTHNICK und PRAGER [37] aus dem Jahre 1915 ordnen sich gut in

Abb. 9. a Aur

diese Periode ein (Abb. 10), ebenso ihre Bemerkung, daß