Drei langperiodische Bedeckungsveränderliche: RZ Scuti, RZ Ophiuchi und EE Cephei
Von langperiodischen Bedeckungsveränderlichen spricht man im allgemeinen, wenn die Periode der Sterne zehn Tage überschreitet. Nach oben hin gibt es im Prinzip keine Grenze, bekannt sind Systeme mit einer Periode bis zu mehreren Jahrzehnten. Drei Sterne aus meinem Beobachtungsprogramm möchte ich hier vorstellen: RZ Scuti, RZ Ophiuchi und EE Cephei. Diese drei Systeme umfassen einen Periodenbereich von rund zwei Wochen bis zu über fünf Jahren und erfordern Instrumente vom einfachen Feldstecher bis hin zum Teleskop. Sie werden nun nach ansteigenden Schwierigkeitsgrad vorgestellt.
RZ Scuti
RZ Scuti ist mit seiner Periode von etwas über zwei Wochen am unteren Ende der Langperiodischen Bedeckungsveränderlichen anzusiedeln. Mit einem Helligkeitsbereich von 7,4 mag bis 8,9 mag handelt es sich um ein Feldstecherobjekt und läßt sich bequem von Beobachtern des nahestehenden R Scuti mit einem kleinen Schlenker mitbeobachten. Anlaß für meine Beobachtungen war ein Beobachtungsaufruf von Bernd-Christoph Kämper im BAV Rundbrief 3/1985, 110-111: Beobachtungen der BBSAG hätten angedeutet, dass sich die Periode des Systems im Vergleich zu den Elementen aus dem GCVS 1969 stark verlängert haben könnte.
Abb. 1) Reduzierte Lichtkurve von RZ Scuti, Beobachtungen 1997 - 1999
Vom Sommer 1997 bis zum Frühsommer 1999 habe ich bei jeder Gelegenheit diesen Stern geschätzt, wobei mein Ziel die Durchbeobachtung der vollständigen Lichtkurve war. Deswegen brauchte es auch keine Planung, wann ein Minimum zu erwarten wäre: immer wenn ich R Scuti beobachtete, schaute ich auch nach RZ Scuti. Die von Kämper angedeuteten Beobachtungsprobleme können bestätigt werden: man braucht mindestens eine ganze Beobachtungssaison, um ein Minimum abzudecken: sie sind einfach zu selten und zu lang. Die Abb. 1 zeigt das Ergebnis aus 92 Beobachtungen.
Aus meinen Beobachtungen läßt sich ein Minimum bei 2451009,3 ableiten (mithilfe des kleinen Turbo-Basic-Programms kwee.exe von Phil Kuebler, welches Minima aus einem Datenset nach der "Kwee-Van Woerden"-Methode bestimmt). Wie passt dieses Minimum in die verschiedenen Elementsysteme? Ich gebe zunächst die provisorischen Elemente von Kämper (A), sodann die Elemente aus dem aktuellsten elektronischen GCVS (B) inclusive des dort in den Anmerkungen genannten nonlinearen Terms, die Elemente nach Kreiners Atlas of O-C Diagrams of Eclipsing Binary Stars (C) sowie Elemente nach einer Arbeit von Olson & Etzel (1994) zum Stern (D).
Elemente B R B-R
A 46072,5480 + 15,19155 * E 51009,3 51009,802 -0,502
B 19261,1025 + 15.1902079 * E 51009,3 51008,98 (*) +0,32
C 37033,7880 + 15.19048 * E 51009,3 51009,03 +0,27
D 39676,6390 + 15,191298 * E 51009,3 51009,347 -0,047
(*) unter Berücksichtigung des nonlinearen Terms R = R + 0.78d*10**(-7)*E**2
Die Elemente von Olson & Etzel passen am besten zu meinen Beobachtungen, aber auch die Elemente aus dem "Atlas" sind in Ordnung. Die von Kämper vermutete Periodenänderung kann also nicht bestätigt werden.
RZ Ophiuchi
Eine Beobachtung von RZ Oph habe ich im BAV Rundbrief 2/2002, 43 angeregt. Leider war das Minimum im Mai 2002 wegen dem schlechten Wetter kaum zu verfolgen, immerhin konnte ich einige Werte ermitteln und meine - immer noch vorläufige - Lichtkurve ergänzen. Im Februar 2003 fand das nächste Minimum statt, welches aber für mich wegen ständigem Dunst unbeobachtbar war. Das nächste Minimum ist Ende Oktober 2003 zu erwarten, hier zum Appetitmachen eine reduzierte Lichtkurve, in der meine Beobachtungen von 1999 und 2002 eingeflossen sind.
Abb. 2) Reduziertes Minimum von RZ Ophiuchi, Beobachtungen 1999 - 2002
Die wesentlichen Eigenschaften des Minimums sind bereits in dieser Lichtkurve erkennbar: eine Gasscheibe um den Begleiter führt dazu, dass sich schon vor der Bedeckung durch den Begleitstern ein geringer Helligkeitsabfall wegen der bedeckenden Gasscheibe bemerkbar macht. Dementsprechend gibt es auch nach dem Ende der Bedeckung noch einen geringen weiteren Helligkeitsanstieg. Die eigentliche Bedeckung geht recht schnell vonstatten, Helligkeitsabfall und Helligkeitsanstieg gehen in jeweils etwa eineinhalb Tagen vor sich, hier ist es schwer, genug Beobachtungen zusammenzubekommen. Im Minimum bleibt die Helligkeit für fast neun Tage konstant.
Für Beobachter mit einem kleinen Teleskop ist RZ Oph keine große Herausforderung. Alle achteinhalb Monate gibt es ein Minimum, dessen gesamter Verlauf rund zwei Wochen dauert - so lange dauert selten eine Schlechtwetterphase, so dass pro Saison einige Werte zusammenkommen sollten. Nach meinen Erfahrungen dürften drei durchbeobachtete Minima reichen, um eine ausreichende Abdeckung des Lichtwechsels zu erreichen. Mehr ist natürlich immer besser. Für diese drei Minima muß man allerdings schon vier oder mehr Jahre veranschlagen.
EE Cephei
Mit EE Cephei befinden wir uns in der Königsklasse der Langperiodischen Bedeckungsveränderlichen: Die Periode von 2050 Tagen (rund 5,5 Jahre) macht ein Minimum zum sehr seltenen Ereignis. Die Helligkeit ist mit 10,7 mag bis etwa 12,2 mag schon etwas für größere Teleskope, jedenfalls wenn man mitten aus einer Stadt heraus beobachtet. Und vor allen Dingen: EE Cep ist ein hochinteressanter Stern. In einer aktuellen Arbeit von D.Graczyk et al, die nicht zuletzt zur Anregung und Vorbereitung auf das im Juni stattfindende Minimum dient, werden die wesentlichen Kenntnisse über das System zusammengefasst. Am besten kann man das am Minimum selber referieren.
Abb. 3) EE Cep - schematisches Minimum nach D.Graczyk et al.
Zwei Besonderheiten fallen auf. Obwohl die Minima von Fall zu Fall eine verschiedene Länge und Tiefe haben, bleibt das Schema für ein Minimum konstant. Es gibt nicht nur die vier klassischen Punkte Bedeckungsbeginn, Anfang und Ende der Totalität, und Bedeckungsende, sondern sechs Punkte, die sich im hier dargestellten Schema einer Bedeckung (letztlich ein schematisches Komposit aus mehreren Minima) deutlich zeigen: vor dem eigentlichen Helligkeitsabfall (B) gibt es eine Phase, in der die Helligkeit schon etwas abnimmt (ab A). Nach dem Minimum (C) geht es erst allmählich (bis D), dann flotter (von D zu E) aufwärts. Und am Bedeckungsende gibt es wieder eine Phase (E bis F), in der die Hellig-keit etwas langsamer weiter zunimmt.
Vergleichbares hatten wir schon bei RZ Oph und es dort auf die Gasscheibe um den Begleiter zurückgeführt. Bei EE Cep liegt nun eine zweite Besonderheit vor: die Bedeckung ist nämlich "grau". Das heißt, dass in einem vergleichsweise breiten Spektralband die Amplitude gleich tief ist. Dies und das Nichtvorhandensein von spektralen Spuren des Begleiters weist darauf hin, dass der Begleiter nicht einfach ein Roter Riese ist, wie von L.Meinunger (1976) im ersten Modell des Sterns angenommen, sondern es sich wie beim berühmten Epsilon Aurigae um einen vollständig in einer Hülle eingebetteten Stern oder Sternsystem handelt. Diese Staubscheibe bedeckt nach dem neuen Modell von Graczyk et al den B5-Hauptstern des System EE Cep, Präzession und andere Effekte führen dazu, dass die Bedeckungen immer etwas verschieden ablaufen.
Abb. 4) Minimum von EE Cephei 1997
Beim vergangenen Minimum (1997) habe ich - noch ohne diese Deutung zu kennen - erste Beobachtungen an diesem System gewonnen, vor allem gegen Ende der Bedeckung allerdings stark behindert durch schlechtes Wetter (Abb. 4). Überraschend kann man in dieser Handvoll von Beobachtungen schon einen Teil der Lichtkurvenbesonderheiten erkennen. Bei 50715 scheint zunächst ein allmählicher Helligkeitsabfall zu beginnen, gefolgt von einem steilen Abfall bei 50732, einem Minimum bei 50740 und einem anschließenden weniger steilen Helligkeitsanstieg, der ab 50752 steiler wird. Das Ende des Minimums ist leider nicht beobachtet. EE Cephei durchläuft im Frühjahr 2003 wieder ein Minimum, angesichts der langen Dauer bietet es sich für Interessenten an, bald nach Erscheinen des Rundbriefs mit der Beobachtung zu beginnen.
Sterndaten:
Stern Position (2000) Helligkeit (V) Periode
RZ Sct 18h26m34s -09 12' 7,34 - 8,84 15,19 d
RZ Oph 18h45m46s +07 13' 9,65 - 10,42 261,93 d
EE Cep 22h09m23s +55 45' 10,7 - 12,2 2049,53 d
Literatur:
Graczyk, D. et al, 2003, http://de.arxiv.org/pdf/astro-ph/0303547
Hassforther, B., BAV Rundbrief 2/2003, 43
Kämper, B.-C., BAV Rundbrief 3/1985, 110
Kreiner et al, Atlas of O-C-Diagrams: http://www.as.ap.krakow.pl/o-c/index.php3
kwee.exe: http://dione.astro.science.ankara.edu.tr/birol/prgbg/kwee.zip (manchmal inaktiv)
Meinunger, L., 1976, Mitt. Verän. Sterne, 7, 97
Olson E.C., Etzel P.B., Astron. J., 108, 262-267 (1994)
Autor:
Béla Hassforther.
Letzte Änderung: 07.04.2003
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