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Der Lichtwechsel von BM Eri

BM Eri ist einer meiner Dauerprogrammsterne: meine erste Beobachtung datiert vom 8.1.1988, regelmäßig schätze ich ihn seit dem 15.12.1988, also seit über zwölf Jahren. Anlaß war ein interessanter und gleichzeitig lustiger Beitrag im BAV Rundbrief 3/1983 (Jg. 32), S 102-107 (den ich allerdings erst 1987 in einer Bibliothek las), nämlich die Übersetzung einer ursprünglich im ESO Messenger erschienenen Arbeit von P.Ahlin und A.Sundman. Dieser Aufsatz führte in Verbindung mit der Originalarbeit zu einer gewissen Berühmtheit des Sterns.

Entdeckungsgeschichte von BM Eri

BM Eri fiel Sergei Gaposchkin durch einen Helligkeitsabfall im Jahr 1944 auf (AJ 52, 43 (1946-47)), wobei die fotografische Helligkeit um 0,8mag von 8,5 auf 9,3 abfiel. Ein im Dezember 1944 gewonnenes Spektrum wies auf einen M6-Riesen hin, keine Spur eines sekundären Spektrums war zu entdecken.

1953 wurde von Gaposchkin dann eine Auswertung von 1835 Messungen auf Platten der Harvard-Himmelsüberwachung des Zeitraums von 1888 bis 1945 veröffentlicht. Demnach durchlief BM Eri im Jahr 1944 ein einzelnes Minimum, welches weniger als 321 Tage andauerte mit einer Eintrittsphase von etwa 25 Tagen. Nur der erste Teil des Minimums konnte beobachtet werden - beim Beginn der nächsten Beobachtungssaison war die Bedeckung vorbei. Da keine weitere Bedeckung zu finden war, schloß Gaposchkin auf eine Periode von mindestens 53 Jahren, eventuell von mehr als 57 Jahren.

In ihrer Originalarbeit von 1982 (ESO-Messenger June 1982, 30-33) weisen Ahlin und Sundman auf die spätere Entdeckung eines "echten" Lichtwechsels mit einer Amplitude von 0,2 im visuellen Bereich hin. Hinweise auf einen zweiten Stern haben sich im Spektrum immer noch nicht finden lassen. Eine Literaturrecherche der beiden Autoren führt zu wenigen verfügbaren Messungen: außer vier Infrarot-Werten finden sich ganze zwei fotoelektrische V-Werte, die aber zur großen Überraschung um 0,8mag differieren: 1970 hat der Stern V=8,06, 1972 dagegen V=7,29. Die Autoren ziehen daraus den Schluß, daß sie für 1970 eine Bedeckung "in der Bibliothek" gefunden haben. Da aber die Infrarot-Helligkeit praktisch unverändert war und auch weiterhin kein anderer Stern im Spektrum nachweisbar ist, ziehen Ahlin und Sundman den Schluß, daß es sich um ein exotisches Objekt handeln müsse, eventuell ein im Visuellen nicht nachweisbarer Stern, der in eine dichte Staubwolke eingebettet ist.

Noch 1982 hat dann das damalige AKV- und heutige BAV-Mitglied Dietmar Böhme diesen Stand der Dinge zum Anlaß genommen, für die beiden Zeiträume 1942-1947 und 1969-1971 die Sonneberger Himmelsüberwachung zu befragen (MVS Bd. 9, 172-173). Die etwas spärlichen Einzelwerte bestätigen die Beobachtungen von Gaposchkin bezüglich einer um ca 0,8 schwächeren Helligkeit im Jahr 1944, weisen aber auf einen gemächlicheren Abstieg hin. Knapp 450 Tage nach Beginn des Abstiegs ist der Stern wieder genauso hell wie vorher. In den Jahren 1969 bis 1971 streuen die Schätzungen nur geringfügig, kein Lichtwechsel ist nachweisbar.

Das angebliche Minimum von BM Eri

Das "Originalminimum" nach Beobachtungen von Gaposchkin und Böhme (aus MVS Bd.9, 172-173)

BM Eri hat sich danach durch seinen ungeklärten Lichtwechsel einen gewissen Bekanntheitsgrad erworben, durch die exotische Deutung von Ahlin und Sundman ist er quasi berühmt geworden und es gibt sogar eine BAV-Karte.

 

Meine Beobachtungen von BM Eri

Zum Schätzen von BM Eri verwende ich von Anfang an dieselben Vergleichssterne:

 Stern    V    B-V    v  
A = HD 27093 7.46 0.143 7.5
B = HD 26902 8.10 0.955 8.1

Inzwischen meine ich, dass ich als Helligkeit für B eher 8.2 hätte annehmen sollen.

Von der Farbe her ist der blauweiße HD27093 ein eher ungünstiger Vergleichsstern für den roten Veränderlichen BM Eri, allerdings sind mir nie Probleme aufgefallen.

Die verwendeten Vergleichssterne sind auf der folgenden Karte markiert, auf der auch die unterschiedliche Farbe der Sterne deutlich wird. BM Eri erscheint hier wesentlich heller als der Vergleichsstern HD27093, ist aber visuell nahezu immer schwächer. Allerdings war er zum Zeitpunkt der Aufnahme (19.10.2001) gerade in einer hellen Phase und visuell (!) gleich hell wie HD27093.

Karte von BM Eri

RGB-Aufnahme des Feldes von BM Eri mit Starlight-SX-CCD-Kamera, Objektiv 1.8/50
Im Feld befindet sich noch der helle Bedeckungsveränderliche YY Eri.
Feldgröße ca 5.6º x 3.7º

Meine Lichtkurve besteht aus 180 Einzelschätzungen mit leider großen saisonal bedingten Lücken. In den ersten Beobachtungsjahren war mein Ehrgeiz noch nicht so weit gediehen, mitten in der Nacht zum Schätzen aufzustehen, in den letzten Jahren gebe ich mir aber mehr Mühe damit.

Trotz der Lücken ist eine Periode zwischen 500 und 600 Tagen erkennbar. Die Grenzen des Lichtwechsels liegen bei ca 7,3 bis 8,1 - also eine Amplitude von 0,8 mag. Der Abstieg kann manchmal recht flott vonstatten gehen, zum Beispiel bei JD = 2449700 oder 2450200. Auch ein geringfügiger überlagernder Lichtwechsel ist neben einer merklichen Streuung angedeutet.

Lichtkurvevon BM Eri

Eine Periodenanalyse auf Basis meiner Beobachtungen ergibt folgendes Bild (wobei Frequenzen jenseits von 0,01entsprechend 100 Tagen nicht abgebildet sind - hier tut sich nichts).

Periodenanalyse von BM Eri

Der deutlichste Peak liegt bei der Frequenz 0,00182, also bei einer Periode von 550 Tagen. Das bestätigt schön den Eindruck, den man beim Betrachten der Lichtkurve gewinnt.
Die beiden Peaks bei 0,00454 und 0,00089 sind Aliasse zur Frequenz 0,00182 und weisen auf die jährlichen "Beobachtungsfenster" in meinen Werten hin:
0,00454 - 0,00182 = 0,00272     1/0,00272 = 368 (Tage)
0,00182 + 0,00089 = 0,00271     1/0,00271 = 369 (Tage)
Aus meinen Beobachtungen ziehe ich den Schluß, daß BM Eri ein relativ normaler und unspektakulärer Halbregelmäßiger mit einer Periode von ca 550 Tagen ist. Typisch für solche Sterne ist eine veränderliche Amplitude, die möglicherweise im von Gaposchkin und Böhme abgedeckten Zeitraum eher gering war. Das "Minimum" von 1944 könnte dann in einer Phase mit größerer Amplitude gelegen haben und vergleichbar mit Minima wie die bei 2448600 oder 2449750 in meinem Material sein.

 

Beobachtungen der ESO

Bei meinen SIMBAD-Recherchen zu BM Eri stieß ich auf eine Beobachtungsreihe der ESO ("Long-term photometry of Variables at ESO I., Manfroid J. et al., Astron. Astrophys., Suppl. Ser. 87, 481 (1991), ESO Sci. Report 8). Den ersten Teil konnte ich als Datei aus dem Internet laden, den zweiten Teil tippte ich mühselig in der Bibliothek von Sonneberg ab, wobei ich bei mehreren Werten pro Tag einen Mittelwert bildete. Insgesamt kamen 163 Messungen zusammen, die den Bereich JD = 2445245 bis 2448159 abdecken - es gibt also sogar eine kleine Überschneidung mit meinen Beobachtungen.

Die saisonal bedingten Lücken sind erheblich kürzer: Kunststück - ein automatisches Teleskop braucht keinen Schlaf, auch steht es nicht mitten in Heidelberg. Bei der folgenden Lichtkurve ist leicht eine Periode um die 550 Tage zu erkennen. Ein überlagernder Lichtwechsel mit kürzerer Periode und kleinerer Amplitude ist angedeutet. Meine Beobachtungen und Auswertungen werden also grundsätzlich wie auch im Wertebereich (Amplitude im Visuellen ca 1,1 mag) bestätigt.

Lichtkurve von BM Eri (ESO)

Eine Periodenanalyse des ESO-Materials zeigt wie erwartet den höchsten Peak bei der Frequenz 0,00181 entsprechend einer Periode von 554 Tagen. Die bei mir ganz deutlichen Aliasse sind nicht vorhanden, dafür ist der "Untergrund" etwas unruhiger, vielleicht wegen des kürzeren Beobachtungszeitraums und / oder der geringeren Anzahl von Messungen.

Periodenanalyse von BM Eri, ESO-Material

 

Schlußfolgerung

Die Beobachtungen der ESO aus den Jahren 1982 bis 1990 und meine Beobachtungen von 1988 bis 1998 zeigen übereinstimmend einen Lichtwechsel mit einer Periode von rund 550 Tagen und einer Amplitude bis knapp 1 mag. Das vermutete Bedeckungsminimum liegt sowohl in der Amplitude als auch in der Dauer im normalen Rahmen des Lichtwechsels von BM Eri. Es handelt sich also um einen typischen Halbregelmäßigen, und nicht um einen Bedeckungsstern.


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Gestaltet von Béla Hassforther. Letzte Änderung: 23.10.2001
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