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Der erste Teil des folgenden Textes entspricht dem Beitrag für den BAV Rundbrief 3/2000, die nachfolgenden Teile sind der alte Text der Homepage.

Drei spannende Wochen mit HD172468

Beim Entmüllen meiner Festplatte von den üblichen vielen Dateien, die man sich beim Surfen für eine spätere Prüfung herunterlädt (und dann doch nie anschaut), fand ich eine Abstractsammlung, die ich vor dem Löschen noch schnell überfliegen wollte. Eines dieser Abstracts elektrisierte mich sofort, hier die entscheidende Passage:

HD 172468, whereas almost constant for most of the time, suddenly started to drop in brightness to such a low level to become undetectable. We suspect that such an abrupt event may be an "obscurational" minimum, that is typical of eruptive RCB stars, or may be due to the variable extinction by circumstellar dust in a young Orion type object.

Die Autoren S.Messina, G.Marino, M.Rodonò und G.Cutispoto behaupten also nichts weniger, als dass sie einen Stern gefunden haben, der im Normallicht 7,5 mag hell ist, aber Helligkeitseinbrüche bis unter die 12.Größenklasse zeigt. Die Arbeit wurde in Astron. Astrophys. 364, 706-711 (2000) veröffentlicht, einem "refereed journal", in dem Beiträge nur nach einer Prüfung durch unabhängige Fachkollegen veröffentlicht werden - also einer denkbar seriösen Quelle. Die Veröffentlichung in A&A führte dazu, dass diese Meldung es nicht so recht in die "Veränderlichenbeobachterszene" schaffte: nur in der eher obskuren mailing-Liste vsnet-campaign fand sich ein kurzer Hinweis, auf dem nochmal in der wöchentlichen mail "News from VSNET" von T.Kato, die an die AAVSO-mailing-Liste geht, hingewiesen wurde. Am 01.05.2001 wurde darin unter der Überschrift "New targets" wie folgt auf den Stern verwiesen:

HD172468 = NSV24534 (RA = 18h37m41s, Dec = +51d56'45")
According to Astron. Astrophys. 364, 706 (2000), Messima et al. reports that the 7-th mag star HD172468 showed temporary 1-4 mag fadings, and sometimes undetectable by their APT observations. T. Kato reported that the object is not (very) hydrogen-deficient, and looks different from a classical R CrB-type star. The GSC magnitude 11.16 is more than three magnitudes fainter than usual. However, Hipparcos didn't pick up this star as a variable star (vsnet-campaign 886).

Eine beobachterische Resonanz erbrachte auch diese Meldung nicht. Für mich war dieser Informationsstand aber sofort Anlaß, den Stern in mein Beobachtungsprogramm aufzunehmen, und einige Tage danach war schon die Gelegenheit zum Beobachten da, der Stern - erwartungsgemäß - aber im Normallicht. Eine Prüfung eigener Sternfeldaufnahmen aus den achtziger Jahren und der schönen (und datierten!) Abbildungen in Eckard Slawiks "Atlas der Sternbilder" zeigte den Stern auch immer in seiner Normalhelligkeit.

Eine Recherche nach der Originalarbeit im Web war erfolglos: die Aufsätze aus A&A können nur Abonennten online lesen, und auf keinem der mir bekannten Preprint-Server fand sich die Arbeit. Nach einigen Tagen mailte ich also an S.Messina und bat um eine pdf- oder Postscriptversion des Aufsatzes, den ich dann schon am nächsten Morgen bekam - eine Erfahrung, die ich im Kontakt mit Berufs-Astronomen regelmäßig mache: meist bekommt man bei der Bitte um Material oder bei einer Nachfrage innerhalb eines Tages die Antwort oder die gewünschten Dateien.

Der Aufsatz machte einen soliden Eindruck, wenn man sich auch die beigefügte Lichtkurve etwas größer gewünscht hätte. Hier also einige Details zur Entdeckung der Autoren sowie die Lichtkurve. Die Beobachtungen galten in der Hauptsache dem nahestehenden Veränderlichen BY Dra. HD172468 und HK Dra wurden mitbeobachtet, weil HD172468 einer Veränderlichkeit um einige Hundertstel mag verdächtigt war, und HK Dra ein bekannter Veränderlicher mit ungenügenden Daten ist. Die Beobachtungen wurden mit einem automatischen Teleskop, dem 80-cm Automated Photometric Telescope des Catania Astrophysical Observatory auf dem Ätna (= APT-80) gewonnen. Im Zeitraum 1993 bis 1999 wurden mehrere Episoden registriert, in denen der Stern schwächer wurde und teilweise für das APT-80 nicht auffindbar war, den Autoren nach also schwächer als 12,6 mag sein mußte. Beobachtungen vom Astrometriesatelliten Hipparcos von 1990 bis 1993 zeigen keine Veränderlichkeit, eine Bestätigung des Lichtwechsels schien aber die Helligkeitsangabe 11,16 aus dem GSC-Katalog zu sein.

Abb. 1) Lichtkurve von HD172468 aus A&A 364 (2000). Beobachtungen von 1990 bis Anfang 1993 sind von Hipparcos, die Beobachtungen von 1993 bis 1999 vom APT-80. Die kleinen schwarzen Rechtecke unter der gestrichelten Linie bei V=12,6 zeigen, wann HD172468 für das APT-80 unsichtbar war.

Auch wenn ein leichtes Mißtrauen nicht weichen wollte, war der Stern nun doch ein idealer Fall für Wolfgang Questers Reihe "Wer beobachtet mit" und ich wollte für den Rundbrief einen kleinen Beitrag schreiben. Quasi als "preprint" machte ich eine Seite auf meiner Homepage und wies im BAV-Forum darauf hin - abgesendet nach Mitternacht.

Was danach folgte übertraf meine Erwartungen bei weitem und ist auch der Anlaß für diesen etwas ausführlichen Bericht. Schon am Morgen war die erste Antwort da mit dem Angebot von Eberhard Splittgerber, den Stern auf Sonneberg-Platten zu bearbeiten, einige Stunden später bot sich auch Eyck Rudolph dafür an, und die mails von BAV-Mitgliedern, die mir mitteilten, dass sie diesen Stern beobachten werden, kann ich gar nicht alle aufzählen. Diese Resonanz war besonders wohltuend, widerlegt sie doch die harsche Kritik, die die BAV in den Wochen davor im BAV-Forum einstecken mußte.

Schon am Montag (2.Juli) teilte mir Peter Kroll dann mit, dass er in Sonneberg einen Schüler an die Platten gesetzt hat und bald Ergebnisse zu erwarten wären. Inzwischen hatte ich in knapp drei Wochen zehnmal den Stern geschätzt und immer im Normallicht gefunden, weitere Recherchen nach Aufnahmen der Gegend von HD172468 im Internet und auf photographischen Sternatlanten zeigten den Stern immer im Normallicht und so war auch die erste Negativmeldung von Peter Kroll nach über 300 geprüften Sonneberg-Platten keine allzugroße Überraschung mehr.

Inzwischen hatte ich von Sergio Messina auch die Originalmessungen des APT-80 bekommen und wurde dadurch mit einem Schlag aus den schönsten Träumen gerissen - und eine Reihe von BAV-Mitgliedern wohl auch.

Mit einem vernünftigen Zeitmaßstab geplotted zeigen die Messungen auf den ersten Blick, dass es sich hier um keinen Veränderlichen handeln kann, sondern ein instrumentelles Problem vorliegen muss: es gibt Phasen des Normallichts, die an einem Tag von einem "Abfall" auf unter 12,6 mag unterbrochen werden, und andererseits Phasen der "Unsichtbarkeit", in denen der Stern an einem Tag mal kurz wieder im Normallicht zu sehen ist, um am nächsten Tag wieder "unsichtbar" zu sein. Andere "Messungen" zeigen, dass der Stern innerhalb von einigen Stunden Helligkeitsschwankungen von mehreren Größenklassen vollzieht. Alles in allem wäre das ein abenteuerlicher und einmaliger Stern, aber die einfachste und wahrscheinlichste Erklärung ist die, dass es sich um ein instrumentelles Problem des APT-80 handelt. Dazu schaue man sich die folgenden drei Lichtkurvenausschnitte an (Abb. 2). Die Linie bei ca 12,6 mag gibt die Grenze an, die die Autoren für die Unsichtbarkeit setzen. Die Zeichen darauf sind die Zeitpunkte der Beobachtungen. Eigentlich fällt mir hier wirklich nur der Kommentar ein, dass die Autoren wenig Ahnung von Veränderlichen Sternen haben.

Der sogenannte Lichtwechsel von HD172468

Abb. 2) Beispiele für den "Lichtwechsel" von HD172468 (Messungen des APT-80)

Eine letzte Bestätigung für die Unveränderlichkeit brachte dann die vollständige Bearbeitung des Sonneberger Materials, wonach der Stern auf über 800 Platten nahezu konstant ist.

Was bleibt von diesen reichlich hektischen drei Wochen?

Zunächst die sehr positive Erfahrung, dass die BAV eine Menge Mitglieder hat, die bereit sind, innerhalb von Stunden auf ein interessant scheinendes Beobachtungsobjekt zu reagieren. Bei allen Beobachtern, Bearbeitern und Interessenten möchte ich mich für ihr Engagement herzlich bedanken.
Dann die ernüchternde Erfahrung, dass in einem refereed Journal auch gepatzt werden kann, wenn der Referee seine Aufgabe nicht ernst genug nimmt. Peter Kroll wird die Sonneberg-Bearbeitung als IBVS veröffentlichen, damit sollte der Fall klargestellt sein.
Tröstlich bleibt bei aller Enttäuschung, dass die Widerlegung eines Artikels auch ein Ergebnis ist, der ganze Aufwand also nicht umsonst war.

Und, ganz wichtig: es waren spannende Wochen!

HD172468 - ein neuer heller RCrB-Stern?

Farbaufnahme von HD172468 mit POSS-II J und F

Farbaufnahme von HD172468
(anhand von POSS-II-Platten, Feld: 10'x10')

Ergänzt 04.07.2001: Ich möchte von einer weiteren Beobachtung des Sterns abraten, da ich nun ziemlich sicher bin, dass es sich nicht um einen Veränderlichen Stern handelt. Wahrscheinlich liegt ein nicht-registrierter Fehler in der Aufnahme- oder Auswertungsprozedur des automatischen Teleskops vor.
Von Sergio Messina habe ich die Originaldaten erhalten, mit denen Interessierte sich nach Belieben vergnügen können.
Ein Resümee folgt in den nächsten Tagen.

Ab hier der ursprüngliche (und noch optimistische) Beitrag:

Es ist immer wieder überraschend, wenn sich vergleichsweise helle Sterne als veränderlich herausstellen - eigentlich sollten diese doch alle ausreichend bekannt sein.

Im zirkumstellaren Sternbild Draco - also nahezu das ganze Jahr beobachtbar - befindet sich BY Dra, der Namensgeber einer ganzen Veränderlichenklasse. Einer seiner Nachbarsterne - HD172468, ein beliebter Vergleichsstern für BY Dra - wurde schon mehrfach einer geringen Veränderlichkeit verdächtigt, scheint sich nun aber als ganz besonderes Objekt zu erweisen.

Der italienische Astronom S.Messina hat zusammen mit seinen Mitarbeitern mehrere Jahre diesen Stern durch ein automatisches Teleskop (dem 80-cm Automated Photometric Telescope des Catania Astrophysical Observatory auf dem Ätna = APT-80) messen lassen und folgendes herausgefunden (Astron. Astrophys. 364, 706-711 (2000), vgl. auch das Abstract weiter unten):

Meist ist die Helligkeit von HD172468 konstant bis auf einige Hundertstel einer Grössenklasse. Doch im Untersuchungs-Zeitraum 1992 bis 1999 hat der Stern mehrfach plötzliche Helligkeitseinbrüche erlitten, die ihn sogar für das APT-80 unsichtbar werden ließen. Da diese Episoden nahezu jedes Jahr beobachtet wurden, kann es sich nicht um ganz seltene Ereignisse handeln. Interessanterweise ist die im Guide Star Catalogue angegebene Helligkeit des Sterns mehrere Größenklassen schwächer als seine Normalhelligkeit: sollte der Stern zum Zeitpunkt dieser Messung auch gerade einen Helligkeitsabfall erlitten haben?

Lichtkurve von HD172468

Zur Abbildung: Die Beobachtungen von 1990 bis Anfang 1993 sind von Hipparcos (offene Dreiecke), die Beobachtungen von 1993 bis 1999 vom APT-80 (Punkte). Offene Rauten und vertikale Linien zeigen die APT-80-Beobachtungen der Helligkeitseinbrüche.

Was könnte das für ein Stern sein? Die Autoren machen zwei Vorschläge: vom Lichtwechsel her könnte es sich um einen RCrB-Vertreter handeln - allerdings hätte HD172468 für einen RCrB-Stern ein ungewöhnlich spätes Spektrum. Als Alternative schlagen die Autoren einen jungen Stern mit zirkumstellaren Material vor, welches für Lichtabschwächungen verantwortlich sein soll.

So lange der Lichtwechsel aber nicht detaillierter untersucht worden ist - also ein weiterer Helligkeitsabfall genauer verfolgt worden ist - bleibt erstmal alles Spekulation. Hier deswegen die Anregung, diesen Stern zu beobachten.

HD172468 ist hell: im Normallicht ist er mit einem 8x30-Feldstecher leicht zu sehen. Wenn man nur überwachen will, ob er noch normal hell ist oder ob er schon zu einem Abstieg angesetzt hat, kann man den normalerweise nur wenig schwächeren Nachbarstern zum Vergleichen nehmen: diese kleine Kontrolle ist dann in kürzester Zeit erledigt.

Es kann auch sinnvoll sein, archivierte Sternbildaufnahmen zu prüfen: bei einer Kontrolle meiner eigenen Aufnahmen aus den achtiger Jahren und der schönen Aufnahmen im "Atlas der Sternbilder" von Slawik/Reichert war der Stern allerdings immer im Normallicht.

Bemerkt man etwas ungewöhnliches, bitte eine Meldung an die BAV oder direkt an mich.

Der Autor der Originalarbeit ist sehr interessiert an einer Amateurüberwachung dieses Sternes und wird von mir im Fall eines Abstiegs sofort benachrichtigt. Vielleicht lässt sich dieses Rätsel mit einer gemeinsamen Anstrengung relativ schnell klären.

Daten von HD172468
Namen: HD172468 = Hip91329 = BD+51 2410 = GSC 3539 1298 = SAO31077
Position (2000): 18h37m41.06s +51 56'45.4
Helligkeit: V=7,52 B-V=1,247 (GSC-Helligkeit: 11.16 (!))
Spektraltyp = K2, Distanz = 322pc, Mv = 0,0

Abstract aus Astron. Astrophys. 364, 706-711 (2000)

Serendipitous discovery of an irregular and a semi-regular type variable in the field of BY Draconis

S. Messina, G. Marino, M. Rodonò, and G. Cutispoto

Abstract

We present new evidence of the optical variability of two red giant stars: HD 172468 and HK Dra, based on photometric and spectroscopic observations. These stars had been included as check stars in our photometric monitoring program of BY Dra and turned out to be variable.

HK Dra, already known as an irregular variable, is characterised by periodic flux modulation with season-to-season changes of the photometric period, as inferred from a periodogram analysis. It also shows changes of the light curve peak-to-peak amplitude and shape. Such a behaviour in giant stars is commonly found among semi-regular giants (SR) at the Asymptotic Giant Branch (AGB). Our radial velocity measurements rule out that HK Dra may be a close binary system.

Umgebungskarte von HD172468
Im Feld die bekannten Veränderlichen BY Dra und HK Dra

Daten der Vergleichssterne

Stern  Name        V    B-V   mv   Spektrum
  A   Hip91346   6,92  0,432  7,0    F2
  B   HD172268   7,89  1,256  8,1    K5
  C   HD171567   8,17  0,786  8,3    K0
 var  HD172468   7,52  1,247  7,8    K2

mv wurde aus V und B-V nach folgender Umrechnung bestimmt:

mv = V + 0,2(B-V)

Bei allen meinen visuellen Beobachtungen ist HD172468 ca drei Stufen heller als der Vergleichsstern B, die visuelle Sequenz scheint also korrekt zu sein.

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Gestaltet von Béla Hassforther. Letzte Änderung: 13.02.2003
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