Abb.1: (B-R)-Werte von X CMi mit den Elementen JD 2428257,272 + 0,571395. E. Darstellung von JD 2428 bis JD 2453. Skalierung der Y-Achse mit 0,01 Tagen.
Anton Paschke
Abstract: Six stars in Canis Minor are discussed. Differences between the GCVS (1985) and the present knowledge of the elements are pointed out. Asas and Rotse data are used. For some stars, like BB CMi, they are the best data available. But faint stars like AS CMi are beyond the limits of this two automatic sky surveys.
Canis Major und Canis Minor sind, besonders dank ihren Hauptsternen, zwei markante Sternbilder am Winterhimmel Europas. Sirius ist der hellste Stern des Himmels, bekannt auch durch seine über zwei Jahrhunderte ungelösten Rätsel mit Sirius B. Procyon ist sein kleiner Bruder, auch er nur einige Lichtjahre entfernt, auch er begleitet von einem weißen Zwerg Procyon B. Dessen Abstand von Procyon A ist auch etwas kleiner, man brauchte schon einen Meter Öffnung und ideale Verhältnisse um ihn sehen zu können. Ja, vielleicht gelingt mir das einmal, auf dem Mittagsberg (Pic du Midi) oder dem Gamsberg...
Zwischen den beiden Hunden liegt das Einhorn und wer dieses Sternbild sehen kann, der ist ein Hellseher. Es hatte viele vernachlässigte Veränderliche dort, wie Peter Frank mal erzählte. Also Einhorn beobachten. Aber wie, wenn ich kein Hellseher bin? Noch schlimmer, wenn ich die neue (in 1989) CCD-Kamera auf dem Fernrohr habe und kein Sucherfernrohr, weil ich bisher mit dem Weitwinkelokular keines benötigt habe? Ich fange mal beim Procyon an und arbeite mich langsam vorwärts! Heute, 15 Jahre später, muss ich zugeben, dass ich das Einhorn nie gefunden habe. Aber eine Anzahl schöner und völlig vernachlässigter Veränderlicher nur zwei drei Schrauben-Drehungen von Procyon entfernt.
Dieser Stern ist eigentlich vom Procyon recht weit entfernt, die Reise lohnt aber, weil er gleichzeitig mit RW CMi auf den Chip gebracht werden kann. Die Periode des RW war noch unbekannt und so waren die beiden für einige Jahre meine meist beobachteten Sterne. X CMi war nicht weiter problematisch, seine GCVS Periode ist 0.363527 Tage und Maxima waren darum rasch mal gefunden. Bald hatte ich einige Hundert CCD-Bilder des X CMi verarbeitet und etwa vier Maxima veröffentlicht. Dabei wurde den Eindruck nicht los, dass die (B-R)-Werte der Maxima viel zu viel streuen und auch die gefaltete Lichtkurve sah haarig aus. Die Ursache wusste ich aber nicht. Da kam mir der Artikel von E. Schmidt in die Hand [1]. Dieser hatte nur etwa 40 CCD-Aufnahmen gemacht, aber erkannt, dass nicht drei, sondern nur zwei Zyklen pro Tag stattfinden. Die Periode ist also auf 0.5793... zu ändern. Damit hatte ich plötzlich eine vernünftige Lichtkurve und auch die (B-R)-Werte sahen besser aus. Habe mich geärgert, dass ich trotzt umfangreichen Datensatzes nicht selber drauf gekommen bin.
Heute sind mir 17 Maxima bekannt, siehe Abbildung 1. Nebst GCVS Basismaximum sind noch die Herren Schmidt, Layden und Birkner (BAV) mit je einem Maximum beteiligt. Meine Beobachtungen sind alle in BAV Mitteilungen veröffentlicht, hier möchte ich nur zwei Maxima angeben: 51455.899 aus Rotse- und 52145.588 aus Asas-Daten abgeleitet. Die Abbildung 1, in der eines meiner Maxima weggelassen ist, wurde mit den Elementen 28257.272 + 0.571395 gezeichnet. Man sieht aber, dass die Punkte von links nach rechts ansteigen, die Periode gegenwärtig also etwas länger ist. Vielleicht ist X CMi einer jener RR-Lyrae-Sterne, die ihre Periode immer verlängern, so wie RR Leo. Sicher ist das aber nicht, wir brauchen weiterhin etwa eine Beobachtung im Jahr. Das Asas-Projekt läuft ja weiter und zwei oder drei Jahre Asas-Beobachtung ergeben genug Messpunkte für eine genügend genaue Bestimmung des Maximums. Also reicht es, wenn wir, ich oder andere BAV-Beobachter, alle zwei Jahre ein Maximum beobachten.
Abb.1: (B-R)-Werte von X CMi mit den Elementen JD 2428257,272 + 0,571395. E.
Darstellung von JD 2428 bis JD 2453. Skalierung der Y-Achse mit 0,01 Tagen.
Nach Katalog ein schöner Bedeckungsveränderlicher, nur schienen die Koordinaten nicht genau zu stimmen. Früher, bevor der GCVS revidiert wurde, musste man einmal die ganze Lichtkurve abdecken und einfach schauen, welcher Stern im Bild sich durch eine Schwächung verrät. In diesem Fall war es keiner und so habe ich Dr. Richter um Hilfe gebeten. Der hat freundlicherweise die Entdeckungsplatte gefunden und festge-stellt, dass die Koordinaten ein halbes Grad falsch sind. Danach habe ich wieder die ganze Lichtkurve abgesucht und das Minimum 48672.410 gefunden. Als ich nach zwei oder drei Jahren wieder beobachten wollte, war das Minimum weg. Noch einmal die ganze Lichtkurve absuchen? Vielleicht mal in Namibia, da ist das in einer Woche nach Plan zu machen. Visuell, paralell zu CCD-Beobachtungen anderer Sterne. Nun habe ich aber die Minima von Asas und Rotse gefunden und kann die Periode von 3.4304 auf 3.43157 korrigieren. Der Arbeitsaufwand war etwa eine halbe Stunde.
Dieser Stern war ebenfalls seit der Entdeckung nie mehr beobachtet worden und auch seine Identität war unsicher. Roger Diethelm hat mir in der Bibliothek des Astronomischen Institutes der Uni Basel das Identifikationskärtchen besorgt. (Das AI der Uni Basel soll nun geschlossen werden, aber das ist eine andere Geschichte). Die GCVS Elemente 25243.69 + 0.76195 beruhen auf 9 Minima, die Hoffmeister auf Platten gefunden hatte und abgesehen von der nicht allzu großen Amplitude schien mir der Stern problemlos. Nicht so Jacqueline Vandenbroere, die mit ihren visuellen Beobachtungen nicht zufrieden war. An einem der GEOS Treffen am Observatoire de Haute Provence klagte sie mir, dass ihre Minima zu viel streuen und bat mich den Stern häufiger mit der CCD-Kamera zu beobachten. Des Rätsels Lösung habe ich aber auf der Homepage von Dr. Theo Pribulla, Tatranska Lomnica, [4] gefunden. Seine Elemente lauten 51925.4166 + 0.55136108. Auch bei diesem Stern, wie bei X CMi, ist also die GCVS Periode ein Alias mit einem Tag. Die Erkenntnis scheint noch nicht sehr weit vorgedrungen zu sein, zumindest wurde kürzlich in IBVS noch der alte Wert verwendet. Meine Minima sind im BBSAG Bulletin veröffentlicht worden. Abbildung 2 zeigt (B-R)-Werte aller mir bekannten Minima.
Abb. 2: (B-R)-Werte von UZ CMi mit den Elementen 2451925,4166 + 0,55136108. E, T. Pribulla, von JD 2425 bis 2453. Skalierung der Y-Achse mit 0,01 Tagen.
Dieser Stern ist in einer unangenehmen Ecke des Canis Minor, weit von Procyon entfernt. Er hat auch nur 0.3 mag Amplitude. So habe ich ihn halt immer wieder für das nächste mal aufgeschoben. Nach GCVS ist dies ein RRc-Stern, Elemente 30267.663 + 0.345845. Rotse-Daten, siehe Abbildung 3, zeigen etwas wie eine EW-Lichtkurve. Vor wenigen Tagen habe ich noch eine Messreihe aufgenommen, aber noch nicht bearbeitet. Auch hier sollte man zur Sicherheit noch eine Lichtkurve in zwei Farben beobachten, um ganz sicher zu gehen. Von der Entwicklung der Periode wissen wir natürlich noch gar nichts.
Abb. 3: Phasendarstellung der Lichtkurve von AH CMi aus reduzierten Rotse-Daten.
AS CMi ist einer der letzten veränderlichen Sterne, die von C. Hoffmeister entdeckt und erst nach seinem Tode von G. Richter veröffentlicht wurden. Als ich im Januar 2002 zusammen mit Stephane und Marcel Favaud eine Woche auf Pic du Chateau Renard (Sternwarte von Astroqueyras) ober Saint Veran plante, hatte ich mir diesen Stern besonders vorgenommen. Die Woche war sehr erfolgreich, Stephane beschäftigte sich mit Photometrie von kleinen Planeten (darunter 90 Antiope, bedeckungsveränderlicher Kleinplanet). Seinem Vater Marcel bin ich gerade zweimal dankbar. Einmal weil er gut kochte und einmal, weil er keine Beobachtungszeit beanspruchte. Im Winter wird strikt verlangt, dass mindestens drei Personen auf der Sternwarte anwesend sind. Das Klima ist hervorragend, aber manchmal bleibt für einen Beobachter dann doch wenig Zeit am 62 cm Cassegrain. Erst voriges Jahr wurde als zweites Gerät ein Celestron 8 aufgestellt und das Problem des stillstehenden Beobachters damit entschärft. Erfolgreiche Reise ist mit vielen CCD-Aufnahmen gleichzusetzen und so habe ich noch immer ein paar Hundert, die nicht verarbeitet sind. Soeben habe ich aber zwei Maxima des AS CMi bestimmen können, die ich wie üblich an Joachim Hübscher schicken werde. Die Periode des AS CMi ist noch unbekannt, sie muss aber 3.948 / N Tage betragen. Der AS CMi ist zu schwach für Rotse und Asas, ich möchte ihn hier aber doch erwähnen, weil er ebenfalls im CMi und nahe des Procyon steht. Lustig ist auch, dass gleichzeitig zwei Galaxien auf den Chip kommen.
Ist ein relativ heller Stern unweit des UZ CMi, ein RR-Lyrae-Stern nach GCVS. Auch er wurde von E. Schmidt [1] beobachtet und als EW klassifiziert. Ich selbst habe anschließend ein Minimum beobachtet (ist im BBSAG Bulletin), während Jacqueline Vandenbroere Maxima beobachtet und in GEOS RR-Listen veröffentlicht hat. Im Winter 2002 ist mir ein sekundäres Minimum misslungen, habe keinen Anstieg mehr gefunden. Darauf habe ich wieder Schmidts Lichtkurve angesehen und gefunden, dass sein sekundäres Minimum von einem einzigen Messpunkt gebildet wird. Da sind mir also wieder Zweifel aufgekommen. Die Lichtkurve aus den Rotse-Daten in Abbildung 4 sieht aber eindeutig nach W UMa-Typ aus.
Abb. 4: Phasendarstellung der Lichtkurve von BB CMi aus reduzierten Rotse-Daten.
Letzte Zweifel wird eine Zwei-Farben-Photometrie beseitigen. Zu erwähnen ist auch noch, dass die Lichtkurve einen O`Connel-Effekt zeigt, das erste Maximum also höher ist als das zweite.
Aus Rotse- und Asas-Daten abgeleitete Zeiten:
| Stern | Rotse | Asas | Art |
|---|---|---|---|
| X CMi | 51455.899 | 52145.588 | Maximum |
| SX CMi | 51273.532 | 52395.657 | Minimum |
| UZ CMi | 51274.808 | 51870.285 | Minimum |
| BB CMi | 51274.674 | 52660.604 | Minimum |