Letzte Aktualisierung:  10. August 2014

Nachricht von Anton Paschke

Habe den SV Gem die vorige Nacht etwa 10 Stunden beobachtet, mit etwas
Unterbruch wegen Wolken. Bin dabei nicht schlauer geworden.
Ein 1.5 mag tiefes Minimum gab es jedenfalls nicht.
Anton Paschke
Date: Thu, 17 Dec 1998 13:11:44

Nachricht von Anton Paschke

Liebe Kollegen,
die tschechischen Beobachter (besonders dr Simon, Ondrejov) moechten gerne
den QR And beobachtet haben. Details sind in den angehaengten Datensaetzen zu finden:

(See attached file: qr.txt)(See attached file: qr.pdf)(See attached file:
qranda_m.pdf)
Anton

Observing Campaign for QR And (= RX J0019.8+2156)

1. Introduction

V. Simon, Ondrejov Observatory and the MEDUZA Group declare an observing
campaign for QR And. Ondrejov Observatory is a professional astro-
physical center in the Czech Republic. MEDUZA is a group of observers
included in the B.R.N.O. - Brno Regional Network of Observers -
the Variable Star Section of the Czech Astronomical Society.

2. Why to observe QR And

QR And is very interesting and relatively bright variable star in the
north sky. It has been detected as a soft X-ray source quite recently
and identified with a yet unrecognized variable star
(Beuermann et al. 1995, A&A, 294, L1). As QR And is not in an observing
programme of any other variable star society, no long-term visual
series are existing. Observers have not been aware of its particularity.
And professional astronomers need more data to explain its behaviour.
For these reasons we have decided to invite all observers to a
worldwide campaign to monitor this variable star.

3. Optical variability of QR And

We chose some pieces of information from the only one existing long-term
light curve, deduced from the Harvard and Sonneberg archival
photographic plates (Greiner and Wenzel, 1995, A&A 294, L5):

(a) Orbital modulation (P=15.8 hours) with an amplitude of about
0.5 mag resembles a beta Lyr-type, i.e. brightness varies smoothly,
there are not any flat portions in the light curve. The modulation is
highly variable from cycle to cycle
(Meyer-Hofmeister et al., 1998, A&A, 331, 612).
Following lightcurve elements were derived:
Min.(hel.) = 2 435 799,247 + 0,6604565 * E,
which is valid at least for the years 1955 - 1993.

(b) Irregular fluctuations on timescales of weeks to months - amplitude
about 1 mag.

(c) Long-term variations, seemingly non-periodic, with timescales of up
to 20 years and an amplitude of 2 mag.

There are two large optical brightness jumps by about 1 magnitude.
The rise time of the jump in 1969 is shorter than 10 month, while the
jump in 1931/32 has a rise time 14 month. Both of these intensity jumps
are followed by a slow relaxation continuing over cca 20 years. Whether
or not there was a similar jump at the end of the last century
(which would imply a nearly periodic recurrence time scale of cca 40 years)
cannot be decided due to the sparse coverage. But certainly, at these
times the object also showed the full amplitude of variability (>1 mag).

Many of seasonal means are averages over irregular fluctuations. These
variations occur on timescales of weeks to months, and the
variability patterns are different from year to year. Thus, a
considerable part of the scatterning can be assigned to these irregular,
short-term fluctuations with the resulting mean being dependent on
the different coverage of bright and faint episodes.

4. Why is QR And so unique?

QR And is a member of the group of the socalled supersoft X-ray sources.
According to the current model (van den Heuvel et al., 1992, A&A, 262, 97),
these objects are close binaries, similar to "classic" cataclysmic
variables (CV). They differ in the higher mass of the mass-donating star.
This star is even more massive than its companion, white dwarf. Therefore
matter flows from the more massive star onto less massive companion - it
is called "evolution on the thermal time scale". This phase is a brief
episode in the evolution of a binary - the mass transfer rate is extremely
high that time, much higher than in classic CV, and the mass-losing star
tends to become less massive than its companion. Due to relatively short
duration of this phase, it is only a very little chance for its detection.
QR And is one of rare exceptions.

The high mass transfer rate dm/dt makes the accretion disc much more
luminous than in common CV. Moreover, the large amount of incoming mass is
able to maintain the socalled steady-state hydrogen burning on the
surface of the white dwarf. This thermonuclear reaction is a powerfull
source of extremely soft X-rays, not observed by any other kind of
binary with accreting compact object. A part of these X-rays is absorbed
by the accretion disc, it heats it up, and the energy is re-radiated
in the optical region. The luminosity of "super-soft" binary comes
therefore not only from the accretion process, but also from the
re-emitted X-rays, and makes the system much brighter than classic CV.

Unfortunately, although the "super-soft" binary is a very powerful source of
soft X-rays, in fact they can be only rarely observed, because they are
easily absorbed in the interstellar medium. The X-ray emission of QR And
has been observed - even this makes a rare exception of it. Acquiring
possibly much information on its light changes in the optical band of
spectrum will make easier identification of more distant members of this
class of binaries, whose X-rays have been extinguished too much to be
observed. The well known variable star V Sge may be a promising candidate
(Steiner and Diaz, 1998, PASP, 110, 276).

5. How to observe, where to send the observations

Because of variability on diverse timescales it would be advantageous to
make several visual estimates or CCD measurements a night but if
impossible one will be of good use, too. Please send all visual
observations to sobotka@physics.muni.cz and all CCD measurements to
simon@sunstel.asu.cas.cz. If you can’t use e-mail, send your observations
to Petr Sobotka, Nicholas Copernicus Observatory, Kravi hora 2, 616 00 Brno,
Czech Republic. In November, a finding chart for QR And was compiled
using Tycho Catalogue (Hipparcos) and GSC. QR And varies between
11.5 - 13.0 mag(pg). Its amplitude in visual region has been unknown
therefore comparison stars cover a broad interval 9.98 - 13.9 mag (V).
There can be objections to given magnitudes of the stars of comparison
because the precision of GSC magnitudes is rather poor but it does not
matter. We are going to measure the magnitudes of comparison stars by
the CCD. In our database not only magnitudes and times of estimates are
stored but the records of the estimates as well. In such a way it is
ensured that it will be possible - now and any time in future - to
re-process the content of the database with regard to new values
of magnitudes of comparison stars.

6. Observation form

Please, send all data in the following format:

Position 1 11 25 35 55 65
Entry Star name Julian Date Magnitude Date (UT) Observer's Code Estimate or Estimates
Example QR And 2451139.256 11.28 1998-11-21.756 PM E4V2F, E4V9G

Julian Date and date are rounded for three decimal places and mag for two ones. Observer's code will be assigned to him (her) after the arrival of first estimates. In case of more than one estimate in the same time, please write all of them on the same
line, detached by commas. For denomination of the stars of comparison please use the characters given in respective MEDUZA chart. If the estimate is unsure, write colon. Please send to us your full name, address and e-mail. For CCD measuring use as check star, comparison star "C", GSC 1185:1414, V= 10,55 mag, B-V= 1,46 mag.
All new observations, information and the latest light curve of QR And can be found in http://astro.sci.muni.cz/variables.

Petr Sobotka
Dr. Vojtech Simon

 
Nachricht von Wilhelm Kleikamp
Marl 9.Dez. 1998
An alle Mitbeobachter

Von dem EA Stern BO Mon (bisher in der BAV meines Wissens noch
nicht beobachtet) bekam ich am 7./8. Dez. eine sehr gute Lichtkurve.
Gegen den GCVS 85 kam das Minimum ca. 2 Std. frueher.
JDH 51155,5941 +-0,0002 (B-R= - 0,0816)

Elemente nach GCVS 85 :
2443507,597 + 2,2252193 * E ; mag.10.0 bis 12.1

Zudem zeigt das Min. eine konstante Phase von d = ca. 50 Minuten.

Viele Gruesse
Wilhelm Kleikamp

Nachricht von Anton Paschke
Das GEOS Forum ist zwar intern gemeint, aber allen zugaenglich...
Gruss Anton Paschke
Dear friends,
the Forum GEOS is active. Just to now, Figer, Poretti, Remis,
Vialle, M.lle Guignard, Beltraminelli (I hope don't forget someone..) visited the site
and left at least one message there. I posted 1 message from Verrot and 1 message
from Dumont, but it doesn't seem they visit the site.
In particular, the discussion about the next GEOS meeting is in progress and
it is not sure that it will be held in Monte Generoso. Do you want to know
further details ? VISIT THE FORUM !!

http://www.InsideTheWeb.com/mbs.cgi/mb224617

Ennio Poretti

 
Nachricht von Wilhelm Kleikamp

Marl 26.Okt. 1998
Der EW Stern V1112 TAU (vormalige Bezeichnung NSV 1651)
hat laut IBVS 4282 die Elemente:

50006,3486 + 0,42382 * E

Seit dieser Startepoche (Okt.95) kommt der Stern bis heute schon ca. 50 min. spaeter.
Meine letzte Beobachtung ergab ein Min. bei

JDH 51140,5268 (B-R = + 0,0359)

Als vorlaeufige provisorische Elemente schlage ich vor:

2450006,3486 + 0,4238334 * E

Viele Gruesse W. Kleikamp

Nachricht von Wolfgang Moschner

Vergleichsstern bei V449 Per ist veränderlich!

Nähere Informationen befinden sich auf der Seite von V449 Per
(Lichtkurve und Aufsuchekarte)

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Nachricht von Wolfgang Moschner

KL Per kommt mit Verspätung

Am Donnerstag (JD 2451137) konnte ich von KL Per nur einen Teil des Abstiegs messen.
Ich vermute eine Verspätung von ca. 0,16 d gegenüber meinen Elementen (GCVS 85)
Lichtkurve vorhanden!

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Nachricht von Anton Paschke

Lieber Herr Moschner,
im Moment halte ich folgende Variante fuer wahrscheinlich: die BAV Karte,
CDS und Hipparcos identifizieren den Stern HIC 28472 mit den Koordinaten
06h 00m 41.02 +24=B0 28' 25.9" als SV Gem. Die Koordinaten sind je nach Quelle 1991 oder 2000 und auch um ein paar Bogensekunden verschieden, aber es ist schon klar welcher Stern gemeint ist. Die Hipparcos Daten ergeben fuer diesen Stern und die Periode 4.006 Tage (SV Gem nach Literatur) eine passable Lichtkurve. Allerdings mit
nur 0.15 mag Amplitude, nicht 1.5 mag wie gemaess Literatur zu erwarten.
Aus meinen ccd Beobachtungen schliesse ich aber, dass der benachbarte Stern, etwa
3 Bogenminuten suedlich und westlich (zu dem ich leider keine GSC Nummer habe,
weil das Programm Pickle, das ich vom HST Institut mit dem GSC bekommen habe
die Sterne jedesmal neu nummeriert!!) staerkeren Lichtwechsel zeigt als der
vorhin identifizierte. Der Stern ist schwaecher als HIC 28472 und wurde weder von
Hipparcos noch von Tycho beobachtet.
Der bisher beobachtete Lichtwechsel ist, im Verhaeltnis zu meiner Apparatur, eher
klein (etwa 0.2 oder 0.3 mag), erfolgt aber systematisch mit der Periode von 4 Tagen. Meine vorjaehrigen Messungen habe ich im BBSAG Bulletin zusammengefasst und
mal versuchsweise mit 50503.53 + 4.0061216 weiter gerechnet. In der Annahme, dass
ich voriges Jahr immer sekundaere Minima erwischt habe. Auch die Beobachtung von Samstag morgen waere wiederum ein sekundaeres Minimum. Es ist mir noch nie
gelungen die gegenueberliegende Phase der Lichtkurve zu beobachten. Dort muesste
das primaere Minimum stecken. Ob es dann moeglich ist die Minimum-Zeit genau zu bestimmen ist noch immer offen, ich hatte am Samstag den Eindruck, dass ich bis in
den Morgen hinein den Absteigenden Ast beobachtet habe. In Spanien sollte man sitzen!
Muehe bereitet mir die Annahme, dass zwei benachbarte Sterne einen Lichtwechsel mit der gleichen Periode haben sollen.
Eine alternative Hypothese ist, dass meine ccd Messungen nichts taugen und
der SV Gem seine Amplitude seit 1922 dramatisch verringert hat. Waere durch Apsidendrehung zu versuchen, wuerde dann Wolf an der Uni in Prag stark interessieren.
Den SV Gem hat ja eigentlich Zsolt Paragi aufgegriffen und 1995 in Baja mit
mir darueber diskutiert. Er ist jetzt in Budapest und von den Photometristen zu den Radioastronomen verschoben worden. Im Sommer 1997 haben wir SV Gem mit Marek Wolf und Marvin Baldwin und anderen diskutiert. Gemacht hat ausser mir wohl
keiner etwas. Jetzt ist Wolf aber wieder interessiert und da er eine fleissige Assistentin (Sarounova) und ein paar Studenten aktivieren kann wird er wohl schneller vorwaerts machen als ich, der ich nur am Wochenende in die Sternwarte gehen kann.
Vorerst geht es also darum, ob der von mir verdaechtigte Stern tatsaechlich
tiefe Minima zeigt. 23.November am Morgen, und weiter mit +4 Tagen, jedesmal um
10 Minuten spaeter, also
unguenstiger...

freundliche Gruesse Anton Paschke

 
Nachricht von Thomas Berthold

DW Cep ist in den Parameter-Katalogen von BUDDING (1984 BICDS 27.91)
wie auch BRANCEWICZ (1980 Acta Astron. 30.501 inkl. der CDS-Revision
von 1996) enthalten.
Nur leider mit "unrichtiger" Periode und total falscher Lichtkurve!

Dass die Periode nicht stimmt, haben KLEIKAMP u. MOSCHNER ja schon
1990 im BAV-Rundbrief 39 festgestellt; WENZEL u. WICKLEIN (1990 Mitt.
Veraend. Sterne 12.4) haben daraufhin in Sonneberg sehr schnell gehandelt
und sich die Platten von 1959-1989 angesehen.
Resultat: Periode verdoppeln (und leicht verbessern) - E. GEYER hatte
1956 bei der Erstbearbeitung nur mit einem Auge hingesehen und nur
geradzahlige Minima veroeffentlicht!!!

Seitdem kennen wir zwar exakte Elemente; 6 neue Minima liegen von
Frau Vandenbroere (2) und von mir (4) vor, die dies bestaetigen.

Min. hel. = J.D. 2447392,360 + 5,033804 * E
+/- 19 +/- 7

Die Lichtkurve blieb jedoch bisher weiter ohne Erkenntniszuwachs, da
die Sonneberger sich wohl im Schnellverfahren nur um die Zeiten der
Minima gekuemmert haben.

Anhand der beigelegten photograhischen Lichtkurve zeigt sich nun,
das auch die Amplitude gegenueber den bisherigem Wert auf 1.85mag fast
zu verdoppeln ist und das wohl auch ein kleines Nebenminimum von etwa
0.25mag vorhanden ist.
(Wer mit dem gezippten Postscript-Format Probleme hat, kann die
Lichtkurve auch gern im EXCEL-Format oder als Tabelle bekommen)

HIER BITTE ICH NUN UM AMTSHILFE VON SEITEN DER LICHTELEKTRISCHEN
BZW. CCD-FRAKTION.
Es waere schoen, vielleicht noch ein paar Messungen zwischen den Phasen
0.45 - 0.55 zu bekommen.

Beste Gruesse aus Hartha
Thomas Berthold

 
Nachricht von Thomas Berthold

Nach Hasan Ak (IBVS 4475) sollte es sich dabei um einen Algolstern
mit einer Amplitude von mind. 1.4 mag(B) handeln.
Beobachtet wurde mit SSP-5A Photometer an einem 40cm Cassegrain und zu-
naechst zwei Abstiege und etwas Normallicht gemessen.

So etwas macht natuerlich neugierig.
Also wurden ca. 280 Himmelsueberwachungsplatten aus Sonneberg und Hartha
abgesucht.
Ergebnis: Einige Schwaechungen, aber hoechstens 0.5mag tief und kein algol-
artiges Normallicht; sieht erstmal nach W-UMa aus, was aber hinsichtlich des
Spektrums nicht sein kann und der le Photometrie ja nun total widerspricht!

Inzwischen liegen mir Herrn Ak's gesammelte Beobachtungsschaetze von
insgesamt 367 Helligkeits-Paare in B und V vor; darin enthalten die im
IBVS veroeffentlichten Messungen. Und siehe: die Amplitude ist ploetzlich
auf 0.7 mag(B) geschrumpft (Delta m ~ 1.3-2.0 m(B) relativ zu BD+39 1191)!
Neuigkeiten waren auch nicht enthalten, nur die bekannten zwei Abstiege und
reichlich neue Normallichtmessungen.

Meine photographischen Beobachtungen sind im Bereich von

0.5 .. 2.5d sicher nicht periodisch
2.5 .. 5.0d sehr wahrscheinlich nicht periodisch.

Laengere Perioden sind wegen der Geschwindigkeit der Helligkeitsaenderungen
nicht wahrscheinlich; kuerzere passen nicht zum Spektrum B5.
Halb- oder unregelmaessige Veraenderungen und Sp. B5 sind wohl ebenfalls nicht
vereinbar; dazu passen auch nicht einige eigene le Messungen mit dem Ver-
gleichsstern von Ak (Delta m immer um 1.35 m(b)-noch nicht auf Johnson-B
reduziert!).
Wolfgang Moschner hat dazu wohl auch noch konstante Messungen auf Lager.

Was nun:
* Hasan Ak's Messungen kann ich nicht einschaetzen. Sein Vergleichsstern ist
allerdings ein Doppelstern; der Begleiter ist allerdings fast 4mag schwaecher.
Darin wird die Ursache also wohl nicht liegen.
* Meine photographischen Beobachtungen zeigen mir fuer einen so hellen Stern
zu viel Variation, um alles als Streuung abzutun; erst recht hinsichtlich
eigentlich recht guenstig gelegenen Vergleichssterne.
ALLERDINGS hat mir dabei moeglicherweise BD+38 997 einen Streich gespielt.
Ich weiss (jetzt!), dass der mit Spektraltypen von B5 bis F und photograph.
Helligkeiten zwischen 9.1 und 9.4 in verschiedenen Katalogen steht.

UND HIER SOLLTE VIELLEICHT WEITER GESUCHT WERDEN! ALS RR-LYR-STERN KOENNTE
DER DANN GUT ZU MEINEN REIHEN PASSEN.

BD+38 1005 kann dagegen wohl zu den Akten gelegt werden.

Viele Gruesse aus Hartha.

Thomas Berthold

 
Im VSNET fand ich folgende Information:

Dear Colleagues,

Recent observations of V1147 Cyg by M. Sato, Albert Dill and others have
finally eliminated the alias period of this eclipsing binary. The
ephemeris for the remainder of this year is given below.

Regards Chris Lloyd

Ephemeris for V1147 Cyg using To=2450636.7118 and P=15.251334
phi(II)=0.6114
JD Year Mo Date UT
2450935.8121 1998 5 2.3121 7:29 II
2450941.7385 1998 5 8.2385 5:43 I
2450951.0634 1998 5 17.5634 13:31 II
2450956.9898 1998 5 23.4898 11:45 I
2450966.3147 1998 6 1.8147 19:33 II
2450972.2411 1998 6 7.7411 17:47 I
2450981.5661 1998 6 17.0661 1:35 II
2450987.4925 1998 6 22.9925 23:49 I
2450996.8174 1998 7 2.3174 7:37 II
2451002.7438 1998 7 8.2438 5:51 I
2451012.0688 1998 7 17.5688 13:39 II
2451017.9952 1998 7 23.4952 11:53 I
2451027.3201 1998 8 1.8201 19:40 II
2451033.2465 1998 8 7.7465 17:54 I
2451042.5714 1998 8 17.0714 1:42 II
2451048.4978 1998 8 22.9978 23:56 I
2451057.8228 1998 9 1.3228 7:44 II
2451063.7492 1998 9 7.2492 5:58 I
2451073.0741 1998 9 16.5741 13:46 II
2451079.0005 1998 9 22.5005 12: 0 I
2451088.3254 1998 10 1.8254 19:48 II
2451094.2518 1998 10 7.7518 18: 2 I
2451103.5768 1998 10 17.0768 1:50 II
2451109.5032 1998 10 23.0032 0: 4 I
2451118.8281 1998 11 1.3281 7:52 II
2451124.7545 1998 11 7.2545 6: 6 I
2451134.0794 1998 11 16.5794 13:54 II
2451140.0058 1998 11 22.5058 12: 8 I
2451149.3308 1998 12 1.8308 19:56 II
2451155.2572 1998 12 7.7572 18:10 I
2451164.5821 1998 12 17.0821 1:58 II
2451170.5085 1998 12 23.0085 0:12 I

Nachricht von Dr. Klaus Bernhard

zu Stern nahe GSC 1073 1338 (Aquila): Ich konnte inzwischen durch neue Messungen zweifelsfrei kären, das dieser Stern k e i n   kurzperiodischer Stern mit etwa 2,03 Tagen Periode ist, sondern ein langperiodischer mit etwa 40 Tagen.

Dies deshalb, da auch bei meiner maximal möglichen etwa 3 Stunden Beobachtungszeit pro Tag bei einem prognostizierten Anstieg/Abfall bei Variante Algol bereits eine Helligkeitsaenderung von 0.3 mag sein sollte, die ich sicher feststellen haette koennen, aber an 2 guenstigen Tagennicht gefunden habe.

Da dieser Stern sicher nicht kurzperiodisch ist, könnten Sie ihn auch wieder von der Homepage entfernen.

Meine Beobachtungsergebnisse zu diesem Stern möchte ich in einem der
nächsten BAV Rundbriefe darstellen (und parallel dazu auch eine Notiz an das
VS-net schicken)

Klaus Bernhard