M. Dahm, D. Husar
Abstract: New times of maxima, based on photoelectric measurements and an investigation of plates from Sonneberg Sky Patrol, have been used to study the complex period change of the RRab-type variable UY Boo.
Entdeckt wurde die Veränderlichkeit von UY Boo durch Hoffmeister(1933), der bereits eine Zugehörigkeit zu den RR Lyrae-Sternen vermutete. Die Art wurde bestätigt von Lange(1935) und die erste korrekte Bestimmung der Periode gelang Guriev(1938). Eine umfangreiche Untersuchung auf Platten des Harvard Observatory durch Prager(1939) führte zu dem damals überraschenden Ergebnis einer sprunghaften Periodenänderung im Jahre 1928. Nach den theoretischen Arbeiten von Eddington(1926) war eine lineare Ab- oder Zunahme der Periode erwartet worden, wobei neuere numerische Berechnungen durch z.B. Sweigert & Renzini(1979) zu ähnlichen Ergebnissen kommen. Ein Blick auf das (B-R)-Diagramm von UY Boo in Abb.1) zeigt die Abweichung zwischen Theorie und Realität. In der Abbildung wurden neben später in den BAV Mitteilungen zu veröffentlichenen lichtelektrischen Maxima auch die folgenden Erhellungen von Platten der Sonneberger Himmelsüberwachung verwendet :
2438085,570 2438089,551 2438902,448 2442147,408
2442531,405 2443254,435 2444292,553 2445403,496
2445759,537 2445770,562 2446915,439 2447262,445
2449458,480
Das (B-R)-Diagramm in Zessewitch(1966) wurde vielfach als Beispiel für irreguläre Periodenänderungen beschrieben, während Wenzel(1995) diese Art als chaotisch beschreibt. Firmanyuk(1982) zählt UY Boo zu den RR Lyrae-Sternen mit zyklischen Periodenänderungen, wobei er diesem RRab-Stern ein Zyklus von circa 25 Jahren zuordnet. Allerdings läßt sich bei einer Überlagerung von stochastisch verteilten kontinuierlichen und sprunghaften Periodenänderungen stets ein Zyklus finden. Da auch eine Beschreibung des Periodenverhaltens mit Polynomen höherer Ordnung in der Vergangenheit nicht zu einer signifikant besseren Prognose geführt hat (siehe Abb.1) werden wir mit instantanen Elementen arbeiten. Zur weiteren Beobachtung sollten die Elemente
Max := (HJD) 2451306,410 + 0,650919* E
in den nächsten Jahren ausreichen.
Die starke Streuung im (B-R)-Diagramm dürfte im wesentlichen auf der bekannten Veränderlichkeit der Lichtkurve beruhen, die sich deutlich im Vergleich der lichtelektrischen Messungen aus diesem sowie dem Vorjahr in Abb.2) zeigt. So hat die Amplitude um 0,33 Größenklassen abgenommen und die Maxima sind parallel dazu breiter geworden. Die Veränderlichkeit der Lichtkurve führt nach Hoffmeister(1955) zu einer Verschiebung des Zeitpunktes maximaler Helligkeit. Je höher und spitzer das Maximum ausfällt umso eher wird der Zeitpunkt maximaler Helligkeit erreicht.
UY Boo wird nicht den RR Lyrae-Sternen mit Blazhko-Effekt zugerechnet. Bei diesen tritt nach Smith(1995) die oben beschriebene Veränderlichkeit der Lichtkurve periodisch auf. Dies ist allerdings nicht im Sinne von strenger Periodizität zu sehen wie Detre & Seidl(1973) am Beispiel von RR Lyrae zeigen konnten. Im Fall von RR Gem ist der früher deutlich ausgeprägte Blazhko-Effekt heute laut Detre(1969) und Szeidl(1976) überhaupt nicht mehr nachweisbar. Die lichtelektrischen Messungen von UY Boo sind zu wenige, über einen zu langen Zeitraum verteilt und erfolgten in zu unterschiedlichen photometrischen Systemen um eine erfolgreiche Analyse nach einer Periodizität durchzuführen. Die vorliegenden visuellen Schätzungen sind leider nicht an einheitlichen Vergleichssternen angeschlossen. Eine kurzperiodische Blazhko-Periode kann anhand der Daten wohl ausgeschlossen werden, was nicht für eine Periode in der Größenordnung von Hunderten von Tagen wie bei RS Boo mit 530 Tagen (Nagy, 1999) und VX Her mit 440 Tagen (Wunder, 1990) gilt. Hier liegt ein umfangreiches Betätigungsfeld für Lichtelektriker vor.
Zunächst kann vermutet werden, daß die von Hoffmeister u.a.(1990) beschriebenen unregelmäßigen Veränderungen der Lichtkurve von RR Lyrae-Sternen auf einem Blazhko-Effekt beruhen, der aufgrund unzureichender Beobachtungen noch nicht bestimmt werden konnte.
Quellen:
Detre, L.; Szeidl, B.(1973) : Variable Stars in Glöbular Clusters, Editor : J. Fernie, Dordrecht, Reidel
Detre, L.(1969) : Non Periodic Phenomenons in Varibale Stars, Dordrecht, Reidel
Eddington, A.(1926) : The Internal Constitution of the Stars, Cambridge University Press
Firmanyuk, B.(1982) : IBVS 2247
Guriev, N.(1938) : Tadjik Obs. Circular 40, 2
Hoffmeister, C.(1933) : Astron. Nachr. 255, 30
Hoffmeister, C.(1955) : Astron. Nachr. 282, 257
Hoffmeister, C. u.a.(1990) : Veränderliche Sterne, J.A. Barth, Leipzig
Lange, G.(1935) : Tadjik Obs. Circular 11
Nagy, A.(1999) : Astron. & Astrophys. 339, 440
Prager, R.(1939) : Harvard Bulletin 911, 8
Smith, H.(1995) : RR Lyrae Stars, Cambridge University Press
Sweigert, A.; Renzini, A.(1979) : A&A 71, 66
Szeidl, B.(1976) : Multiple Periodic Variable Stars, Dordrecht, Reidel
Wenzel, W.(1995) : Astron. Nachr. 316, 205
Wunder, E.(1990) : BAV Rb 39, 9
Zessewitch, W.(1966) : The RR Lyrae Stars, Kiev
