Aus der Sektion RR-Lyrae-Sterne: V2298 Ophiuchi

Anton Paschke

Der Stern V2298 Oph = NSV 9595 = HV 11030 ist mit seinem Lichtwechsel zwischen 14.0 und 14.8 mag pg nicht gerade ein auffallendes Objekt.

Vor Jahren, als mein Fernrohr noch auf dem Balkon stand und die CCD-Kamera neu war habe ich mir ein paar Sterne im Schlangenträger vorgenommen und fand es spannend, auch einmal schwache Sterne beobachten zu können. Ich habe schön jeden Abend ein Minimum oder Maximum nach Vorhersage beobachtet, davor aber, bevor es richtig dunkel und die Kamera richtig gekühlt war, noch ein paar Bilder von Sternen mit unbekannter Periode aufgenommen. Die Datenqualität war dann nicht so gut, reichte nur, um Lichtwechsel festzustellen. NSV 9595 Oph war einer davon.

Zwischen dem 29.April 1990 und dem 3.Juli 1994 habe ich so 387 Messungen durch-geführt. Anschließend habe ich dann die Daten zusammengefasst, mit einem Pro-gramm die Periode auf 0.465055 Tage, die leicht haarige Lichtkurve als RR-Lyrae-Stern eingestuft, eine kleine Notiz ins BBSAG Bulletin geschrieben und das war auch schon alles. Auf Grund dieser Notiz ist der Stern auf die 72.Namenlist und so in den GCVS geraten.

Im Juni und Juli 2003 war ich 20 Nächte auf Hakos-IAS und das war die Gelegenheit, all die alten Bekannten im Ophiuchus wieder einmal zu besuchen. Den V2298 Oph habe ich in der Nacht vom 1. auf den 2.Juli durchgehend beobachtet und am Abend des 3.Juli nochmals 45 Minuten lang. Die Beobachtungen wurden mit einem Celestron-14 und einer ST-7 mit rotem Filter gemacht.Da ich 2003 an die 10 000 CCD-Bilder aus Namibia mitgebracht habe, bin ich trozt der tatkräftigen Hilfe von Radek Dreveny in Znaim mit der Auswertung noch nicht fertig.

Im BAV Rundbrief 2004/3 schreibt Klaus Häußler, dass er sich mit den Sternen im Sonneberger Feld 67 Ophiuchi beschäftigt und erwähnt dabei den V2298 Oph. Die Periode von 0.240 Tagen gefällt ihm aber besser als 0.465 Tage.

Der Stern ist also aktuell geworden. Aber ich habe sowieso schon mit der Auswertung seiner Daten begonnen. Nicht alle Bilder sind brauchbar.Besonders die vom 2.Juli am Morgen, sind weniger gut. Der Stern stand schon etwas gar tief über dem Schiebe-dach des westlichen Beobachtungs-raumes. Die ST-7 ist bekanntlich asymmetrisch, die daran hängenden Kabel wiegen auch etwas und so dreht sich die Kamera im Gewinde des Filterrades. Es ist keine Freude derartige Daten auszuwerten! Am Ende sind es nutzbare 258 Messwerte.

Aber genau diese Daten sollen jetzt den Ausschlag geben zwischen 0.465 (zwei Zyklen) und 0.240 Tagen Periode (vier Zyklen). Und warum eigentlich nicht 0.317 Tage, also drei Zyklen pro Tag?

Beide Datensätze sind mit allen drei Perioden graphisch dargestellt. (In der Abbildung stehen die reduzierten Lichtkurven mit der kleinsten Periode oben).

Wie erwartet ist der alte Datensatz mit allen drei Perioden darstellbar, bringt jetzt also nichts Neues (linke Seite der Abbildung).

Bei den Daten aus Namibia (rechte Seite der Abbildung) erfordert die Periode von 0.465 Tagen einen verdächtig langsamen Abstieg im dort fehlenden Teil der Licht-kurve. Der Abschnitt vom 3.Juli passt aber sehr gut.

Bei der Periode von 0.240 Tagen entsteht dagegen gerade für diese 45 Minuten ein hässlicher „dreifacher“ Verlauf der Kurve.

Mit 0.317 Tagen sieht die Lichtkurve am besten aus, die zusätzlichen 45 Minuten (bei Phase 0.6 bis 0.7) passen aber nicht so gut

Abbildung: Reduzierte V2298-Oph-Lichtkurven im Periodenvergleich. Links Beobachtungen 1990 bis 1994, rechts Juli 2003. Perioden von oben nach unten 0.240, 0.317 und 0.485 Tage.

Ich nehme also an, dass die Periode von 0.317 Tagen plausibel ist. Das Maximum habe ich mit JD 2452822.284 bestimmt.

Nun kann ich nochmals den alten, über mehrere Jahre beobachteten Datensatz nehmen und die Periode auf 0.31717 Tage verbessern. Danach kann man die Periode nochmals verbessern so, dass die Maxima beider Datensätze ein B-R von 0 bekommen.

Die definitiven Elemente sind damit JD 2452822.284 + 0.3171685 . E.

Ich muss aber zugeben, dass die Anzahl Zyklen zwischen den zwei Datensätzen auch um 1 größer oder kleiner sein könnte und wir noch nicht viel bemerken würden. Um die Periode wirklich auf 6 Dezimalen genau zu bestimmen, werden ein paar Maxima über die nächsten 10 Jahre nötig sein. Der V2298 Oph könnte uns dann auch schon eine Änderung der Periode vorführen. Damit könnte er zu einem gewöhnlichen Stern unseres RR-Lyrae-Beobachtungsprogrammes werden. Vorausgesetzt, dass wir in 10 Jahren noch mit dem gleichen Interesse und etwas besseren Geräten in die gleiche Richtung arbeiten wie heute.