Uitgave van de Werkgroep Veranderlijke Sterren Nummer 101
Symbiotische ster V407 Cygni
April 2010
ondergaat een nova-uitbarsting
Planeetovergang HAT-P-3
Variabilia 100:1
Colofon Variabilia is een uitgave van de Werkgroep Veranderlijke Sterren van de Koninklijke Nederlandse Vereniging voor Weer- en Sterrenkunde Variabilia verschijnt in principe 4x per jaar Contributie: 10,00 Euro per jaar te voldoen op Postbanknummer 489829 t.n.v. Penningmeester Werkgroep Veranderlijke Sterren, Israelsstraat 5, 9801 EH Zuidhorn
Bestuur Voorzitter: T.A. Jurriens Johan Ellenbergerstraat 29 9746 AK Groningen tel: 050 – 5732937 e-mail:
[email protected] Penningmeester: G. Kuipers Israelsstraat 5, 9801 EH Zuidhorn tel: 0594 – 504902 e-mail:
[email protected] Secretaris a.i.: G. Kuipers Israelsstraat 5, 9801 EH Zuidhorn tel: 0594 – 504902 e-mail:
[email protected]
Waarnemingsleider / Redactie: E. van Ballegoij De Rogge 6 5384 XD Heesch tel: 0412 – 456746 e-mail:
[email protected]
Website www.veranderlijkesterren.info Websitebeheerder: H. Pleijsier e-mail:
[email protected]
Discussiegroep groups.yahoo.com/group/WVS-forum/
Inhoudsopgave Mededelingen .................................................................. 3 Totalen 1e kwartaal 2010.................................................. 4 Observaria....................................................................... 5 Overgangen van exoplaneten ........................................ 12 Agenda ALV 8 mei 2010 ................................................ 16 Notulen ALV 9 mei 2009 ................................................ 17 Jaarverslag 2009 ........................................................... 18 Maxima Mira sterren 2e kwartaal 2010 ........................... 19 Schattingen 1e kwartaal 2010......................................... 20
Bij de voorplaat: Op 10 april 2010 maakte de Fransman Christian Buil deze opname van V407 Cygni in de NoordAmerika nevel. Voor deze opname gebruikte hij een Canon 40D camera en een 135 mm f/2 telelens.
Variabilia 101:2
Mededelingen Voorwoord 50 jaar geleden is de Werkgroep Veranderlijke sterren opgericht op initiatief van Prof. Plaut van het Sterrenkundige Instituut Kapteyn van de Rijksuniversiteit Groningen. Vlijtige amateurs gingen aan de slag om de wetenschap van dienst te zijn en na 50 jaar is dat nog steeds zo. Het is dan ook terecht dat we van 22 tot en met 24 oktober stil staan bij 50 jaar werkgroep. We werken aan een gevarieerd programma waarbij de passie voor onze hobby, herinnering en wetenschap centraal staan. En dat alles in het mooie Groningen alwaar de werkgroep zijn bron heeft. Het programma beslaat drie dagen en kan op ieders eigen manier worden ingevuld. Op de vrijdagmiddag is er een feestcolloquium bij het Sterrenkundige Instituut, zaterdag lezingen en een feestdiner in de Groninger binnenstad en op de zondag een excursie. Alle details vindt u binnenkort op de vernieuwde website van de werkgroep. In de aanloop naar de feestviering zijn we secretaris Geert Hoogeveen verloren, hij kon zich niet vinden in de vorm en tempo van de jubileumviering. Geert bedankt voor je inzet en tot in oktober. En dat geldt natuurlijk ook voor al onze leden. We hopen u allemaal te zien.
Theo Jurriens, voorzitter Het bestandsformaat voor het inzenden van de waarnemingen In de tachtiger jaren van de vorige eeuw heeft de werkgroep een eigen format ontwikkeld voor het digitaal insturen van waarnemingen. Er werd daarna ook software ontwikkeld om de helderheidsschattingen in te kunnen voeren en in het gewenste formaat te kunnen exporteren. De meeste waarnemers rapporteren hun waarnemingen nog steeds in dit formaat. Daarnaast hebben een aantal waarnemers er de laatste jaren voor gekozen om de waarnemingen in AAVSO formaat aan te leveren. In dit formaat kunnen de waarnemers meer informatie kwijt over hun schattingen, zoals de gebruikte vergelijkingssterren en kaarten en opmerkingen over de schattingen zelf. Hierdoor was de verwerking van de schattingen een nogal arbeidsintensief karwei
voor mij geworden. Een tijd geleden heb ik een nieuwe standaard proberen in te voeren, maar weinig leden hebben deze overgenomen. Daarom gooi ik het nu over een andere boeg. Ik heb een database gemaakt die alle door leden gebruikte bestandsformaten kan inlezen en kan exporteren in een gloednieuw WVS formaat. Het maakt nu niet uit hoe u uw waarnemingen instuurt: Het oude WVS-formaat, het nieuwe WVS-formaat, het oude AAVSO-formaat, het nieuwe AAVSO-formaat voor visuele waarnemers of het nieuwe AAVSO-formaat voor CCD-waarnemers, ik kan het allemaal aan. De conversie naar één formaat is nu een fluitje van een cent en dat maakt de verwerking een stuk eenvoudiger. De waarnemingen worden nu gearchiveerd als een tekstbestand met komma gescheiden velden. Deze kunnen gemakkelijk worden ingelezen in elk database en spreadsheetprogramma. De opbouw is identiek aan het nieuwe AAVSO formaat voor visuele waarnemers, met als toevoegingen een veld voor het soort waarnemingen (visueel of de band van fotometrische waarnemingen) en een veld voor de waarnemerscode. De opbouw is dus als volgt: sternaam, Juliaanse datum, helderheid veranderlijke, commentaar code, vergelijkingsster 1, vergelijkingsster 2, kaart, commentaar, soort waarneming (visueel, B, V, etc.) en waarnemerscode. U krijgt de waarnemingen in dit formaat aangeleverd als u de gearchiveerde schattingen voor analyse bij de waarnemingsleider opvraagt.
Erwin van Ballegoij, waarnemingsleider Contributie 2010 Als u uw contributie voor 2010 nog niet hebt overgemaakt, wil ik u vragen om dat zo spoedig mogelijk te doen. De contributie bedraagt 10 Euro. Maak dit bedrag over op giro 489829 t.n.v. penningmeester WVS onder vermelding van “contributie 2010”.
Gauke Kuipers, penningmeester
Variabilia 101:3
Workshop astrometrie en fotometrie van kleine planeten
De redactie ontving van de Dutch Minor Planet Association i.o. de onderstaande uitnodiging om deel te nemen aan een workshop over astrometrie en fotometrie. Omdat met name het fotometrie deel interessant is voor onze leden, willen wij graag de aandacht vestigen op deze workshop. Maar vlak ook het astrometrie deel niet uit. Mocht je ooit een nieuwe veranderlijke ster, nova of supernova ontdekken, dan is het van belang om de coördinaten nauwkeurig te bepalen. Op 12 juni wordt door de DMPA (Dutch Minor Planet Association) i.o. een bijzondere workshop georganiseerd. Dhr. Axel Martin, één van de experts het gebied van de astrometrie (plaatsbepaling) en fotometrie (helderheidsbepaling) van kleine planeten is uitgenodigd om geïnteresseerden wegwijs te maken in deze boeiende activiteit. Immers: Velen maken astrofoto’s en zijn er zich niet van bewust dat er op bijna elke foto die binnen 20° van de ecliptica genomen is ook kleine planeten staan. Zij die met grote instrumenten opnames maken hebben mogelijk kleine planeten ontdekt terwijl ze dat niet weten. Hoe kom je daar achter of er kleine planeten op je opname staan? Hoe kom je erachter welke dat het is? Of... dat het een herontdekking of zelfs een nieuwe is? Plaatsbepaling tot op 0,5 boogseconde is voor de amateur mogelijk! Naast de astrometrie is ook de fotometrie een aspect van waarnemingen die ligt binnen de mogelijkheden van de amateur die
beschikt over digitale apparatuur. Het is niet alleen geschikt voor de waarneming van helderheidsveranderingen ten gevolge van de onregelmatige vorm van de om zijn as draaiende kleine planeet, maar ook voor veranderlijke sterren. Op het Internet is eenvoudige free- of shareware voor een heel laag bedrag te downloaden en waarmee gewerkt kan worden. De workshop wordt in het Engels of Duits gegeven (de sheets zijn in Duits) en er is een tolk aanwezig voor eventuele onduidelijkheden. De kosten van deze workshop zijn 15 euro inclusief koffie en thee in de pauzes en soep bij de zelf meegebrachte boterhammen. De locatie is Volkssterrenwacht Bussloo. Opgave kan bij: Harrie Rutten,
[email protected], liefst zo snel mogelijk. Het deelnamebedrag kunt u overmaken op rekening 1033.11.459 onder vermelding DMPA-workshop. Nadere details volgen dan. Meer over dit onderwerp is te vinden op de website van Axel Martin: Het Turtle Star Observatory: http://markt.bph.rub.de/~axelm/tso/tso.htm Deze site is in het Duits. Axel Martin is auteur of coauteur van enkele boeken over de CCD-fotografie, etc. Hij heeft zelf 5 kleine planeten ontdekt, 1 herontdekking en 3 ontdekkingen die niet bevestigd konden worden en daardoor aan iemand anders zijn toegeschreven (de zogenaamde tweede waarneming na 24 uur). Ik hoop velen van u te kunnen begroeten.
Harrie Rutten, Initiatiefnemer DMPA
Totalen 1e kwartaal 2010 In het afgelopen kwartaal zijn door 8 waarnemers 1100 schattingen aan 290 veranderlijken verricht. In januari en februari was het overwegend bewolkt met slechts enkele geheel heldere nachten. Bijna alle waarnemers hebben op 1 en 26 januari waargenomen, een enkeling heeft kortdurende opklaringen op andere dagen kunnen gebruiken. Ik heb mijn telescoop regelmatig op een veelbelovende
namiddag buiten gezet om hem vervolgens ’s avonds door binnendrijvende bewolking weer ongebruikt binnen te moeten halen. Maart begon veelbelovend. De eerste tien dagen van de maand was het vaak helder. Daarna was het weer huilen met de pet op...
Erwin van Ballegoij, waarnemingsleider
Variabilia 101:4
Erwin van Ballegoij Georg Comello Guus Gilein Geert Hoogeveen Frans Nieuwenhout Hans Pleijsier Robert Schippers Glynis van Uden
Code BVE CMG GGU HOO NFD PHN SRBR VUG
Jan 10 Feb 10 Mrt 10 119 14 247 319 25 1 231 4 1 7 32 62 18 4 8 8 415 85 600
Observaria Novae In het eerste kwartaal van 2010 werden er vier nieuwe novae ontdekt. Één al bekende vermoedelijke symbiotische ster vertoonde een nova-uitbarsting. V2673 Ophiuchi = Nova Ophiuchi 2010 De Japanner H. Nishimura heeft op 15,857 januari een nova ontdekt van magnitude 8,4 in het sterrenbeeld Slangendrager. Deze staat op de volgende positie: R.K.: 17h 39m 40,94s (2000,0) Decl: -21° 39' 47,9" (2000,0) Hoewel er nog geen spectroscopische bevestiging is van de novaclassificatie, is deze wel aannemelijk. Volgens de Japanner K. Kadota staat er namelijk geen object op deze positie op een rode DSS plaat uit 1997 (grensmagnitude 20). Met een amplitude van meer dan 12 magnituden moet het wel een nova zijn. V2673 Oph is nu een ochtendobject van de dertiende grootte. Bronnen: AAVSO Special Notice #187, Possible Nova in Oph, 17 januari 2010 V5585 Sagittarii = nova Sagittarii 2010 De Australiër John Seach heeft op 20,72 januari een nova ontdekt van magnitude 8,5 in sterrenbeeld Boogschutter. Voor deze ontdekking maakte hij gebruik van een digitale spiegelreflexcamera met een 50 mm f/1.4 lens en oranje filter. Hij vond dit object niet terug op een opname van 15,89 november 2009 (grensmagnitude 11,5). De Japanners K. Nishiyama en F.
Totaal 380 319 25 1 231 12 112 20 1100
Erwin van Ballegoij
Kabashima hebben de volgende coördinaten bepaald: R.K.: 18h 07m 26,95s (2000,0) Decl: -29° 00’ 43,6” (2000,0) De Japanner H. Maehara heeft een spectrum van deze ster opgenomen. Hierin zijn brede emissielijnen van Hα , Hβ en FeII gevonden. Daarmee wordt de novaclassificatie bevestigd. Het betreft een FeII type. Helaas staat deze nova erg zuidelijk. Bij culminatie verheft deze ster zich niet meer dan negen graden boven de zuidelijke horizon. De laatste positieve schatting aan V5585 Sgr is eind februari verricht. Toen had hij een helderheid van magnitude 12,5. Bronnen: AAVSO Special Notice #190, Probable Nova in Sagittarius, 24 januari 2010 AAVSO Alert Notice 416, Nova in Sagittarius (V5585 Sgr = N Sgr 2010), 31 januari 2010 V2674 Ophiuchi = Nova Ophiuchi 2010#2 De Japanner Hideo Nishimura ontdekte op 18,845 februari een nova van magnitude 9,4 (ongefilterd?) in sterrenbeeld Slangendrager. Voor de ontdekking maakte hij gebruik van een Minolta 120-mm f/3.5 lens en een Canon EOS 5D digitale camera gemonteerd op een Takahashi EM100 parallactische telescoop. De Japanner S. Nakano heeft de opname van H. Nishimura uitgemeten en bepaalde de volgende positie: R.K.: 17h 26m 32,19s (2000,0)
Decl: -28° 49’ 36,3” (2000,0) Met spectroscopische waarnemingen van K. Imamura en K. Tanabe, Okayama University of Science in Japan, is bevestigd dat het een klassieke nova betreft. Uit het spectrum dat de Japanner M. Fujii heeft opgenomen, is de classificatie verfijnd tot FeII type. Hij is in de ochtendschemering laag boven de zuidoostelijke horizon te vinden als een object van de twaalfde grootte. Bronnen: AAVSO Special Notice #195, Nova Oph 2010 No. 2, 20 februari 2010 V1310 Scorpii = nova Scorpii 2010 De Japanners Koichi Nishiyama en Fujio Kabashima hebben op 20,857 februari een nova van magnitude 10,5 (ongefilterd) in het sterrenbeeld Schorpioen ontdekt. Ze bepaalden de volgende coördinaten: R.K.: 17h 06m 07,53s (2000,0) Decl: -37° 14’ 27,4” (2000.0) Deze nova culmineert op slechts één graad boven de zuidelijke horizon en is daarom vanuit Nederland niet waarneembaar. Momenteel is V1310 Sco een object van de dertiende grootte. Bronnen: AAVSO Special Notice #196, Possible Nova in Scorpius - N Sco 2010, 23 februari 2010 V407 Cygni V407 Cyg staat bekend als een symbiotische ster. Dat is een dubbelstersysteem bestaande uit een witte dwergster en een gewone ster. Echter, in het geval van V407 Cyg is de gewone ster een Mira veranderlijke. Normaal gesproken wordt het systeem niet helderder dan de twaalfde grootte, maar op 10,797 maart 2010 merkten de Japanners F. Nishiyama en F. Kabashima dat V407 Cyg veel helderder was dan normaal. Zij maten met een 105 mm camera lens een helderheid van magnitude 7,4 (ongefilterd). Even later namen zij dit object waar met een 40 cm reflector. In dit instrument had V407 Cyg een helderheid van magnitude 6,9 (ongefilterd). De ontdekking is onafhankelijk bevestigd door de Japanners T. Kojima (magnitude 7,3 met een Canon EOS 40D camera op 11,789 maart 2010), K. Sakaniwa (magnitude 7,4 met een 70
mm Canon digitale camera op 11,8 maart 2010) en A. Tago (7e grootte op 11,815 maart 2010). Op 13,09 maart heeft de groep van de Italiaan Munari een spectrum van V407 Cyg opgenomen, dat op een klassieke nova-uitbarsting wijst. De brede emissielijnen gaven een expansiesnelheid van 2300 km/s. Dit soort hoge snelheden zijn niet mogelijk bij een normale uitbarsting van symbiotische sterren. De Japanners K. Imamura (13,793 maart), M. Fujii (13,793 maart) en H. Maehara (13,842 maart) hebben lage resolutie spectra van V407 Cyg opgenomen. Ook deze wijzen op een klassieke nova-uitbarsting. Samenvattend: Alles wijst op een klassieke nova-uitbarsting van een symbiotische ster. Wat het systeem ingewikkeld maakt is het feit dat de secundaire ster waarschijnlijk een Mira veranderlijke is. Probeer zo veel mogelijk waarnemingen aan dit complexe en interessante systeem te doen. Dit kunnen visuele schattingen zijn, CCD tijdserie waarnemingen of fotometrie in de verschillende fotometrische banden. De helderheid van V407 Cyg neemt weer af. Op 15 maart was de ster alweer van de negende grootte. V407 Cyg bevindt zich op de volgende coördinaten: R.K.: 21h 02m 09,85s (2000,0) Decl: +45° 46' 33,0" (2000,0) Dat is nabij de heldere ster Deneb, hetgeen het opzoeken van V407 Cyg vereenvoudigt. Met de Large Area Telescope (LAT) op de Fermi Gamma-ray Space Telescope is in de regio van V407 Cyg op 13 en 14 maart een nieuwe bron van gammastraling gevonden. Voorheen stond er niets op deze positie. Uit de waarnemingen die van 12 tot en met 16 maart verricht zijn, kon de volgende positie van het nieuwe object worden bepaald: R.K.: 315,60° (2000,0) Decl: +45,71° (2000,0) V407 Cyg ligt in de 95% betrouwbaarheidscirkel van 0,12°, dus het is aannemelijk dat de nieuwe bron van gammastraling identiek is aan V407 Cyg. De gammastraling werd voor het eerst twee dagen na de optische uitbarsting gemeten. Op 13 en 15 maart werd de nova ook met de Swift röntgensatelliet gedetecteerd. Na de detectie van V407 Cyg met de FermiLAT, is de nova op 22/23 maart ook op ra-
Variabilia 101:6
diogolflengten gedetecteerd. Dat gebeurde met de 100m Effelsberg, 40m OVRO en de 30m IRAM radiotelescopen. Het radiospectrum wijst op een uitdijende schil van materie. Ook met de 32m Torun radiotelescoop is V407 Cyg gedetecteerd, en wel op 23, 24 en 25 maart. De intensiteit was wel lager dan die van de eerdere radiodetecties. Op 26 maart heeft de AMI Large Array in Cambridge (VK) V407 Cyg op radiogolflengten waargenomen. Daarna is deze nova op 27 en 28 maart met de Allen Telescope Array waargenomen. De ster was op een frequentie van 1,43 GHz niet waarneembaar, maar nog wel op hogere frequenties. Op 30/31 maart werd V407 Cyg door het European VLBI Network gedetecteerd op een frequentie van 5 GHz, maar met een lagere intensiteit dan enkele dagen daarvoor. De secundaire ster in het V407 Cyg systeem is een Mira-ster met een circumstellaire SiO maser emissie. Deguchi et al. hebben vanaf 16 maart met de Nobeyama 45m telescoop onderzocht of de nova-uitbarsting invloed heeft op de circumstellaire materie rond de Mira-ster. Uit hun waarnemingen volgt dat de intensiteit van de SiO maser emissie na de nova-uitbarsting aan het afnemen is. Dit wijst erop dat de uitbarsting en de circumstellaire materie, die op 10 AE van de Mira-ster af ligt, interactie vertonen. V407 Cyg is nu een object van de tiende grootte. Dit maakt deze nova een interessant waarneemobject voor de komende maanden. Bronnen: AAVSO Special Notice #201, Outburst of the symbiotic star V407 Cyg, 12 maart 2010 AAVSO Special Notice #202, Classical nova event in V407 Cyg, 14 maart 2010 AAVSO Alert Notice 419, Nova eruption in V407 Cyg, 15 maart 2010 ATEL #2487, Fermi LAT Detection of a New Galactic Plane Gamma-ray Transient in the Cygnus Region: Fermi J2102+4542, and its Possible Association with V407 Cyg, Cheung C.C. et al, 18 maart 2010 ATEL #2506, Radio detection of V407 Cyg – the possible counterpart of the new Fermi LAT Gamma-ray Transient J2102+4542 with the Effelsberg 100-m, OVRO 40-m and IRAM 30-m telescopes, Nestoras I. et al, 24 maart 2010 ATEL #2511, Radio detection of V407 Cyg at 30GHz with OCRA-p on the Torun
Telescope, Gawronski M.P. et al, 25 maart 2010 ATEL #2514, 15-GHz flux density of V407 Cyg, Pooley G., 26 maart 2010 ATEL #2519, Dying SiO masers in the V407 Cyg system, Deguchi S. et al, 29 maart 2010 ATEL #2529, V407 Cyg: Allen Telescope Array Observations, Bower G. C. et al, 1 april 2010 ATEL #2536, VLBI detection of V407 Cyg, Giroletti et al, 6 april 2010 ‘Oude’ novae KT Eridani KT Eri heeft de aandacht van de professionele astronomen gegrepen. Met een breed spectrum aan instrumenten wordt deze ster goed in de gaten gehouden. Met de CASANDRA-3 all-sky camera van het BOOTES-3 robotic observatory in Blenheim, Nieuw Zeeland zijn opnamen gemaakt van KT Eri van voor de ontdekkingsdatum. Op 12,631 november was KT Eri nog zwakker dan magnitude 9,0, op 13,658 november werd de nova gedetecteerd als een object van magnitude 6,51, op 15,578 november bereikte de nova magnitude 5,82 en op 24,634 november was de helderheid afgenomen tot magnitude 8,34. Met de SMARTS telescopen op Cerro Tololo in Chili is KT Eri vanaf 27 november fotometrisch en spectroscopisch gevolgd. Het optische spectrum is vergelijkbaar met de recurrente novae YY Dor en N LMC 2009a. Uit de fotometrie volgt dat de BVRI helderheid tot 20 januari met 2 magnituden is afgenomen. De BVRI lichtkrommen zijn begin januari variabel geworden met een amplitude van 0,5 magnitude en een periode van mogelijk 2,7 dagen. KT Eri is ook met de Swift röntgensatelliet en de Chandra satelliet waargenomen. 40 dagen na de nova-uitbarsting werd er met de Swift voor het eerst een harde röntgenbron op de locatie van de nova gedetecteerd. Na 55 dagen werd er hoofdzakelijk zachte röntgenstraling gedetecteerd. Op 19 januari 2010 nam de intensiteit van de röntgenstraling toe, terwijl die tegelijkertijd zachter werd. Wat dat betreft leek het gedrag op dat van de recurrente nova LMC 2009a. Tegelijkertijd begon de röntgenintensiteit dramatisch te variëren. Dit was vergelijkbaar met wat werd waargenomen
Variabilia 101:7
bij de laatste uitbarsting van RS Oph in 2006. Met behulp van een Fourier analyse werd er gezocht naar regelmaat in de röntgenintensiteit. Er werd een quasi-periodieke oscillatie (QPO) gevonden met een periode van 35,09 ± 0,25 seconden. Ook RS Oph vertoonde tijdens haar laatste uitbarsting een QPO met een periode van 35 seconden. Daarmee lijkt het onwaarschijnlijk dat deze QPO’s te maken hebben met de rotatie van de witte dwergsterren in deze nova-systemen. Op 23/24 januari, 70 dagen na het optische maximum, werden er röntgenspectroscopische waarnemingen met de Chandra verricht. Uit het spectrum volgt dat KT Eri een heldere bron is van heel zachte röntgenstraling. Het spectrum toont een sterk continuum tussen 2,3 en 5,0 nm. Hieruit volgt dat de novarest een temperatuur van 4,4 x 105 K heeft. Daarnaast zijn er diepe absorptielijnen van stikstof, koolstof en mogelijk silicium te zien. Deze absorptielijnen tonen een blauwverschuiving van 2500 km/s. Daarnaast is er een sterke stikstof emissielijn te zien met een roodverschuiving van 1500 km/s. De sterkte van deze emissielijn fluctueert sterk in de tijd. KT Eri is met de ATCA, GMRT, MERLIN en VLA radiotelescopen waargenomen. De nova werd vanaf 28 december regelmatig met de MERLIN radiotelescoop op 1,4 en 5 GHz gedetecteerd. Met de GMRT werd KT Eri op 10 januari op 610 MHz gedetecteerd. Op 24 januari en 3 februari werd de nova met de ATCA waargenomen. Op 3 februari was de intensiteit van de radiostraling op 5,5, 9 en 17 GHz beduidend hoger dan op 24 januari. De radio waarnemingen geven informatie over de massa-uitstoot en de geometrie van de uitstoot. Aanvankelijk is de dichtheid van de materie in de bron zo groot dat de bron optisch dik is. Dat betekent dat de elektromagnetische straling de uitdijende wolk moeilijk kan verlaten. Omdat de bron groter wordt zal de intensiteit van de radiostraling aanvankelijk toenemen. Zodra de dichtheid van de materie in de wolk voldoende is afgenomen wordt deze optisch dun. De straling kan de wolk snel verlaten en de intensiteit neemt af. Wanneer dat gebeurt, hangt af van de hoeveelheid massa die is uitgestoten en de snelheid waarmee deze wordt uitgestoten. Omdat de intensiteit van de radio waarnemingen
nog steeds toeneemt, is het omslagpunt nog niet bereikt en kunnen deze parameters nog niet worden berekend. Daarom gaan de waarnemingen met de radiotelescopen gewoon door. KT Eri is de afgelopen maanden langzaam in helderheid afgenomen en is nu een object van de twaalfde grootte. De nova komt nu in conjunctie met de zon. Wie pikt deze ster na de conjunctie weer op? Bronnen: ATEL #2392, Emergence of a Bright and Highly Variable Super-soft Source Phase in Nova KT Eri (2009), Bode M. F. et al, 20 januari 2010 ATEL #2409, Nova Eri 2009 (prediscovery images), Allen B. Et al, 29 januari 2010 ATEL #2418, A Chandra High-Resolution X-ray spectrum of KT Eri, Ness J.-U. et al, 3 februari 2010 ATEL #2423, Large amplitude variability and detection of a 35 sec modulation of the soft X-ray flux of nova KT Eri by Swift, Beardmore A.P. et al, 5 februari 2010 ATEL #2434, Radio detections of KT Eri, O'Brien T.J. et al, 11 februari 2010 U Scorpii Op 28 januari begon de lang verwachte uitbarsting van de bekende recurrente nova U Sco. Barbara Harris uit de Verenigde Staten fotografeerde U Sco op 28,4385 januari als een object van magnitude 8,05V. De uitbarsting werd onafhankelijk bevestigd door de Amerikaan Shawn Dvorak, die de ster op 28,4743 januari op magnitude 8,8V schatte. Op het moment dat de uitbarsting van U Sco werd ontdekt was deze nog maar net begonnen. U Sco was volgens de Amerikaan Mike Linnolt op 27,6271 januari immers nog zwakker dan magnitude 16,5. Tijdens deze uitbarsting van U Sco bereikte de recurrente nova een helderheid van magnitude 7,8. U Sco is een heel snelle nova. Na één dag was de helderheid met één magnitude afgenomen en in de daarop volgende vier dagen nam deze nog eens met twee magnituden af. Rond 9 februari bereikte de nova haar plateaufase bij magnitude 14V. Daarmee komt de lichtkromme van U Sco overeen met die van de vorige negen uitbarstingen. Tot 11 februari waren er flikkeringen in de lichtkromme te zien met als maximale amplitude van 0,4 magnitude en een periode van 30 minuten tot een uur.
Variabilia 101:8
Lichtkromme van U Sco in de V-band. Bron: www.phys.lsu.edu/recurrentnova/usco2010.html
‘Lichtkromme’ van U Sco in röntgenstraling. Bron: www.phys.lsu.edu/recurrentnova/usco2010.html
Vanaf 11 februari zijn er bedekkingen in de lichtkromme te zien met een diepte van 0,6 magnitude. Het plotselinge begin van de eclipsen heeft waarschijnlijk te maken met de krimp van de fotosfeer van de witte dwerg tot een afstand kleiner dan de afstand tussen de twee componenten van U Sco. Er zijn ook secundaire bedekkingen te zien. Deze kunnen niet worden veroorzaakt door de secundaire ster, want dat is een G5 ster van magnitude 18,9V. Misschien wordt dit secundaire minimum veroorzaakt doordat de fotosfeer van de witte dwerg de helder verlichte begeleider bedekt. Verder zit er een asymmetrie in het fasediagram. Bij fase = 0,25 is U Sco 0,11±0.04 magnitude helderder dan bij fase=0,75. Dit slecht begrepen fenomeen wordt ook gezien bij de bedekkingen van de recurrente novae CI Aql en V394 CrA in rust. De uitstromende materie van een nova kan botsen op interstellaire materie. Als dat gebeurt wordt er röntgen- en gammastraling opgewekt. Deze is te detecteren met
gespecialiseerde satellieten. Daarom nam de INTEGRAL U Sco tussen 28,7095 en 29,2153 januari waar. Op dat moment werd er geen röntgen- en gammastraling gedetecteerd. Dit betekent dat er weinig interstellaire materie rond U Sco zit. Dat was tijdens de laatste uitbarsting in 1999 ook al vastgesteld. Op 31 januari kon U Sco met de Swift röntgen telescoop voor het eerst worden gedetecteerd als een zwakke bron van harde röntgenstraling. Op 9 februari, 12 dagen na de uitbarsting was U Sco een sterke bron van zachte röntgenstraling geworden. Er werden drie bedekkingen van U Sco in UV licht waargenomen. Deze bedekkingen duren 0,08 tot 0,09 dag en dat is langer dan de bedekkingen van U Sco in rust. Dit betekent dat de accretieschijf tijdens een uitbarsting groter is dan in de rustfase. Ook in röntgenstraling zijn hints van bedekkingen te zien, maar deze zijn breed (0,3 dag) en ondiep. Dit betekent dat de röntgenbron niet helemaal wordt bedekt en dat de regio die de röntgenstraling uitzendt behoorlijk uitgebreid is. Uit de bedekkingen valt af te leiden dat de witte dwerg 2 x 2021 g/s aan massa verliest. Op 14 februari is er een röntgenspectrum met de Chandra röntgensatelliet opgenomen. De röntgenstraling is voor 70% afkomstig uit de atmosfeer van de hete witte dwerg. De emissielijnen in dit spectrum dragen voor 30% aan de gemeten röntgenstraling bij. De opvallendste emissielijnen zijn afkomstig van stikstof. Deze lijnen wijzen op een lage koolstof/stikstof ratio en een temperatuur van 510.000 ± 80.000 K. De absorptielijnen in het spectrum hebben een blauwverschuiving van 2000 km/s. Met de XMM-Newton satelliet is een hoge resolutie röntgenspectrum opgenomen op 19 en 20 februari met een totale belichtingstijd van 63360 seconden. De intensiteit van de röntgenstraling is met een factor 1,6 toegenomen in vergelijking met de waarnemingen van 14 februari. Tijdens de XMMNewton waarnemingen vond er een eclips plaats, maar deze was niet terug te zien in de spectra en de röntgen lichtkromme. Het spectrum laat fotosferische continuum emissie zien met daar overheen sterke emissielijnen van stikstof (sterker dan voorheen). Daarnaast zijn nu ook emissielijnen van zuurstof en koolstof gedetecteerd. Uit het spectrum volgt dat de verhouding koolstof/stikstof in U Sco hoger is dan in RS Oph. De breedte van emissielijnen
Variabilia 101:9
wijst op een expansiesnelheid van 30004000 km/s. Alle emissielijnen vertonen een licht roodverschuiving, terwijl enkele absorptielijnen een blauwverschuiving tonen. Tot 1 maart was U Sco in de plateaufase. Tijdens de plateaufase werden eclipsen zichtbaar, waarvan de amplitude toenam van 0,6 tot 1,4 magnitude en de tijdsduur van 0,29 tot 0,38 in fase. Tussen 1 en 11 maart nam de helderheid in visueel, infrarood en ultraviolet licht snel af, in het visuele gebied van magnitude 15,1 naar 16,9. Tussen 11 maart en 25 maart is U Sco in een tweede plateaufase gekomen, rond de zeventiende grootte. Daarna nam de helderheid snel af tot de rusthelderheid. Tot dusver zijn er tien uitbarstingen van U Sco bekend: 1863, 1906, 1917, 1936, 1945, 1969, 1979, 1987, 1999 en 2010. Er zijn waarschijnlijk een aantal uitbarstingen gemist tussen 1863 en 1906. Verder eentje rond 1927 en één rond 1957. Het tijdsinterval tussen de erupties ligt tussen de 7,9 en de 11,8 jaar, met een gemiddelde van 10,3 jaar. Brad Schaefer verwacht dat de volgende uitbarsting van U Sco rond 2020 (± 2 jaar) zal gaan plaatsvinden. Bronnen: AAVSO Special Notice #191, U Sco is possibly in outburst, 28 january 2010 AAVSO Alert Notice 415, Recurrent Nova U Scorpii in outburst, 28 january 2010 ATEL #2412, INTEGRAL observations of U Sco, Manousakis A. et al, 2 februari 2010 ATEL #2419, Detection of U Sco in X-rays, Schlegel E.M. et al, 3 februari 2010 ATEL #2430, Emergence of the Supersoft X-ray Phase of U Sco, Schlegel E.M. et al, 10 februari 2010 ATEL #2442, Broad UV and probable Xray eclipses in nova U Sco, Osborne J.P. et al, 17 februari 2010 ATEL #2451, Chandra observation of U Scorpii, Orio M. et al, 19 februari 2010 ATEL #2452, Recurrent Nova U Sco Shows Deep Optical Eclipses During Plateau Phase, Schaefer B.E. et al, 20 februari 2010 ATEL #2469, Variable strong X-ray emission lines in U Sco, Ness J.-U. et al, 10 maart 2010 ATEL #2477, Recurrent Nova U Sco Has Sharp Decline in X-ray/UV/Optical/IR , Schaefer B.E. et al, 12 maart 2010 ATEL #2507, An Apparent Second Plateau in the UBVRIJHK Eruption Light
Curve of the Recurrent Nova U Sco , Pagnotta A. et al, 24 maart 2010 Dwergnovae GK Perseï In 1901 was GK Per een opvallende novaverschijning in het sterrenbeeld Perseus. Met een maximale helderheid van magnitude +0,2 was deze ster niet te missen. Na deze uitbarsting zwakte GK Per af tot de dertiende grootte. Echter, sinds de jaren 60 vertoont deze ster eens in de paar jaar een dwergnova-uitbarsting, met een amplitude van enkele magnituden. Dit is een teken dat de accretieschijf, die door de novauitbarsting van 1901 was weggeblazen, toen weer was hersteld. Begin maart experimenteerde de auteur van
Opname van GK Per in uitbarsting. Deze opname is op 10 maart 2010 omstreeks 21 UT gemaakt door Erwin van Ballegoij. Hiervoor gebruikte hij een 10” f/6,3 Meade LX200 telescoop en een Starlight Xpress HX516 ccd camera. De belichtingstijd bedroeg 60 seconden.
dit stukje met de CCD-camera die hij van Frans Nieuwenhout had overgenomen. Op 4 en 6 maart maakte hij opnamen van GK Per. Omdat GK Per op tweede opname helderder leek dan de eerste, besloot hij zijn eerste fotometrie op deze twee opnamen te verrichten. Op deze manier ontdekte hij dat GK Per tussen 4 en 6 maart in uitbarsting was gekomen. Aangezien deze nog niet door andere waarnemers was opgemerkt, plaatste hij een berichtje op de cvnetoutburst internetgroep. De ontdekking werd al snel door andere waarnemers bevestigd. Meteen is op verzoek van Dr. Phil Evans (University of Leicester, England) de Swift satelliet op GK Per gericht. Met de Swift-BAT transient monitor is op 6,530 maart (vlak voor mijn visuele
Variabilia 101:10
bevestiging) een uitbarsting van harde röntgenstraling van GK Per waargenomen. De intensiteit van de röntgenstraling is daarna afgenomen, maar is nog altijd hoger dan normaal. GK Per is normaal gesproken niet detecteerbaar met de Swift-BAT transient monitor. In deze eeuw nam het tijdsinterval tussen twee uitbarstingen af. Tegelijkertijd nam ook de amplitude af. Deze trend lijkt nu doorbroken. GK Per bereikte half april magnitude 10 en lijkt nog steeds langzaam te verhelderen. Probeer deze ster zo lang mogelijk te volgen, voordat deze circumpolaire ster laag boven de noordelijke horizon in culminatie komt. Bronnen: AAVSO Special Notice #198, Possible Outburst of GK Per, 8 maart 2010 ATEL #2466, The Dwarf Nova GK Per has entered outburst , Evans P. A. et al, 8 maart 2010 EF Pegasi Op 28 december 2009 heeft Frans Nieuwenhout een reeks CCD-metingen aan EF Pegasi verricht, een dwergnova van het UGSU type. Dit type veranderlijken vertoont superhumps. Uit analyse van deze waarnemingen volgde een superhumpperiode van 0,0630 dagen en een amplitude van iets meer dan 0,2 magnituden. De periode week flink af van de literatuurwaarde van 0,08705 dagen. Dit had waarschijnlijk te maken met het feit dat de reeks waarnemingen niet lang genoeg was doorgezet. Op 1 januari 2010 heeft Frans deze ster nogmaals waargenomen. Nu was de tijdreeks langer. Met behulp van de Anova methode heb ik nogmaals de periode van de superhumps bepaald. Deze bedroeg op 1 januari 0,0795 dagen, beduidend langer dan de waarde die ik voor 28 december heb gevonden, maar nog altijd korter dan de literatuurwaarde. De amplitude van de superhumps was inmiddels afgenomen tot iets minder dan 0,10 magnituden. Mijn pogingen om de twee datasets te combineren, liepen vooralsnog op niets uit. De lichtkromme die Frans heeft opgenomen staat op bladzijde 23 van deze Variabilia. UV Persei Op 7 januari 2010 heeft Frans Nieuwenhout een tijdserie opgenomen tijdens een uitbarsting van de UGSU dwergnova UV
Per. In de lichtkromme is duidelijk een superhump te zien. Analyse van de lichtkromme via de Anova methode in het softwarepakket Peranso leverde een superhumpperiode van 0,0630 dagen op. De literatuurwaarde bedraagt 0,0664 dagen. Ook dit geval was de tijdserie iets te kort om een betrouwbare superhumpperiode te bepalen. Het fasediagram gebaseerd op de waarnemingen van Frans staat op bladzijde 23 van deze Variabilia. Symbiotische sterren Z Andromedae De uitbarsting van Z And is voorbij. Na een breed maximum tussen half oktober en eind januari, waarbij de ster magnitude 8,5 bereikte, is de helderheid nu afgenomen tot magnitude 9. RCB sterren ES Aquilae Na een afzwakking eind november / begin december, leek ES Aql na de conjunctie met de zon weer terug te zijn gekeerd naar haar rusthelderheid. In de tweede helft van maart leek de helderheid van ES Aql weer af te nemen. Deze ster is momenteel een leuke uitdaging voor matineuze waarnemers. R Coronae Borealis Na een langdurig diep minimum waarbij de helderheid rond magnitude 15,0 schommelde, vertoont R CrB nu tekenen van herstel. De afgelopen maanden is de helderheid langzaam maar zeker toegenomen tot magnitude 14,5. Blijf deze ster in de gaten houden: zet het herstel door, of zal de ster na een korte verheldering weer in helderheid afnemen? SU Tauri Deze RCB ster is al meer dan een jaar zwakker dan haar rusthelderheid. Aan het begin van dit jaar bereikte de ster een minimale helderheid van magnitude 18. Nu lijkt de helderheid van deze ster zich langzaam maar zeker te herstellen. Momenteel is SU Tau een object van de zeventiende grootte. Helaas komt deze ster binnenkort in conjunctie met de zon. Wie probeert deze ster medio augustus weer op te pikken, om te zien of het herstel heeft doorgezet?
Variabilia 101:11
Overgangen van exoplaneten In de afgelopen 15 jaar zijn er al enkele honderden exoplaneten ontdekt via verschillende waarneemtechnieken, waarvan de radiële snelheidsmethode de oudste en nog steeds de meest gangbare is. Bij ruim één op de tien bekende exoplaneten zijn er tevens ook variaties in de helderheid van de centrale ster gevonden die veroorzaakt worden doordat de exoplaneet precies voor de ster langs trekt. Met de radiële snelheidsmethode worden vooral grote gasreuzen gevonden die op korte afstand van de centrale ster draaien. Bij deze relatief grote planeetdiameters leiden eventuele bedekkingen tot een variatie in helderheid die tot wel enkele procenten kan oplopen. Wereldwijd zijn verschillende teams bezig met het zoeken naar exoplaneten. De bekendste daarvan zijn CoRoT, HAT, OGLE, TrES en WASP. HAT staat voor Hungarian-made Automated Telescope , en HATNet is een netwerk van zes van dergelijke volledig geautomatiseerde telescopen. De Exoplanet Transit Database (ETD) van de Tsjechische Astronomische Vereniging [http://var2.astro.cz/EN/index.php] geeft voorspellingen van de intrede- en uittredetijdstippen van enkele tientallen exoplaneten waarvan bekend is dat er sterbedekkingen optreden. Voor elke nacht zijn er wel een of meerdere van dergelijke over-
Frans Nieuwenhout
gangen voorspeld. Na enkele vruchteloze pogingen is het me eindelijk gelukt om een tweetal tijdseries te maken waarbij de helderheidsafname door de overgang van een exoplaneet enigszins zichtbaar kon worden gemaakt. De eerste keer waarbij dat lukte was op 9 maart bij HAT-P-3b in het sterrenbeeld Grote Beer. Het resultaat van ruim zes uur waarnemen staat in figuur 1 weergegeven. Er is een 16 inch Meade LX200 gebruikt met een 0.5 x focal reducer en een SBIG ST-7 camera. De camera met filterwiel zijn in bruikleen verkregen van de universiteit van Amsterdam. Met een fotometrisch roodfilter [R] werden de nadelige effecten van de lichtverontreiniging wat onderdrukt. Om te voorkomen dat de kijker tegen de montering aan zou komen moest halverwege de bedekking de kijker omgelegd worden. Hierdoor moest er opnieuw een volgster voor de CCD camera gevonden worden, waardoor er helaas een gat van een kwartier in de meetserie is opgetreden. Elke kleine punt in figuur 1 is het resultaat van een opname van één minuut, en de dikke punten zijn de hieruit berekende tien-minuten-gemiddelden. De stippellijnen geven de van te voren door ETD voorspelde tijdstippen van intrede en uittrede weer. Op het oog lijken de waargenomen tijdstippen ongeveer 10 minuten voor de voorspelde tijdstippen te liggen.
Figuur 1: Helderheid van HAT-P-3 in relatieve magnitudes op 9/10 maart 2010 (JD 2455265+). Kleine punten zijn opnames van 60 seconden met een R filter. Dikke punten zijn 10-minuten-gemiddelden. Verticale stippellijnen geven de voorspelde tijdstippen van begin en eind van de bedekking weer.
Variabilia 101:12
Enkele dagen later is het gelukt om van de overgang van Gliese 436b in het sterrenbeeld Leeuw een complete tijdserie te maken. Het betrof een continue serie van ruim 4 uur waarin 877 opnames van elk 16 seconden genomen zijn door een V-filter. Deze data zijn naar de ETD database opgestuurd. Figuur 2 is een uitdraai van de gegevens uit deze database, met daarin ook weergegeven, het door ETD
berekende, best passende model. Bij de onderste dataset in die figuur is rekening gehouden met de verandering in luchtmassa gedurende de meetserie (zie figuur 3). Door spectrale verschillen tussen Gliese 436 en de gebruikte vergelijkingsster kan er een verloop in de gemeten helderheid van het object ontstaan waar eenvoudig voor gecorrigeerd kan worden.
Figuur 2. Overgang van Gliese 436b op 21 maart 2010. Bovenste serie zijn de oorspronkelijke data op een willekeurige magnitudeschaal. De onderste serie bevat dezelfde waarnemingen, maar nu gecorrigeerd voor een eventuele trend gerelateerd aan veranderingen in de luchtmassa. [http://var2.astro.cz/ETD/etd.php?STARNAME=GJ436&PLANET=b]
Variabilia 101:13
Figuur 3. Luchtmassa X is gelijk aan 1/cosinus(zenithoek). Horizontaal tijd in JD.
Uit de vorm van het ‘gefitte’ model in figuur 2 leidt het ETD model af dat de exoplaneet diameter 0,358 maal de straal van Jupiter is (± 0,016). Dit komt goed overeen met de modeluitkomsten van de catalogusdata waarin 0,438 maal de Jupiterstraal wordt genoemd. Waargenomen overgangen kunnen worden gebruikt om de karakterisering van de baanbeweging te verbeteren, en tevens om te onderzoeken of er verstoringen zijn die door andere, nog niet waargenomen exoplaneten veroorzaakt worden. Het aardige van de ETD database is dat zodra je
jouw gegevens hebt geupload er een overzicht verschijnt van de belangrijkste parameters die direct uit de metingen gedestilleerd kunnen worden en die van belang zijn voor de baanparameters. Voorbeelden hiervan zijn het verschil tussen het waargenomen en voorspelde middelpunt van de overgang, de duur van de overgang in minuten en diepte in milli-magnitudes. Deze zijn weergegeven in figuren 4, 5 en 6. De dikte van de weergegeven punten is een maat voor de kwaliteit van de data (hoe dikker hoe hoger).
Figuur 4: Overzicht van alle waargenomen overgangen van Gliese 436b in de ETD database. Horizontaal staat het aantal omlopen weergegeven sinds een vast begintijdstip, en verticaal de afwijking tussen gemeten en voorspelde middelpunt van de overgang in dagen. Mijn waarneming is de laatste in de figuur (dat O-C vrijwel nul is, is natuurlijk toeval).
Variabilia 101:14
Figuur 5: Overzicht van de duur van alle waargenomen overgangen van Gliese 436b in de ETD database.
Figuur 6: Overzicht van de diepte van de helderheidsafname in milli-magnitude in de ETD database.
Om een exoplaneetovergang waar te nemen moet het enkele uren achtereen helder blijven. Er zijn helaas maar een beperkt aantal nachten per jaar waarin je van te voren kan verwachten dat het zo lang achter elkaar helder blijft. Verder is een CCD-camera nodig die kan volgen. Voor
nauwkeurige helderheidsmetingen is het cruciaal dat het sterbeeld voortdurend op dezelfde pixels van de CCD blijft vallen. Een grote kijker is minder belangrijk dan een goede waarneemtechniek. Een grote telelens kan al voldoende zijn, want daar maakt ten slotte ook het HAT team gebruik van.
Variabilia 101:15
Algemene Leden Vergadering van de WVS
Gauke Kuipers
Hierbij wordt u van harte uitgenodigd om op zaterdag 8 mei 2010 om 12.00 uur de Algemene Leden Vergadering bij te wonen van Werkgroep Veranderlijke Sterren. Deze wordt gehouden in Zalencentrum Aristo aan de Brennerbaan in Utrecht (naast station Utrecht Lunetten), voorafgaand aan de Verenigingsraad van de KNVWS. Agenda voor de Algemene Leden Vergadering van de Werkgroep Veranderlijke Sterren 1)
Opening
2)
Mededelingen en ingekomen stukken
3)
Verslag van de ALV van 9 mei 2009
4)
Het jaarverslag 2009 van de secretaris; zie elders in deze Variabilia
5)
Het jaarverslag 2009 van de penningmeester; alle financiële stukken zijn ter vergadering beschikbaar
6)
Verslag van de kascommissie 2009
7)
Verkiezing nieuwe kascommissie
8)
Bestuursmutaties: De penningmeester Gauke Kuipers is aftredend, en stelt zich herkiesbaar. Tegenkandidaten kunnen zich tot 7 dagen voor de ALV melden bij de secretaris a.i.. Door het tussentijds aftreden van de secretaris Geert Hoogeveen staan er nu twee vacatures open en roept het bestuur leden op om zich te kandideren.
9)
Begroting 2010. In verband met onze jubileumviering vraagt het bestuur van de ALV toestemming om hiervoor een bedrag van 1000 euro te begroten, daarnaast zal van het Van Leeuwen Boomkamp Fonds een project subsidie worden gevraagd.
10)
Verkiezing afgevaardigden naar de Verenigingsraad van de KNVWS op 8 mei 2010
11)
De Jubileumviering en wvttk
12)
Rondvraag en sluiting Gauke Kuipers – penningmeester en secretaris a.i. N.B. t.a.v. punt 10 is door het bestuur al besloten dat Erwin van Ballegoij onze afgevaardigde zal zijn.
Rooster van aftreden bestuursleden WVS E. van Ballegoij 2011 G. Kuipers 2010 T. Jurriens 2013
Variabilia 101:16
Notulen van de Algemene Leden Vergadering van de Werkgroep Veranderlijke Sterren van 9 mei 2009 te Utrecht. Aanwezig: De bestuursleden van Ballegoij, Hoogeveen en Kuipers. Afmeldingen: De heren Jurriens, Comello en Gilein. 1)
Opening Om 12.35 uur opent waarnemend voorzitter van Ballegoij de vergadering. Hij constateert dat er alleen bestuursleden aanwezig zijn en geen gewone leden.
2)
Vaststelling agenda Over de agenda zijn geen opmerkingen.
3)
Mededelingen / Ingekomen stukken Naast de gebruikelijke stukken van de verenigingsraad zijn er geen ingekomen stukken. Twee oudleden hebben zich opnieuw als lid aangemeld.
4)
Notulen Algemene Ledenvergadering 21 juni 2008 Bij punt 9: Het bestuur heeft uiteindelijk anders besloten. Zie punt 7. Bij punt 12: De enquête over een eventuele overstap op een digitale versie van Variabilia wordt uitgesteld omdat Variabilia vooralsnog op de oude manier via de RUG verspreid kan blijven worden.
5)
Jaarverslag secretaris 2008 Er wordt opgemerkt dat het jaartotaal aan waarnemingen best redelijk is gezien het kleine aantal waarnemers.
6)
Financieel jaarverslag 2008 Er wordt een post ‘Veranderlijke Sterrendag’ opgenomen. Dit is om de leden van de jubilerende Vlaamse werkgroep een kleinigheidje als cadeau aan te kunnen bieden.
7)
Verslag kascommissie 2008 De kascontrolecommissieleden Bouma en Comello hebben de kas gecontroleerd en in orde bevonden. Zij stellen voor de penningmeester over 2008 decharge te verlenen, wat bij acclamatie door de ledenvergadering wordt verleend. Het financiële jaarverslag van de penningmeester is daarmee goedgekeurd.
8)
Begroting 2009 De Variabilia kan nog steeds via de RUG worden vermenigvuldigd en verspreid, dus de kostenpost voor de Variabilia blijft laag.
9)
Verkiezing kascommissie Comello en Bouma blijven in de kascommissie. Er komt een oproep in Variabilia voor nieuwe kascommissieleden in 2010.
10)
Bestuursverkiezing Er zijn geen tegenkandidaten, Jurriens en Hoogeveen worden bij acclamatie herkozen.
11)
Verenigingsraad Van Ballegoij wordt vaste tweede vertegenwoordiger van de WVS op de Verenigingsraad.
Variabilia 101:17
12)
Variabilia Van Ballegoij zoekt nog een aantal oude Variabilia’s. Hoogeveen zal in de bibliotheek van de Koepel nazoeken of deze oude nummers daar nog aanwezig zijn.
13)
Jubileumjaar 2010 Nummer 100 van Variabilia komt uit in januari 2010. Suggesties voor dit nummer zijn welkom. Proberen om exposure in Zenit te krijgen. Theo moet het concept van het jubileum symposium nog rondsturen.
14)
WVTTK Gaan we nog op de Astrodag in Tilburg reclame maken voor de WVS? Inmiddels hebben we mooie folders daarvoor. Hoogeveen gaat misschien naar deze dag.
15)
Rondvraag Er zijn geen punten voor de rondvraag.
16)
Sluiting De waarnemend voorzitter sluit de vergadering om 13.20 uur.
Jaarverslag 2009 Op 13 juni 2009 werd - samen met de Vlaamse Werkgroep Veranderlijke Sterren - de Veranderlijke Sterrendag gehouden op Volkssterrenwacht Mira te Grimbergen in België. Op deze bijeenkomst waren ruim 20 mensen aanwezig. De dag stond in het teken van het 40-jarig jubileum van de Vlaamse werkgroep. In Variabilia werd uitgebreid verslag gedaan van deze bijeenkomst. In 2009 verschenen er 8 novae waarvan er maar enkele met moeite op onze breedte waarneembaar waren. Twee van de in 2009 ontdekte supernovae werden door Henk Munsterman gefotografeerd. Ook in 2009 was de helderheid van R CrB ver onder het normale: deze veranderlijke is in een diep en zeer langdurig minimum. Eind 2009 was deze veranderlijke nog steeds rond magnitude 15. In de Sterrengids werd een artikel over het aanstaande minimum van de langperiodieke bedekkingsveranderlijke Epsilon Aurigae gepubliceerd. Door verschillende waarnemers zijn schattingen aan deze veranderlijke gedaan. De Algemene Leden Vergadering van de werkgroep werd gehouden in Utrecht voorafgaand aan de Verenigingsraad op 9 mei 2009 en werd helaas alleen door bestuursleden bezocht. De bestuursleden Geert Hoogeveen en Theo Jurriens werden herkozen. Het ledental van de werkgroep steeg naar 27 leden door één opzegging en door de aanmelding van twee nieuwe leden en de terugkeer van twee oud-leden. De leden van de werkgroep stuurden de volgende aantallen waarnemingen in: Erwin van Ballegoij 2581, Reinder Bouma 3, Georg Comello 3331, Edwin van Dijk 40, Guus Gilein 102, Geert Hoogeveen 82, Frans Nieuwenhout 277, Hans Pleijsier 2, Robert Schippers 54, Glynis van Uden 175 en Eltjo Wubbena 282. Elf waarnemers verrichtten in totaal 6929 schattingen. Sinds 1999 heeft de werkgroep niet meer zoveel waarnemers in een jaar gehad. Het blad Variabilia verscheen in 2009 vier keer. Op het persoonlijke vlak was er het passeren van de 150.000 waarnemingengrens door Georg Comello.
Geert Hoogeveen, secretaris WVS
Variabilia 101:18
Maxima Mira sterren 2e kwartaal 2010
Erwin van Ballegoij
Deze lijst bevat de verwachte maxima van Mira sterren in het vierde kwartaal van 2009. De kaarten van de Mira sterren zijn te downloaden vanaf de website van de AAVSO (www.aavso.org). Als de waarden van de maximale en de minimale helderheid tussen “< >” staan, dan betreffen het de gemiddelde maximale en de gemiddelde minimale helderheid. Zonder “< >” staan de getallen voor het helderste maximum en het zwakste minimum. Een “#” geeft aan dat de AAVSO waarnemingen van deze ster goed kan gebruiken. Een “&” geeft aan dat de AAVSO dringend
waarnemingen van deze ster nodig heeft en “@” geeft aan dat de AAVSO zeer dringend waarnemingen van deze ster nodig heeft. Een ‘%’ geeft aan dat de AAVSO CCD-data van deze ster heeft, maar dat er weinig visuele schattingen aan deze ster verricht zijn. Van een aantal sterren is het voorspelde maximumtijdstip dusdanig onzeker, dat achter het voorspelde tijdstip een vraagteken staat. Deze lijst is samengesteld met behulp van Bulletin 73 van de AAVSO. De veranderlijken met een zuidelijker declinatie dan –25° zijn uit deze lijst verwijderd.
0848+03 * 1910+46 * 1951+36A * 2137+53 0422+09 1946+04 * 0618+50 * 1939+54 * 0347+11 * 0204+48 0017+26 0432+74 * 0807+14 * 1647+05 1422+05 2116+14 2358+55A 0756-12 * 0830+13 1935+09 * 1815+12 * 1950+55 2221+29 0546+15A * 1955+51 0047+46A * 1613+26 2059+23A 1419+54 1850+32 1943+48 * 0739+14 * 0554+39 2007+15A 0651+11 * 0707+14 0617-02 1605-19 0830+19 0210+24 0900-24 * 0202+27 * 2012+09 2259+14 * 0054+27 1552+29 1643-19 1810+31 * 1107-06 * 0419+16 * 0702+05 1611-22B 2102-21
1856+34 1652-02 * 1918+31 2038+47 2128-14 2039-05 0422+15 * 0612+75 * 1443+39 1832+25 * 0720-05 1315+46 * 0853-00 1533+78A * 0513-16 1233+07 1425+84 * 2245+17 1756+54 1805+31 2008-22 * 2015+59 * 1650+07 1901+08 0101-02 1811+36 * 0110+55A * 1805+18 * 2029+62 * 0022+30 1929+28 2307+59 2339+56 * 0710+39 * 2014+34 0231+33 0947+35 0524-04A 1434-17 * 2352+55 0717+13 2009+38 0743+23 0004+51 * 1839+22 * 0106+21A 1602+10 1500-18 1909+33 2101+29 * 0632-01 0635+58 * 1927+34
S Hya SS Lyr IZ Cyg RU Cyg R Tau X Aql GO Aur V369 Cyg IK Tau RV And T And X Cam SU Cnc RX Oph RS Vir X Peg Y Cas U Pup UY Cnc RV Aql V450 Oph CU Cyg RV Peg Z Tau CM Cyg RV Cas NP Her R Vul S Boo RX Lyr TU Cyg BE Gem AZ Aur S Aql Y Mon VX Gem V Mon W Sco U Cnc R Ari S Pyx Z Tri RU Del RW Peg W Psc Z CrB RR Oph TV Her U Crt VX Tau RS Mon S Sco X Cap
<7.8-12.7> 9.5-15.0 10.3-(15.5 <8.0-9.4> <8.6-14.2> <8.9-14.9> 9.7-14.8 9.7-14.2 12.3-15.8 9.0-11.5 <8.5-13.8> <8.1-12.6> 10.5-(15.4 9.0-(15.5 <8.1-13.9> <9.4-13.8> <9.8-14.5> <9.8-14.1> 10.5-15.3 <9.0-14.2> 10.6-(15.0 10.3-(15.0 <9.9-14.6> <9.8-13.9> 9.5-(15.0 <9.4-15.2> 9.3-12.8 <8.1-12.6> <8.4-13.3> <11.9-(15.5> <9.4-14.2> 10.1-(15.5 9.5-14.1 <8.9-12.4> <9.1-13.9> 8.4-13.1 <7.0-13.1> <11.5-14.6> <9.9-14.6> <8.2-13.2> <9.0-13.9> 9.4-15.2 10.4-15.2 <9.7-14.0> 9.8-15.6 <10.0-14.6> <8.9-14.6> <9.7-14.5> 9.0-(14.0 9.7-(15.0 9.4-(15.3 <10.5-14.6> <11.1-14.8>
Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr Apr
2 2? 2? 2? 3 3 4? 5? 6? 7? 8 8 8? 8? 9 9 10 11 11 ? 11 13 ? 13 ? 13 14 14 ? 15 15 ? 15 16 16 16 17 ? 18 ? 18 19 19 ? 20 20 21 22 23 24 ? 24 ? 24 25 ? 26 27 27 28 ? 29 ? 29 ? 30 30
Variabilia 101:19
Z Lyr SS Oph AN Lyr V Cyg Y Cap Y Aqr W Tau W Cam RR Boo RZ Her TT Mon V CVn TU Hya S UMi X Lep R Vir R Cam SX Peg V Dra T Her W Cap CN Cyg V970 Oph R Aql Z Cet W Lyr VZ Cas XZ Her BF Cep YZ And TY Cyg V Cas Z Cas HT Aur AU Cyg R Tri S LMi S Ori V Lib WY Cas V Gem RS Cyg T Gem SS Cas AE Her X Psc U Ser RT Lib RS Lyr TW Cyg SY Mon S Lyn DD Cyg
<10.1-14.8> <8.7-13.5> 9.3-(15.0 <9.1-12.8> <11.6-14.8> <9.4-14.8> <9.9-11.4> 9.5-15.5 <8.8-12.7> <9.5-14.9> 7.3-(14.0 <6.8-8.8> 9.6-(15.5 <8.4-12.0> 8.8-15.6 <6.9-11.5> <8.3-13.2> 8.4-13.4 <9.9-14.2> <8.0-12.8> <11.7-14.8> 8.1-14.6 10.0-16.5 <6.1-11.5> <8.9-13.5> <7.9-12.2> 9.5-14.0 10.2-(15.5 10.0-(15.0 10.1-15.9 <9.5-14.6> <7.9-12.2> <10.0-14.7> 9.5-(15.5 8.7-15.5 <6.2-11.7> <8.6-13.9> <8.4-12.9> <9.7-14.7> 8.2-15.5 <8.5-14.2> <7.2-9.0> <8.7-14.0> <9.8-13.1> 8.9-15.2 7.9-15.0 <8.5-13.4> <9.0-14.3> <10.2-15.0> <10.0-14.5> 7.3-15.0 <9.6-14.3> 9.6-14.1
May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May May Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun
1 2 2? 2 3 4 5 6? 6? 6 7? 7 8? 8 9? 15 15 15 ? 16 16 16 16 ? 18 ? 19 21 21 23 ? 23 ? 23 ? 24 ? 24 24 24 25 ? 25 ? 26 26 28 28 28 ? 29 30 31 1 1? 2? 3 4 4 4 6? 6 6?
* 2104+05 1105+06 * 0557+16 0604+50 1231+60 1628-16 0407-25 * 1907+28 * 1640+12 1628+07A 1905+29A 0446+17 * 0819+35 1728+09A * 0640+13A 2140+24
RR Equ S Leo RR Ori X Aur T UMa S Oph W Eri UW Lyr UV Her SS Her V Lyr V Tau X Lyn RU Oph UY Gem RR Peg
9.2-15.6 <10.1-13.9> 9.4-15.0 <8.6-12.7> <7.7-12.9> <9.5-14.5> <8.6-13.8> 11.4-(15.5 8.8-14.1 <9.2-12.4> <9.7-14.8> <9.2-13.7> 9.3-15.5 <9.3-13.8> 11.0-(15.0 <9.2-14.1>
Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun
6? 7 8? 8 8 8 9 9? 10 ? 11 11 12 15 ? 16 21 ? 21
1505-19 1506-05 1632+66 0549+74 * 0618+24 1228-03 0653+55 * 0710+26 1911-24 * 2012+07 2224+39 2357-15 1359-08 1302-12 * 2035+13
T Lib Y Lib R Dra V Cam CD Gem Y Vir R Lyn WZ Gem TY Sgr QZ Aql S Lac W Cet RR Vir RV Vir SS Del
Schattingen 1e kwartaal 2010 De volgende tabel bevat de waarnemingen uit de periode oktober – december 2009. Elke reeks waarnemingen aan een ster begint met de naam en het type van de ster, met daaronder de helderheidsschattingen. In de kolommen staan vermeld de Juliaanse Datum, de helderheid en de waarnemer. Voor de helderheid kan “<” staan. Dit betreft R And M 198,3 11,6 BVE 262,3 13,59V BVE W And M 262,3 <14,18V BVE X And M 198,3 9,4 BVE 260,3 11,0 BVE Y And M 262,3 9,6 CMG 262,3 9,1V BVE Z And ZAND 198,326 8,9 BVE 260,345 9,0 BVE RR And M 262,3 11,5 CMG RU And SRA 198,3 11,9 BVE 260,3 11,1 BVE 262,3 11,2 CMG RX And UGZ 262,284 14,0 CMG SX And M 262,3 11,1 CMG UZ And M 262,3 10,9 CMG BG And M 198,3 9,8 BVE R Aqr M 198,2 6,3 BVE R Ari M 198,3 10,9 BVE 260,3 10,2 BVE 262,3 10,2 CMG S Ari M 198,3 11,4 BVE T Ari SRA 198,3 9,6 BVE 260,3 10,5 BVE 262,3 10,4 CMG U Ari M 198,3 9,5 BVE 260,3 12,5 BVE 262,3 12,6 CMG RT Ari M 266,3 10,98V BVE R Aur M
198,3 11,9 BVE 257,3 9,8 BVE 262,4 10,2 CMG 264,3 9,9 BVE 277,4 9,8 CMG 281,3 9,7 CMG U Aur M 262,4 14,2 CMG V Aur M 262,4 11,6 CMG 264,3 11,9 BVE 277,4 11,9 CMG W Aur M 262,4 11,8 CMG X Aur M 198,3 9,3 BVE 262,4 12,8 CMG 264,3 12,7 BVE 277,4 11,7 CMG Z Aur SRD 198,3 10,1 BVE 257,3 9,7 BVE 262,4 9,8 CMG 264,3 9,7 BVE 277,4 9,5 CMG 281,3 9,8 CMG RU Aur M 262,4 10,7 CMG 277,4 10,7 CMG SS Aur UGSS 260,424<15,94V BVE 265,456 15,99V BVE 266,403<15,30V BVE ST Aur M 257,4 11,9 BVE 262,4 11,8 CMG 264,3 11,8 BVE 277,4 11,9 CMG UV Aur M 262,4 8,5 CMG 277,4 9,0 CMG VX Aur M 262,4 12,2 CMG 277,4 12,1 CMG VY Aur M 257,4 11,9 BVE 262,4 12,0 CMG
264,3 277,4 AA Aur 262,4 277,4 AC Aur 262,4 265,4 AG Aur 198,3 257,4 264,3 AU Aur 262,4 277,4 AW Aur 262,4 AY Aur 262,4 AZ Aur 262,4 GO Aur 257,4 262,4 264,3 GQ Aur 198,3 257,4 262,4 264,3 277,4 epsilon 189,247 189,261 198,243 198,251 204,244 204,260 204,275 211,253 217,346 223,253 228,406 231,285 232,284 239,243 244,301
<10.9-15.2> <8.6-14.1> <7.6-12.4> <9.9-15.4> 10.9-(15.7 <9.4-13.6> <7.9-13.8> 9.5-16.0 <9.8-15.0> 10.4-(15.5 <8.2-13.0> <7.6-14.4> <11.6-15.5> <10.8-14.9> 11.3-(16.0
Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun Jun
22 22 22 24 24 ? 24 25 25 ? 25 26 ? 27 27 28 29 30 ?
Erwin van Ballegoij
een ‘zwakker dan’ waarneming. Voor de helderheid kan ook een “:” staan. Dit betreft een onzekere waarneming. Verder kan er na de helderheid ook nog een “V”, een “B” of een “U” staan. Dit betreft respectievelijk CCDV, CCDB of ongefilterde CCD waarnemingen. Voor de JD geldt: JD = JD + 2455000 12,1 12,0
BVE CMG M 10,7 CMG 11,1 CMG M 14,1 CMG 13,61V BVE SRD 9,8 BVE 10,2 BVE 9,9 BVE M 11,5 CMG 10,8 CMG M 13,5 CMG M 12,3 CMG M 10,7 CMG M 11,0 BVE 10,8 CMG 10,8 BVE M 11,0 BVE 11,9 BVE 12,2 CMG 12,5 BVE 13,0 CMG Aur EA/GS 3,660VBVE 4,335BBVE 3,8 SRBR 3,59 VUG 3,8 SRBR 3,621VBVE 4,192BBVE 3,7 SRBR 3,7 SRBR 3,8 SRBR 3,8 SRBR 3,8 SRBR 3,8 VUG 3,8 SRBR 3,8 VUG
244,309 252,286 254,420 257,427 257,442 262,306 262,429 262,443 264,3 265,37 266,416 266,428 277,35 281,433 R Boo 262,4 262,5 277,5 S Boo 262,4 277,5 U Boo 262,5 V Boo 262,4 262,5 277,5 Z Boo 265,4 RR Boo 262,4 262,5 277,5 RT Boo 262,4 277,5 RX Boo 262,5 R Cam 257,4 262,4 264,4 277,4 S Cam 262,4 277,4 T Cam
3,9 SRBR 3,8 SRBR 3,9 SRBR 3,766VBVE 4,429BBVE 3,79 VUG 3,763VBVE 4,276BBVE 3,9 CMG 3,8 SRBR 3,765VBVE 4,244BBVE 3,8 SRBR 3,8 CMG M 7,6 CMG 7,2 BVE 7,1 CMG M 9,8 CMG 9,0 CMG SRB 12,0 BVE SRA 8,7 CMG 8,8 BVE 8,7 CMG M 12,74V BVE M 11,7 CMG 11,7 BVE 10,1 CMG M 13,2 CMG 13,2 CMG SRB 8,4 BVE M 10,1 BVE 9,9 CMG 10,0 BVE 9,3 CMG SRA 9,6 CMG 9,5 CMG M
262,4 266,3 277,4 W Cam 262,4 X Cam 198,4 257,3 262,4 264,3 277,4 Z Cam 198,375 257,364 262,362 264,279 264,371 277,444 281,428 RT Cam 264,3 TX Cam 260,4 264,3 R Cnc 198,4 257,4 262,4 264,4 277,4 U Cnc 262,4 277,4 V Cnc 198,4 223,4 257,4 262,4 264,4 277,4 W Cnc 262,4 277,4 SU Cnc 262,4 277,4 SY Cnc
11,9 CMG 11,54V BVE 11,6 CMG M 12,6 CMG M 10,7 BVE 10,7 BVE 10,1 CMG 9,0 BVE 9,0 CMG UGZ 12,9 BVE 11,1 BVE 10,7 CMG 10,8 CMG 10,6 BVE 13,1 CMG 13,0 CMG M 13,6 CMG M 11,53V BVE 11,8 CMG M 10,5 BVE 11,9 BVE 11,8 CMG 12,2 BVE 11,7 CMG M 11,6 CMG 10,3 CMG M 7,7 BVE 8,7 BVE 9,6 BVE 9,3 CMG 9,6 BVE 10,6 CMG M 7,9 CMG 7,8 CMG M 13,7 CMG 12,6 CMG UGZ
262,369 12,9 CMG 262,406 13,94V BVE 264,306 13,5 CMG 265,467 13,25V BVE 266,336 13,64V BVE 277,400 11,3 CMG VW Cnc M 262,4 12,0 CMG 262,4 11,29V BVE YZ Cnc UGSU 262,372 14,3 CMG 265,466 14,48V BVE 266,335 12,63V BVE DE Cnc UG 265,471<14,72V BVE R CVn M 198,5 10,7 BVE 223,4 11,3 BVE 257,4 12,1 BVE 262,4 11,8 CMG 264,4 11,8 BVE 277,4 11,7 CMG T CVn M: 262,4 10,1 CMG 277,4 10,1 CMG U CVn M 262,4 10,1 CMG 277,4 10,6 CMG RT CVn M 262,4 12,6 CMG 277,4 13,0 CMG Z CMa SD 198,4 10,5 BVE 223,4 10,1 BVE 260,3 10,1 BVE SY CMa M 260,3 12,59V BVE UY CMa SRD 198,4 10,8 BVE 260,3 11,5 BVE UZ CMa SRC 198,4 11,3 BVE 260,3 11,1 BVE R CMi M 198,4 8,8 BVE 223,4 9,1 BVE 257,4 9,7 BVE 262,3 10,0 CMG 264,3 10,0 BVE 277,4 10,0 CMG S CMi M 198,4 7,8 BVE 223,4 8,7 BVE 257,4 10,3 BVE 262,3 10,1 CMG 264,3 10,5 BVE 277,4 10,6 CMG T CMi M 262,3 14,3 CMG 262,4 15,00V BVE U CMi M 198,4 10,6 BVE 262,3 13,0 CMG 262,4 12,88V BVE 277,4 13,4 CMG V CMi M 198,4 7,4 BVE 223,4 7,9 BVE 257,4 9,5 BVE 262,3 10,0 CMG 264,3 9,9 BVE 277,4 10,5 CMG WX CMi M 262,3 <14,58V BVE R Cas M 198,3 9,7 BVE 257,3 5,5 BVE 262,3 5,4 CMG 264,3 5,1 BVE 277,3 5,6 SRBR T Cas M 198,3 9,1 BVE 223,3 8,4 PHN 241,3 8,9 PHN
257,3 8,7 BVE 258,3 9,0 PHN 262,3 9,3 CMG 264,2 8,7 PHN 264,3 9,0 BVE 277,5 9,1 CMG U Cas M 198,3 11,0 BVE 262,3 14,77V BVE V Cas M 198,3 11,7 GGU 198,3 11,8 BVE 262,3 12,8 CMG W Cas M 198,3 9,1 BVE 198,3 8,8 PHN 223,3 9,0 PHN 257,3 9,9 BVE 258,3 9,9 PHN 262,3 10,5 CMG 264,3 10,3 BVE 277,5 10,7 CMG X Cas M 262,3 10,3 CMG 277,5 10,4 CMG Y Cas M 198,3 13,5 GGU 262,3 11,8 CMG RV Cas M 262,3 9,4 CMG 262,3 9,25V BVE SS Cas M 198,3 9,7 BVE 262,3 13,2 CMG 262,3 12,8 BVE UV Cas RCB 198,329 11,0 GGU 198,337 10,8 BVE VZ Cas M 262,3 13,6 CMG WY Cas M 198,3 14,3 GGU 262,3 13,7 CMG V666 Cas M 262,3 11,7 CMG V667 Cas M 262,3 9,9 CMG 277,5 10,3 CMG rho Cas SRD 198,3 4,7 BVE 244,3 4,9 VUG 262,3 4,8 VUG S Cep M 198,2 10,3 BVE 198,3 9,5 GGU 262,4 10,1 CMG 277,4 10,0 CMG T Cep M 198,2 7,0 BVE 198,3 6,6 GGU 262,4 6,5 CMG 277,4 7,1 CMG U Cep EA/SD 198,253 6,8 SRBR 198,288 6,9 SRBR 200,306 6,8 SRBR 211,314 6,8 SRBR 217,344 6,8 SRBR 223,246 6,8 SRBR 229,357 7,6 SRBR 229,374 7,9 SRBR 229,385 8,2 SRBR 229,388 8,4 SRBR 229,391 8,6 SRBR 231,280 6,8 SRBR 232,265 6,8 SRBR 239,251 7,0 SRBR 239,264 7,0 SRBR 239,345 7,8 SRBR 239,363 8,0 SRBR 239,368 8,3 SRBR 239,374 8,5 SRBR 239,381 8,6 SRBR 241,514 6,8 SRBR
244,329 7,4 SRBR 244,336 7,5 SRBR 244,344 7,8 SRBR 244,356 8,4 SRBR 244,364 8,6 SRBR 244,368 8,8 SRBR 244,372 9,0 SRBR 244,374 9,2 SRBR 244,378 9,2 SRBR 252,290 6,8 SRBR 254,408 9,2 SRBR 254,415 9,2 SRBR 254,431 9,2 SRBR 259,38 9,0 SRBR 259,40 9,0 SRBR 264,30 8,5 SRBR 264,34 9,2 SRBR 264,36 9,2 SRBR 277,34 6,8 SRBR X Cep M 262,4 12,4 CMG 277,4 12,8 CMG Y Cep M 198,3 13,1 GGU Z Cep M 262,4 10,7 CMG 277,4 11,2 CMG RY Cep M 198,2 10,0 BVE 198,3 9,5 GGU 262,4 12,6 CMG 277,4 12,7 CMG SZ Cep M 198,2 12,1 BVE 262,4 14,4 CMG AE Cep M 264,3 11,0 CMG 277,4 11,5 CMG AX Cep M 198,3 11,6 GGU 262,4 10,7 CMG 277,4 10,0 CMG EE Cep EA 198,295 11,1 BVE PQ Cep M 262,4 10,6 CMG 277,4 10,9 CMG delta Cep DCEP 198,256 4,3 VUG 198,297 4,1 BVE 232,288 4,0 VUG 244,299 3,9 VUG 262,310 3,9 VUG 262,560 4,1 BVE mu Cep SRC 198,2 3,9 VUG 263,2 3,9 VUG R Cet M 198,2 10,6 BVE 262,3 8,2 CMG X Cet M 198,2 10,9 BVE 262,3 9,7 CMG Z Cet M 198,2 12,0 BVE omicron Cet 198,2 4,0 BVE R CrB RCB 265,489 14,95V BVE S CrB M 264,4 11,9 BVE 277,5 12,5 CMG T CrB NR 264,448 10,5 BVE 277,465 10,2 CMG V CrB M 264,4 8,6 BVE 277,5 9,1 CMG W CrB M 277,5 12,6 CMG X CrB M 264,4 9,4 BVE 277,5 9,4 CMG Z CrB M
Variabilia 101:21
264,4 13,05V BVE 277,5 11,3 CMG R Crv M 262,5 11,0 BVE 277,5 11,4 CMG U Crt M 262,4 13,0 CMG 277,4 12,0 CMG R Cyg M 198,2 8,7 GGU 198,2 8,9 BVE 277,5 9,1 CMG U Cyg M 198,2 8,1 GGU 198,2 7,9 BVE V Cyg M 198,2 10,0 GGU 198,2 10,7 BVE Z Cyg M 198,2 9,5 GGU 198,2 10,1 BVE RT Cyg M 198,2 7,2 GGU 198,2 7,2 BVE RZ Cyg SRA 198,2 10,0 GGU SS Cyg UGSS 198,233 8,8 GGU 198,268 8,4 BVE TU Cyg M 198,2 14,0 GGU TZ Cyg LB 198,2 10,6 GGU WY Cyg M 198,2 9,6 BVE BT Cyg M 198,2 13,8 GGU BU Cyg M 198,2 12,1 GGU BV Cyg M 198,2 12,0 BVE CH Cyg ZAND 198,236 8,3 GGU 198,259 8,9 BVE V482 Cyg RCB 198,256 10,8 BVE chi Cyg M 198,2 5,6 BVE R Dra M 198,2 10,2 GGU 198,5 10,0 BVE 257,4 13,3 BVE 262,3 12,9 CMG 264,4 13,3 BVE 277,4 12,5 CMG T Dra M 262,3 12,3 CMG 277,4 12,4 CMG U Dra M 198,2 12,0 GGU 262,3 10,4 CMG 265,4 9,95V BVE 277,4 10,2 CMG V Dra M 262,3 12,8 CMG 277,4 M 12,3 CMG X Dra M 262,3 10,9 CMG 277,4 11,0 CMG Y Dra M 262,3 9,4 CMG 277,4 9,7 CMG RT Dra M 198,2 11,6 GGU 262,3 10,4 CMG 277,4 10,6 CMG RV Dra M 262,3 10,7 CMG WZ Dra M 262,3 12,5 CMG 277,4 12,3 CMG AB Dra UGZ 265,486 14,84V BVE AG Dra ZAND
198,218 9,8 GGU 198,517 9,8 BVE 223,499 10,1 BVE 257,493 9,8 BVE 264,445 10,1 BVE SX Eri M 264,3 11,8 CMG KT Eri N 260,341 11,4 BVE 264,290 11,5 CMG 264,349 11,4 BVE R Gem M 198,4 7,6 BVE 223,4 7,7 BVE 257,4 9,3 BVE 262,4 9,3 CMG 264,3 9,3 BVE 277,4 9,4 CMG S Gem M 262,3 8,7V BVE 262,4 9,4 CMG 277,4 9,4 CMG T Gem M 262,3 12,06V BVE 262,4 11,9 CMG 277,4 11,1 CMG U Gem UGSS+E 262,351 14,6 CMG 262,395 14,84V BVE 265,464<14,71V BVE 266,333 14,09V BVE V Gem M 262,3 12,60V BVE 262,4 12,9 CMG 277,4 11,8 CMG X Gem M 198,4 11,8 BVE 257,4 12,3 BVE 262,4 12,3 CMG 264,3 12,3 BVE 277,4 12,3 CMG RT Gem M 262,4 12,5 CMG 277,4 13,1 CMG SU Gem RVB 262,351 10,3 CMG 277,391 11,6 CMG VV Gem M 262,4 11,3 CMG 277,4 12,3 CMG VX Gem M 262,4 9,1 CMG 277,4 8,8 CMG WZ Gem M 262,3 14,28V BVE XY Gem M 262,3 <14,78V BVE ZZ Gem M 262,4 10,6 CMG 277,4 10,7 CMG BC Gem M 262,3 14,69V BVE BE Gem M 262,3 10,41V BVE BP Gem M 262,3 <14,35V BVE CD Gem M 262,3 <15,01V BVE zeta Gem DCEP 263,300 3,56 VUG eta Gem SRA+EA 263,298 3,41 VUG U Her M 277,5 11,4 CMG W Her M 277,5 12,6 CMG RS Her M 277,5 10,1 CMG RT Her M 277,5 11,4 CMG RU Her M 277,5 10,3 CMG RV Her M 277,5 10,4 CMG
S Hya M 262,4 9,2 CMG 277,4 8,4 CMG T Hya M 262,4 8,5 CMG 277,4 8,8 CMG X Hya M 262,4 10,1 CMG 277,4 10,7 CMG TU Hya M 262,4 11,7 CMG 277,4 10,7 CMG UZ Hya M 262,4 10,4 CMG 277,4 10,8 CMG WW Hya M 262,4 12,2 CMG 277,4 13,3 CMG S Lac M 198,2 12,2 BVE R Leo M 198,4 8,9 BVE 223,4 9,6 BVE 239,3 10,2 SRBR 241,5 10,2 SRBR 244,3 10,3 SRBR 252,3 10,2 SRBR 257,4 10,2 BVE 262,4 10,5 CMG 264,4 10,7 BVE 265,3 10,5 SRBR 277,3 10,6 SRBR 277,4 10,5 CMG S Leo M 262,4 14,0 CMG V Leo M 262,4 9,3 CMG 277,4 9,1 CMG W Leo M 262,4 10,0 CMG 277,4 10,6 CMG X Leo UGSS 262,388 12,4 CMG 262,410 12,63V BVE 264,498 12,08V BVE 265,474 12,29V BVE 266,340 12,59V BVE RS Leo M 262,4 :14,5 CMG RY Leo SRB 262,4 10,3 CMG 277,4 10,4 CMG TZ Leo M 262,4 10,6 CMG 277,4 10,7 CMG R LMi M 198,5 9,2 BVE 223,4 8,0 BVE 257,4 9,1 BVE 262,3 9,0 CMG 264,4 9,3 BVE 277,4 9,4 CMG S LMi M 262,3 13,3 CMG 262,4 13,22V BVE 277,4 12,8 CMG U LMi SRA 262,3 11,5 CMG 277,4 12,0 CMG R Lep M 198,4 8,0 BVE 239,3 7,2 BVE 257,3 7,6 BVE 264,3 7,0 CMG 264,3 7,2 BVE T Lep M 198,4 8,2 BVE R Lyn M 262,4 11,0 CMG 265,4 10,91V BVE 277,5 10,2 CMG S Lyn M 262,4 14,1 CMG T Lyn M
262,4 12,6 CMG 277,5 12,6 CMG U Lyn M 262,4 12,7 CMG 277,5 13,1 CMG W Lyn M 262,4 11,3 CMG 277,5 10,9 CMG RT Lyn M 262,4 13,3 CMG RU Lyn M 265,4 13,29V BVE W Lyr M 277,5 10,5 CMG TW Lyr M 277,5 13,5 CMG beta Lyr EB 198,253 3,6 VUG V Mon M 262,3 7,4 CMG X Mon SRA 198,4 7,5 BVE 223,4 7,7 BVE 260,3 8,4 BVE Y Mon M 262,3 10,5 CMG RR Mon M 260,4 9,83V BVE 262,3 10,1 CMG 277,4 9,9 CMG RZ Mon M 260,4 <13,49V BVE ST Mon M 262,3 12,9 CMG TT Mon M 262,3 9,5 CMG BI Mon M 260,4 <14,14V BVE R Ori M 198,4 10,9 BVE 260,3 11,64V BVE 262,3 12,0 CMG S Ori M 239,3 11,0 BVE 262,3 11,1 CMG 264,3 11,0 BVE U Ori M 198,4 10,6 BVE 223,4 9,5 BVE 239,3 8,0 BVE 257,3 6,5 BVE 262,3 7,0 CMG 264,3 6,5 BVE 275,3 6,8 HOO 277,4 6,4 CMG V Ori M 198,4 10,2 BVE 260,3 13,95V BVE 264,3 :14,3 CMG X Ori M 264,3 10,3 CMG RR Ori M 260,4 13,44V BVE 264,3 13,5 CMG BK Ori M 198,4 12,0 BVE 260,3 12,76V BVE CN Ori UGZ 260,402 12,87V BVE 262,364 13,41V BVE CZ Ori UGSS 260,403 15,01V BVE 262,365<15,05V BVE 266,322<15,05V BVE EU Ori M 260,3 <13,49V BVE FG Ori M 198,4 10,6 BVE 223,4 10,3 BVE 239,3 10,7 BVE 260,3 11,86V BVE GT Ori SRD 198,4 11,5 BVE 223,4 11,1 BVE
239,3 11,0 BVE 264,3 11,4 BVE V371 Ori UV 198,469 11,8 BVE 239,381 11,8 BVE 264,354 11,2 BVE V431 Ori SRB 198,4 10,3 BVE 223,4 10,2 BVE 239,3 10,2 BVE 257,3 10,3 BVE 264,3 10,3 BVE alpha Ori SRC 232,2 0,7 VUG 262,3 0,7 VUG T Peg M 198,2 10,1 BVE Z Peg M 198,2 8,9 BVE 262,3 9,1 CMG RS Peg M 198,2 10,7 BVE RU Peg UGSS+ZZ: 198,278 12,7 BVE AG Peg ZAND 198,273 8,7 BVE LS Peg UG: 198,274 11,7 BVE R Per M 198,3 10,7 BVE 239,3 9,4 BVE 257,3 9,3 BVE 264,3 9,6 BVE 281,3 10,5 CMG S Per SRC 198,3 11,3 BVE 239,3 11,1 BVE 257,3 10,9 BVE 262,3 10,9 CMG 264,3 10,7 BVE 281,3 10,8 CMG U Per M 198,3 8,5 BVE 239,3 8,2 BVE 257,3 8,0 BVE 262,3 8,1 CMG 264,3 8,4 BVE 281,3 8,1 CMG Y Per M 198,3 9,7 BVE 239,3 9,8 BVE 257,3 9,8 BVE 262,3 9,8 CMG 264,3 9,8 BVE 281,3 9,8 CMG RR Per M 262,3 13,7 CMG RX Per M 264,3 11,8 CMG RZ Per M 262,3 12,6 CMG UV Per UGSS 260,413<14,55V BVE 262,367<14,55V BVE DY Per RCB 198,351 11,8 BVE 239,394 11,7 BVE 257,385 11,0 BVE 262,324 11,7 CMG 264,365 11,0 BVE GK Per NA+XP 198,353 13,1 BVE 260,417 13,03V BVE 262,369 12,34V BVE 264,281 12,4 CMG 264,377 12,5 BVE 266,323 12,35V BVE GY Per M 260,4 13,20V BVE V384 Per SRA 264,3 13,0 CMG ST Psc LB 198,2 9,7 BVE U Pup M
Variabilia 101:22
264,3 9,9 CMG Z Pup M 260,4 <14,13V BVE QX Pup M 260,4 <14,19V BVE R Ser M 277,5 13,6 CMG S Ser M 277,5 13,7 CMG U Ser M 277,5 13,8 CMG S Sex M 262,4 13,2 CMG 277,4 13,1 CMG R Tau M 262,3 11,2 CMG T Tau INT 198,372 10,1 BVE 239,398 10,1 BVE 257,388 10,0 BVE 264,361 10,4 BVE V Tau M 262,3 13,9 CMG Z Tau M 262,3 10,6 CMG 277,4 10,4 CMG 277,4 10,5 CMG RR Tau INSA 239,400 11,4 BVE 262,307 12,0 CMG 264,359 13,3 BVE RX Tau M 262,3 12,6 CMG SU Tau RCB 260,424<14,50V BVE YY Tau M 266,3 <15,08V BVE HU Tau EA/SD: 198,264 5,9 SRBR 198,280 5,9 SRBR 200,238 5,9 SRBR 211,268 5,9 SRBR 217,344 5,9 SRBR 223,244 6,9 SRBR 223,258 7,0 SRBR 223,265 7,0 SRBR 223,352 5,9 SRBR 229,358 6,9 SRBR 229,372 7,0 SRBR 229,383 7,0 SRBR 229,392 7,0 SRBR 231,283 5,9 SRBR 232,260 5,9 SRBR 239,249 5,9 SRBR 244,337 5,9 SRBR 252,292 5,8 SRBR lambda Tau EA/DM 232,289 3,72 VUG 244,304 3,72 VUG 263,302 3,72 VUG R Tri M 198,3 11,6 BVE 260,3 9,2 BVE 262,3 8,8 CMG S Tri M 262,3 11,0 CMG Z Tri M 262,3 10,9 CMG R UMa M 198,5 8,3 BVE 223,4 7,1 BVE 257,4 7,3 BVE 262,3 7,7 CMG 264,3 7,5 PHN 264,4 8,0 BVE 277,4 8,7 CMG S UMa M 198,2 9,3 SRBR 198,5 8,6 BVE 200,2 9,2 SRBR 211,2 8,6 SRBR 217,3 8,4 SRBR 223,2 7,9 SRBR 223,4 8,2 BVE
229,3 231,2 239,2 244,3 252,2 254,4 257,4 262,3 264,4 265,3 277,3 277,4 T UMa 262,3 266,3 277,4 Z UMa 198,5 223,3 223,4 257,4 258,3 262,3 264,3 264,4 277,4 RR UMa 262,3 277,4 RS UMa 264,3 266,3 RU UMa 262,3 277,4 VX UMa 262,3 277,4 S UMi 198,5 223,4 239,2 244,3 252,2 254,4 257,4 262,3 264,4 265,3 277,3 277,4 T UMi 198,5 257,4 262,3 264,4 277,4 U UMi 198,5 223,4 257,4 262,3 264,4 277,4 V UMi 198,2 200,2 204,2 211,2 217,3 223,2 229,3 231,2 239,2 244,3 252,2 254,4 263,3 265,3 277,3 X UMi 262,3 277,4 Z UMi
7,8 7,8 7,8 7,8 7,9 8,1 8,3 8,4 8,2 8,1 8,3 9,0
SRBR SRBR SRBR SRBR SRBR SRBR BVE CMG BVE SRBR SRBR CMG M 13,3 CMG 12,90V BVE 12,7 CMG SRB 8,8 BVE 8,6 PHN 8,8 BVE 7,7 BVE 7,7 PHN 7,6 CMG 7,5 PHN 7,7 BVE 7,6 CMG M 12,0 CMG 12,8 CMG M 14,0 CMG 14,57V BVE M 11,3 CMG 12,2 CMG M 12,1 CMG 12,2 CMG M 11,6 BVE 10,5 BVE 10,5 SRBR 10,4 SRBR 10,0 SRBR 9,8 SRBR 9,8 BVE 9,3 CMG 9,5 BVE 9,3 SRBR 9,3 SRBR 9,1 CMG M 11,0 BVE 11,2 BVE 11,4 CMG 11,3 BVE 11,4 CMG M 10,5 BVE 10,5 BVE 11,5 BVE 11,8 CMG 11,7 BVE 11,6 CMG SRB 7,8 SRBR 7,9 SRBR 7,9 SRBR 8,2 SRBR 8,5 SRBR 8,1 SRBR 8,1 SRBR 8,3 SRBR 8,3 SRBR 8,3 SRBR 8,3 SRBR 8,3 SRBR 8,3 SRBR 8,4 SRBR 8,5 SRBR M 12,1 CMG 12,8 CMG RCB
198,513 223,497 257,488 262,326 264,441 281,424 R Vir 262,4 262,5 277,5
11,3 11,4 11,0 11,0 11,0 11,1 11,8 11,6 11,1
BVE BVE BVE CMG BVE CMG M CMG BVE CMG
S Vir 262,5 277,5 T Vir 265,4 277,5 U Vir 262,4 262,5 277,5
M BVE CMG M 13,09V BVE 12,9 CMG M 8,4 CMG 8,6 BVE 8,3 CMG 7,8 8,2
RS Vir 262,5 277,5 RU Vir 262,4 262,5 277,5 SS Vir 262,4 262,5
8,1 8,1 9,6 9,6 9,5 8,2 8,1
M BVE CMG M CMG BVE CMG M CMG BVE
277,5 SU Vir 262,4 262,5 277,5 SV Vir 265,4 277,5 SY Vir 262,5
7,9
CMG M 10,4 CMG 10,9 BVE 10,6 CMG M 12,42V BVE 12,8 CMG M 9,5 BVE
277,5 9,7 CMG QZ Vir UG 264,499<14,11V BVE 265,475<14,77V BVE RXSJ053234 UGSU 260,418<15,0V BVE 266,327<15,0V BVE
Lichtkromme van EF Peg, gemeten door Frans Nieuwenhout op 1 januari 2010 (zie ook bladzijde 11 van deze Variabilia).
Fasediagram van UV Per, gebaseerd op metingen van Frans Nieuwenhout verricht op 7 januari 2010 (zie ook bladzijde 11 van deze Variabilia).
Variabilia 101:23
In het sterrenbeeld Grote Beer staan 3 Mirasterren vlak bij elkaar. Het zijn dan ook geliefde veranderlijken, die veel door Nederlandse waarnemers worden waargenomen. Onderstaande lichtkrommen zijn gebaseerd op onze eigen waarnemingen. Ze zijn tussen 1 januari 2004 en 1 januari 2010 verricht.
Variabilia 101:24
