Veränderlicher DY Pegasi

Einleitung

Im August 2019 beobachtete ich erstmalig den veränderlichen Stern DY Pegasi. Das ist ein SXPHE-Veränderlicher mit großer Amplitude. DY Pegasi ist ein Stern der Spektralklasse A3 - F1 mit einer scheinbaren Helligkeit V=10,00 - 10,56 mag, lt. VSX-Datenbank ist es ein single mode pulsator. Die Aufnahmen erfolgten am Meade 14" ACT mit Moravian G2-8300FW Kamera und Astronomik-Grün-Filter in der Dachsternwarte Kaufering.

SX Phoenicis Veränderliche

SX Phoenicis Veränderliche sind Sterne mit kurzer Pulsationsperiode (0,03 - 0,08 d) und Amplituden von bis zu 0,7 mag. Ihre Spektralklasse liegt (bzw. variiert) zwischen A2 und F5. Verglichen mit der Sonne haben diese Sterne eine geringere Metallizität. Außerdem haben sie geringere Leuchtkräfte im Vergleich zu Sternen mit gleicher Spektralklasse. SXPHE-Veränderliche kommen in Kugelsternhaufen (blue stragglers) und im galaktischen Halo vor. Helle Vertreter dieser Veränderlichen sind selten, der hellste ist zugleich Namengeber SX Phoenicis [1],[2]. Die SXPHE-Veränderlichen gehören zu den Zwergcepheiden für die eine Perioden-Leuchtkraft-Beziehung gilt. Damit können diese Sterne zur Entfernungsbestimmung herangezogen werden. Deren Pulsation wird durch den Kappa-Mechanismus angetrieben.
DY Peg zeigt Helligkeitsänderungen mit nur einer Frequenz. Konkret beträgt diese Frequenz F=13,7125117 d^-1 oder als Periode P=0,0729261 d.

Beobachtungen und Lichtkurven

Vier Beobachtungssessions (A - D) wurden durchgeführt. Die gemeinsamen Daten zu allen Sessions sind:

• Teleskop: Meade 14" ACF auf Taurus GM-60, Dachsternwarte Kaufering
• Kamera: Moravian G2-8300FW 3x3 Binning, G-Filter
• Astrometrisch ermittelte Werte (Session D): Brennweite = 3478,0 mm, Rotation = 1,65 °, Auflösung: 0,96 "/px x 0,96 "/px, Bildfeld: 17,6 ' x 13,2 '

Aus den Aufnahmen aller Sessions habe ich Lichtkurven gewonnen. Zur Auswertung benutze ich die automatisiert verwendbare Funktion "Aperture Photometry" in IRIS. Als Ergebnis kommt ein Text-File heraus, in dem in der ersten Spalte das Julianische Datum mit Bruchteil steht und in weiteren Spalten die Helligkeiten der gemessenen Sterne in relativer Intensität. Zum Plotten der Lichtkurven verwende ich die freie Software Gnuplot. Um Störeinflüsse herauszurechnen, ist es wichtig, die Differenz zwischen Veränderlichem und Vergleichsstern zu bilden. Dabei muss sicher sein, dass der Vergleichsstern nicht auch veränderlich ist. Dies kann mit weiteren Vergleichssternen (Check-Sternen) überprüft werden.



14.10.2019 20:20 - 20:45 Uhr MESZ, Meade 14" ACF auf Taurus GM-60auf Taurus GM-60, Moravian G2-8300FW, 3x3 Binning, G-Filter, 120x8 s belichtet

Session A am 25.08.2019

25.08.2019 01:36 - 03:11 Uhr MESZ, Meade 14" ACF auf Taurus GM-60, Moravian G2-8300FW, 3x3 Binning, G-Filter, 402x10 s (= 95 min) belichtet; Blaue Messpunkte: mittlere Helligkeit der Vergleichssterne, Rote Messpunkte: Differenz der Helligkeiten aus DY Peg und Vergleichssternen; die Lichtkurve umfasst ca. 0,9 Perioden. Die Aufnahme der Messwerte erfolgte bei einigermaßen guten Bedingungen, anfangs zogen ganz dünne Schleierwolken durch.

Session B am 15.09.2019

15.09.2019 01:04 - 03:02 Uhr MESZ, Meade 14" ACF auf Taurus GM-60, Moravian G2-8300FW, 3x3 Binning, G-Filter, 500x10 s (= 1 h 58 min) belichtet; Blaue Messpunkte: mittlere Helligkeit der Vergleichssterne, Rote Messpunkte: Differenz der Helligkeiten aus DY Peg und Vergleichssternen; die Lichtkurve umfasst ca. 1,1 Perioden. Bei deutlich besseren Bedingungen bringt die zweite Aufnahmeserie eine glattere Lichtkurve hervor. Die Aufnahme der Messwerte erfolgte bei ziemlich guten Bedingungen.

Session C am 01.10.2019

01.10.2019 00:00 - 03:04 Uhr MESZ, Meade 14" ACF auf Taurus GM-60, Moravian G2-8300FW, 3x3 Binning, G-Filter, 900x8 s (= 3 h 4 min) belichtet; Blaue Messpunkte: mittlere Helligkeit der Vergleichssterne, Rote Messpunkte: Differenz der Helligkeiten aus DY Peg und Vergleichssternen; die Lichtkurve umfasst ca. 1,7 Perioden. Die Aufnahme der Messwerte erfolgte bei einigermaßen guten Bedingungen, anfangs zogen Schleierwolken durch.

Session D am 14.10.2019

14.10.2019 20:20 - 22:39 Uhr MESZ, Meade 14" ACF auf Taurus GM-60, Moravian G2-8300FW, 3x3 Binning, G-Filter, 668x8 s (= 2 h 19 min) belichtet; Blaue Messpunkte: mittlere Helligkeit der Vergleichssterne, Rote Messpunkte: Differenz der Helligkeiten aus DY Peg und Vergleichssternen; die Lichtkurve umfasst ca. 1,3 Perioden. Die Aufnahme der Messwerte erfolgte bei exzellenten Bedingungen.

Tabelle 1: Bestimmung der Maxima-Zeitpunkte aus den Lichtkurven (Peranso, Polynom 12. Grades)

Auswertung mit Peranso

Die Software bietet verschiedene Methoden an, die die Auswertung periodischer Lichtwechsel erlauben. Einen Überblick gibt der Artikel von Paunzen und Vanmunster, siehe [3]. Für die Auswertung der Lichtkurven von DSCT-Sternen eignet sich der CLEANest-Algorithmus am besten, der von Foster 1995 etabliert wurde [4]. Werden die Daten aus allen vier Sessions ins Programm geladen, wird nach Ausführung des genannten Algorithmus die Periode von DY Peg sofort mit hoher Präzision gefunden.


Auswertung mit Peranso

P = 0,072926 d +/- 0,000033 d
P = 1,750224 h +/- 0,000792 h

Ein Vergleich mit dem Literaturwert der Periode P = 0,0729261 d zeigt eine Abweichung von nur 0,0086 s oder 0,000137%. Das ist ein extrem genauer Wert für den Beobachtungszeitraum von 50,9 d, der 697 Perioden einschließt.


Quellen:
[1] DY Peg in AAVSO VSX-Datenbank
[2] SX Phoenicis variable (Wikipedia engl.)
[3] E. Paunzen, T. Vanmunster, Astronomische Nachrichten, 18.02.2016, https://arxiv.org/pdf/1602.05329.pdf
[4] G. Foster, AJ, 109, 1889, http://adsabs.harvard.edu/full/1995AJ....109.1889F

Entfernungsbestimmung

Da Delta-Scuti-Sterne (Zwergcepheiden) einer Perioden-Leuchtkraft-Beziehung unterliegen, lassen sich absolute Helligkeit und Entfernung berechnen. Hier ist mein Ergebnis:
Periode: P = 0,072926 d (Ergebnis aus Peranso)
Perioden-Leuchtkraftbeziehung für Delta-Scuti-Sterne:
M_V = -3,725 * log(P) -1,969   (hier ist die Periodendauer in Tagen einzusetzen)
M_V = 2,2668 mag
Scheinbare Helligkeit: m_V = 10,28 mag (Mittelwert aus Minimum- und Maximum-Helligkeit)
Entfernungsmodul:
m - M = -5 + 5 * log(r)
r = 10^{0,2 * (m - M + 5)}
r = 400,5 pc
Aus der Gaia-Parallaxe von 2,448254 +/- 0,071187 mas ergibt sich eine Distanz von 408,5 +/- 11,9 pc. Mein berechneter Wert zur Entfernung von DY Peg liegt deutlich innerhalb des Gaia-Fehlerbalkens. Das ist ein sehr schönes Ergebnis.

Artikel in den Aktuellen Mitteilungen des Vördervereins der Volkssternwarte Drebach e.V.

Zu den hier gezeigten Beobachtungen und Auswertungen gibt es einen Artikel in den Aktuellen Mitteilungen des Vördervereins der Volkssternwarte Drebach e.V., 2020.

[ Stand: 14.11.2021 | Gregor Krannich | Gregors Astronomieseite ]