TY Coronae Borealis ist ein Veränderlicher Stern vom Typ ZZA. Das sind sind pulsationsveränderliche Weiße Zwerge, die nach dem Prototypen ZZ Ceti benannt sind. Es gibt weitere Unterkategorien (siehe [1]):
Daten zum Stern [2]:
Position: RA: 16h 01m 23.14s DEC: +36° 48' 34.4" (J2000) Typ: ZZA (ZZ Ceti Typ, DAV-Stern) Hell.-Ber.: 14,53 V (0.15) B Epoche: - Periode: 0.0105139 d (15,14 min) Andere Bez.: Ross 808, EGGR 115, G 180-23, LAWD 61, PG 1600+369, WD 1559+369, Gaia DR3 1372458109403442432
10.05.2025 22:48 - 01:23 Uhr MESZ, Meade 14" ACF auf Taurus GM-60, DVTICam 430, 2x2 Binning, Grün-Filter, 1860x5 s (Zeitspanne: 2h 35min)
Lichtkurven von TY CrB und Vergleichssternen: hellblaue Kurve: veränderlicher Stern, gelbe, grüne und pinkfarbene Kurven: Vergleichssterne; Photometrie mit Tangra3
Im zweiten Diagramm sind nur Lichtkurven von zwei Vergleichtssternen abgebildet, wobei auf die grüne Kurve normalisiert wurde
In einer Auswertung mit LibreOffice-Tabellendokument wurde V-C berechnet, wobei als Check-Stern der Mittelwert der Vergleichssterne verwendet wurde, zur Glättung wurde ein gleitendes Mittel berechnet. Periodische Schwankungen der Lichtkurve sind bereits deutlich zu sehen.
Diagramm mit den Lichtkurven (LibreOffice)
Aus den Spalten "Datum/Zeit" und "V-C" wurde ein Inputfile im csv-Format erstellt. Die weitere Auswertung erfolgte mittels Peranso.
Peranso-Screenshot mit den Ergebnissen (Anklicken zum Vergrößern): links oben: Messdaten (detrended) mit überlagerter Model-Funktion in türkies, links unten: Darstellung der Phase, Mitte Oben: Lomb-Scargle Periodogramm mit zwei signifikanten Perioden, Mitte unten: durch Prewhiteing verschwindet die Hauptperiode, dadurch ist die Nebenperiode auswertbar, rechts oben: Auswertung mit CLEANest-Algorithmus und SLICK-Spektrum (Bestimmung diskreter Perioden), rechts unten: Tabelle der vier gefundenen diskreten Perioden
Ergebnis (aus Peranso-Tabelle):
| Frequency [c/d] | Frequency error | Period [d] | Period error | Theta |
| 86.00000 | +/- 0.73063 | 0.011628 | +/- 0.000099 | 101.25344 |
| 102.85714 | +/- 0.96938 | 0.009722 | +/- 0.000092 | 52.91768 |
| 76.95238 | +/- 2.02655 | 0.012995 | +/- 0.000342 | 13.05958 |
| 112.47619 | +/- 2.04811 | 0.008891 | +/- 0.000162 | 11.48224 |
Der Stern zeigt eine multiperiodische Helligkeitsänderung, was auf verschiedene Schwingungsmodi hindeutet. Die Haupt- und Nebenperiode (erster und zweiter Tabelleneintrag) sind sehr robust und können mit anderen Auswertemethoden ebenfalls reproduziert werden. Allerdings gibt es Abweichungen der ermittelten Frequenzen bzw. Periodendauern zu Literaturangaben. Die Hauptperiode, die in [2] angegeben ist, stammt aus der Veröffentlichung von Thompson et al., 2009 [4]. Auch zu anderen Quellen gibt es Abweichungen.
Vergleich der Hauptperiode mit Literaturwerten [in Sekunden]:
Mein Messergebnis: 1004,66 s Ergebnis aus [2]: 908,42 s Ergebnis aus [5]: 907,60 s Ergebnis aus [6]: 833,00 s
In [3] werden zwei Möglichkeiten genannt, warum es unterschiedliche Ergebnisse in verschiedenen Epochen geben kann: 1) das offensichtliche, nämlich unterschiedliche Länge und Qualität der aufgenommenen Daten und 2) insbesondere bei ZZ Ceti-Sternen, die an der roten Kante des Instabilitätsstreifens liegen (für R 808 zutreffend!), können kurzfristige Amplitudenänderungen der angeregten Modi auftreten. D.h. bisher unbeobachtete Modi können auftauchen und andere können verschwinden.
Quellen:
[1] ZZ-Ceti-Sterne (Wikipedia)
[2] TY CrB in VSX-Datenbank (AAVSO)
[3] Bognar et al., Commissions G1 and G4 of the IAU Information Bulletin on variable stars, Volume 62 Number 6184, 2016
[4] Susan E Thompson et al., 2009, J. Phys.: Conf. Ser. 172 012067
[5] B. G. Castanheira, S. O. Kepler, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, Volume 396, Issue 3, July 2009, Pages 1709–1731
[6] McGraw, J. T., Robinson, E. L., Astrophysical Journal, Vol. 205, p. L155-L158 (1976)
[ Stand: 07.02.2026 | 
Gregor Krannich
| Gregors Astronomieseite ]