V407
Vul und ES Cet
V407 Vul und ES Cet zählen zu den engen Doppelsternen die mit
dem geplanten Gravitationswellendetektor LISA sicher nachweisbar sein
sollen.
Es gibt im Internet mehrere Listen mit potentiellen Zielen die
insgesamt
so etwa 20 Sterne umfassen. Einen Überblick gibt es unter:
http://www.astrode.de/5hplib1.htm
V407 Vul und ES Cetis sind beide im visuellen beide etwa 15 mag hell.
Laut
https://warwick.ac.uk/fac/sci/physics/research/astro/theses/SusanaBarros.pdf
hat V407 Vul (auch RXJ1914+245)
im UV eine Amplitude von 20% und im Grün von 8%. Die Periode
wird
mit 569s
angegeben.
Einen zweiten Messversuch gab es bei V407 Vul am 28.6.25. Es wurde ein
Meade47-UV-Filter verwendet, doch
in den Rohdaten war nichts zu sehen. Die Schwankungsbreite war
ähnlich wie bei einem Feldstern:
Es wurde versucht mehrere Perioden zu addieren um das SNR zu
verbessern. Mit 10 Bildern zu 55s +Ausleselücke wurde eine Periode gut abgedeckt. Die Mittelung von 5 Perioden
verbesserte das SNR,
lieferte aber im Vergleich mit einem Feldstern kein signifikantes
Messergebnis:
Das Füchschen ist eigentlich ein Sommersternbild.
Beim ersten Mess-Versuch am 5.12.2019 stand der Stern schon relativ
tief und auch der Mond störte etwas. Daher gelang es nicht die
erwarteten Helligkeitsänderungen abzubilden.
Es gibt zwar Schwankungen, aber der Vergleich mit einem Feldstern
ähnlicher Helligkeit
zeigte, dass es sich lediglich um Rauschen handelte.
Immerhin war
der Stern als Punkt zu identifizieren.
Links ein Vergleichsbild aus dem POSS.
Im kommenden
Sommer landet der Stern nochmal auf der
Zielliste. Ohne störenden Mond und mit einem Blaufilter
sollten
0,2mag Änderungen schon messbar sein.
Ähnliche Eigenschaften wie V407 Vul hat ES Cetis.
Lt.
http://adsabs.harvard.edu/abs/2006CQGra..23S.809S
und
https://watermark.silverchair.com/mnras0413-3068.pdf
hat
ES Cetis eine Umlaufzeit von 620s mit gegenseitigen Bedeckungen.
Die Helligkeit liegt bei
ca. 16mag. Er zählt zu den AM-CVN-Sternen, bei denen ein
Hauptreihenstern
ein kompaktes Objekt umrundet.
Die Amplitude liegt zwischen 0,11-0,18 mag (rot nach blau).
Auch bei ES Cetis war im ersten Versuch keine Schwankung sichtbar, die
sich signifikant
vom Rauschen abhebt. Die Überlagerung mehrerer Perioden und
die
Verwendung eines Blaufilters
könnte beim nächsten Versuch hilfreich sein.
Bisher gibt
es also nur ein einfaches Bild auf dem der
Stern als Punkt zu sehen ist. Links ein Vergleichsfoto aus dem POSS
Einen
weiteren
Messversuch gab es am 6.9.21. Diesmal
wurde ein Blaufilter verwendet um die größere
Amplitude in diesem Spektralbereich zu nutzen.
Die
Belichtungszeit wurde auf
62 Sekunden eingestellt. Je 10 Bilder sollten also eine komplette
Periode umfassen. Es wurde 5 Perioden lang belichtet, aber es nur eine
wilde Streuung zu sehen.
Wenn
man nun je 5 Bilder mit
einer Periode Versatz mittelt, sollte dies die Kurve glätten.
Von den 50 Bildern zu 62 Sekunden beliben also 10 Bilder
übrig, die 5 Perioden mitteln.
Die
Messwerte schwanken nun
zwischen 0,38 und 0,25mag Helligkeitsdifferenz zum
Vergleichsstern. 0,12mag Amplitude ist weniger als erwartet.
Auffällig ist der große Abstand zwischen dem ersten
und dem letzten Messwert. Das spricht eher gegen den erhofften Nachweis
einer Helligkeitsschwankung. Dennoch wurde die obere Grafik unten
mehrfach hintereinander kopiert um ein Muster zu erkennen. ... so
richtig plausibel ist das Resultat nicht.
Man
könnte aber schon ein Haupt-
und ein Nebenminima mit 5 min Abstand hineininterpretieren. 
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