	Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV) Sektion für Kataklysmische (Eruptive) Sterne Sektionsleiter:
Zur BAV-Startseite Sektion Kataklysmische Aktuelle Hinweise Was sind Kataklysmische Sterne? Wie sieht die Veränderung eines Kataklysmischen Sterns am Himmel aus? Artikel online in BAV Rundbriefen Lichtkurvenbeispiele RX And Z And VY Aqr EG Aqr SS Aur Z Cam R CrB T CrB P Cyg SS Cyg BF Cyg CH Cyg AG Dra DO Dra U Gem RS Oph T Ori EF Peg IP Peg GK Per TY Psc U Sco WZ Sge FG Sge RY Sgr SU Tau CH UMa Z UMi Einzelbeobachtungen Impressum Werner Braune, Munsterdamm 90, 12169 Berlin	TY Psc Aktuelle Lichtkurve durch BAV Beobachter (rot) und internationale Beobachtungen im VSNET (schwarz). Zu sehen sind vier Superausbrüche sowie dazwischen einige normale Ausbrüche. Daten des Sterns: Sterntyp: UGSU Entdeckung: 1984 durch L.Meinunger Extreme Helligkeiten: 11.5mag bis 17.3mag Periode der Supermaxima: ca. 370 Tage Zur Aufsuch- und Vergleichssternkarte der AAVSO Weitere Informationen bietet der Abschnitt unten auf dieser Seite sowie der Artikel aus dem BAV Rundbrief 4/2001, in dem auch die Abbildungen aus dem Text unten enthalten sind. Mehr Details zu den Sternen des Type UGSU bietet ein Artikel im BAV Rundbrief 3/2003 Lichtkurve von TY Psc im Superausbruch im September 2004: T.Lange (rot), W.Kriebel (gelb), übrige BAV (blau), VSNET (schwarz) Hans-Günter Diederich hielt das Ende des Superausbruchs von TY Psc im September 2004 fest. Zum Vergleich dient ein Ausschnitt aus der Vergleichssternkarte der AAVSO. Animation des Ausbruchs von November 2003, Walter MacDonald II [MDW], Winchester, Ontario, Canada, siehe unter http://www.starlightccd.com/walter/logbook/2000s/2003/11/22/typsc-2003nov.gif Eine weitere Lichtkurve mit einer Animation des Ausbruchs vom Sommer 2005 gibt es von diesem Beobachter unter http://www.starlightccd.com/walter/logbook/2000s/2005/09/2005-09.htm Geschichte und Physik Der kataklysmische Stern TY Psc wurde im Jahr 1984 von L.Meinunger in Sonneberg als Stern S 10900 entdeckt. Die Typenabkürzung lautet UGSU und beschreibt eine Klasse von Eruptiven, deren Prototyp der Stern SU Ursae Majoris ist. Diese Sterne zeigen zwei Typen von Ausbrüchen: normale und Supermaxima. Die normalen Ausbrüche sind von kurzer Dauer und entsprechen denen von Sternen wie SS Cyg und U Gem. Die Supermaxima dagegen sind bis zu 2mag heller und dauern bis zu fünf Mal länger als normale Ausbrüche. Zudem treten sie deutlich unregelmäßiger auf. Während dieser Supermaxima zeigt die zeitlich gut aufgelöste Helligkeitskurve sogenannte Superbuckel, eine periodische Überlagerung der Ausbruchskurve mit regelmäßigen Änderungen um wenige zehntel Magnituden innerhalb einer Zeitspanne, die geringfügig über der Umlaufzeit der beiden Körper des Doppelsternsystems liegt. Im Falle von TY Psc liegt die Helligkeit laut GCVS 2001 zwischen 12.2mag und 16.3mag. Die Extremwerte liegen bei 11.5 und 17.3mag. Durchschnittlich alle 41.5 Tage erfolgt ein Ausbruch, der etwa 13mag erreicht und nur zwei Tage dauert. Etwa alle 370 Tage ereignet sich ein Supermaximum mit einer Länge von etwa zehn Tagen. Die Orbitalperiode beträgt 0.080 Tage (115 Minuten) laut GCVS 2001, nach einer Untersuchung aus dem Jahr 1996 dagegen 0.06833 Tage (98.4 Minuten nach einer Analyse der H-alpha Emissionslinien [2]). Mehrere VSNET Angehörige veröffentlichten eine genaue Analyse der Superbuckel in [3]. Sie fanden eine Periode von 0.0708 Tagen (101.9 Minuten), die um 3.6 Prozent länger ist als die in [2] gefundene Umlaufzeit. Den Verlauf der Superbuckel während des Supermaximums vom November 2000 zeigt Abbildung 1. Die physikalischen Eigenschaften des Systems wurden in [4] beschrieben: Die Photosphäre des Weißen Zwergs soll nach dem Modell eine effektive Temperatur von 25 000 K bei einer Sternmasse von 0.55 Sonnenmassen haben und der jährliche Massenfluß 10^-9.5 Sonnenmassen betragen. Die Bahnneigung beträgt demnach 18 Grad. Literatur [1] Meinunger L., Veränderliche im Feld Beta Andromedae, Mitt. Veränd. Sterne 10, 56-68 (1984) [2] Thorstensen J.R., Patterson J.O., Shambrook A., Thomas G., Orbital periods for seven dwarf novae of the SU Ursae Majoris subclass from radial velocities at minimum light, Publ. Astronomical Society of the Pacific, 108, 73-80 (1996) [3] Kunjaya C., Kinugasa K., Ishioka R., Kato T., Iwamatsu H., Uemura M., Superhump in November 2000 Superoutburst of TY Piscium, IBVS 5128 [4] Nadalin I., Sion E.M., The accretion disk and white dwarf in the short-period dwarf novae TY Piscium and V436 Centauri during quiescence, Publ. Astron. Soc. Pac. 113, 829-834 (2001)

Bundesdeutsche Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne e.V. (BAV)

Sektion für Kataklysmische (Eruptive) Sterne

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Sektion Kataklysmische

Impressum

Werner Braune,
Munsterdamm 90,
12169 Berlin

TY Psc

Aktuelle Lichtkurve von TY Psc
Aktuelle Lichtkurve durch BAV Beobachter (rot) und internationale Beobachtungen im VSNET (schwarz).
Zu sehen sind vier Superausbrüche sowie dazwischen einige normale Ausbrüche.

Daten des Sterns:

Sterntyp: UGSU
Entdeckung: 1984 durch L.Meinunger
Extreme Helligkeiten: 11.5mag bis 17.3mag
Periode der Supermaxima: ca. 370 Tage
Zur Aufsuch- und Vergleichssternkarte der AAVSO
Weitere Informationen bietet der Abschnitt unten auf dieser Seite sowie der Artikel aus dem BAV Rundbrief 4/2001, in dem auch die Abbildungen aus dem Text unten enthalten sind.
Mehr Details zu den Sternen des Type UGSU bietet ein Artikel im BAV Rundbrief 3/2003

Lichtkurve von TY Psc im Superausbruch im September 2004: T.Lange (rot), W.Kriebel (gelb), übrige BAV (blau), VSNET (schwarz)

TY Psc im Ausbruch am 17.9.2004 Ausschnitt aus der AAVSO-Karte
Hans-Günter Diederich hielt das Ende des Superausbruchs von TY Psc im September 2004 fest.
Zum Vergleich dient ein Ausschnitt aus der Vergleichssternkarte der AAVSO.

Animation des Ausbruchs von November 2003, Walter MacDonald II [MDW], Winchester, Ontario, Canada, siehe unter
http://www.starlightccd.com/walter/logbook/2000s/2003/11/22/typsc-2003nov.gif
Eine weitere Lichtkurve mit einer Animation des Ausbruchs vom Sommer 2005 gibt es von diesem Beobachter unter
http://www.starlightccd.com/walter/logbook/2000s/2005/09/2005-09.htm

Geschichte und Physik

Der kataklysmische Stern TY Psc wurde im Jahr 1984 von L.Meinunger in Sonneberg als Stern S 10900 entdeckt. Die Typenabkürzung lautet UGSU und beschreibt eine Klasse von Eruptiven, deren Prototyp der Stern SU Ursae Majoris ist. Diese Sterne zeigen zwei Typen von Ausbrüchen: normale und Supermaxima. Die normalen Ausbrüche sind von kurzer Dauer und entsprechen denen von Sternen wie SS Cyg und U Gem. Die Supermaxima dagegen sind bis zu 2mag heller und dauern bis zu fünf Mal länger als normale Ausbrüche. Zudem treten sie deutlich unregelmäßiger auf. Während dieser Supermaxima zeigt die zeitlich gut aufgelöste Helligkeitskurve sogenannte Superbuckel, eine periodische Überlagerung der Ausbruchskurve mit regelmäßigen Änderungen um wenige zehntel Magnituden innerhalb einer Zeitspanne, die geringfügig über der Umlaufzeit der beiden Körper des Doppelsternsystems liegt.

Im Falle von TY Psc liegt die Helligkeit laut GCVS 2001 zwischen 12.2mag und 16.3mag. Die Extremwerte liegen bei 11.5 und 17.3mag. Durchschnittlich alle 41.5 Tage erfolgt ein Ausbruch, der etwa 13mag erreicht und nur zwei Tage dauert. Etwa alle 370 Tage ereignet sich ein Supermaximum mit einer Länge von etwa zehn Tagen. Die Orbitalperiode beträgt 0.080 Tage (115 Minuten) laut GCVS 2001, nach einer Untersuchung aus dem Jahr 1996 dagegen 0.06833 Tage (98.4 Minuten nach einer Analyse der H-alpha Emissionslinien [2]).

Mehrere VSNET Angehörige veröffentlichten eine genaue Analyse der Superbuckel in [3]. Sie fanden eine Periode von 0.0708 Tagen (101.9 Minuten), die um 3.6 Prozent länger ist als die in [2] gefundene Umlaufzeit. Den Verlauf der Superbuckel während des Supermaximums vom November 2000 zeigt Abbildung 1.

Die physikalischen Eigenschaften des Systems wurden in [4] beschrieben: Die Photosphäre des Weißen Zwergs soll nach dem Modell eine effektive Temperatur von 25 000 K bei einer Sternmasse von 0.55 Sonnenmassen haben und der jährliche Massenfluß 10^-9.5 Sonnenmassen betragen. Die Bahnneigung beträgt demnach 18 Grad.

Literatur

[1] Meinunger L., Veränderliche im Feld Beta Andromedae, Mitt. Veränd. Sterne 10, 56-68 (1984)
[2] Thorstensen J.R., Patterson J.O., Shambrook A., Thomas G., Orbital periods for seven dwarf novae of the SU Ursae Majoris subclass from radial velocities at minimum light, Publ. Astronomical Society of the Pacific, 108, 73-80 (1996)
[3] Kunjaya C., Kinugasa K., Ishioka R., Kato T., Iwamatsu H., Uemura M., Superhump in November 2000 Superoutburst of TY Piscium, IBVS 5128
[4] Nadalin I., Sion E.M., The accretion disk and white dwarf in the short-period dwarf novae TY Piscium and V436 Centauri during quiescence, Publ. Astron. Soc. Pac. 113, 829-834 (2001)