SN 2011fe in M101 De Helderste Supernova sinds SN 1993J

Transcriptie

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 Uitgave van de Werkgroep Veranderlijke Sterren Nummer 106 Oktober 2011 SN 2011fe in 101 De Helderste Supernova sinds SN 1993J Variabilia 106:1

2 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 t.n.v. Penningmeester Werkgroep Veranderlijke Sterren, Israelsstraat 5, 9801 EH Zuidhorn Bestuur Voorzitter: T.A. Jurriens Johan Ellenbergerstraat AK Groningen tel: Penningmeester: G. Kuipers Israelsstraat 5, 9801 EH Zuidhorn tel: Secretaris a.i.: G. Kuipers Israelsstraat 5, 9801 EH Zuidhorn tel: Waarnemingsleider / Redactie: E. van Ballegoij De Rogge XD Heesch tel: aavso.id.bve@home.nl Website Websitebeheerder: H. Pleijsier hp58@me.com Discussiegroep groups.yahoo.com/group/wvs-forum/ Inhoudsopgave ededelingen... 3 Totalen 3 e kwartaal Observaria... 4 Expansiesnelheid van SN2011dh bepalen met behulp van de DADOS spectroscoop... 8 NSV is een nieuwe RCB-ster axima ira sterren 4 e kwartaal Schattingen 3 e kwartaal Bij de voorplaat: Albert van Duin uit Beilen maakte op 1 september 2011 deze opname van SN 2011fe in 101. Hij heeft deze 25 minuten belichte opname rond UT gemaakt. Daarvoor gebruikte hij een 40cm F/4 telescoop voorzien van een CCD-camera. De schaal is 1,4"/pixel. De lichtkromme van SN 2011fe is gebaseerd op de 38 schattingen die de leden van Werkgroep Veranderlijke Sterren tot eind september aan deze supernova hebben verricht. De waarnemingen zijn afkomstig van Reinder Bouma,, Georg Comello, Guus Gilein, Tom Kooij, Robert Schippers en Eltjo Wubbena. Variabilia 106:2

3 ededelingen Eltjo Wubbena vereeuwigd aan de hemel Onlangs is op voordracht van Hugo van Woerden en Aad van de Brugge een planetoïde vernoemd naar ons lid Eltjo Wubbena Wubbena is op 29 september 1973 ontdekt door het Leidse astronomenechtpaar C. J. van Houten en I. van Houten-Groeneveld op Palomar Schmidt platen die zijn opgenomen door de onlangs overleden Nederlandse astronoom T. Gehrels. In de motivatie staat Eltjo Wubbena (b. 1947) was president of the NVWS, the Dutch popular-astronomy society, from 1975 to He observed variable stars for many years and promoted international contacts between amateur astronomers. Eltjo Wubbena is in goed gezelschap, want ook onze variabilisten Reinder Bouma, Georg Comello, Johan Degewij (1963) Henk Feijth ( ), Arie ak ( ), Jean eeus ( ), Henk unsterman ( ), Ton Schoenmaker ( ) en Bert van Sprang ( ) hebben een planetoïde op hun naam. Tussen haakjes staan de jaren vermeld dat de genoemde personen als waarnemer actief zijn geweest. Georg Comello erelid van de AAVSO In de lange lijst met blijken van waardering voor zijn jarenlange werk als amateurastronoom, met name als variabilist, is er onlangs één bijgekomen: Georg Comello is begin oktober, tijdens de 100 th Annual eeting of the AAVSO, benoemd tot erelid van deze organisatie. Reinder Bouma en ontvangen Dr. J. van der Biltprijs Op zaterdag 12 november wordt de Dr. J. van der Biltprijs uitgereikt aan de variabilisten Reinder Bouma en. Het is voor het eerst sinds 1970 dat deze prijs wordt toegekend in verband met het waarnemen van veranderlijke sterren. In 1970 werd deze prijs uitgereikt aan Georg Comello, Henk Feijth en J.P.A. Veerkamp. De prijs wordt tijdens de Astrodag (102 e Amateur-bijeenkomst) in Goirle uitgereikt. Reinder Bouma is verhinderd, maar Erwin van Ballegoij zal de prijs persoonlijk in ontvangst nemen. Daarna verzorgt hij een voordracht over zijn liefhebberij, het waarnemen van veranderlijke sterren. Contributie 2012 Het jaar 2011 loopt al weer ten einde. Daarom wil ik u vragen om uw contributie over 2012 zo spoedig mogelijk over te maken. De contributie bedraagt nog steeds 10 Euro. aak het verschuldigde bedrag over op girorekening t.n.v. penningmeester WVS onder vermelding van contributie Gauke Kuipers, penningmeester Variabilia 106:3

4 Totalen 3 e kwartaal 2011 In het derde kwartaal overheerste een herfstachtig weertype. Gelukkig kwam Nederland eind september onder invloed van een krachtig hogedrukgebied, waardoor er op het eind van deze maand nog een aantal heldere nachten waren, waarin de nodige helderheidsschattingen konden worden verricht. In het afgelopen kwartaal hebben 8 waarnemers 549 helderheidsschattingen aan 140 veranderlijken verricht. Code Jul 11 Aug 11 Sep 11 Totaal BVE Reinder Bouma BU Georg Comello CG 5 5 Guus Gilein GGU Tom Kooij KTOA 2 2 Robert Schippers R Glynis van Uden VUG Eltjo Wubbena WUB Observaria Supernovae SN 2011fe in 101 De Palomar Transient Factory heeft op 24 augustus 2011 een supernova in het spiraalstelsel 101 ontdekt. De IAU heeft deze supernova de aanduiding SN 2011fe gegeven. Deze had bij ontdekking een helderheid van magnitude 17,2 (g-band). Een dag eerder was op deze positie nog niets te zien (g-band grensmagnitude 20,6). Op 24,922 augustus was de helderheid van SN 2011fe al toegenomen tot magnitude 15,10V en op 26,069 augustus tot magnitude 13,83V. De Palomar Transient Factory meldt de volgende positie: R.K.: 14 h 03 m 05,81 s (2000,0) Decl: ' 25,4" (2000,0) Dat is 58,6" ten westen en 270,7" ten zuiden van de kern van 101. Uit spectroscopisch onderzoek met de FRODOSPEC op de Liverpool Telescoop volgt dat het object een jonge, type Ia, supernova is. Dit type supernova ontstaat als een witte dwerg materiaal van een begeleidende ster afstroopt en uiteindelijk een massa bereikt van 1,4 zonsmassa. Bij Henk unsterman maakte op 1 september 2011 om UT deze opname van SN 2011fe in 101. De opname is gemaakt met een Celestron C14 F/5,5 en een ST-9XE camera. Er zijn acht 60 seconden belichte opnamen gestackt. Het beeldveld meet ongeveer 16 bij 16 boogminuten. deze massa ontploft de witte dwerg en blijft er niets meer van deze ster over. Vervolgonderzoek met de Kast spectrograaf Variabilia 106:4

5 op de 3m Shane Telescoop van Lick Observatory bevestigt de Ia classificatie van SN 2011fe. Bovendien is daaruit af te leiden dat het materiaal zich met een snelheid van km/s verspreidt. Op archiefopnamen van de Hubble Space Telescope uit november 2002 staan twee rode objecten vlak bij de positie van SN 2011fe. Gezien de helderheid zijn dit waarschijnlijk rode reuzen. ogelijk is één van deze twee de begeleider van de ontplofte witte dwerg. Vanaf 24,367 augustus heeft de Swift satelliet de supernova gedurende 4500 seconden waargenomen. Ze heeft mogelijk een zwakke Röntgenbron gedetecteerd. Als het goed is, wordt deze in de komende weken helderder. In de gearchiveerde Chandra waarnemingen is geen spoor van een Röntgenbron op deze positie te vinden. Het is niet gelukt om SN 2011fe op radiogolflengten (met de EVLA) te detecteren. Dit is een ondersteuning voor de Ia classificatie, want bij dit type supernovae is nog nooit radiostraling waargenomen. SN 2011fe is intensief door leden van de werkgroep waargenomen. De supernova piekte rond half september bij een visuele helderheid van magnitude 9,5 à 10,0 (zie de lichtkromme op de voorkant van deze Variabilia). Inmiddels is de helderheid alweer afgenomen tot de twaalfde grootte. Er zijn al eerder supernovae in 101 ontdekt, in 1909 (SN 1909A), in 1951 (SN 1951H) en in 1970 (SN 1970G). Het stelsel staat 23,4 miljoen lichtjaar van ons vandaan, in het sterrenbeeld Grote Beer. Bronnen: ATEL #3581, Young Type Ia Supernova PTF11kly in 101, Peter Nugent et al., 24 augustus 2011 AAVSO Special Notice #250, Possible Type-Ia Supernova in 101, 24 augustus 2011 ATEL #3582, Analysis of the archival HST images of PTF11kly in 101, Weidong Li et al., 25 augustus 2011 ATEL #3583, Lick/Kast Spectroscopy Confirms PTF11kly is a Type Ia Supernova, S. B. Cenko et al., 25 augustus 2011 ATEL #3584, No detected X-ray counterpart to type Ia SN PTFkly, R. argutti en A. Soderberg, 25 augustus 2011 ATEL #3585, Further Analysis of the archival HST images of PTF11kly in 101, Weidong Li et al., 25 augustus 2011 ATEL #3587, X-ray Upper Limit for PTF11kly in 101 from Historical Chandra Imaging, N.R. Butler et al., 25 augustus 2011 ATEL #3588, etallicity at Galactocentric Radius of Type Ia SN PTF11kly in 101, R. Stoll et al. 25 augustus 2011 ATEL #3589, Pre-Explosion Chandra Observations of PTF11kly, Alicia Soderberg et al., 25 augustus 2011 ATEL #3590, Swift/UVOT Observations of PTF11kly, S. B. Cenko et al., 25 augustus 2011 ATEL #3592, Evidence for X-ray emission from the type Ia SN PTF11kly, Derek B. Fox, 26 augustus 2011 ATEL #3593, Evidence for X-ray emission from the type Ia SN PTF11kly (Erratum), Derek B. Fox, 26 augustus 2011 ATEL #3594, Continued Swift/UVOT onitoring of PTF11kly / SN2011fe, S. B. Cenko et al., 26 augustus 2011 ATEL #3597, EVLA Radio Observations of SN 2011fe, Laura Chomiuk en Alicia Soderberg, 26 augustus 2011 ATEL #3599, Near Infrared Spectrum of SN Ia 2011fe Resembles Fast Decliners Observed A Week Before aximum, 27 augustus 2011 Novae Er zijn in dit kwartaal twee nieuwe novae ontdekt. Vanwege hun zuidelijke posities konden deze niet vanuit Nederland worden waargenomen. Nova Lupi 2011 = PR Lupi Op 4,73 augustus heeft de Australiër Nicholas Brown met een 135 mm telelens en een 400 ISO Tax film een tweetal opnamen gemaakt van het zuidelijke sterrenbeeld Wolf. Daarop ontdekte hij een nova van magnitude +10,2 (fotografisch). Op zijn opname van 5,85 juli (fotografische grensmagnitude 11,7) was dit object nog niet te zien. De nova staat op de volgende positie: R.K.: 14 h 54 m 20 s (J2000,0) Decl: (J2000,0) Uit onderzoek van Frederick. Walter met de 1,5m SARTS RC spectrograaf van de Cerro Tololo sterrenwacht volgt dat PR Lup een Fe II nova nabij maximum is. De schil rond de nova expandeert met een snelheid van 1000 km/s. Variabilia 106:5

6 Rond half augustus piekte PR Lup bij een helderheid van magnitude 8,5. Inmiddels is het een object van de twaalfde grootte. Bronnen: AAVSO Special Notice #247, Possible Nova in Lupus, 7 augustus 2011 ATEL #3540, Nova Lup 2011, Frederick. Walter, 9 augustus 2011 AAVSO Alert Notice 444, Nova Lupi 2011, 9 augustus 2011 Nova Scorpii 2011#2 = V1313 Scorpii De Australiër John Seach en de Japanner Yuji Nakamura hebben onafhankelijk van elkaar een nova ontdekt in het sterrenbeeld Schorpioen. John Seach ontdekte haar als een object van magnitude 9,8 op een opname die hij op 6,37 september maakte. Deze opname werd 5 seconden belicht met een digitale spiegelreflexcamera voorzien van een 50mm f/1,2 lens (grensmagnitude 10,5). Op 5,36 september was op deze positie nog niets te zien. Yuji Nakamura vond de nova op 6,4313 september als een object van magnitude 9,7. Hij gebruikte voor zijn ontdekking een CCD camera voorzien van een 135mm lens. V1313 Sco staat op de volgende positie: R.K.: 16 h 36 m 44,29 s (2000,0) Decl: ,6 (2000,0) Verschillende groepen melden dat ze de mogelijke voorloper van deze nova hebben gevonden. Het gaat om USNO-B , een ster van magnitude 15,08R. De positie van deze ster wijkt slechts 0,06 af van V1313 Sco. De Japanners A. Arai, T. Kajikawa, and C. Naka hebben op 7,42 september met de Araki telescoop van de Koyama Astronomical Observatory een spectrum van V1313 Sco opgenomen. Daaruit volgt dat het een klassieke Fe II-nova is met een flinke interstellaire extinctie. De Amerikanen F. Walter en J. Seron hebben op 8,091 september met de SARTS/CTIO 1,5m reflector (+RC spectrograaf) ook een spectrum opgenomen. Dat spectrum suggereert dat het wel eens om een jonge galactische recurrente nova zou kunnen gaan. In ieder geval neemt V1313 Sco snel in helderheid af. Nu is het een object van de veertiende grootte. Bronnen: AAVSO Special Notice #251, Possible transient in Scorpius, 6 september 2011 AAVSO Alert Notice 447, Nova Sco 2011 No. 2 = PNV J = PNV J , 11 september 2011 IAUC 9233, V1313 SCORPII = NOVA SCORPII 2011 No. 2, 13 september 2011 Dwergnovae SV Arietis De Duitsers. en G. Wolf ontdekten, op platen die in november 1905 waren opgenomen, een mogelijke nova van magnitude 12,0p in het sterrenbeeld Ram. De nova classificatie was niet helemaal zeker, dus waarnemers (waaronder de schrijver van dit stukje) hebben deze ster jarenlang in de gaten gehouden, met over het algemeen negatieve schattingen. In september 1943 rapporteerden Kimpel en Jansch een positieve waarneming, maar deze kon niet worden bevestigd. De bekende Australische visuele waarnemer Rod Stubbings ontdekte op 2,788 augustus dat SV Ari in uitbarsting was. Hij zag hem als een object van magnitude 15,0. De Italiaanse CCD waarnemer Gianluca asi begon gelijk met tijdserie waarnemingen, en kon al snel de ontdekking van superhumps met een periode van 1,33 uur rapporteren. Dit wijst erop dat SV Ari een UGSU of UGWZ dwergnova is. De uitbarsting heeft uiteindelijk ruim 20 dagen geduurd. Er zijn geen echo uitbarstingen waargenomen. De experts zijn het nog niet eens over de classificatie. Voor zowel de UGSU als de UGWZ classificatie valt wat te zeggen. Het is merkwaardig dat SV Ari in 1905 de twaalfde grootte bereikte, en nu bij de vijftiende grootte blijft hangen. aar dit valt mogelijk simpel te verklaren. De maximale helderheden die. en G. Wolf in die tijd voor andere veranderlijken rapporteerden waren systematisch 2 magnitudes te helder. Als dat ook bij SV Ari het geval was, dan was deze ster in 1905 niet helderder dan de veertiende grootte. Bronnen: AAVSO Special Notice #245, Outburst of SV Ari, 2 augustus 2011 [vsnet-alert 13540], SV Ari: superhumps!, 3 augustus 2011 [vsnet-alert 13543], SV Ari is a SU Ua type dwarf nova?, 3 augustus 2011 Variabilia 106:6

7 WW Ceti Is de stilstand van de UGZ dwergnova WW Cet voorbij? Waarschijnlijk niet. Tot eind augustus schommelde de helderheid van deze ster tussen magnitude 12,0 en 13,0. Daarna nam de helderheid iets af en schommelde WW Cet tussen magnitude 13,0 en 13,5. aar dat is nog altijd enkele magnitudes boven haar rusthelderheid van magnitude 16,0p. Probeer WW Cet dit waarneemseizoen eens te volgen. RCB sterren R Coronae Borealis R CrB, de naamgever van deze klasse van veranderlijke sterren, geeft het maar niet op. Na aanvankelijk langzaam maar zeker in helderheid te zijn toegenomen, met als voorlopig hoogtepunt een piek bij magnitude 12,0 rond 1 augustus, neemt de helderheid van deze ster nu weer af. R CrB is nu een object van de veertiende grootte. Wat gaat deze ster nu doen? Raakt ze weer in een langdurig minimum? Of is dit slechts een tijdelijke inzinking en hervat de ster weer snel de stijgende trend? Er is maar één manier om daar achter te komen: blijf R CrB waarnemen. U Aquarii Na de zonsconjunctie bleek dat U Aqr op weg was naar een minimum. Inmiddels is dit bereikt. U Aqr is nu een object van de achttiende grootte en vertoont nog geen tekenen van herstel. Deze RCB-ster kan momenteel alleen met een CCD-camera worden waargenomen. ES Aquilae ES Aql is nog steeds actief. omenteel is ze een object van de zeventiende à achttiende grootte en kan ze alleen met een CCD-camera worden waargenomen. Z Ursae inoris Deze ster herstelt zich goed van het afgelopen minimum. Z Ui bereikte in maart 2011 een minimum van de veertiende grootte en is momenteel een object van magnitude 11,5. Dat is een halve magnitude zwakker dan haar rusthelderheid. DY Perseï Ook deze ster herstelt zich goed van het afgelopen minimum. Begin dit jaar was DY Per een object van de vijftiende grootte. Inmiddels is ze drie magnitudes helderder en is ze nog maar één magnitude zwakker dan haar rusthelderheid. Het minimum van de bedekkingsveranderlijke ε Aurigae is inmiddels voorbij. Nooit eerder heeft de werkgroep het minimum van deze ster in zoveel detail vastgelegd. De bovenstaande lichtkromme van ε Aurigae is gebaseerd op de 162 visuele helderheidsschattingen (3 van Reinder Bouma, 24 van, 4 van Georg Comello, 89 van Robert Schippers en 42 van Glynis van Uden) en de 21 foto-elektrische metingen (door Erwin van Ballegoij) die tot eind september 2011 aan ε Aurigae zijn verricht. Visuele schattingen zijn met een rondje aangegeven, foto-elektrische metingen in visueel licht (V-band) met een ruit en foto-elektrische metingen in blauw licht (B-band) met een driehoek. In de B-band is ε Aurigae zwakker. Variabilia 106:7

8 Expansiesnelheid van SN 2011dh bepalen met behulp van de DADOS spectroscoop Paul Gerlach De supernova SN 2011dh in 51, één van de meest gefotografeerde stelsels, zal niemand in de astronomische wereld zijn ontgaan. Ook ik wilde dit object vastleggen, maar dan met de DADOS spectrograaf. Het doel; een spectrum vastleggen van dit zwakke object. De opstelling ijn opstelling bestaat uit een 8-inch Ritchey-Chrétien van GSO op een EQ6- Opstelling klaar voor spectrografische waarnemingen. Op deze afbeelding is de LodeStar als guidecamera te zien i.p.v. de gebruikte Atik 314E. De waarneming De waarneming is verricht in de nacht van 26 op 27 juni. Vanuit mijn waarneemlocatie (mijn achtertuin) was ik in staat om drie belichtingen te maken van elk 30 minuten. pro montering. Aan deze telescoop is een DADOS spleetspectrograaf van Baader Planetarium bevestigd. Deze is voorzien van een reflectietralie met 200 lijnen per mm. Het spectrum wordt vastgelegd door middel van een Atik 314L monochroom camera. Om het object gedurende belichting op de spleet te kunnen houden wordt er gebruik gemaakt van het in de DADOS ingebouwde off-axis guiding systeem. De autoguidercamera is een Atik 314E. Het lichtpad binnen de DADOS spectrograaf. In figuur 1 is het spectrum van SN 2011dh te zien. Het spectrum wordt doorkruist met emissielijnen van de achtergrondhemel onder andere veroorzaakt door lichtvervuiling. Figuur 1: Het spectrum van SN 2011dh Variabilia 106:8

9 In principe is het mogelijk om met deze lijnen het spectrum van de supernova te kalibreren. Het is dan echter wel noodzakelijk eerst deze lijnen te identificeren. Veel eenvoudiger is het om een spectrum van een bekende ster te gebruiken met duidelijke Balmerlijnen van waterstof. In dit geval heb ik gekozen voor het spectrum van Wega. Het onderstaande spectrum is gemaakt met exact dezelfde opstelling. Figuur 2: Het spectrum van Wega Datareductie Van dit spectrum is vervolgens met behulp van het programma Visual Spec een intensiteitsprofiel gemaakt (figuur 3). Hierbij is automatisch het spectrum van de hemel er van afgetrokken. Het intensiteitsprofiel van Wega is vervolgens als referentiespectrum hier aan toegevoegd en door gebruik te maken van de bekende golflengten van de Balmerlijnen is het spectrum in golflengte gekalibreerd. Verder is het spectrum tevens gecorrigeerd voor de spectrale response van het optische systeem. Figuur 3: Het spectrum van SN 2011dh als intensiteitscurve. In grijs (van linksboven naar rechtsonder) het spectrum van Wega met de duidelijke Balmerlijnen. Horizontale as is in Ångström (1Å = 10nm). Het gedeelte dat mijn interesse heeft is het profiel van 6200 tot 6850 Ångström (Å). Het bestaat uit een blauwverschoven H-alfa absorptielijn gevolgd door een emissielijn. Deze golfvorm wordt ook wel een P-Cygni profiel genoemd en wordt veroorzaakt door het uitgestoten gas. In figuur 4 is dit proces schematisch weergegeven. Variabilia 106:9

10 uitgestoten materiaal in de richting van de waarnemer w supernova restant w 0 Figuur 4: Verklaring van het P-Cygni profiel ß 345 Å à SN2011dh / 06 / 2011 JD GSO 8RC 3x30min. DADOS Atik 314L Figuur 5: Het H-alfa P-Cygni profiel van SN2011dh Variabilia 106:10

11 Het licht van de fotosfeer van de supernova schijnt door de uitgestoten gasschil. et spectrografie kunnen we enkel snelheidscomponenten in de waarneemrichting registreren. Het donkergrijze deel van de schil is verantwoordelijk voor de absorptielijn. Dit deel van de gasschil heeft de grootste snelheidscomponent in de waarneemrichting en vertoont daarom een blauwverschuiving. De delen buiten dit gebied zijn zichtbaar als een brede emissielijn. Het bepalen van het centrum van de emissiecomponent wordt bemoeilijkt door de aanwezigheid van een emissielijn van HeI die het P-Cygni profiel van H-alfa verstoort. Daarom heb ik gebruik gemaakt van de literatuurwaarde voor de roodverschuiving van 51. Deze bedraagt 463 km s -1 wat overeenkomt met een roodverschuiving van ongeveer 10 Å. Aangezien we 51 nagenoeg recht van boven bekijken stel ik de rustgolflengte van H-alfa voor de supernova gelijk aan 6573 Å (H-alfa heeft een labgolflengte van 6563 Å). De blauwe rand van het P-Cygni profiel bevindt zich op ongeveer 6228 Å. Het golflengteverschil tussen deze rand en emissielijn bedraagt dus zo n 345 Å (figuur 5). De snelheid van de uitgestoten gasschil kan nu met behulp van de niet-relativistische dopplerformule worden berekend: V = Δλ / λ * C è V = 345 / 6563 * km s -1 = km s -1 Interessante links DADOS spectrograaf ( Visual Spec ( NSV is een nieuwe RCB-ster Persoonlijk vind ik R Coronae Borealis (RCB) sterren de interessantste veranderlijken om waar te nemen. Helaas zijn er niet zo veel van. Tot voor kort waren er in de International Variable Star Index (VSX) van de AAVSO maar 57 te vinden. Slechts acht hadden een positieve declinatie. Onlangs is van NSV 11154, een al bekende veranderlijke ster, vastgesteld dat het ook een RCB ster betreft. En het leuke is dat deze vanuit Nederland goed waarneembaar is. NSV staat namelijk in het sterrenbeeld Lier. NSV is in 1966 door C. Hoffmeister ontdekt. Hij dacht dat het een kortperiodieke veranderlijke was. In de ROTSE-1 Survey bleek NSV ook variabel, met een amplitude van 0,4 magnitude. Het ROTSE team suggereerde dat de ster een langperiodieke veranderlijke was. De groep van Haussler onderzocht 562 Sonnenberg platen uit de periode Daarop was te zien dat NSV onregelmatig fluctueerde tussen magnitude 13,0 en 17,2. Daarop suggereerden zij dat het een RCB ster zou zijn. De groep van N. Kijbunchoo bevestigde deze suggestie door NSV fotometrisch en spectroscopisch te onderzoeken. et Harvard archiefplaten en met recente fotometrische waarnemingen heeft deze groep de historische lichtkromme vanaf 1896 tot heden gereconstrueerd. Daarin zijn de onverwachte, steile en diepe helderheid afnames te zien die zo kenmerkend zijn voor RCB sterren. In totaal zijn 13 helderheid afnames met zekerheid gedetecteerd. Gemiddeld zitten er duizend dagen tussen twee minima. Tijdens het maximum zijn de voor een RCB ster gebruikelijke kleine pulsaties te zien. Het visuele spectrum wijst uit dat NSV koeler is dan 5000 K. De ster is in het infrarood helderder dan andere sterren met deze temperatuur. Dit wijst op circumpolair stof met een temperatuur van 800 K. In het spectrum zijn geen waterstoflijnen te zien, maar wel de typische C 2 lijnen. Deze waarnemingen bevestigen de RCB classificatie. NSV ligt op 14,5 kpc van de aarde en 5,4 kpc uit het vlak van de elkweg. De helderheid varieert tussen magnitude 11,7V en zwakker dan 17,6V. Aan het eind Variabilia 106:11

12 van dit artikel staat een d-kaart van NSV Het lijkt me een leuk object om te volgen met een grote telescoop. De ster is nu in haar maximum, maar misschien is ze al actief geworden op het moment dat jullie dit lezen. Bron: PASP, NSV Is a New R Coronae Borealis Star, N. Kijbunchoo et al., 23 augustus 2011 Variabilia 106:12

13 axima ira sterren 4 e kwartaal 2011 Deze lijst bevat de data waarop in het vierde kwartaal de maxima van langperiodieke veranderlijken worden verwacht. Kaarten met vergelijkingssterren zijn te downloaden vanaf de website van de AAVSO (www,aavso,org). De opgegeven helderheden betreffen de gemiddelde maximale en de gemiddelde minimale helderheden van deze veranderlijken. Deze lijst is samengesteld met behulp van Bulletin 74 van de AAVSO. De veranderlijken met een declinatie zuidelijker dan -25 zijn uit deze lijst verwijderd. RT Lib <9,0-14,3> 1 okt T And <8,5-13,8> 2 okt S Cam <8,1-11,0> 4 okt X Aur <8,6-12,7> 5 okt T Vir <9,6-14,2> 5 okt Z Sco <9,2-13,4> 5 okt S Sco <10,5-14,6> 5 okt S Lac <8,2-13,0> 6 okt R Vul <8,1-12,6> 8 okt S Ci <7,5-12,6> 10 okt T Lib <10,9-15,2> 10 okt X Sco <11,0-14,3> 10 okt W Aqr <8,9-14,2> 10 okt X Oph <6,8-8,8> 12 okt T CVn <9,6-11,9> 15 okt S Gem <9,0-14,2> 19 okt X on <7,4-9,1> 20 okt RR And <9,1-15,1> 21 okt R Aur <7,7-13,3> 22 okt T Ua <7,7-12,9> 22 okt V Lib <9,7-14,7> 23 okt T Del <9,3-14,8> 25 okt R Ari <8,2-13,2> 26 okt R Tri <6,2-11,7> 26 okt RV Her <10,1-14,8> 27 okt W Peg <8,2-12,7> 27 okt SU Vir <9,4-13,6> 28 okt SS Oph <8,7-13,5> 28 okt R Oph <7,6-13,3> 29 okt R Dra <7,6-12,4> 30 okt R Ori <9,6-13,1> 31 okt R Per <8,7-14,0> 01 nov ST Cyg <9,9-13,9> 01 nov R Sco <10,4-15,0> 04 nov T Aqr <7,7-13,1> 04 nov S Aql <8,9-12,4> 04 nov V Tau <9,2-13,7> 04 nov SV Her <9,8-14,4> 04 nov V Vir <8,9-14,3> 05 nov X Cam <8,1-12,6> 06 nov X And <9,0-14,8> 07 nov RR Cep <10,2-14,7> 07 nov R Cam <8,3-13,2> 07 nov RY Oph <8,2-13,2> 09 nov RT Oph <9,6-15,1> 09 nov RZ Sco <8,8-12,2> 11 nov Y Per <8,4-10,3> 12 nov RS Lac <10,4-11,9> 14 nov Y Peg <10,5-14,9> 15 nov Z Peg <8,4-13,2> 15 nov S Cep <8,3-11,2> 16 nov Z Cet <8,9-13,5> 18 nov Y Del <9,9-14,0> 18 nov R Her <8,8-14,6> 18 nov RS Her <7,9-12,5> 18 nov R Hya <4,5-9,5> 21 nov U Vir <8,2-13,1> 22 nov SS Her <9,2-12,4> 22 nov V Cam <9,9-15,4> 22 nov RT Peg <9,9-14,5> 23 nov R And <6,9-14,3> 23 nov RS Lib <7,5-12,0> 24 nov TV Her <9,7-14,5> 24 nov W Lib <11,1-15,0> 25 nov Z Oph <8,1-12,7> 25 nov V Dra <9,9-14,2> 28 nov V CVn <6,8-8,8> 29 nov RR Hya <9,3-14,4> 30 nov R Cap <10,6-13,6> 30 nov V Gem <8,5-14,2> 30 nov Z Lyr <10,1-14,8> 30 nov RR Peg <9,2-14,1> 01 dec X Gem <8,2-13,2> 03 dec X Peg <9,4-13,8> 06 dec UZ And <10,1-14,9> 06 dec RV Vir <10,8-14,9> 08 dec U Ari <8,1-14,6> 08 dec U Per <8,1-11,3> 08 dec R Cet <8,1-13,0> 09 dec RR Oph <8,9-14,6> 10 dec RS Ua <9,0-14,3> 10 dec X Lib <11,0-13,5> 11 dec W CrB <8,5-13,5> 11 dec V CrB <7,5-11,0> 11 dec SS Cas <9,8-13,1> 12 dec U Dra <9,5-13,8> 12 dec R Vir <6,9-11,5> 13 dec R Aql <6,1-11,5> 14 dec U Cnc <9,9-14,6> 14 dec Y Dra <9,2-14,5> 14 dec S Sex <9,1-13,4> 16 dec U Psc <11,0-14,4> 16 dec RS Aqr <10,0-14,0> 17 dec Z Pup <8,1-14,5> 18 dec RU Cyg <8,0-9,4> 18 dec W Lyr <7,9-12,2> 21 dec RR Per <9,2-14,4> 21 dec Z Aql <9,0-13,9> 25 dec T Gem <8,7-14,0> 25 dec U Pup <9,8-14,1> 28 dec V And <9,5-14,4> 28 dec R Boo <7,2-12,3> 29 dec U Li <10,8-12,7> 30 dec Y And <9,2-14,2> 30 dec X Ua <9,7-14,4> 30 dec S Ua <7,8-11,7> 31 dec Variabilia 106:13

14 Schattingen 3 e kwartaal 2011 De volgende tabel bevat de waarnemingen uit de periode juli - september 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 een zwakker dan waarneming. Voor de helderheid kan ook een : staan. Dit betreft een onzekere schatting. 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 R And 832,3 11,6 BVE 832,4 11,4 WUB T And 832,3 9,7 BVE W And 832,3 8,9 BVE X And 832,3 9,4 BVE Z And ZAND 821,278 9,1 WUB 832,352 9,3 BVE RU And SRA 832,3 11,7 BVE RX And UGZ 746,486 10,7 BVE 752,503 12,1 BVE 832,368 13,2 BVE 832,385 12,9 WUB 834,323 13,0 WUB BG And 832,3 11,8 BVE R Aqr +ZAND 834,377 10,4 BVE T Aqr 834,3 9,6 BVE V Aqr 834,3 7,6 BVE W Aqr 834,3 9,5 BVE X Aqr 834,3 11,5 BVE RR Aqr 834,3 11,5 BVE AE Aqr X+ELL 832,326 11,5 BVE 834,349 11,5 BVE eta Aql DCEP 752,417 3,9 VUG 793,402 3,8 VUG 802,358 3,9 VUG 806,375 3,9 VUG 824,394 3,9 VUG 828,401 3,8 VUG 829,388 3,7 VUG 832,397 4,1 VUG 833,394 4,0 VUG 834,375 3,8 VUG 835,393 3,6 VUG R Aur 833,4 9,4 BVE X Aur 833,4 8,4 BVE Z Aur SRD 833,4 10,2 BVE ST Aur 833,4 11,6 BVE epsilon Aur EA/GS 747,446 3,1 R 775,542 3,0 R 788,521 2,9 R 794,499 2,9 R 824,396 3,1 VUG 834,347 2,9 R 835,401 2,9 VUG R Boo 746,4 8,0 BVE 752,4 8,6 R 806,3 11,9 WUB 829,3 11,9 BVE S Boo 746,4 10,8 BVE 777,4 9,8 GGU 794,4 9,0 GGU 805,4 9,0 GGU 824,3 8,8 GGU 829,3 8,6 BVE 832,3 8,5 GGU V Boo SRA 746,4 8,8 BVE 806,3 9,0 WUB 829,3 8,6 BVE W Boo : 744,458 5,5 R 752,460 5,4 R 793,344 5,0 R 804,332 4,9 R 816,330 5,0 R RR Boo 746,4 12,0 BVE RX Boo 752,4 7,8 R 806,3 8,0 R 819,3 7,8 R 834,3 8,0 R R Cam 774,3 11,5 GGU 805,3 10,1 GGU 824,3 9,0 GGU 832,3 9,2 GGU Z Cam UGZ 747,479 13,5 WUB 817,306 11,2 WUB 821,278 11,1 WUB 834,358 13,2 WUB R CVn 746,4 7,7 BVE Y CVn 744,4 6,2 R 752,4 5,7 R TU CVn 744,4 6,2 R 752,4 6,0 R R Cas 821,3 7,0 WUB 832,3 8,6 BVE 835,3 8,5 GGU T Cas 817,3 10,9 WUB 828,3 12,1 GGU 832,4 11,3 BVE 835,3 11,3 GGU V Cas 794,4 8,3 GGU 817,3 7,0 WUB 828,3 6,9 GGU 835,3 7,1 GGU W Cas 794,4 12,0 GGU 832,3 11,0 GGU 832,4 11,6 WUB 832,4 11,7 BVE RZ Cas EA/SD 794,446 6,2 R 829,317 7,0 R 829,342 7,2 R 829,361 7,3 R 835,465 6,2 R SS Cas 832,3 13,0 BVE SU Cas DCEPS 794,447 5,9 R 829,340 5,8 R 835,467 6,2 R gamma Cas GCAS 745,5 2,2 R 752,4 2,2 R 794,3 2,1 R 806,3 2,1 R 816,4 2,1 R 828,3 2,1 R 828,4 2,0 VUG 834,3 2,1 R rho Cas SRD 752,4 4,7 VUG 752,5 4,8 BVE 779,7 4,7 BVE 793,4 4,7 VUG 802,3 4,7 VUG 824,3 4,8 VUG 833,4 4,8 BVE 834,3 4,7 VUG S Cep 832,3 7,7 BVE 835,3 7,5 GGU T Cep 829,4 9,8 BVE 833,3 9,3 GGU U Cep EA/SD 745,485 8,2 R 745,496 8,2 R 745,504 8,5 R 745,516 9,0 R 793,358 6,8 R 794,463 6,8 R 801,434 7,1 R 806,318 6,8 R 816,326 6,8 R 817,376 6,9 R 828,350 6,8 R RY Cep 829,4 10,6 BVE 835,3 10,5 GGU SZ Cep 832,3 11,8 BVE AX Cep 833,3 12,5 GGU delta Cep DCEP 746,459 4,2 BVE 752,421 4,0 VUG 752,499 4,1 BVE 779,767 3,7 BVE 781,767 3,9 BVE 788,791 4,1 BVE 793,400 3,9 VUG 802,367 3,8 VUG 805,364 4,1 BVE 806,365 3,8 VUG 824,390 3,9 VUG 824,401 3,9 BVE 828,326 3,9 BVE 828,402 3,9 VUG 829,389 3,8 VUG 829,445 4,0 BVE 832,318 4,1 BVE 832,395 4,0 VUG 833,392 3,9 VUG 833,436 3,9 BVE 834,376 3,8 VUG 834,378 3,6 BVE 835,321 3,9 BVE 835,399 3,9 VUG mu Cep SRC 752,4 3,8 VUG 794,3 3,8 VUG 802,3 3,9 VUG 824,3 3,9 VUG 834,3 3,9 VUG X Cet 833,4 11,2 BVE omicron Cet 808,5 2,8 BU 811,6 2,7 BVE 826,4 2,4 BVE 833,4 2,3 BVE 834,4 2,4 BU epsilon CrA EW 769,469 4,9 R R CrB 746,4 12,9 BVE 747,4 12,9 WUB 806,4 12,6 WUB 821,2 12,6 WUB S CrB 746,4 12,2 BVE 806,3 8,1 WUB 828,3 7,8 BVE 835,3 7,8 BVE T CrB NR+ELL 746,467 10,4 BVE 828,340 10,5 BVE 835,314 10,5 BVE V CrB 746,4 11,3 BVE 806,4 10,3 WUB W CrB 806,4 <12,8 WUB X CrB 746,4 9,8 BVE Z CrB 746,4 <14,1 BVE 828,3 9,7 BVE 835,3 10,1 BVE TT CrB 746,4 11,6 BVE 828,3 12,1 BVE 835,3 12,0 BVE R Cyg 752,4 9,6 GGU 770,4 10,3 GGU 775,3 10,1 GGU 806,3 11,4 GGU 806,4 11,5 WUB 829,4 12,3 BVE 832,3 12,3 GGU 832,4 12,1 WUB S Cyg 834,3 11,8 WUB U Cyg 752,4 7,8 GGU 770,4 7,7 GGU 777,3 7,8 GGU 833,3 8,2 GGU V Cyg 752,4 8,7 GGU 774,4 9,2 GGU 777,3 8,5 GGU 834,3 9,0 GGU Z Cyg 752,4 11,5 GGU 770,4 12,4 GGU 775,4 12,6 GGU 829,4 12,4 BVE RT Cyg 752,4 9,7 GGU 770,4 8,2 GGU 775,3 8,0 GGU 829,4 7,8 BVE 833,3 8,0 GGU RZ Cyg SRA 777,3 11,7 GGU SS Cyg UGSS 746,483 8,5 BVE 747,441 8,4 WUB 752,413 9,0 GGU 752,495 9,1 BVE 770,401 12,1 GGU 774,414 12,0 GGU 775,378 12,0 GGU 777,384 11,9 GGU 779,381 11,9 GGU 794,387 11,9 GGU 805,378 10,6 GGU 811,354 11,9 WUB 817,278 12,4 WUB 821,302 12,5 WUB 823,320 12,0 GGU 828,308 12,1 GGU 829,442 12,1 BVE 832,266 12,0 WUB 832,384 12,2 BVE 833,339 12,0 GGU 833,436 12,1 BVE 834,379 12,1 BVE 835,370 12,1 BVE TU Cyg 752,4 10,4 GGU 770,4 10,4 GGU 775,3 10,8 GGU TY Cyg 752,4 12,0 BVE TZ Cyg LB 752,4 11,1 GGU 770,4 11,1 GGU 775,3 11,0 GGU 833,3 11,0 GGU WY Cyg 752,4 11,9 BVE 774,4 10,7 GGU 829,4 9,6 BVE BF Cyg ZAND 752,477 9,8 BVE 829,333 9,8 BVE BG Cyg 752,4 11,0 BVE Variabilia 106:14

15 777,4 10,1 GGU 829,3 9,9 BVE 834,3 9,2 GGU BT Cyg 770,4 13,0 GGU BU Cyg 829,4 12,6 BVE CH Cyg ZAND+SR 752,417 9,1 GGU 770,405 8,9 GGU 775,385 8,9 GGU 829,422 8,9 BVE 833,326 9,1 GGU CI Cyg ZAND 752,487 11,1 BVE 829,341 11,3 BVE V482 Cyg RCB 752,492 11,0 BVE 829,350 10,8 BVE V927 Cyg SRA 775,3 10,8 GGU P Cyg SDOR 752,412 4,9 VUG 793,397 5,0 VUG 802,365 5,0 VUG 824,386 5,0 VUG 834,385 5,1 VUG chi Cyg 752,4 11,8 BVE 829,3 13,2 BVE 834,3 13,3 WUB T Del 794,4 10,5 R 833,4 10,1 BVE Z Del 794,4 10,0 R 819,3 11,0 R 833,4 11,5 BVE R Dra 774,4 13,2 GGU 794,4 12,8 GGU 805,4 12,3 GGU 817,3 11,3 WUB 824,3 12,2 GGU 829,4 11,2 BVE 832,3 11,2 GGU T Dra 805,4 10,7 GGU RT Dra 794,4 9,5 GGU 805,4 9,5 GGU 824,3 9,9 GGU 832,3 10,3 GGU AG Dra ZAND 752,455 9,7 GGU 774,403 10,0 GGU 794,401 9,7 GGU 805,398 9,8 GGU 817,306 10,0 WUB 824,360 9,8 GGU 832,369 10,0 GGU 834,384 9,8 GGU S Her 752,4 7,8 BVE 835,3 10,3 BVE T Her 752,4 12,6 BVE 806,4 10,6 WUB 817,3 9,4 WUB 829,3 9,0 BVE U Her 752,4 12,9 BVE 828,3 11,7 BVE 835,3 11,9 BVE RS Her 752,4 11,8 BVE 806,4 12,1 WUB 821,3 11,8 WUB 828,3 11,6 BVE 835,3 10,8 BVE RU Her 806,4 11,7 WUB RY Her 752,4 12,1 BVE 829,3 9,2 BVE SS Her 806,4 10,7 WUB 821,3 11,6 WUB SY Her 752,4 8,3 BVE 829,3 11,9 BVE TV Her 806,4 12,8 WUB AC Her RVA 834,311 7,5 R 30 Her 806,3 4,8 VUG 824,4 4,9 VUG 834,3 4,9 VUG 68 Her EA/SD 806,372 5,2 VUG 824,401 5,0 VUG 828,403 5,1 VUG 829,390 5,2 VUG 832,393 5,1 VUG 833,390 5,1 VUG 834,379 5,2 VUG 835,396 5,1 VUG alpha Her SRC 752,4 3,2 VUG 806,3 3,2 VUG S Lac 821,3 8,4 WUB delta Lib EA/SD 793,363 4,9 R GG Lup EB/D 768,462 5,5 R R Lyr 745,5 4,7 R 752,4 4,4 R 794,4 4,2 R 801,4 4,0 R 802,3 4,7 VUG 817,3 5,0 R 824,3 4,7 VUG 834,3 4,4 VUG W Lyr 752,4 9,1 BVE 829,3 12,4 BVE 834,3 12,7 GGU Z Lyr 834,3 11,3 GGU RY Lyr 752,4 11,6 BVE 806,4 10,2 WUB 829,3 11,5 BVE 834,3 11,5 GGU ST Lyr 834,3 11,2 GGU beta Lyr EB 745,501 4,1 R 752,410 3,7 VUG 752,474 3,6 R 793,397 3,6 VUG 794,380 3,6 VUG 794,469 3,4 R 801,439 3,4 R 802,360 3,7 VUG 804,330 3,6 R 806,317 3,5 R 806,365 3,7 VUG 817,359 3,8 R 818,313 3,5 R 819,295 3,4 R 820,317 3,4 R 821,302 3,5 R 823,295 4,2 R 824,267 3,6 R 824,381 3,7 VUG 826,340 3,4 R 828,352 3,6 R 828,399 3,8 VUG 829,314 3,6 R 829,385 3,7 VUG 831,326 3,5 R 832,306 3,4 R 832,390 3,7 VUG 833,340 3,4 R 833,388 3,6 VUG 834,299 3,4 R 834,372 3,6 VUG 835,392 3,8 VUG 835,462 4,0 R chi Oph GCAS 744,4 4,4 R 752,4 4,4 R 793,3 4,4 R 806,3 4,4 R R Peg 821,3 12,7 WUB Z Peg 835,3 9,3 BVE RU Peg UGSS+ZZ: 835,347 12,5 BVE DG Peg 835,3 10,9 BVE LS Peg UG: 835,354 11,8 BVE beta Peg SR 828,4 2,5 VUG 833,3 2,4 VUG epsilon Peg LC 829,383 2,6 VUG R Per 832,4 10,5 BVE S Per SRC 817,3 11,6 WUB 832,4 11,1 WUB 832,4 11,2 BVE U Per 832,4 8,7 BVE Y Per 832,4 9,7 BVE GK Per NA+XP 832,418 13,1 BVE rho Per 794,4 3,6 R 828,4 3,2 VUG TX Psc LB 834,3 5,3 VUG U Sge EA/SD 834,297 6,5 R 835,469 6,5 R RS Sgr EA/SD 766,469 6,2 R RR Sco 766,4 7,0 R 773,4 6,2 R R Sct RVA 745,508 5,8 R 752,472 5,2 R 794,458 5,3 R 804,338 5,5 R 808,481 5,8 BU 819,324 5,4 R 820,324 5,6 CG 834,308 5,1 R R Ser 752,4 11,2 BVE 835,3 7,0 BVE R Tri 832,3 6,5 BVE R Ua 746,4 12,3 BVE 817,3 7,3 WUB S Ua 745,4 9,7 R 746,4 8,9 BVE 752,4 9,8 R 777,4 10,4 GGU 794,4 11,0 R 817,3 11,7 WUB 820,3 12,0 CG 829,2 11,6 BVE 835,3 11,8 GGU T Ua 746,4 12,9 BVE 817,3 9,9 WUB 820,3 10,5 CG 829,2 9,0 BVE 835,3 8,8 GGU Z Ua 745,4 7,7 R 752,4 7,6 R 794,4 9,0 R 819,3 8,3 R 829,3 8,0 R RS Ua 746,4 13,6 BVE 817,3 <12,5 WUB R Ui 752,4 9,4 GGU 774,4 9,2 GGU 794,3 9,4 GGU 805,3 9,5 GGU 824,3 9,6 GGU 832,3 9,7 GGU S Ui 752,4 11,2 GGU 774,3 11,7 GGU 794,3 12,1 GGU 805,3 12,1 GGU 817,3 12,1 WUB 824,3 12,1 GGU 829,4 11,8 BVE 832,3 11,6 GGU T Ui 752,4 11,2 GGU 774,3 11,2 GGU 794,3 11,3 GGU 805,3 11,2 GGU 824,3 11,8 GGU 832,3 11,7 GGU U Ui 752,4 8,7 GGU 774,3 8,9 GGU 794,3 9,0 GGU 805,3 9,1 GGU 817,3 9,1 WUB 824,3 9,5 GGU 832,3 9,8 GGU V Ui 745,4 7,7 R 752,4 7,8 R 752,4 8,1 GGU 774,3 7,8 GGU 793,3 7,5 R 794,3 7,9 GGU 801,4 7,6 R 805,3 8,1 GGU 806,3 7,5 R 817,3 7,5 R 824,3 7,9 GGU 828,3 7,5 R 832,3 8,2 GGU 834,3 7,5 R Z Ui RCB 774,386 11,9 GGU 794,383 11,9 GGU 805,382 11,8 GGU 823,318 11,6 GGU 824,345 11,6 GGU 828,306 11,6 GGU 832,356 11,6 GGU 834,386 11,5 GGU SN 2011dh SN 747,4 13,0 WUB 752,447 13,7 BU 775,438 14,6 GGU SN 2011fe SN 804,347 11,2 R 805,350 10,9 BU 805,365 10,7 GGU 806,335 10,4 R 806,370 10,6 BU 806,373 10,7 GGU 806,4 11,0 WUB 807,333 10,8 KTOA 807,384 10,3 GGU 808,336 10,4 BU 809,368 10,1 GGU 816,330 10,0 GGU 816,333 10,0 KTOA 817,3 9,7 WUB 817,370 9,7 R 819,328 9,6 R 819,368 10,1 GGU 820,323 10,1 CG 821,3 9,6 WUB 822,353 10,2 GGU 823,316 10,1 GGU 823,322 10,2 BU 824,307 10,2 BU 824,339 10,2 CG 824,339 10,3 GGU 824,375 9,9 R 828,304 10,4 GGU 828,330 10,4 BVE 828,356 10,1 R 828,440 10,4 BU 829,306 10,5 BVE 832,315 10,8 BVE 832,353 10,6 GGU 833,299 10,8 GGU 834,303 11,3 R 834,356 10,8 GGU 834,395 10,8 BU 835,310 10,9 BVE 835,315 11,0 GGU Variabilia 106:15