The Research program

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Once every year the GEOS organizes a symposium in which each group member  is invited to participate. During the symposium, the "PRIORITY OBSERVATION PROGRAM" is defined after discussing the "new" stars proposed study. Basically, our policy is to concentrate on projects, where we expect to obtain publishable results rapidly. The only restrictions imposed are that the star must be observable with small telescopes (magn. up to 13.5 in V) and that its amplitude at least 0.3 mag. Short period stars are strongly favoured.

The observations, open to any object of some scientific interest, concern mostly to the following classes:

 

 
  Eclipsing Variables  
 
 
  RR Lyr Variable Stars
 
  RV Tau Variable Stars
 
  Other type of Variables     
  ("prospection"*)
EA (Algol)
EB (ß Lyr)
EW (W UMa)
 
RRab,RRc
 
RVa,RVb
 
del Sct,ß Cep,alp CVn,Cepheids, High amplitude Delta Sct stars,...
NSV


    (*) This case refers to stars included in the New Catalogue of Suspected
    Variable Stars (NSV), and checked for possible variability.

In addition, the group also supports studies that develop new numerical tools profitable for our purposes, that analyse and quantify the factors, both objective and subjective, that affect the quality of the observations, etc..

Each star is catalogued in one of the following categories, according to the importance attributed to its observation or the stage of the studies already accomplished:

RP (Recherche Prioritaire) [Priority Research]

As mentioned above, this category includes stars (of primary importance), for which we expect rapid results.
Publications on these stars are usually made very shortly after the end of a campaign.

C (Campagnes) [Observing Campaigns]

these stars are observed very intesively during a short period by as many observers as possible. The type of programme is limited to few stars (four Be stars are currently being studied) and aims at collecting data that cover extensively a time lapse during which the star is believed to behave in an interesting manner.

P (Prospection) [Prospection]

 
The programme include stars whose elements totally unknown, or which are suspected to behave differently from what is rported in the literature (typical examples are objects listed in the CSV and NSC catalogues and therefore suspected to be variable before a comprehensive study is made). If the observation of a star included in the prospection programme confirms its interest, it may be included in the priority program.

r (Routine) [Routine]

This rather heterogeneous class lists well-known stars retained for a continued survey (e.g. semi-regular) or for the methodological interest they offer (like the Cepheids), as well as worldwide, super-observed stars, that our members may wish to monitor mostly because of a personal, legitimate interest.

The task of assigning a star to one of the preceeding classes belongs to the International Symposium, and should not be considered as definitive. Periodic revisions are planned annually, and stars previously classified as "RP" may occasionally be included into the "r" category because of the publication of a conclusive study in the literature.

 

THE GEOS PRIORITARY RESEARCH PROGRAM

(Published in FICHE TECHNIQUE GEOS FT 17 Rév. 18  May 2009)

The prioritary research program has been updated during the last GEOS meeting held at Ca del Monte from May 1st to May 3rd 2009.

Le programme prioritaire a été complètement réorienté lors de la réunion du GEOS qui s’est tenue à Ca’del Monte du 1er au 3 mai 2009.  Il a été tenu compte du grand intérêt actuel du groupe pour l’observation et l’étude des étoiles variables du type RR Lyrae.  Trois éclipsantes de l’ancien programme ont toutefois été conservées, ainsi que l’éclipse exceptionnelle de Epsilon Aur.

 

V437 Aur (BNN) : 5h 49m 03s ; 54° 01’ 57" (2000)

 

C’est une variable Hipparcos de spectre B9, type EA, mag. 8.42 à 8.98, période 3.3638 j.  En fait, plusieurs autres périodes sont possibles.  BNN va rassembler les estimations de DMT et les mesures ccd, notamment celles d’APS, et chercher la solution.

 

Epsilon  Aur  ( KCH ) : 5h 01m 58s ; 43° 49’ 24 ”   ( 2000 )

Cette étoile bien connue est au programme prioritaire pendant toute la durée de son éclipse. C’est une étoile du type EA/GS  dont la période est de  27 ans. Elle varie de 2.9 à  3.9.  La  NC 1080 rédigée par KCH décrit les conditions du phénomène et donne une carte. On notera que l’éclipse de z Aur est déjà terminée et cette étoile peut donc servir d’étoile de comparaison.

 

AE Boo (VBR) : 14h 47m 35.3s ; 16° 50’ 44" (2000)

Il s’agit d’une RRc de mag. 10.44 à 10.88 (V), la montée d’éclat = 45% pér. et le spectre est F2.  Sa période a été constante pendant 65 ans et l’éphéméride obtenue avec tous les maxima disponibles est : JJh 2430388.200 + 0.31489332 j.  L’étoile n’a plus été observée depuis 2007 ; l’observation de quelques nouveaux maxima est donc souhaitée.  Elle montre un effet Blazhko, dont il faudrait déterminer la période et l’amplitude.  Une courbe de lumière ccd devrait être publiée.

 

VW CVn (VBR) : 13h 29m 43s ; 28° 52.9’ (2000)

C’est une RRc cataloguée EW dans le GCVS (voir IBVS 4134 et GEOS Circular RR18).  Sa magnitude va de 11.61 à 12.07 (V) et la montée d’éclat est de 41 à 46 % pér.  Les éléments de sa période sont JJh 2419486.271 + 0.4249860 j.

La période de VW CVn s’est avérée irrégulière au cours des 105 ans pour lesquels nous disposons d’instants de maximum.  L’étoile n’a plus été observée depuis 2003.  De nouveaux maxima sont souhaités.  La forme de sa courbe de lumière est changeante, mais il n’a pas encore été possible de déterminer si c’était dû à un effet Blazhko ou à une multipériodicité.  Il faudrait obtenir de nombreuses mesures ccd précises sur toute la courbe de lumière et faire une nouvelle étude des composants de la période.

 

TV Lyn (VBR) : 7h 33m 31.7s ; 47° 48’ 10" (2000)

Il s’agit d’une RRc de mag. 11.24 à 11.66 (V), la montée d’éclat = 42 % pér., le spectre est A6.  Sa période a été constante pendant 85 ans et l’éphéméride obtenue avec tous les maxima disponibles est : JJh 40950.9302 + 0.24065140 j.  Comme nous ne disposons plus d’observations depuis 2007, l’obtention de quelques nouveaux instants de maximum est souhaitable.  Il ne semble pas y avoir d’effet Blazhko, mais cela pourrait être vérifié et une courbe de lumière ccd publiée.

 

V1027 Ori (VBR) : 6h 12m 00s ; 11° 55.1’ (2000)

D’après le GCVS, c’est une EA de spectre G5 et de mag. 10.5 à 11 (p).  Grâce à 49 mesures photoélectriques B et V et à de nombreuses estimations visuelles du groupe (voir NC 958), on a pu établir que V1027 Ori est de magnitude 10.49 à 10.59 V hors éclipses avec un min I de mag. 11.19 et un min II situé à la phase 0.55.

Min I = JJh 2425238.684 + 10.393773 E

Min II = JJh 2425239.294 + 10.39376 (E + 0.5)

FUM a promis d’en observer 2 minima ccd afin qu’on puisse écrire une GEOS Circular, mais d’autres membres peuvent aussi essayer.  Je mentionnerai les nuits où cela devrait être possible en « tribune libre ».

 

RU Psc (VBR) : 1h 14m 26s ; 24° 24’ 56" (2000)

C’est une RRc de mag. 9.93 à 10.40 V avec montée d’éclat = 48 % pér. et spectre A7 – F3.  L’éphéméride du GCVS est : JJh 2440143.4027 + 0.390385 j.  Sur 82 ans, on dispose de 100 maxima qui semblent montrer que la période est croissante.  Toutefois, la parabole a un très faible taux de corrélation et de nombreux maxima sont très peu précis.  Aucun effet Blazhko n’est signalé, mais la courbe de lumière est très aplatie au maximum ; ce dernier pourrait être double, ce qui expliquerait la dispersion des O-C.

De nouveaux instants de maximum sont nécessaires et, si le phénomène du double maximum apparaît, il est impératif d’indiquer si l’instant se rapporte au premier ou au second.  Une bonne courbe de lumière ccd précise devrait être publiée.

 

GSC 1310 1940 Tau (DMT) : 5h 42m 15s ; 22° 22’ 17" (2000)

Cette étoile de spectre A0 varie grosso modo de 8.0 à 9.0 d’après les mesures Tycho.  Il faudrait analyser les estimations déjà faites avec les mesures disponibles hors du groupe.

 

Note : L’évolution de la période des RRc sera étudiée par VBR, mais cela ne doit en aucun cas empêcher un autre membre du GEOS d’étudier une de ces étoiles en particulier.