Der Lichtwechsel der Cepheiden ist langsam und hat eine typische Gestalt mit steilem Anstieg und langsamem Abfall. Die Lichtkurvenform der regulären Cepheiden ist stabil ohne zyklische Variationen wie bei den RR-Lyrae-Sternen (Blazhko-Effekt), Detailab-weichungen von der prototypischen Form wie Buckel oder Zipfel an verschiedenen Stellen der Kurve sind jedoch häufig. Man unterteilt die Cepheiden nach spektroskopi-schen Merkmalen in die zwei Klassen DCEP (klassischer Cepheid vom Typ δ Cephei) und CW (W-Virginis-Stern). Aus beobachterischer Sicht gibt es zwischen beiden keine Unterschiede, nur sind CW-Objekte überwiegend lichtschwach. Die 5 hellsten Cephei-den mit Amplituden über 0,4mag sind l Carinae, β Doradus, η Aquilae, δ Cephei und ζ Geminorum. Die 6 schwächsten Objekte der bisherigen BAV-Programme sind V493 Aql, CM Sct, DG Vul, CS Ori, IX Cas und PZ Aql. Die Amplituden sind symmetrisch verteilt mit Maximum und Mittel bei 0,7mag. 95% der Objekte weisen einen Helligkeits-hub zwischen 0,3 und 1,2 mag(V) auf. Die Lichtwechselperioden einer allgemeinen Stichprobe von Cepheiden gehorchen einer markant linksschiefen Verteilung mit einem Maximum bei 4 bis 6 Tagen und einem Median bei 6,8 Tagen (Diagramm). Die Objekte mit den kürzesten Perioden um 2 Tage sind V473 Lyr und SU Cas, die mit den längsten (~40...~70 Tage) SV Vul, GY Sge und S Vul. (DDO-DB und GCVS01)
Der Lichtwechsel eines durchschnittlichen Cepheiden überstreicht eine Amplitude von 0,7mag und dauert 6,8 Tage. Die mäßige Amplitude und der langsame Lichtwechsel verlangen vom visuellen Beobachter erhöhte Sorgfalt, einige Erfahrung und eine eigentümliche Beobachtungstechnik. Der Cepheidenbeobachter sammelt während einiger Monate in jeder klaren Nacht Einzelbeobachtungen und setzt diese zuletzt rechnerisch zu einer Faltlichtkurve zusammen. Er benötigt ein leistungsfähiges, trans-parentes Dokumentationssystem, dessen Einträge er auch noch nach Monaten ver-steht. Die Zeitargumente erhalten unmittelbar nach der Beobachtung das Format Julianische Tageszahl mit 2 Dezimalstellen. In der BAV-Datensammlung Kurzperio-dische (Redaktionsschluß 2002MRZ) machen Cepheidenbeobachtungen nur 7% aus. Die erste registrierte Beobachtung stammt vom August 1949 (Y Oph, H.Auzinger). Bis in die 1970er-Jahre spielten Cepheidenbeobachtungen in unserem Verein eine margi-nale Rolle mit höchstens 20 Einträgen pro Jahr. In den 1980er- und 1990er-Jahren lösten die zwei Programme "Feldstecher" und "Teleskop" mit den zugehörigen Karten-sätzen einen Aktivitätsschub aus (Diagramm). Manche BAVer beobachten bestimmte Sterne regelmäßig, andere mustern viele Objekte durch und begnügen sich mit je einem Maximum. Zum Zeitpunkt des Redaktionsschlusses der Datensammlung hatten BAVer alle in Deutschland visuell beobachtbaren Cepheiden bis zu einer mittleren Hel-ligkeit von etwa 10,5mag (V) mindestens einmal beobachtet. Größere Mengen bisher in der BAV unbeobachteter Cepheiden gibt es nur jenseits dieser Größenklasse. Die EDV-technische Entwicklung ermöglicht vielen, selbst Sternkarten zu drucken und sich Ephemeriden zu beschaffen. Ausformulierte Beobachtungs-Programme verloren ihre Bedeutung.
Visuelle Lichtkurven von Cepheiden weisen eine typische, große Datenstreuung auf . Die richtige Methode zur Bestimmung des Maximumszeitpunkts ist bei allen Pulsa-tionssternen und auch bei den Cepheiden umstritten. Fachastronomen interessieren sich nur für definiert gefilterte Photometrien von Cepheiden und weigern sich, visuelle Beobachtungen von Cepheiden zur Kenntnis zu nehmen. Diese Umstände schrecken manche Beobachterpersönlichkeiten ab und produktive Cepheidenbeobachter bilden eine kleine Minderheit innerhalb der BAV. 60 Beobachter lieferten 950 Cepheiden-Beobachtungen, darunter ein Beobachter fast ein Viertel und 11 Beobachter drei Viertel. Lichtelektrische Amateur-Beobachtungen von Cepheiden sind technisch anspruchsvoll und selten. Trotzdem gewannen wir einige solche Beobachtungen in den 1990er-Jahren am neu entdeckten Objekt CK Cam. Seit den späten 1990er-Jahren geht die Zahl der Beobachter und der Beobachtungen zurück. In Joachim Hübschers aktueller Ergebnissammlung der Saison 2002/2003 finde ich nur mehr drei visuelle Beobachter.
Bis auf wenige Ausnahmen vergleicht die BAV Ergebnisse von Cepheiden mit den Ephemeriden des GCVS. Prof. Samus´ Arbeitsgruppe ist ausgelastet mit der Verarbei-tung der astrometrischen Daten der Satellitenmissionen und stellt die Überarbeitung der Lichtwechselelemente zurück. Die Vermutung, der eine oder andere Cepheid kön-ne seinen GCVS-Elementen mittlerweile davongelaufen sein, ist also nicht abwegig. Mit den überlieferten Ephemeriden erstellte und inspizierte ich B-R-Diagramme aller Programmcepheiden der BAV mit mehr als 5 Beobachtungen. Die meisten Diagramme sind unstrukturierte Punktwolken mit einem Schwerpunkt bei B-R-Werten von +0,2 bis +0,5 Tagen. Das kann 3 Gründe haben: 1. Mangelhafte Auswertungsmethode visuel-ler Lichtkurven, 2. falsche GCVS-Elemente oder 3. tatsächliche Periodenänderungen. Ich vermute, daß alle drei Faktoren eine im einzelnen oft nicht unterscheidbare Rolle spielen.
Bei der Auswertung passen visuelle Cepheidenbeobachter ihren Datensätzen Kurven-züge, d.h. Modelle, an und bestimmen daraus den gesuchten Maximumszeitpunkt. Wenn die Asymmetrie und die Spitzigkeit im Maximum des Modells geringer sind als es der Realität des Sterns entspricht, müssen wir mit einer systematischen Verspätung der gemeldeten Zeitpunkte rechnen. Dies betrifft vor allem Sterne mit sehr asymmetri-schen Lichtkurven, guten Amplituden und spitzen Maxima. Tatsächlich zerren die Ergebnisse z.B. von TT Aql, V600 Aql, Z Lac, RR Lac, S Sge, AW Per mit durchwegs guten Amplituden oder spitzen Maxima deutlich zu positiven B-R. Andererseits fallen erstaunlich geringe Abweichungen und eine gute zentrale Tendenz auf bei den schwierigen Objekten FF Aql, SU Cas, ζ Gem, X Vul mit dürftigen Amplituden, aber relativ symmetrischen Lichtkurven. Beim Modellieren muß man den indivuellen Charakter des Sterns berücksichtigen und darf nicht durchwegs nach runden Formen streben. In den erstgenannten Fällen ist es besser, den zentralen Partien des An- und Abstiegs Geraden anzupassen und deren Schnittpunkt zu verwenden.
Die BAV-Beobachtungen einiger Objekte weichen in so überzeugender Form von den Vorhersagen ab, daß man tatsächliche Veränderungen des Lichtwechsels annehmen darf. Diesen Fällen ging ich auf den Grund, indem ich mir aus der McMaster-Daten-bank professionelle Photometrien der 1970er bis 1990er-Jahre zog, diese zu Lichtkur-ven zusammenbaute und das Ergebnis mit den BAV-Daten verglich. Die apparative Datenfolie erlaubt, den auch hier anzutreffenden systematischen Zerreffekt von realen Veränderungen zu unterscheiden. Bei den Berechnungen verwendete ich die visuellen Beobachtungen zurückhaltend und stützte mich wo immer möglich auf eine apparative Basis. Die Korrekturen betreffen überzufällig häufig Sterne mit Perioden über 15 Tage. Die Details der neuen Ephemeriden entnehme man dem Circular 2005.
Die BAV-Beobachter nahmen acht Objekte der bisherigen Cepheidenprogramme nicht an und beobachteten sie selten oder nie: V1162 Aql, RU Cam, V644 Cas, DT Cyg, V532 Cyg, X Lac, V473 Lyr, AU Peg. Die Ursachen dürften sein: schwierige, atypische Lichtwechsel und miserable Amplituden. Den von Edgar Wunder eingeführten Stern V644 Cas verfolgte ich einen Winter lang und meinte, Lichtschwankungen festzustel-len. Bei der Auswertung gaben meine Daten kein plausibles Bild und ich verdächtige den Stern einer Scheinperiode. Die Korrektur von Scheinperioden ist kein Geschäft der visuellen Beobachtung. Ich streiche die acht Objekte aus dem Programm und führe 16 ein. Alle Sterne der Tabelle wurden schon mindestens einmal in der BAV be-obachtet. Die hellen Feldstecherobjekte kommen der Ordnung halber ins Programm, denn sie sind beliebt und es gibt von ihnen größere BAV-Datenserien.
CD Cyg, TX Cyg und VX Cyg sind sommerliche Objekte für kleine Teleskope mit her-vorragenden Amplituden, TT Aql und Y Sgr die dazu passenden Feldstecherobjekte. SV Per, SV Mon und RW Cam sollen die Winterkollektion attraktiver machen. Auch für sie reichen kleine Optiken. SV Per bietet günstige Vergleichssterne, SV Mon eine kräf-tige Amplitude und einen aparten Buckel im Anstieg. RW Cam wird selten beobachtet, weil sein Feld schlecht besetzt ist und nach einem großen tatsächlichen Gesichtsfeld ruft. Die Feldstecherobjekte RX Aur und RX Cam ergänzen das Winterprogramm. Die Hipparcos-Mission deckte die Veränderlichkeit des Cepheiden CK Cam auf. Die Hellig-keit des Sterns schwankt zwischen 7,19 und 7,78 (V), der M-m-Wert beträgt 0,30 (Angaben zusammengestellt aus BERDNIKOV ea, 1996 und CAMPOS-CUCARELLA, 1996). BAV-er hatten maßgeblichen Anteil an der Bestimmung der Lichtwechselele-mente (BASTIAN ea, 1996). Berdnikov und Mitarbeiter (Lit.aao.) griffen bei der Bestim-mung der Lichtwechselelemente auf diese Beobachtungen, einige professionelle Pho-tometrien und auf Plattenschätzungen zurück. Ich entschied mich für ihre Elemente, weil sie auf der breitesten Datenbasis stehen. Die späte Entdeckung dieses hellen Cepheiden verursachte Mitte der 1990er-Jahre ein beträchtliches Rauschen im wissenschaftlichen Blätterwald. Als jeder seinen Senf beigetragen hatte, trottete die Karawane weiter. Seitdem gingen keine Beobachtungen mehr ein.....
Aus der großen Zahl derjenigen Objekte, die schwächer als 10,5mag sind, Optiken großen Lichtsammelvermögens verlangen und in unserem Verein selten untersucht wurden, wählte ich nach Rücksprache mit anderen Cepheidenbeobachtern fünf Sterne in der Cassiopeia aus: RY Cas, VV Cas, CE Cas, CF Cas und CH Cas. Von RY und VV gibt es wenige professionelle Daten und sie sind ziemlich unpünktlich. CE und CF wohnen als unmittelbare Nachbarn in einem attraktiven Sternhaufen. CH fiel mir durch eine gute Amplitude und eine ungewöhnliche, fast symmetrische Lichtkurve auf.
Stern mittl.Helligk. (mag,V) Amplitude (mag,V) Periode (d) TT Aql 7,14 1,08 13,75 RX Aur 7,66 0,66 11,62 RW Cam 8,69 0,89 16,41 RX Cam 7,68 0,73 7,91 CK Cam 7,57 0,59 3,29 RY Cas 9,93 0,90 12,14 VV Cas 10,72 0,88 6,21 CE Cas 11,00 0,52 5,14 CF Cas 11,14 0,60 4,88 CH Cas 10,97 1,10 15,09 TX Cyg 9,51 1,22 14,71 VX Cyg 10,07 1,04 20,13 CD Cyg 8,95 1,23 17,07 SV Mon 8,22 1,11 15,23 SV Per 9,02 0,88 11,13 Y Sgr 5,74 0,73 5,77Daten aus DDO-DB, mittlere Helligkeit teilweise aus Angaben des GCVS geschätzt
BASTIAN U ea: Confirmation of a new Tycho Variable: HD32456 ...; IBVS 4306, Budapest 1996 BAV: Verbesserte Elemente von T Mon; BAV- Rundbrief 42, S. 1ff. Autor und Titel unbekannt. BERDNIKOV LN ea: Photoel. BVRC-Observations and ... HD32456; IBVS 4375, Budapest 1996 BORN E: HD32456 Cam: Ein heller, neuer Cepheide; BAV-R 44 (4/1995), S. 155 CAMPOS-CUCARELLA F, ea: Photom. Observ. ... SAO25009; IBVS 4317, Budapest 1996 DAHM M: Die variable Periode des Cepheiden AU Peg; BAV-R 44 (1/1995), S. 2 ff. DDO-DB: David Dunlap Obs., Database of Galactic Classical Ceph., Internet-Version 2004JAN DeYOUNG JA: A recent Lightcurve of TW Capricorni; JAAVSO 10 (1981) GCVS01: Grand Catalogue Variable Stars, Sternberg Astron.Inst. Moscow, Internetversion 2004 HASSFORTHER B: Langperiodische Ceph. am Sommerhimmel; BAV-R 49 (2/2000), S. 43 ff. MEYER R: Cepheiden: Was wird beobachtet - was nicht? BAV-R 51 (3/2002), S. 150 MEYER R: Wer beobachtet mit? W Geminorum; BAV-R 51 (4/2002), S. 186 ff. MEYER R: RT Aurigae - Periodenverlängerung piano; BAV-R 53 (2/2004), S. 37 ff. WUNDER E: ...Periodenänderung ... RT Aur; BAV-R 41, S. 12ff. vorzügliches Literaturverzeichn.