Bei FG Virginis handelt es sich wie bereits erwähnt um einen Delta Scuti Stern.

Koordinaten: RA: DEKL:

Helligkeiten: Mv: mv:

Rotation: vsini: 21km/h i: 30°

beta:

m1:

c1:

Temp: 75xxK +- 150K

Masse: 1.8 - 2.0 Mo

HD 106384, BD -4°3235, ADS 8471A

Vgl FG - Sonne

Am 11. März 1970 beobachtete Eggen (1971), während seiner Untersuchung von Ultrakurzperiodischen Cepheiden, erstmals die Helligkeitsveränderung von FG Virginis. Aus der 3 Stunden dauernden Beobachtung in Siding Springs, mit einem V Filter, berechnete er eine Periode von 0.07 Tagen, d.h eine Frequenz von etwa 14 c/d. Die Semi-Amplitude bestimmte er mit 0.025 mag. Er vermutete, daß es sich bei FG Virginis um einen Delta Scuti Stern handelt.

12 Jahre später, im März 1982, beobachteten Lopez de Coca et al. (1984) FG Virginis drei Nächte lang mit speziellen Schmalbandfiltern, um die Zugehörigkeit von FG Virginis zur Gruppe der Delta Scuti Sterne zu bestättigen. Sie bestimmten die Periode von 0.079 Tagen und bestättigten die Zugehörigkeit.

Am 28. März 1986 beobachteten Gonzalez-Bedolla und Rodriguez (1990) FG Virginis über einen Zeitraum von knapp 4 Stunden mit der 3 Sterntechnik. Sie benutzten für ihre photometrischen Messungen am 84cm Teleskop des San Pedro Martir Obersvatoriums (Baja California, Mexiko) einen V-Filter. Die Periode von 0.079 Tagen wurde abermals bestättigt.

Durch diese ersten 3 Untersuchungen waren Daten über 19 Stunden gesammelt worden.

Zur selben Zeit betrieb Dawson (1990) Untersuchungen mit y und b-y des 4 Farbensystems. Er sammelte 1985 und 1986 Daten aus 26 Nächten (114 Stunden). Diese Daten waren jedoch nicht von all zu hoher Qualität, sodaß Dawson wieder nur die bereits bekannte Periode von 0.079 Tagen, bezeihungsweise 12.7 c/d, ableiten konnte.

Zwischen 19. April und 3. Mai 1992 untersuchten Mantegazza et al. (1994) FG Virginis mit dem 50cm ESO Teleskop in La Silla sowohl photometrisch (V-Filter) als auch spektroskopisch. Sie erhöhten die photometrische Datenmenge um 53 Stunden aus 8 Nächten. Die spektroskopischen Untersuchung ergab eine Rotationsgeschwindigkeit von vsini=21/km/h. Die Inklination wurde mit etwa 30° bestimmt.

Aus ihrer Datenanalyse ergaben sich 6 Frequenzen, eine weitere vermuteten sie.

Im März und April 1993 war FG Virginis das Ziel einer weltweiten Beobachtungskampagne (Breger et al., 1994). In einer Kooperation von DSN und WET beteiligten sich 7 Observatorien an den Beobachtungen. 170 Stunden an Beobachtungsdaten wurden in dieser Serie gewonnen. Die Anzahl der Frequenzen erhöhte sich auf 10. 6 weitere konnten zwar vermutet, jedoch noch nicht bewiesen werden.

Tabelle der beteiligten Observatorien

Tabelle der gefunden Frequenzen

2 Jahre später (Breger et al., 199x) wurde FG Virginis erneut das Ziel einer weltweiten Beobachtungscampgne.

Breger,M., et al., 1994, A&A

Dawson, D.W.,1990, BAAS 22, 831

Eggen, O.J., 1971, PASP 83, 762

Lopez de Coca., P., Garrido, R., Costa, V., Rolland, A., 1984, IBVS 2465

Gonzalez-Bedolla, S.F., Rodriguez, E., 1990, IBVS 3426

Mantegazza L., Poretti, E., Bossi, M., 1994m, A&A 287, 95

Mit der obigen Moden-Identifikation läßt sich ein ungefähres Bild der Oberfläche erstellen. Da die Kugelflächenfunktionen additv sind ergibt sich die Oberfläche aus einfacher Addition dieser Funktionen wie folgt:

O( )=

Beziehungsweise für das benötigt Volumen:

D(x,y,z)=