COMMISSION 27 OF THE I. A. U.
          INFORMATION BULLETIN ON VARIABLE STARS
                      Number 2114

                                  Konkoly Observatory
                                  Budapest
                                  1982 March 22

                                  HU ISSN 0374-0676



     OBSERVATIONS SPECTROSCOPIQUES ET PHOTOGRAPHIQUES
     D'UNE ETOILE VARIABLE A TRES COURTE PERIODE


    Dans un precedent article (Huang et al., 1980), nous avons publie
des observations photographiques d'une nouvelle etoile variable a tres
courte periode dans le Taureau alpha = 4h30min8, delta = +23d36' (1950), et nous
l'avons nommee ZB 33. ZB 33 a une periode de variation de 90 minutes
environ et une amplitude a peu pres d'une magnitude autour de 16m.
    Des observations spectroscopiques et photographiques ont ete effec-
tuees a l'Observatoire de Haute Provence en 1981, Des spectres de ZB 33
et d'etoiles standard ont ete obtenus avec le spectrographe D, equipe d'un
tube image et monte sur le telescope de 193 cm de diametre (domaine
spectral de 3750 A a 5200 A, dispersion de 92 A mm^-1), Ils ont ete
depouilles au C D C A de l'Observatoire de Nice. La figure 1 montre des
enregistrements d'un spectre de ZB 33, pris le 2 janvier 1981, et de
deux spectres des etoiles standard, On constate que les bandes CH a
4300 A dans le spectre de ZB 33 sont aussi intenses que celles de l'etoile
standard F0V alpha^1CVn et que le rapport d'intensite de la raie K du Ca II
aux raies H est aussi comparable, Nous avons mesure encore des raies
vers 4033 A du MnI, a 4226 A du CaI et a 4385 A du FeI, Nous proposons
donc de classer F0V l'etoile ZB 33. Sur le spectre de ZB 33 (figure 1),
les trois raies en emission intenses du mercure sont dues a la pollution
par des sources terrestres, le temps de pose etait tres long (2h30min).
    Des photographies directes dans les couleurs V et B ont ete obtenues
au telescope de 120 cm de l'Observatoire avec un guidage automatique. Une
methode photographique de "multi-pose" a ete utilisee : nous avons fait
plusieurs poses successivement sur une meme plaque. Les poses etaient
d'environ 10 minutes. L'intervalle du temps entre deux poses etait ~30

                         [FIGURE 1]

Figure 1: Enregistrements des spectres de ZB33 et de deux etoiles standard

secondes. Nous avons fait l'etalonnage des cliches avec un sensitometre
a trous concu par D, Kohler de l'Observatoire de Haute Provence, Les
cliches ont ete depouilles au C D C A de l'Observatoire de Nice, Comme il
n'y a pas d'etoile standard dans notre champ, nous ayons mesure des
differences de magnitude entre ZB 33 et des etoiles de comparaison pour
etablir la courbe de variation. La figure 2 est une reproduction de la carte
Palomar de notre champ, a et b sont deux etoiles de c o m p a r a i s o n

                         [FIGURE 2]

            Figure 2: Le champ stellaire de ZB 33

utilisees, La figure 3 montre une courbe de variation de lumiere de
ZB 33 en magnitude V. Les mesures ne tiennent pas compte de l'extinc-
tion atmospherique, Sur la figure 3, nous avons porte les differences do
magnitude entre nos deux etoiles de comparaison. On peut en deduire que
la variation observee sur ZB 33 est bien significative. La courbe de
variation de lumiere de ZB 33 est assez symetrique avec une amplitude de
~0.5m. D'apres nos observations dans le filtre B, ZB 33 a une amplitude 
de ~0.7m autour de 16m. Comme il n'y a pas assez de nouvelles
observations photometriques, nous n'avons pas recalcule la periode de
variation de cette etoile, mais elle est tres comparable a celle que nous
avons obtenue (Huang et al., 1980).
  D'apres nos observations spectroscopiques et photographiques, on
peut classifier ZB 33 comme une varible de type cepheide naine.

                          [FIGURE 3]

             Figure 3: Courbe de lumiere de ZB 33

  D'apres l'intensite des bandes CH et de la raie K de son spectre, ZB 33
a un type spectral avance : F0V qui rend ZB 33 bien distinctif, car il y
a peu de variables de type F de grande amplitude parmi les cepheides
naines (Auvergne, 1981). Sa periode (~0.064d) correspond bien a la
valeur theorique du mode fondamental pour ce type d'etoile (Chevalier,
1971). La difference observee entre les amplitudes dans les deux couleurs
B et V est normale pour ce type d'objet (Baglin et al., 1973).
     De nouvelles observations spectrographiques a plus grande dispersion
reparties sur toute la periode sont necessaires pour pouvoir tracer une
courbe de variation des vitesses radiales et preciser encore la classification
spectrale. De nouvelles observations photometriques sont aussi indispensables 
pour preciser la periode et mieux determiner la courbe de lumiere.
Toutefois, la faible magnitude de cette etoile rend ces observations tres
difficiles.
     Je remercie mon professeur, Ch. Fehrenbach, pour son aide dans
mon travail et surtout dans l'approfondissement de mes connaissances
de spectroscopie. Je remercie MM. A. Bijaoui et J. Marchal pour leurs
aides au depouillement des cliches au CDCA et je remercie beaucoup
M. J. M. Le Contel pour une lecture du manuscrit et pour ses tres
interessantes suggestions.




         HUANG CHANG CHUN

         Observatoire de la Montagne Pourpre, Nanjing, Chine








References:                                          
Auvergne, M., These de Doctorat d'Etat, Nice 1981  (non publiee)
Baglin, A., Breger, M., Chevalier, C., Hauck, B., Le Contel, J.M.,
     Sareyan, J.P. and Valtier, J.C.: 1973, Astron. Astrophys. 23, 221 [BIBCODE 1973A&A....23..221B ]
Chevalier, C., 1971, Astron. Astrophys. 14, 24 [BIBCODE 1971A&A....14...24C ]
Huang, C.C., 1980, Chinese Astronomy, 4, 101 [BIBCODE 1980ChA.....4..101H ]