COMMISSION 27 OF THE I. A. U.
             INFORMATION BULLETIN ON VARIABLE STARS
                          Number 2298

                                           Konkoly Observatory
                                           Budapest
                                           1983 March 18

                                           HU ISSN 0374-0676

     HD 85037 NOUVELLE VARIABLE A ECLIPSES PROBABLE
 

    Pour une etude de variations photometriques d'etoiles Ap'
en decembre 1975, la seconde etoile de comparaison adoptee
pour l'une d'elles (HD 83368) etait HD 85037 (=GC 13508=
CoD-49d4692, mV=6,7:, type A0p). Des ecarts probables dans les
mesures ont fait craindre qu'elle soit variable. Des observations 
ulterieures, en fevrier 1977, (Renson et Manfroid 1978)
ont donc ete faites avec une autre seconde etoile de comparaison 
C2, tandis que la premiere, C1=HD 82578, restait la meme.
Les resultats, analyses sur la base des differences Ap -
(C1+C2)/2, ont alors ete beaucoup meilleurs et cela au dela
de ce que pouvait faire prevoir la moins bonne precision generale 
des observations de 1975 (mesures isolees de chaque etoile 
au lieu des sequences symetriques C1-Ap-C2-Ap-C2-Ap-C1).
Ceci confirme que c'est bien C2 de 1975, c est-a-dire HD 85037,
qui varie.

    L'examen des differences C2-C1, pour les quatre couleurs
du systeme uvby utilise, a l'aide de la methode habituelle de
recherche des periodes (Renson 1978,1980), indique qu'il y a
effectivement une periode probable de

              1,346j +/- 0,005j.
Toutefois, les observations de 1975 n'etant pas assez diversement 
reparties en fonction de l'heure pour eliminer les
periodes associges, il n'est pas exclu, quoique moins probable, 
que la vraie periode soit environ 0,812j ou 0,576j ou
peut-etre meme 4,1j. Il n'est pas exclu non plus que la veritable 
periode soit le double de la valeur trouvee.
    La Figure 1 montre, pour y, les differences C2-C1 entre
HD 85037 et la premiere etoile de comparaison, HD 82578
(=GC 13156=CoD-47d5002), en fonction de la phase calculee avec
P=1,346j. Pour les trois autres couleurs b,v et u, les figures,
non reproduites ici, sont tres semblables a celle-ci.


                          [FIGURE 1]


    L'origine adoptge pour les phases est l'epoque
J.J. 2442763,00. La phase 0 correspond alors a un minimum aigu
indique par deux des mesures et qui donne a penser que la cause
de cette variation est un phenomene d'eclipse.

    Il est toujours possible qu'une valeur divergente soit
eventuellement causee par une erreur accidentelle dans les
mesures, sans qu'aucune verification ne soit possible puisque
les mesures de 1975 etaient des mesures isolees. Neanmoins,
non pas une, mais deux mesures divergent par rapport a l'ensemble 
des autres et cela pour les quatre couleurs; ceci rend le
phenomene d'eclipse assez probable. De plus, meme l'ensemble
des autres mesures montre une faible variation generale.
Celle-ci peut etre due notamment a un effet d'ellipticite.

    L'eclipse est probablement tres partielle. La variation
totale observee est faible : moins de 0,09 mag pour chacune
des quatre couleurs (peut-etre un peu moins en nu et u qu'en y
et b). Nous ne connaissons toutefois pas la profondeur reelle
du minimum, la densite d'observations etant insuffisante.



     Il y a peut-etre un minimum secondaire juste avant la
phase 0,7; mais ici aussi le manque d'observations ne permet
pas d'apprecier sa profondeur ni meme d'etre sur de sa realite.
Si c'est le cas, l'orbite doit etre assez excentrique et
l'angle entre la direction d'observation et la ligne des
apsides assez grand. Notons cependant que d'apres les observations, 
l'etoile serait alors plus lumineuse dans l'intervalle
le plus long entre les minima.

     Etant donne que le minimum principal n'est indique que
par deux mesures et que le reste de la variation ne depasse pas
beaucoup les erreurs de mesures, les conclusions ne peuvent
etre que provisoires. Pour interpreter plus completement et
valablement les variations, il faudrait faire un beaucoup plus
grand nombre d'observations. Des mesures de vitesse radiale
seraient evidemment utiles aussi pour confirmer la nature
binaire de cette etoile HD 85037.

     L'auteur remercie l'E.S.O. pour le temps d'observation qui
lui a ete accorde et au cours duquel les mesures ont ete obtenues. 
Il remercie aussi A. Heck qui a fait toutes les observations 
de decembre 1975.




                           P. RENSON
                      Institut d'Astrophysique
                      de l'Universite de Liege
                      B-4200 Cointe-Ougree (Belgique)


                      (Observations faites par A. HECK
                      a l'Observatoire Europeen
                      Austral, ESO, La Silla, Chili)




References :


Renson, P. : 1978, Astron.Astrophys. 63, 125. [BIBCODE 1980A&A....92...30R ]
Renson, P. : 1980, Astron.Astrophys. 92, 30. [BIBCODE 1978A&A....63..125R ]
Renson, P. et Manfroid, J. : 1978, Astron.Astrophys.Suppl. 34, 445. [BIBCODE 1978A&AS...34..445R ]