ＶＺＰｓｃは１０等台で周期０．２６日の短周期食連星です。ＧＣＶＳではＥＷ型となっています。Ｋ３〜Ｋ５のｌａｔｅタイプです。１９６５年にMoorhead(Wolffほか，1965)によって発見され、光電観測がされました。その後、Eggen(1967)，Poretti(1984，1985)，Davidge，Milone(1984)，Fry及びMilone(1985)らによる光電観測と、BBSAG(Locher，1977)とGEOS(Poretti，1979)による眼視観測があり、周期が０．２６１１７８〜０．２６１１９５日となっています。ＧＣＶＳでは０．２６１１８６５日です。変光範囲は少ないのですが、大きな視線速度（１２０Ｋｍ／ｓ）を持っています。分光観測から質量比が０．９とされています。従って両星の質量は、ほぼ同じです。この系は光度曲線（食の深さ）が変化するようです。そのために系のモデルが分離型なのか、接触型なのかよくわかりません。論文によって解がまちまちです。スポットのせいかも知れません。二つの成分星に約１０００Ｋの温度差があるそうです。他には、マグネチックブレ−キングによってＡＭＬ（angular momentum loss)を起こしているそうです。

１９９８年から２００３年まで、永井と清田はＶＺＰｓｃを観測しました。その結果からＶＺＰｓｃの新しい変光周期を求めましたので報告します。１５夜の観測から１３０７の測光を行いました。最初に、これらの観測から光度曲線を作成しまた。作成にあたってＧＣＶＳの要素を使いました。

ここの要素では綺麗な光度得られませんでした。

この結果から、周期が異なっていると判断して周期解析を行いました。解析プログラムはＡＶＥを用いました(Periodogram(Bloomfield))。その結果、周期０．２６１２５２〜０．２６１２６２を得ました。ＧＣＶＳでは０．２６１１８６５なので、多少ですが大きな値となりました。ＩＢＶＳ ２９９０にＶＺＰｓｃの周期に関する報告があります。

今回の周期解析結果に近い値です。この極小推算式を用いて極小時刻のＯ−Ｃをグラフにしました。

Ｏ−Ｃの作成にあたって、永井と清田の観測以外に、上記に示す幾つかの極小観測報告を追加しました。

このＯ−Ｃから変光周期と元期を補正して、新たな極小推算式を導きました。

以下に示すグラフが、この要素を用いて作成した極小時刻のＯ−Ｃと光度曲線です。

このように、ＶＺＰｓｃの変光周期が ０．２６１２５９１１ である事がわかりました。周期変化したのではなくて周期が誤っていたのだと思います。

レファレンス
GCVS,BBSAG Bull.35,BBSAG Bull.73,BBSAG Bull.96,BBSAG Bull.116,IBVS2990,
IBVS4383,IBVS5378,1989PASP..101..661S,1995ApJ...455..300H,1990A&A...234..177M