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Im dritten Quartal dieses Jahres ereigneten sich nur wenige nennenswerte Ereignisse unter den Eruptiven. Lediglich zwei Novae konnten von BAV Mitgliedern beobachtet werden, nur einige in der BAV leidlich verfolgte Eruptive zeigten ihre Maximalhelligkeit.
Die folgende Beschreibung der wichtigsten Ereignisse ist in chronologischer Reihenfolge vorgenommen. Über V838 Mon berichtet ein eigener Artikel in diesem Rundbrief. Doch den Beginn macht eine kurze Zusammenfassung des Sektionsberichts auf der BAV Tagung in Osnabrück.
Nachdem die Beobachtungszahlen an Eruptiven Sternen infolge des Ausscheidens der sehr aktiven BAV Mitglieder Lasse Teist-Jensen und Michael Möller vom Maximum mit 22 535 Beobachtungen im Jahr 1995 auf 3210 Beobachtungen im Jahr 1998 gefallen war, nimmt das Interesse an den Eruptiven Sternen inzwischen wieder kontinuierlich zu. Nach 4652 Beobachtungen im Jahr 2001 lagen bis Ende August 2002 bereits 3617 Beobachtungen vor.
Dieser Anstieg ist vor allem den verstärkten Aktivitäten von Wolfgang Kriebel zu verdanken, der alleine etwa ein Viertel aller Eruptivenschätzungen erzielt.
Im Bereich der Lichtkurven gibt es leider sehr wenig brauchbare Einzelergebnisse. Dies ist vor allem auf die ungenügende Beobachtungsdichte im Zeitraum von Eruptionen zurückzuführen. Etwa sollte bei einem Stern wie SS Cyg der Helligkeitsanstieg mit zwei bis drei Daten abgedeckt und im weiteren Verlauf des Ausbruchs alle zwei bis drei Tage eine Beobachtung erfolgen. Die folgende Abbildung zeigt die Gemeinschaftslichtkurve der BAV, in der aber immer noch nicht alle Ausbrüche genau terminiert werden können.
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Mit Bedauern stelle ist fest, dass CCD-Beobachtungen an Eruptiven nur in sehr geringem Maße durchgeführt werden: Es gab in den vergangenen Jahren einige Bilder von Hans-Günter Diederich an FG Sge, SS Cyg und einigen Novae, die sich allerdings sehr gut eignen zur Präsentation auf der BAV Homepage, um die Helligkeitsunterschiede vor und nach einem Ausbruch zu veranschaulichen. Auch Wolfgang Quester (V838 Mon) und Danny Scharnhorst reichten einige Bilder ein, die zum Teil auch schon in vergangenen Rundbriefen veröffentlicht wurden. Genaue Messreihen evtl. sogar in Verbindung mit Farbindizes fehlen aber mit Ausnahme des Sterns V838 Mon vollständig.
Dabei eignen sich CCDs aber sehr gut, um die visuellen Beobachtungen der BAV in den dunklen Helligkeitsbereichen, wie bei einem Minimum von Z UMi (siehe unten), zu ergänzen.
Dieser Stern vom Typ RCRB kehrte zu Jahresbeginn aus einem langen und tiefen Minimum zurück. Ende Juli fiel die Helligkeit von den im Maximum fast konstanten 11.2mag auf 11.7mag in der ersten Augustwoche ab und kehrte bis Mitte September wieder auf seiner Maximalhelligkeit zurück. Etwa fünf Wochen nach diesem ''Mini-Minimum'' sank die Helligkeit erneut und erreichte Anfang November 13mag. Möglicherweise war dies der Auftakt zu einem tiefen Minimum, das auch bei Erscheinen dieses Rundbriefs noch anhält.
Beobachtungen vor allem mit größeren Teleskopen oder CCD sind dringend erforderlich, um das Minimum selbst verfolgen zu können, das durchaus die 15te oder sogar die 16te Größenklasse unterschreiten kann.
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Dieser symbiotische und nur selten beobachtete Stern schwankt normalerweise um die zwölfte Größenklasse herum (siehe Abbildung 3). Seit Mitte August bis zum Niederschreiben dieser Zeilen sahen mehrere Beobachter eine Helligkeit um 9.6mag. Der letzte Helligkeitsanstieg ereignete sich im Dezember 1995 und erreichte 11.5mag. Bela Hassforther hatte damals auf das Ereignis hingewiesen. In den letzten drei Jahren erfolgten lediglich sieben Beobachtungen durch BAV-Mitglieder.
Bei BX Mon handelt es sich um einen Doppelstern mit einer Periode von 1370 ± 10 Tagen und Bedeckungen im IUE-Bereich. Die Spektralklassen der beiden Sterne lauten M5 und A. Das Alter des Systems beträgt 200 Millionen Jahre [1], es ist also sehr jung.
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William Liller entdeckte diese Nova am 15.September bei einer Helligkeit von 8.5mag. Mitsugu Fuji bestimmte aufgrund des Spektrums den Typ einer FeII-Nova. Da auf keinem DSS-Bild in einem Radius von drei Bogensekunden ein Stern zu sehen war, folgte eine Ausbruchsamplitude von mindestens 12 Größenklassen! Wegen der hohen Amplitude stand für die Nova ein schneller Helligkeitsabfall fest, der mit etwa t3 = 20 Tage/3mag auch erfolgte. Anfang November lag der Stern bereits unter 12mag.
Wohl wegen der südlichen Position (-25° Deklination) und der fehlenden Helligkeit gelangen lediglich Andreas Kammerer zwei und Thorsten Lange eine positive Sichtung des Sterns.
Nur fünf Tage nach 2002-2 folgte im gleichen Sternbild die nächste schnelle Nova: K.Haseda fand sie als 5.0mag helles Objekt am 20.September. Untersuchungen des Spektrums führten zur Beschreibung als FeII-Nova. Die Fallgeschwindigkeit betrug sogar t3 = 10 Tage/3mag. Anfang November erreichte der Stern die neunte Größenklasse.
Mehrere Mitglieder der BAV verfolgten trotz der südlichen Position (-22°) den Helligkeitsabfall: Andreas Kammerer (2), Wolfgang Kriebel (4), Thorsten Lange (2) und Frank Vohla (2).
Am 25. Oktober schließlich entdeckte V.Tabur die vierte Nova in diesem Sternbild im laufenden Jahr. Das visuelle Maximum lag bei 9.7mag, im roten Spektralbereich wurden sogar 7.4mag erreicht. Ein möglicher Vorgängerstern aus dem USNO-Katalog wies eine Rothelligkeit von 16.1mag auf.
Diese seltene Zwergnova vom Typ UG zeigte Ende September ihren ersten Ausbruch seit mehr als einem Jahr. Wolfgang Kriebel konnte den Ausbruch in zwei Nächten verfolgen.
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Diese selten ausbrechende Zwergnova gelangte Ende September in einen Superausbruch, der sie zehn Tage lang in den Bereich von 12...13mag führte.
Wolfgang Kriebel (3) und Thorsten Lange (2) konnten aufgrund schlechter Wetterbedingungen nur die erste Hälfte des Ausbruchs verfolgen. Eine ausführliche Beschreibung dieses Sterns erschien vor einem Jahr im BAV Rundbrief [2].
Der Stern vom Typ Z And lag letztmals im August 1998 deutlich oberhalb seiner Normalhelligkeit von etwa 10mag. Ende September stieg die Helligkeit innerhalb von drei Tagen auf 9.3mag, verblieb dort für eine Woche und kehrte innerhalb weiterer zwei Wochen auf die Grundhelligkeit zurück.
Aus der BAV verfolgten Wolfgang Kriebel (8) und Jörg Neumann (1) das kurze Aufflackern des Sterns.
Dieser Prototyp einer Klasse von Eruptiven Sternen hatte im Dezember 2000 ein Maximum von 9.0mag erreicht und fiel seitdem auf 10.8mag ab. Im September begann ein leichter Helligkeitsanstieg, der sich im Oktober verstärkte und bis in die zweite Monatshälfte fast wieder auf 10.0mag führte.
Zur Entstehungszeit dieses Artikels hatte sich die Anstiegsgeschwindigkeit verlangsamt. Die Beobachter dieses in der BAV sehr gut verfolgten Sterns werden bei Erscheinen des Rundbriefs schon mehr über die Entwicklung der Hellgkeit wissen.
Erwähnenswert, aber für BAV Mitglieder vollständig unbeobachtbar, waren eine Nova in der Großen Magellanschen Wolke, die Mitte Oktober 12.3mag erreichte, sowie eine Nova in der Galaxie M110 = NGC 205, die noch in der Phase ihres Helligkeitsanstiegs entdeckt wurde und dabei einen kurzzeitigen Halt für einige wenige Stunden zeigte.