|
Thorsten Lange, Bovenden
Der Japaner H.Nishimura entdeckte am 12.April die erste Nova dieses Jahres an den Koordinaten 18h40m02.54s und -33°26'55.1mit einer Helligkeit von 8.5 mag. Ein Vorgängerstern konnte nicht gefunden werden, seine Helligkeit lag also unter 18 mag.
Die Nova stieg noch einige Tage weiter bis auf 7.5 mag, bevor die Helligkeit rasch einbrach auf 9.3 mag Anfang Mai. Seitdem kam es zu drei weiteren Maxima mit 8.0 mag am 11.Mai, 8.9 mag am 31.Mai, 9.0 mag am 26.Juni und 9.4 mag Mitte August (Abbildung 1).
Während der erneuten Anstiege konnten Oszillationen geringer Amplitude (unter 0.05 mag) mit einer Periode von 0.2 Tagen nachgewiesen werden. Ursachen für die erneuten Ausbrüche können Instabilitäten der Scheibe sein.
Für Mitglieder der BAV liegt der Stern leider zu südlich, so daß keine einzige Sichtung erfolgte.
|
|
In IBVS 5116 [2] berichteten mehrere Autoren über die Identifizierung der mutmaßlichen Zwergnova HP And mit einer Galaxie. Entdeckt im Jahr 1926 wurde der Stern im Jahr 1985 in den GCVS aufgenommen und anschließend von mehreren Amateurastronomen beobachtet, darunter auch von einigen BAV Mitgliedern. Ein sicherer Ausbruch konnte jedoch nicht verzeichnet werden.
An der angeblichen Position des Sterns fanden die Autoren auf einer tief belichteten Aufnahme nun eine Spiralgalaxie mit deutlichem Kern. Die Blauhelligkeit liegt bei 19 mag.
Eine Supernova im Jahr 1926 scheidet wegen der damals gemeldeten Helligkeit von 10.5 mag aus, der Unterschied zur Helligkeit der Galaxie wäre zu groß. Möglich ist jedoch ein eruptiver Vordergrundstern. Ein Plattenfehler könnte erst nach einer Untersuchung der Originalaufnahmen ausgeschlossen werden.
Dieser Stern des Typs SU UMa zeigte einen Superausbruch mit spannenden Eigenschaften der Lichtkurve: Zeitlich hochaufgelöste CCD-Messungen (angestrebte Belichtungszeiten von 10 Sekunden) zeigten neben Superbuckeln auch Bedeckungen. Aus diesen Daten können Ort und Struktur der Superbuckel-Lichtquelle abgeleitet werden.
Die Bedeckungen zeigten eine Tiefe von 1.0 mag. Des weiteren zeigten sich kleine Buckel nach der Bedeckung, wie sie manchmal in SU UMa-Sternen mit hoher Bahnneigung beobachtet werden können. Die Natur dieser Buckel ist bisher nicht geklärt.
Einige Bedeckungen waren in zwei Minima geteilt und deuteten damit auf zwei getrennte Lichtquellen in der Akkretionsscheibe hin.
Die Höhe der Superbuckel betrug 0.4 mag. Die Periode war mit 0.06414 Tage um 2.7% länger als die Bahnperiode der beiden Sterne. Das Profil zeigte deutliche Unterstrukturen. Das gesamte Profil war stark veränderlich, wie man es bereits beim Superausbruch von WZ Sge im Jahr 2001 verfolgen konnte.
Anfang Mai endete der erste Helligkeitsabfall seit ziemlich genau zwei Jahren. Anfang Februar hatte der durch Ausstoß einer Rußwolke verursachte Einbruch der sonst nahezu konstanten Lichtkurve begonnen und Anfang März auf ein Minimum von 12.8 mag geführt.
Anfang Juli meinten einige Beobachter bereits, einen neuen Helligkeitsabfall wahrnehmen zu können. Das Fünf-Tages-Mittel der an das VSNET gemeldeten Beobachtungen sank von 6.0 mag im Juni auf 6.2 mag. Wie sehr hier ein psychologischer Effekt zum Tragen kommt, nachdem die Beobachter durch verschiedene Mails von einer möglichen Helligkeitsänderung erfahren haben, oder ob die Änderung real war, blieb unklar.
BAV Mitglieder verfolgen den Stern intensiv und erzeugen eine dicht besetzte Lichtkurve. Im letzten Rundbrief war der Verlauf des aktuellen Minimums mit Ausnahme des letzten Abschnitts des Wiederanstiegs abgebildet.
Die bisher in den Jahren 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 und evtl. 1945 beobachteten Eruptionen der rekurrenten Nova lassen für die nächsten Jahre einen erneuten Ausbruch erwarten. Daher erhofften einige Beobachter im Mai den Beginn eines solch seltenen Ereignisses, als die Helligkeit innerhalb weniger Wochen um eine ganze Größenklasse stieg und Anfang Juni 10.5 mag erreichte. Wieweit einige Beobachtungen mit 10.0 mag oder heller auf die Erwartungshaltung der Beobachter zurückzuführen sind, läßt sich an dieser Stelle nicht feststellen.
Tatsächlich fiel die Helligkeit seitdem wieder leicht ab. Dennoch sollten BAV Beobachter den Stern stärker als bisher verfolgen. Bei einer Deklination von -6 Grad ist er mehrere Monate pro Jahr in ganz Deutschland zu sehen. Die Helligkeit schwankt zumeist zwischen 11 mag und 12 mag.
Dieser Stern wird verdächtigt, eine SU-UMa-Zwergnova hoher Amplitude zu sein, eventuell auch ein WZ-Sge-Stern. Der letzte Ausbruch fand im April 1998 statt, der letzte Superausbruch im August 1995.
Am 3.Juni wurde ein weiterer Superausbruch beobachtet, der 13.5 mag erreichte. Es konnten gut ausgebildete Superbuckel mit einer hohen Amplitude von 0.4 mag und einer Periode von 0.0635(4) Tagen ausgemacht werden.
An diesem Stern ist zu erkennen, wie sich die Klassifizierung im Laufe der Zeit ändern kann: Zuerst als EA/DS mit einer Periode von 12.467 Tagen beschrieben, steht im aktuellen GCVS der Typ UGSS.
Als einzigem BAV Beobachter gelangen Danny Scharnhorst in den beiden Nächten vor dem Ausbruch zwei positive Beobachtungen bei 17 mag sowie zwei weitere Aufnahmen mit der CCD-Kamera während des Ereignisses.
Die Galaxie M74 ist einigen BAV Mitgliedern noch aus dem vergangenen Jahr bekannt, als die Supernova SN 2002ap etwa 12.5 mag erreichte und sich als Hypernova erwies.
In der Nacht vom 12. auf den 13.Juni zeigte sich eine Supernova des Typs II mit 13.2 mag. Wegen der ungünstigen Position am Sommerhimmel wurden allgemein nur sehr wenige Beobachtungen erzielt, in der BAV gar keine.
Auf Bildern vom 10. und 16.Juli entdeckte der Japaner Akira Takao eine Nova mit einer Helligkeit von 11.2 mag bei den Koordinaten 17h 19m 14.10s und -27° 22' 35.4'' (2000.0). Aufnahmen des Spektrums am 18.Juli bestätigten die Einstufung als Nova wegen starker Hα-Emissionen.
Untersuchungen früherer Bilder u.a. des ASAS-3 Archivs zeigten den Stern bereits zwischen Mitte März und Ende Mai bei 13.0-13.2 mag und ab Mitte Juni bei 11.0 ± 0.5 mag. Zum Zeitpunkt der Entdeckung begann bereits der Helligkeitsabfall, der Ende August 12.5 mag erreichte.
Der durchgehend sehr dicht von BAV Mitgliedern verfolgte Stern des Type Z-And stieg seit Jahresbeginn um fast eine Größenklasse an und lag nach einzelnen Beobachtungen heller als 7.5 mag (siehe Lichtkurve in Abbildung 2). Das Maximum wurde während des ganzen Monats Juli erreicht und ging inzwischen zuende.
Kurzfristig spiegelt sich darin die 97-Tages-Periode wider, langfristig befindet sich der Stern in der Nähe des Maximums einer Periode von etwa 1000 Tagen.
 |
Obwohl mittlerweile als Angehöriger der SRd-Sternklasse eingestuft, verfolgen zahlreiche Eruptivenbeobachter den Stern. Schon seit Jahresbeginn heißt es immer wieder in spektroskopischen Untersuchungen, daß sich die Aktivitäten verstärkt hätten und denen kurz vor dem Ausbruch des Jahres 2000 entsprächen.
Aus der mittleren Lichtkurve des Sterns läßt sich ein kleines Minimum von 0.3 mag Tiefe im August 2002 erkennen, dem ein kurzer Anstieg um ebenfalls 0.3 mag im Januar/Februar 2003 folgte. Im Juni und Juli bewegte sich die Kurve wieder in Richtung eines Mini-Minimums.
Ein deutlicher Helligkeitsabfall und damit ein Ausbruch des Sterns waren auch Ende August noch nicht zu erkennen.
Dieser Stern des Typs RCRB verließ Anfang Juli seine Maximalhelligkeit von 11.2 mag, die er seit der Rückkehr aus dem letzten Minimum im Mai dieses Jahres gezeigt hatte. In der zweiten Augusthälfte wurden 12.2 mag beobachtet, und die Tendenz blieb fallend, wie Abbildung 3 zeigt.
 |
Dieser Stern des Typs RCRB beendete ziemlich genau vor zwei Jahren seinen letzten Helligkeitsabfall. Die ersten wenigen Beobachtungen nach der Sommerpause, in der der Stern hinter der Sonne verschwindet, lagen bei 10.5 mag und waren damit etwas dunkler als im Frühjahr. Um den 10. August herum kamen zwei Meldungen mit 11.5 mag an das VSNET, nur zehn Tage später konnte ein Beobachter den Stern nicht mehr sehen und schrieb von < 13.7 mag. Auch Herr Kriebel schätzte SU Tau am Morgen des 24.August auf < 12.7 mag.
Eine weitere Verfolgung des Sterns ist insbesondere für die CCD-Beobachter empfehlenswert, da die aktuelle Helligkeit für die meisten visuellen Beobachter nicht mehr erreichbar ist.
Während des letzten Minimums wechselten sich Helligkeiten von 16 mag mit helleren Phasen um 12 mag ab. Die Helligkeit blieb nicht, wie man es von R CrB kennt, während des Minimums relativ konstant, sondern schwankte ständig um mehrere Größenklassen innerhalb von 300 Tagen, wobei sich die Unterschreitung der Maximalhelligkeit um mehr als acht Jahre hinzog.
Warten wir also ab, ob es sich um einen kurzen Helligkeitsabfall mit einer Dauer von unter einem Jahr handelt, wie 1986/7, oder um ein weiteres langjähriges Minimum.