 |
| Abstract: Three eclipses of IP Peg have been observed by Hans Jungbluth during outburst September/October 2004: JD hel. 2453283.3498, 2453283.5078 and 2453284.2987. |
|---|
Bereits kurz nach Erscheinen des letzten Rundbriefs ereigneten sich mehrere interessante Ereignisse unter den kataklysmischen Sternen. Wegen sehr guter Wetterlage in den ersten beiden Wochen des Monats September konnten insbesondere zwei Ereignisse (siehe unter RX And und TY Psc) von BAV Mitgliedern durchgehen verfolgt werden.
Der Name der Sektion änderte sich infolge einer Bemerkung des Fachvortragenden bei der BAV Tagung in Göttingen, Herrn Dr. Klaus Reinsch: Zum einen gibt es keine Unterscheidung zwischen kataklysmischen und eruptiven Sternen. Zum anderen sei der Begriff eruptiver Stern falsch, weil damit vielmehr Eruptionen auf der Sternoberfläche wie Protuberanzen gemeint seien als die schwammig mit eruptiven Ereignissen benannten dramatischen Änderungen im Lichtkurvenverlauf.
Dieser bekannte und durchgehend gut beobachtete Stern zeigt eine durchschnittliche Periode von 14 Tagen zwischen zwei Ausbrüchen, die selbst etwa sechs Tage dauern. Während des Monats August blieb die Helligkeit ungewöhnlich lang im Bereich von 14-15 mag, bevor es nach einer Pause von drei Wochen wieder zu einem Helligkeitsanstieg auf 11.0 mag kam. Nach nur drei Tagen fiel die Helligkeit wieder auf 14.0 mag ab, bevor Anfang September ein erneuter Anstieg folgte. Dieser blieb sechs Tage lang bei 12.2 mag stehen: Der Beginn einer konstanten Phasen deutete sich an, bei der die Heligkeit länger als ein Jahr lang bei mittleren Werten verweilen kann.
Nach einem kurzen Anstieg bis auf 11.2 mag fiel die Helligkeit auf 11.6 mag und blieb dort zwischen Mitte September und Ende Oktober. In der letzten Oktoberwoche zeigte sich ein langsamer Abstieg, der knapp unter 12 mag führte. In der ersten Woche des Monats November endete die konstante Phase und die Helligkeit fiel zurück auf das übliche Nivaeu des Minimums.
Aufgrund der guten Witterungsbedingungen konnten mehrere BAV Beobachter den Helligkeitsverlauf intensiv verfolgen (siehe Abbildung 1).
|
Die Nova 1901 zeigte im März 2002 ihren letzten Zwergnova-Ausbruch. Der Stern gehört zu den wenigen magnetischen kataklysmischen Veränderlichen (intermediäre Polare), die Ausbrüche zeigen. Im Ruhezustand liegt die Helligkeit bei 13.0 mag und ist damit relativ hell. Herr Reinsch, unser Fachvortragender bei der BAV Tagung, wies auf eine Änderung des Ausbruchsverhaltens während der letzten Jahre hin und erachtete eine regelmäßige Überwachung für sehr sinnvoll.
Ende September deutete sich ein Helligkeitsanstieg an, bevor die Beobachter innerhalb von zwei Tagen einen Sprung von 13.0 mag auf 12.3 mag am 2.Oktober verfolgen konnten. Nach drei Tagen stieg die Helligkeit nochmals leicht an und verweilte dann bis in den November hinein bei durchschnittlich 12.0 mag. Abbildung 2 zeigt die Lichtkurve von Beginn des Ausbruchs bis zum Redaktionsschluß in der zweiten Novemberwoche.
Dieser Ausbruch verlief im Gegensatz zu den vergangenen Ereignissen sehr dunkel. Über die weitere Entwicklung wird im nächsten Rundbrief zu berichten sein. In den Jahren 2002, 1996, 1992 und 1989 dauerten die Ausbrüche knapp zwei Monate und erreichten jeweils 10.5 mag, der wenig verfolgte Ausbruch von 1999 kann ebenfalls zwei Monate gedauert haben, erreichte aber auf jeden Fall 10.8 mag.
 |
Dieses bedeckungsveränderliche Zwergnova-System wurde in Rundbrief 2/1996 [2] ausführlich vorgestellt. Seine Besonderheit erhält das Doppelstern durch das Auftreten von zwei bis drei Größenklassen tiefen Bedeckungen während der 12 mag erreichenden Ausbrüche. Durchschnittlich alle 95 Tage ereignet sich ein Ausbruch, der etwa eine Woche dauert. Die Periode des Doppelsternsystems beträgt 3h48m, die Dauer der Bedeckung 45 bis 60 Minuten.
Mit CCD-Messungen in einer zeitlichen Auflösung von wenigen Minuten läßt sich der Helligkeitsverlauf präzise verfolgen. Anhand der Lichtkurve können sogar verschiedene physikalische Parameter des Systems bestimmt werden: Dazu zählen nicht nur die reine Bestimmung des Minimumzeitpunktes und die Messung der Periode des Doppelsterns. Wegen der zeitlich getrennten Bedeckung verschiedener Teile der Akkretionsscheibe und des sogenannten Hot Spot, an dem die überfließende Materie des Begleiters auf die Scheibe trifft, können Daten über die räumliche (zweidimensionale) Struktur des Systems gewonnen werden. Dazu kommen geometrische Parameter und die Massenverhältnisse.
Ende September ereignete sich ein Ausbruch, der über 10 Tage hinweg eine Helligkeit von 13.0 mag erreichte. Herr Jungbluth konnte nach einer Alarmmeldung in zwei Nächten insgesamt drei Bedeckungen verfolgen und dabei mehr als zwei komplette Perioden des Sternsystems abdecken (Abbildungen 3 und 4). Die Qualität der Lichtkurven würde sich zur genaueren Analyse der Systemparameter eignen. Auf den ersten Blick zu sehen sind die Unsymmetrie der Bedeckung selbst sowie einige Unterschiede im Helligkeitsverlauf nach Ende der Bedeckung. Kurz vor der Bedeckung ist der Buckel zur erahnen, der vom Hot Spot verursacht wird.
Die drei Minima wurden mittels Spline und Kwee van Woerden bestimmt:
Die Periode dieser drei Beobachtungen lautet 0.1581 ± 0.0001 Tage und ist konsistent mit den in [2] beschriebenen Elementen (0.15820616 Tage).
|
Anfang September zeigte dieser Stern des Typs UGSU einen Superausbruch, der aufgrund des guten Wetters intensiv beobachtet werden konnte (Abbildung 5). Genauere Informationen zu TY Psc erschienen vor einigen Jahren im BAV Rundbrief [3].
|
Der Stern des Typs R CrB liegt im Ruhezustand bei 6.5 mag und wird wegen seiner südlichen Lage nur selten von BAV Mitgliedern beobachtet. Seinen letzten Helligkeitsabfall auf 11.5 mag zeigte RY Sgr von Ende 1999 bis Mitte 2001. Mitte September begann ein erneuter Abstieg, der am 12.Oktober bei 10.5 mag sein Minimum erreichte. Der Wiederanstieg führte Anfang November auf 8 mag und vollzog sich deutlich schneller als beim letzten Minimum.
FG Sge beendete in diesem Sommer ein langwierige Phase verminderter Helligkeit und erreichte erstmals seit April 2001 wieder eine Helligkeit von 11 mag. Wie auch während der letzten hellen Phase sind bereits jetzt wieder quasi-periodische Schwankungen in einem Zeitraum von 100 Tagen erkennbar. So gab es nach dem Maximum Mitte Juli einen Einbruch auf 11.7 mag Ende September und anschließend einen erneuten Anstieg auf 10.8 mag bis Ende Oktober. Die Lichtkurve in Abbildung 6 stellt den bisherigen Verlauf der hellen Phase von FG Sge dar.
 |
Das ASAS-3 System entdeckte den Ausbruch einer neuen Zwergnova, die mit der Röntgenquelle RX J0025.1+1217 identisch ist. Am 20.August erreichte der Stern 11.1 mag. Jochen Pietz beobachtete den Ausbruch über einen Zeitraum von 4.4 Stunden in einer Nacht und stellte in der Lichtkurve Modulationen, wahrscheinlich inklusive Superbuckel, mit einer Amplitude von 0.2 mag in einer Periode von 0.057103 Tagen (= 82 Minuten) dar. Der gesamte Verlauf des Ausbruchs erinnerte an WZ Sge im Jahr 2001. Wie damals ereigneten sich plötzliche Helligkeitseinbrüche und Wiederanstiege innerhalb kurzer Zeit.
Neben Jochen Pietz verfolgte auch Wolfgang Kriebel in zwei Nächten den Stern. Achim Sucker (Hildesheim, nicht in der BAV) meldete sechs Einzelschätzungen an das VSNET.
Eine der hellsten Supernovae dieses Jahres ereignete sich am 23.September in der Galaxie NGC 6946 im Sternbild Cepheus (Abbildung 7). Die Maximalhelligkeit von 12.5 mag wurde zwei Tage später erreicht. Bis Anfang November bewegte sich die Lichtkurve sehr gemächlich nach unten auf 13.0 mag. Die BAV Mitglieder Kriebel und Quester schätzten in jeweils drei Nächten die Supernova.
 |
