Dieser Sommer wird für viele Beobachter von Eruptiven Sternen lange Zeit in Erinnerung bleiben. Innerhalb weniger Wochen ereigneten sich mehrere Novae sowie Ausbrüche sehr seltener Zwergnovae, so daß jede klare Nacht den dringenden Wunsch aufkommen ließ, durch das Teleskop hindurch einen Blick auf diese so selten sichtbaren Sterne zu werfen und ihren Helligkeitsverlauf zu verfolgen. Insbesondere die weltweit mit CCD-Kameras aktiven Beobachter, die innerhalb der BAV leider keine Verfolgung von Eruptiven vornehmen, mußten sich zeitweilig bei stundenlangen Meßreihen für eines von mehreren hochinteressanten Objekten entscheiden.

Der SU UMa-Stern AL Com, ein dunkler Bruder des bekannten WZ Sge, eröffnete am 18.Mai den Reigen der sommerlichen Eruptionen. Einen Monat später folgte eine Nova im Sternbild Skorpion. Mitte Juli ging es dann Schlag auf Schlag: Am 13. ereignete sich eine Nova im Schwan, und zehn Tage später konnte WZ Sge auf dem Weg ins Maximum gesehen werden. Über mehrere Monate gehörte dieser Stern nun zu den meistbeachteten Objekten am Himmel und zog auch den Blick verschiedener Satelliten auf sich. Innerhalb von zwei Wochen kam es Ende August zu einer Nova im Schwan sowie zwei Novae im Sagittarius, die allesamt die siebte Größenklasse erreichten. Als letztes Ereignis zählt der Ausbruch von DO Dra Ende September.

Nova 2001 Sco = V1178 Sco (1750-32)

Der Japaner K. Haseda entdeckte den neuen Stern am 15.Juni auf Fotografien vom 13.Mai. Weitere Aufnahmen zeigten, daß der Stern während dieser ganzen Zeit und darüber hinaus bis zum 20.Juni eine Helligkeit von etwa 10.5mag aufwies. Zwei Helligkeitssprünge führten den Stern bis Ende Juli wieder unter 14mag. Wegen der südlichen Lage gelang keinem BAV Mitglied eine Beobachtung.

Nova 2001#1 Cyg = V2274 Cyg (2003+35)

Die erste Nova des Jahres 2001 im Sternbild Schwan ereignete sich am 13. Juli und wurde um 15.37 UT vom Japaner Yuji Nakamura entdeckt. Das Maximum von etwa 11.5mag erreichte sie am 19.Juli, bevor die Helligkeit mit einer Rate t₃ von ca. 60 Tagen abfiel (d.h. 60 Tage für drei Größenklassen).

Von dieser Nova (Abb. 1) gibt es 19 Beobachtungen durch Wolfgang Kriebel, drei durch Frank Vohla sowie jeweils zwei durch Günther Krisch und Harald Marx. Außerdem führte Manfred Rätz insgesamt 26 Beobachtungen mit der ST6 im integralen Licht durch.

Abb. 1: Der Helligkeitsverlauf der Nova 2001#1 Cyg nach allen an das VSNET geschickten Beobachtungen. Mit Quadraten sind die positiven Beobachtungen von BAV Mitgliedern gekennzeichnet.

Nova 2001#2 Cyg = V2275 Cyg (2059+48)

Die zweite Nova dieses Jahres im Sternbild Schwan wude erneut von Japanern entdeckt, nämlich am 18.August unabhängig voneinander von Akihiko Tago und K. Hatayama. Einen Tag später erreichte dieser Stern seinen Höhepunkt von 7.0mag und fiel daraufhin mit t₃ =10d ab. Es handelt sich folglich um eine schnelle Nova.

Wegen der guten Sichtbarkeit des Sterns konnten mehrere BAV Mitglieder erfolgreich Beobachtungen vornehmen (Abb. 2): Peter Enskonatus (8), Jan Gensler (2), Alfred Holbe (2), Werner Hasubick (7), Günther Krisch (6), Wolfgang Kriebel (25), Thorsten Lange (4), Harald Marx (2), Dieter Suessmann (4), Andreas Viertel (2) und Frank Vohla (11).

Nova 2001#2 Sgr = V4739 Sgr (1818-30B)

Am 26.August meldete Alfredo Pereira aus Portugal die Entdeckung eines neuen Sterns im Sternbild des Schützen. Die maximale Helligkeit von 7.2mag wurde in der Nacht vom 26. auf den 27. August erreicht, seitdem führt eine Rate von t₃=5d die Helligkeit sehr schnell nach unten. Trotz der südlichen Lage gelang Werner Hasubick eine postive Beobachtung.

Nova 2001#3 Sgr = V4740 Sgr (1805-30)

W. Liller (Chile) und erneut A. Pereira fanden diesen Stern unabhängig voneinander während des Anstiegs am 3.September mit 10.0mag bzw. am 5.September mit 7.0mag. Zwei Tage später erreichte die Helligkeit 6.5mag, bis Ende September fiel sie auf 9mag. Wegen der südlichen Lage gelangen lediglich Frank Vohla vier Sichtungen.

WZ Sge (2003+17)

Am 23.Juli entdeckten mehrere japanische Astronomen den Helligkeitsanstieg dieses normalerweise bei 15.5mag liegenden Sterns, der als Prototyp einer Klasse von sehr seltenen Eruptiven gilt; selten bezüglich der Anzahl der Ausbrüche und auch selten bezüglich der Anzahl der bekannten gleichartigen Sterne. Die einzigen bisher beobachteten Eruptionen zeigte WZ Sge in den Jahren 1913, 1946 und 1978. Möglicherweise aufgrund von verbesserten (geänderten) Helligkeiten der Vergleichssterne wurden die bisherigen Maxima mit bis zu 7.0mag angegeben, während der Stern im Juli zwei Tage lang "nur" 8.2mag erreichte.

Wegen der im Vegleich zum "Bruderstern" AL Com hohen scheinbaren Helligkeit und aufgrund der enormen Weiterentwicklungen der Meßinstrumente, insbesondere durch die CCD-Kameras, konnte WZ Sge in den Wochen und Monaten nach der Eruption weltweit intensiv von Amateurastronomen überwacht werden. Insbesondere interessierte man sich für zeitlich gut aufgelöste und über mehrere Stunden andauernde Meßreihen, bei denen mehrere Messungen pro Minute erfolgen sollten, möglichst sogar mit Belichtungszeiten von 5 Sekunden. Durch diese lassen sich verschiedene Perioden und andere Eigenheiten in der Lichtkurve bestimmen, die zur physikalischen Analyse des Doppelsternsystems notwendig sind.

Bereits in den letzten Jahren erfolgten derartige Meßreihen und beschrieben regelmäßige Helligkeitsänderungen von 0.3 bis 0.5mag in 81.6 Minuten (0.0567 Tage) als Umlaufperiode der beiden Sterne. Dieselbe Periode konnte zu Beginn dieses Ausbruchs nachgewiesen werden; die Lichtkurve zeigte dabei ein Hauptmaximum mit 0.4mag Höhe.

Nach wenigen Tagen fiel die Helligkeit mit einer Rate von t ₃=10 Tage auf 10.9mag bis Mitte August ab. Mit Beginn des Abstiegs tauchten weitere Eigenheiten in der Lichtkurve auf: die Struktur der Superbuckel nahm ebenso wie die Buckelhöhe des Nebenbuckels zu, der um den 4. August die Höhe des Hauptbuckels erreichte. Zu diesem Zeitpunkt betrug die Periode 0.0571372 Tage, schwankte allerdings von Tag zu Tag.

Der Blick auf die Akkretionsscheibe

Bei WZ Sge handelt es sich wie bei allen kataklysmischen Sternen um ein Doppelsternsystem aus einem Weißen Zwerg und einem roten Begleitstern. Der blau leuchtende Weiße Zwerg besitzt eine Masse von etwa 0.59 Sonnenmassen, während der rote Begleiter nur 0.03 Sonnenmassen aufweist. Wegen seiner Nähe zu dem Weißen Zwerg füllt der Begleitstern sein Roche-Volumen und gibt über den Massenschwerpunkt des Systems ständig Materie ab. Mit einer Rate von etwa 10^-11 Sonnenmassen pro Jahr strömt diese auf den Weißen Zwerg zu und sammelt sich infolge des mitgenommenen Drehimpulses in einer Scheibe. Dort bewegt sich die Materie aufgrund von Reibungsprozessen langsam spiralförmig bis zur Oberfläche hinab. Der Ort, an dem der Materiestrom die Scheibe trifft, wird Heißer Fleck ("Hot Spot") genannt. Er ist auch auf tomographischen Untersuchungen deutlich zu erkennen (Abb. 3).

Abb. 3: Ein Tomogramm von WZ Sge, das die Akkretionsscheibe und den Heißen Fleck zeigt. Zur Erstellung wurde die Geschwindigkeitsverteilung im Spektrum über mehrere Umdrehungen des Systems verfolgt. Die Abbildung ist dem empfehlenswerten Buch [4], Seite 44, entnommen.

WZ Sge ist aus physikalischen Gründen ein besonderer Eruptiver Stern: Die Verteilung der beobachteten Umlaufzeiten der kataklysmischen Veränderlichen zeigt ein Minimum bei 78 Minuten, und WZ Sge liegt mit knapp 82 Minuten nur wenig oberhalb des Minimums.

Zu Beginn ihrer Evolution kann die Umlaufzeit beider Sterne mehrere zehn Jahre betragen. Sobald der schwerere Stern, der sich schneller entwickelt als der leichtere, zu einem Roten Riesen wird und sein Roche-Volumen ausfüllt, fließt Materie auf den leichteren Stern ab. In einer dramatischen Phase von vielleicht eintausend Jahren Dauer nähern sich die beiden Sterne auf wenige Sonnendurchmesser an und geben dabei einen Teil der Materie in einen Planetarischen Nebel ab. Dabei sinkt die Umlaufzeit je nach Masse des zweiten Sterns auf etwa vier bis zwölf Stunden, während sich der Zentralkörper zu einem Weißen Zwerg weiterentwickelt hat. Im weiteren Verlauf gibt der zweite Stern, wie oben beschrieben, Materie mit einer Rate von etwa 10^-9 Sonnenmassen pro Jahr ab, die über den Masseschwerpunkt und die Akkretionsscheibe zum Weißen Zwerg fließt. Die Umlaufzeit verkürzt sich bei vorerst gleichbleibendem Materiestrom. Im Bereich von drei Stunden bis zum Minimum bei 78 Minuten sinkt der Strom dramatisch um ein bis zwei Zehnerpotenzen. Genau am Ende dieser Entwicklungsphase befindet sich das WZ Sge-System.

Im weiteren Verlauf sinkt die Rate zwar weiter, die Umlaufzeit steigt aber wieder bis auf etwa 100 Minuten an. Der rote Zwerg wird dabei bis auf Jupiter-Masse schrumpfen.

Beim Verständnis der Lichtkurve dieses Doppelsternsystems müssen fünf verschiedene Lichtquellen beachtet werden: Die beiden Sterne, der Gasstrom zwischen ihnen, die Akkretionsscheibe und der Heiße Fleck. Wie auch in "normalen" Doppelsternsystemen lassen sich die Bedeckungen beider Sterne verfolgen. Dazu kommen Bedeckungen des Heißen Flecks durch die Sterne und Abschwächungen durch das Verschwinden hinter der mehr oder weniger durchsichtigen Scheibe. Der Helligkeitsanteil des Heißen Flecks an der Gesamtlichtkurve bildet die sogenannten Buckel und Superbuckel.

Um den 10.August traten erstmals kurzzeitige Helligkeitseinbrüche von einigen hundertstel Magnituden auf, die kurz nach den Superbuckelmaxima erfolgten und als Bedeckungen gedeutet wurden. Diese Bedeckungen konnten beim Ausbruch 1978 nicht gesehen werden. Die veränderliche Tiefe der Bedeckungen deuteten auf eine elliptische Akkretionsscheibe hin, wobei die geometrische Ausrichtung der Scheibe zum Zeitpunkt der Bedeckung die Tiefe des Helligkeitseinbruchs bestimmte.

Bei diesen Bedeckungen verschwindet der heißen Fleck ("Hot Spot") auf der Akkretionsscheibe des Weißen Zwergs aus der Sichtlinie.

Die Beobachter konnten über mehrere Tage hinweg eine wesentliche Änderung in den Lichtkurven feststellen: Die Position der Buckel und Superbuckel änderte sich kontinuierlich relativ zu den Bedeckungen, die durch den Umlauf der Sterne verursacht werden. Eine Wiederholung der Abläufe von Bedeckungen und Buckeln, das sogenannte beat phenomenon, erfolgte nach acht bis neun Tagen.

Eine Serie von Post-Superoutburst-Rebrightenings

Am 17.August kam es innherhalb von 24 Stunden zu einem Helligkeitseinbruch um 2mag. Die beobachteten Bedeckungen waren während des Helligkeitsabfalls nicht mehr festzustellen, erschienen danach aber wieder, nahmen sogar an Stärke zu und erreichten fast die Amplitude der Superbuckel, die selbst auf unter 0.1mag abgenommen hatte. Am 21. August ging der Einbruch zu Ende und WZ Sge kehrte wieder zur vorherigen Helligkeit von 11.0mag zurück, wobei auch die Amplitude der Superbuckel wieder anstieg. Am 22.August verfolgten u.a. das Hubble Space Telescope sowie das Chandra Röntgenteleskop den Stern.

In den folgenden drei Wochen ereignete sich eine sehr selten beobachtete, höchst ungewöhnliche Phase. Insgesamt erfolgten elf weitere Einbrüche mit anschließender Rückkehr zur Ausgangshelligkeit, die lediglich im Rahmen des vorher beobachteten Abstiegs geringfügig abnahm. Die Amplitude der Einbrüche verringerte sich von Mal zu Mal, die Periode der Ereignisse betrug anfangs ungefähr zwei Tage und nahm bis zum Ende auf 1.5 Tage ab. Nach dem fünften Helligkeitseinbruch änderte sich die Lichtkurve dramatisch: Die Bedeckungen verschwanden fast vollständig, die Höhe der Superbuckel schrumpfte stark, und die Einbrüche selbst waren weniger als eine Größenklasse tief.

Insgesamt läßt sich die Einbruchs- und Wiederanstiegsserie als gedämpfte Oszillation bezüglich Amplitude und Periode beschreiben. Eine Erklärung für dieses Verhalten könnte eine kontinuierlich schrumpfende Akkretionsscheibe lieferen, die weiterhin konstant mit Materie gespeist wird.

Mit dem zehnten Einbruch änderte sich das Profil der Lichtkurve erneut: Jetzt zeigte es sich ähnlich einer Sinuskurve und stellte vermutlich die von der Scheibe angestrahlte und reflektierende Seite des zweiten Sterns dar.

Ähnliche Beobachtungen konnten bisher nur bei EG Cnc (sechs derartige Einbrüche), im Jahr 1995 bei AL Com sowie im Jahr 1978 bei WZ Sge selbst verfolgt werden. Die Natur dieses Verhaltens ist noch unklar. Einen Eindruck dieser Phase liefert Abb. 4. In den visuellen Beobachtungen sind allerdings nur die ersten Einbrüche zu erkennen, die noch eine Amplitude von mehr als einer Größenklasse hatten.

Der zwölfte Einbruch und Wiederanstieg fiel bereits in einen größeren Helligkeitsverlust hinein und beendete die bisher umfangreichste beobachtete derartige Serie. In der Lichtkurve waren wieder Buckel und Bedeckungen zu erkennen. Nach dem 13.September fiel die Helligkeit innerhalb weniger Tage vom Bereich 11-12mag auf 13.5-14.0mag. Anschließend betrug der Helligkeitsverlust weniger als eine Zehntel Größenklasse pro Tag. In dieser Phase hatte sich die Periode signifikant auf 0.05760d verlängert (die beat periode lag bei fünf bis sechs Tagen), so daß man von deutlichen Veränderungen in der geometrischen Struktur der Scheibe ausgehen kann.

Abb. 4: Die ersten "Post-Superoutburst-Rebrightenings" von WZ Sge nach visuellen Beobachtungen von BAV Mitgliedern und aus dem VSNET zeigen Einbrüche von mehr als einer Magnitude.

Das Ende der Eruption

Noch Ende Oktober konnten Buckel mit bis zu 0.3mag Höhe sowie manchmal scharfe und manchmal breite Bedeckungen mit 0.2mag Tiefe gemessen werden. Die Gestalt der Lichtkurve änderte sich fast von Nacht zu Nacht. Die Lichtkurve unterschied sich dabei noch signifikant von der in den letzten Jahren in der Ruhephase des Sterns gemessenen Kurvenform.

Mitte November lag die Helligkeit von WZ Sge nur noch knapp über 15.0mag. Die Sichtbarkeit des Sterns am Abendhimmel nahm auf wenige Stunden ab. Die wenigen verbliebenen Beobachter wechselten zu anderen interessanten und vor allem helleren Himmelsobjekten.

WZ Sge aus Sicht der BAV

Die beobachtenden BAV Mitglieder konnten sich bei dieser Eruption in mehrfacher Hinsicht glücklich schätzen: Der Zeitpunkt lag zu einer Jahreszeit, in der WZ Sge bereits nach Sonnenuntergang und dann für große Teile der Nacht sichtbar war. Das Wetter präsentierte bis Ende August fast täglich für mindestens einen Beobachter Wolkenlücken oder sogar einen klaren Himmel. Und durch die Erscheinung des BAV Rundbriefes 3/2001 wenige Tage nach der Eruption konnte diesem eine Alarmmeldung mit Aufsuchkarte beigelegt werden.

Bis Mitte November führten die folgenden BAV Mitglieder insgesamt 188 Einzelschätzungen durch, wobei ab Ende September nur noch Negativbeobachtungen erfolgten (Abb. 5): Werner Braune (3), Michael Dahm (7), Peter Enskonatus (20), Ralf Gensler (12), Jan Gensler (3), Alfred Holbe (12), Andeas Kammerer (15), Günther Krisch (5), Wolfgang Kriebel (27), Thorsten Lange (32), Harald Marx (2), Jörg Neumann (4), Dieter Süßmann (26), Andreas Viertel (6) und Frank Vohla (14). Zudem gehörte das frühere BAV Mitglied Jochen Pietz zu den sehr aktiven CCD Beobachtern im Rahmen der VSNET Beobachtungskampagne.

AL Com (1227+14)

Dieser Stern vom Typ SU UMa zeigte sich am 18. Mai im Ausbruch. Erstmals entdeckte Rosino im Jahr 1962 diesen "neuen" Stern in der Nähe von NGC 4501 = M 88. Durch Untersuchungen von Fotoplatten konnten mehrere Ausbrüche seit dem Jahr 1892 nachgewiesen und weitere in den Jahren 1974, 1975 (ein Superausbruch), 1976 sowie im April 1995 verfolgt werden.

Genaue Untersuchungen aus dem Jahr 1995 in [1] und [2] zeigten eine Periode von 0.05666 Tagen zu Beginn der Eruption sowie später eine Superbuckelperiode von 0.0572 Tagen. Bereits in den Jahren zuvor konnte eine Periode von 41 Minuten Länge während der Ruhephase des Sterns gefunden werden. Verschiedene Eigenschaften machen AL Com fast zu einem Zwilling von WZ Sge: Die Amplitude von etwa 8mag sowie der zeitliche Abstand zwischen Ausbrüchen ist ähnlich, der Unterschied zwischen Umlaufzeit und Superbuckelperiode liegt bei 1.0% (bei WZ Sge 0.8%), und die Umlaufzeiten selbst unterscheiden sich bei beiden Sternen um lediglich 2 Sekunden! Die Lichtkurven beider Sterne zeigen bei den Eruptionen 1995 bzw. WZ Sge 1978 ein sehr ähnliches Verhalten. Lediglich die maximale Helligkeit weicht um etwa 5 Größenklassen voneinander ab, so daß AL Com nicht so bekannt und beachtet ist wie sein "großer Bruder" WZ Sge.

Der aktuelle Ausbruch erreichte 13.3mag im Maximum. Mit 0.8mag/Tag fiel die Helligkeit wieder ab, wobei mehrere CCD-Beobachter genaue Messungen der Superbuckel durchführen konnten. Die Periode wurde zu 0.05673d bestimmt.

Die folgenden BAV Mitglieder verfolgten den Ausbruch und konnten an den ersten sieben Tagen mindestens eine Beobachtung pro Tag erzielen (Abb. 6): Wolfgang Kriebel (13), Jan Gensler (4) und Günther Krisch (2).

DO Dra (1137+72)

Der Stern DO Dra begann am Abend des 24.September den ersten Ausbruch seit November 2000. Im letzten Rundbrief erschien eine kurze Vorstellung des UG-Sterns zusammen mit einer Aufsuchkarte [5]. Leider fehlt in der dort aufgeführten Liste aller Ausbrüche derjenige vom 16.11.2000 mit einer Maximalhelligkeit von 10.8mag, so daß es sich bei der diesjährigen Eruption um das dreizehnte beobachtete Ereignis handelt. Das Maximum betrug dabei 11.0mag.

Die sich in der Tabelle in [5] widerspiegelnde Erhöhung der Ausbruchsintervalle von etwa sechs Jahren bis 1996 gegenüber den Intervallen von etwa einem Jahr seit 1999 läßt sich möglicherweise bereits durch die intensivere Überwachung des Sterns erklären. Eine Betrachtung der im Rahmen des VSNET gesammelten Einzelbeobachtungen zeigt beispielsweise für den Herbst 1998 drei Lücken sowie für den Herbst 1997 vier Lücken von mindestens fünf Tagen Dauer. In diesen Lücken könnten sich also die "fehlenden" Ausbrüche ereignet haben.

Erneut möchte ich dringend um die Verfolgung dieses Eruptiven bitten, um in den nächsten Jahren Beobachtungslücken von mehreren Tagen möglichst auszuschließen. Der aktuelle Ausbruch wurde lediglich von Herrn Kriebel in zwei Nächten verfolgt, eine weitere negative Beobachtung erfolgte zwei Tage vor dem Ereignis.

Literatur

[1] Taichi Kato, Daisaku Nogami, Hajime Baba, Discovery of Two Types of Superhumps in WZ Sge-type Dwarf Nova AL Comae Berenices, PASJ Letter 1995

[2] Taichi Kato, Daisaku Nogami, Hajime Baba, The Observation of the WG Sge-type Dwarf Nova AL Comae Berenices, ApJ 1996

[3] Mehrere hundert EMails aus den Mailinglisten des VSNET, darin wesentliche Erläuterungen der Vorgänge durch Taichi Kato, siehe Homepage unter http://www.kusastro.kyoto-u.ac.jp/vsnet/

[4] Coel Heller, Cataclysmic Variable Stars, How And Why They Vary , Springer 2001

[5] Thorsten Lange, Der Häufige und der Seltene: Die Eruptiven RX And und DO Dra, BAV Rundbrief 3(2001), S. 138-141 ( Hier klicken zum Lesen )

Thorsten Lange, Bovenden