Das vergangene Jahr 2001 brachte für die Eruptivenbeobachter eine große Zahl spannender und seltener Ereignisse, die auch noch gebündelt in den Sommermonaten auftraten. Insbesondere seien hier die beiden Novae im Sternbild Schwan sowie der Ausbruch von WZ Sge erwähnt, die in [1] ausführlich beschrieben wurden.

Nachzutragen bleiben in [1] nicht erwähnte Beobachtungen vom Stern V2274 Cyg: drei Schätzungen durch Frank Vohla sowie 26 CCD-Aufnahmen durch Manfred Rätz an einer ST6-CCD.

Natürlich zeigten auch die "Standardsterne" ihre Ausbrüche:

Z And: Stieg im Herbst 2000 von 10.8mag auf 8.8mag an und zeigte während des ganzen Jahres einen gemächlichen Helligkeitsabfall bis auf 10.2mag Ende Dezember.

RX And: Der relativ helle und regelmäßig ausbrechende Eruptive wurden gegenüber den letzten Jahren deutlich stärker, aber immer noch zu selten verfolgt. Nach 25 bzw. 24 Beobachtungen in den Jahren 1999 und 2000 erfolgten in 2001 insgesamt 64 Beobachtungen durch im wesentlichen drei BAVer. Der Stern zeigte in diesem Jahr keine besonderen Aktivitäten wie beispielsweise längere, konstante Phasen in einer Zwischenhelligkeit.

R CrB: Kehrte Anfang Februar aus einem tiefen Minimum zurück und blieb das ganze Jahr bei seiner Normalhelligkeit. Damit folgte der Stern nicht der "Voraussage" aus dem IBVS 5025 [2], die für die zweite Jahreshälfte ein Mini-Minimum von 7mag ankündigte. Als weitere Kritik an [2] möchte ich auf den "ersten Zyklus" hinweisen, dessen Länge offensichtlich nur deshalb gegenüber den weiteren Zyklen extrem erhöht wurde, damit das Schema nicht zusammenbricht, nach dem der Stern in der zweiten Hälfte jedes Zyklus eine Ruhephase einlegt. Für den nächsten Sommer wird nach der Voraussage ein 9mag-Minimum erwartet.

SS Cyg: Brach insgesamt sieben Mal aus (das letzte Mal am 29. Dezember) und wurde, wie es sich für einen der meistbeobachteten Eruptiven in der BAV gehört, fast durchgängig verfolgt mit 352 Beobachtungen durch acht BAVer (Abbildung 1).

CH Cyg: Wandelte bis Ende März zwischen 8.4 und 9.1mag, bevor er innerhalb weniger Tage auf das Niveau von 7.7 bis 8.4mag sprang. Ab August stieg die Durchschnittshelligkeit auf 7.7mag.

AG Dra: Verhält sich seit den letzten Aktivitäten im Sommer 1999 ziemlich ruhig und schwankt um wenige zehntel Größenklassen knapp über 10mag. Die Überwachung durch die BAV ist mit 135 Schätzungen durch fünf Beobachter gut und gleichmäßig über das Jahr verteilt.

U Gem: Von den drei Eruptionen konnten zwei relativ gut von BAV Mitgliedern verfolgt werden. Leider wird der Stern mehr oder weniger regelmäßig nur von zwei Beobachtern betrachtet, die 42 der insgesamt 63 Schätzungen vornahmen.

SU Tau: Tauchte zu Jahresbeginn aus einem tiefen Minimum wieder auf und erreichte bis Mitte April 11.5mag. Seit dem Ende der Beobachtungslücke Mitte August liegt der Stern konstant bei 10.5mag. Die 72 Beobachtungen durch insgesamt sechs BAV Mitglieder verteilen sich relativ gut, so daß der Stern einigermaßen überwacht ist.

Alte rekurrente Novae: CI Aql und U Sco

B. E. Schaefer, University of Texas, Austin, entdeckte auf alten Fotos aus Harvard Ausbrüche von sehr seltenen aktiven, rekurrenten Novae:

Vom Stern CI Aql waren Ausbrüche aus den Jahren 1917 und 2000 bekannt, die 8.8mag erreichten. Im Minimum liegt der Stern bei 17.0 bis 17.8mag. Der nun entdeckte Ausbruch muß Anfang 1941 stattgefunden haben, da auf zwölf Aufnahmen zwischen Mai 1941 und August 1942 ein Helligkeitsabfall von 13.8 auf 16.6mag zu verfolgen ist (IAUC 7750).

U Sco zeigte Ausbrüche in den Jahren 1863, 1906, 1936, 1979, 1987 und 1999. B.E. Schaefer entdeckte jetzt eine weitere Eruption aus dem Jahr 1945 auf 29 Aufnahmen. Am 31.Mai wurden 9.7mag erreicht, bis Mitte Juli fiel die Helligkeit auf 17.4mag ab. Damit deutet sich ein durchschnittlicher Abstand von elf Jahren zwischen zwei Ausbrüchen an.

Abb. 1: SS Cyg nach Beobachtungen durch P.Enskonatus, A.Holbe, G.Krisch, M.Kuzmin, T.Lange, J.Neumann, D.Süßmann, F.Vohla

1RXS J232953.9+062814

Am 3.November entdeckte Patrick Schmeer (Deutschland) einen Ausbruch des im Jahr 1998 entdeckten und seitdem als Zwergnova klassifizierten Sterns. Verschiedene Teilnehmer am VSNET, u.a. Jochen Pietz, führten daraufhin zeitlich aufgelöste Lichtmessungen durch. Analysen zeigten Superbuckel mit einer Amplitude von 0.2 bis 0.3mag in einer Periode von 0.046311 Tagen (verschiedene Mails im VSNET sowie IAUC 7477). Diese Eigenschaften der Lichtkurve lassen eine Zuordnung des Sterns in die Klasse der SU UMa-Zwergnovae zu.

Wegen der gegenüber der Superbuckelperiode leicht verkürzten Umlaufzeit der beiden Sterne des Doppelsternsystems [1] folgt für diese Zwergnova, daß die Orbitalperiode knapp unterhalb des "Periodenminimums" von etwa 1.3 Stunden für wasserstoffreiche kataklysmische Veränderliche liegt. Das bisher einzige bekannte Mitglied derartiger Sterne ist V485 Cen.

Nach einem langsamen Helligkeitsabfall zeigte 1RXS J232953.9+062814 in der Nacht vom 9. zum 10. November einen erneuten Anstieg, bevor die Helligkeit mit hoher Rate wieder zur Normalhelligkeit abfiel.

HT Cam

Zum Jahresabschluß brach diese von ROSAT gefundene Röntgenquelle aus, die auch als RX J0757.0+6306 bzw. 1RXS J075700.5+630602 bezeichnet wird. Der kataklysmische Stern weist laut der ersten Beschreibung durch Tovmassian im Jahr 1997 eine extrem kurze Orbitalperiode von 75+/-1.4 Minuten oder 81+-5 Minuten auf. Das optische Spektrum zeigt starke Wasserstoffemissionslinien, ähnlich dem Spektrum von WZ Sge. Weitere Untersuchungen deuten auf eine gut ausgebildete Akkretionsscheibe sowie einen Hot Spot hin. Der GCVS gibt als Helligkeit 17.2B an, eine Variabilität von 1.4mag und die Typenbezeichnung XM. Der Ausbruch am Nachmittag des 29.Dezember führte auf 12.2mag. Innerhalb von 24 Stunden war die Helligkeit wieder um zwei Größenklassen gefallen und erreichte nach kaum mehr als zwei Tagen die Normalhelligkeit.

Zeitlich hochaufgelöste Beobachtungen zeigten eine sehr starke kurzperiodische Modulation der Lichtkurve von bis zu 0.4mag innerhalb von etwas mehr als acht Minuten! Dieser Periode überlagert waren langperiodische Wellen von bis zu 0.5mag in einer Zeit oberhalb der Umlaufzeit. Durch die Entdeckung der sehr kurzen Periode läßt sich der Stern als "intermediate polar" klassifizieren.

HV Vir

Eigentlich brach dieser Stern nicht mehr im Jahr 2001 aus, soll aber als "Neujahrsstern" hier erwähnt werden: Die einzigen bisher bekannten Ausbrüche dieser Zwergnova vom Typ WZ Sge fanden in den Jahren 1929, 1970 und 1992 statt. Die Entdeckung erfolgte im Jahr 1929 fotografisch durch Schneller. Es gibt weitere Hinweise auf dunklere Ausbrüche in den Jahren 1939 und 1981. Damit ergibt sich eine Ausbruchsperiode von etwa zehn Jahren bei einer großen Amplitude von 7mag und einer Maximalhelligkeit von 12mag.

Dem früheren BAV Mitglied Patrick Schmeer gelang die Entdeckung eines neuen Ausbruchs am frühen Morgen des vierten Januar. Mehrere im Rahmen des VSNET alarmierte Beobachter, u.a. Jochen Pietz, starteten sobald wie möglich mit zeitlich hochaufgelösten Messungen der Sternhelligkeit und leiteten eine Periode von 0.058204 Tagen ab gegenüber 0.057085 Tagen beim Ausbruch von 1992. Die Stärke der Superbuckel betrug in diesem Jahr etwa 0.1mag.

Datenbanken und Statistiken

Dank einer verbesserten Zusammenarbeit mit der AFOEV konnte im vergangenen Jahr 2001 die Sammlung aller Beobachtungen durch BAV Mitglieder optimiert werden. Ich muß die ausgefüllten Beobachtungsbögen nun nicht mehr durchgehen, die eruptiven Sterne heraussuchen und die Beobachtungen in die Datenbank eintragen. Herr Schweitzer schickt per EMail etwa zwei bis drei Wochen nach Monatsende die von der AFOEV abgetippten Daten per EMail in einem leicht lesbaren Textformat, so daß die Daten nach einem kurzen Abgleich mit den Kopien der Beobachtungsbögen in die Datenbank integriert werden können. Doppelte Eintragungen, z.B. durch das Auftauchen der Bebachtungen in monatlichen oder täglichen EMails sowie im File der AFOEV, fängt das Datenbankprogramm ab. Problematisch bleiben Ungenauigkeiten bei den Zeitangaben, die in manchen EMails bis zu vierstellig sind, aber in der AFOEV-Datei teilweise nur noch eine Stelle aufweisen. Alle Beobachter, insbesondere die EMailer, mögen bitte in ihren verschiedenen Reports (an mich persönlich, an das VSNET und die AFOEV) immer die gleiche Genauigkeit verwenden.

Im Dezember 2001 waren in der Eruptivendatenbank insgesamt 112 109 Einzelbeobachtungen von 337 Sternen erfaßt, die durch 73 Beobachter erfolgten. Die beiden folgenden Tabellen zeigen die z.Zt. aktivsten Beobachter (Tabelle 2) sowie die in den letzten beiden Jahren meistbeobachteten Sterne (Tabelle 1). Nicht erfaßt wurden die durch Jochen Pietz durchgeführten, zeitlich hochaufgelösten Helligkeitsmessungen an verschiedenen Sternen wie u.a. WZ Sge. Bei allen Tabellen sind die Daten für 2001 noch unsicher, da noch einige wenige Beobachtungen aus dem Monat Dezember fehlen könnten.

In den Jahren 1998 bis 2000 blieben die Aktivitäten der BAV Mitglieder im Bereich der Eruptiven Sterne weitgehend konstant und nahmen im vergangenen Jahr deutlich zu (Tabelle 3). Ein Teil der Steigerung läßt sich sicherlich durch eine verbesserte Sammlung der Beobachtungsdaten erklären. Die Aufnahme weiterer Sterne in die Datenbank verursachte die dramatische Erhöhung der Zahl der beobachteten Sterne.

Tab. 1: Aufgeführt sind alle durch BAV Mitglieder beobachteten Eruptiven Sterne mit mindestens 100 Beobachtungen zwischen Januar 2000 und Dezember 2001.

Tab. 2: Diese BAV Mitglieder führten in den Jahren 2000 und 2001 sehr viele Beobachtungen an Eruptiven Sternen durch.

Tab. 3: Entwicklung der Beobachtungsaktivitäten durch BAV Mitglieder. Als Beobachter wurden nur die BAVer mit mindestens zehn Einzelbeobachtungen gezählt.

Quellen

[1] Thorsten Lange, Sommernovae 2001, BAV Rundbrief 4(2001)

[2] IBVS 5025, Eine mehrjährige Periode für die Minima von R CrB? , BAV Rundbrief 3(2001)

Thorsten Lange, Bovenden