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Ebenso wie das vierte Quartal des Vorjahres blieben auch die ersten drei Monate des Jahres 2003 ruhig. Erneut zeigte sich keine Nova, so dass in der Diskussion im VSNET [1] schon die Frage nach dem längsten Zeitraum ohne Entdeckung einer Nova gestellt wurde.
Der aufregende Stern feierte Anfang Januar seinen ''ersten Geburtstag''. Es gibt leider nur wenige neue Bilder des Lichtechos. Bei der Helligkeit hat sich in den letzten Monaten nicht viel getan, abgesehen von kleineren Schwankungen bei insgesamt sehr wenig Messungen. Im Januar und Februar hielt sich der Stern bei 9.4 mag im Infraroten (Ic), etwa 14.0 mag im Roten (Rc) sowie etwa 16.0 mag im Visuellen.
Anfang Januar unternahmen mehrere Astronomen im Rahmen des VSNET, darunter Jochen Pietz, genaue Messungen der Lichtkurve dieses Sterns vom Typ SU UMa. Dabei wiesen sie eine besonders lange Superbuckelperiode von etwa 0.095 Tagen nach, das ist die fünftlängste Periode aller bekannten SU-UMa-Sterne. Von der Orbitalperiode her gesehen liegt UV Gem an der unteren Grenze der Periodenlücke. Wegen der langen Superbuckelperiode kann es nach Taichi Kato zur zeitweiligen Abwesenheit von Superbuckeln während langer Superausbrüche kommen.
Dieser kataklysmische Veränderliche mit einer extrem kurzen Periode zeigt nur unregelmäßig Ausbrüche mit einer Dauer von maximal drei Tagen. Die Maximalhelligkeit erreicht 12 mag bis 13 mag, im Minimum liegt der Stern bei 17 mag.
Am Abend des 19. Januar war es wieder soweit: Eine Alarmmeldung nahm ihren Weg um die Welt und erreichte auch Herrn Kriebel, der weniger als 24 Stunden nach der Entdeckung den Stern schon nicht mehr im Maximum vorfand und ihn gar nicht mehr erblicken konnte. Seit Anfang des Jahres 2000 war dies erst der vierte beobachtete Ausbruch.
Auch bei diesem Stern handelt es sich um einen seltenen SU-UMa-Typen. Die letzten Ausbrüche fanden im März 2000 sowie im Juni 2001 statt.
Am 1. Februar entdeckte Patrick Schmeer einen Helligkeitsanstieg, der sich zu einem Superausbruch entwickelte. Die Periode der Superbuckel betrug 0.064 Tage.
Aus der BAV gelang Herrn Kriebel eine Beobachtung des Ausbruchs, der insgesamt 12 Tage dauerte und maximal 12.5 mag erreichte.
Dieser wenig beobachtete Eruptive zeigte nach einem Jahr wieder einen Ausbruch, der in am 16. März auf 13.0 mag führte. Dabei konnte eine Superbuckelperiode von 0.06495 Tagen nachgewiesen werden.
Wolfgang Kriebel gehört zu den wenigen regelmäßigen Beobachtern dieses Sterns und konnte ihn in einer Nacht während des etwa siebentägigen Ausbruchs sehen, nachdem ihm vor einem Jahr bereits drei positive Beobachtungen gelungen waren.
Im vorletzten Rundbrief [3] berichtete ich von einem seltenen Helligkeitsanstieg dieses symbiotischen Sterns. Die Helligkeit blieb von Mitte August 2002 bis Anfang Februar 2003 ungefähr konstant bei 9.6 mag und fällt seitdem langsam ab.
Aus der BAV verfolgten seit Anfang Dezember die folgenden Beobachter das Maximum: Wolfgang Kriebel (8), Thorsten Lange (11), Dieter Süeßmann (7).
Wenn am Himmel unter den Eruptiven nicht viel passiert, machen auch aktive alte Bekannte wieder Freude: Früher als erwartet, nämlich nur 90 Tage nach dem letzten Ausbruch im Dezember, erschien U Gem am 20. März wieder in kleineren Teleskopen. Mit nur 9.5 mag blieb der Ausbruch relativ dunkel und mit einer Dauer von acht bis neun Tagen auch relativ kurz.
Da das Ereignis in die Schönwetterphase im März fiel, konnten mehrere BAV Mitglieder die Helligkeit über die komplette Dauer hinweg in jeder Nacht verfolgen. Im Gegensatz zu den sonst üblichen Langzeitlichtkurven zeige ich diesmal in Abbildung 1 eine quasi ``hochaufgelöste'' Kurve von U Gem. Da zum Zeitpunkt der Niederschrift erst ein geringer Teil der BAV-Beobachtungen vorlagen, kann man von einer noch besseren Beobachtungsdichte ausgehen.
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Am 1.Februar war es wieder soweit: Fast zwei Jahre nach dem Ende des letzten Ausbruchs dieses ''Ruß-Sterns'' begann am 1. Februar ein zuerst kaum merklicher Helligkeitsabfall, der bis zum 11. Februar auf 6.5 mag führte und dann rasch an Schwung zunahm: Am 14. Februar wurden 7 mag unterschritten, am 18. Februar 8 mag, zwei Tage später 9 mag und weitere fünf Tage später 12 mag. Dann blieb der Stern für längere Zeit fast konstant bei 12.6 mag, bis am 15. März ein zuerst etwa linearer Helligkeitsanstieg begann, der zum Monatsende 10.0 mag erreichte (Abbildung 2).
Bis zum Erscheinen dieses Rundbriefs wird R CrB voraussichtlich noch nicht wieder seine Normalhelligkeit erreicht haben.
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Im Bereich um den Orion-Nebel M 42 gibt es zahlreiche unregelmäßig Veränderliche Sterne des Typs IN oder seiner Untertypen. Verbunden sind diese mit dunklen oder hellen Nebeln, oder sie liegen in der näheren Umgebung der Nebel. Bei all diesen Sternen handelt es sich um sehr junge Objekte auf dem Weg zur Hauptreihe des Hertzsprung-Russel-Diagramms. Alleine im engeren Bereich um den Orion-Nebel gibt es mehr als 50 Sterne des IN-Typs, die heller als 14 mag sind.
Die Amplitude von Helligkeitsänderungen kann bei diesen Sterne mehrere Größenklassen erreichen. Bei einigen Sternen kommt es zu plötzlichen Variationen von bis zu einer Größenklasse in weniger als zehn Tagen.
Für alle Sterne im Bereich des Orion-Nebels existiert das Problem, geeignete Vergleichssterne zu finden, da fast alle sichtbaren Sterne mehr oder weniger stark veränderlich sind. Wegen der ausgedehnten Nebel ist der Himmelshintergrund nicht gleichmäßig dunkel, und abhängig von der Durchsichtigkeit des Nachthimmels und Störeinflüssen wie dem Mond weisen Lichtkurven der Orion-Veränderlichen ein hohes Rauschen auf. Unterschiedliche Instrumente machen sich extrem bemerkbar, wie ich selbst durch den Wechsel zwischen einem 4-Zöller und einem 8-Zöller innerhalb weniger Minuten feststellen konnte, wobei der Unterschied bei T Ori mehr als eine halbe Größenklasse betrug.
Eine der Untergruppen der Orion-Veränderlichen sind die INA-Sterne, die Spektralklassen im Bereich B bis A zeigen und sich durch besondere Algol-ähnliche Minima auszeichnen. Einer der hellsten INA-Sternen ist T Ori, der im Normalzustand etwa 10.0 mag zeigt.
Bei einer Suche nach derartigen Helligkeitseinbrüchen in den Daten von AFOEV [2] und VSNET [1] wird man nur fündig, wenn die Daten mit hoher zeitlicher Auflösung betrachtet werden. Zu Einbrüchen auf etwa 11 mag scheint es bei T Ori häufiger zu kommen, letztmals im Dezember 1999, davor im März 1999, im Januar 1999, möglicherweise im März 1995, und das Minimum davor ist der letzte tiefe Einbruch auf 12 mag gewesen. Es fand im Februar 1993 statt, und als einziger BAV-Beobachter war sah Herr Krisch den Stern bei 11.8 mag.
Inzwischen gibt es in der BAV mindestens drei regelmäßige Beobachter, die infolge einer längeren Schönwetterphase fast den ganzen Monat Februar hindurch zahlreiche Helligkeitsschätzungen vornehmen konnten. Während es nach den an das VSNET gemeldeten Beobachtungen noch einige weitere T Ori-Liebhaber gibt, wurde der Stern im Februar und März fast ausschließlich von BAV Mitgliedern geschätzt.
Diese drei Beobachter konnten eines der seltenen tiefen Minima verfolgen. Etwa ab dem 10. Februar sank die Helligkeit des Sterns kontinuierlich ab und erreichte nach Herrn Krisch am Abend des 1.März mit 12.1 mag das Minimum. Infolge schlechten Wetters vergingen fast zwei Wochen bis zu den nächsten Beobachtungen, bei denen sich den Stern schon fast wieder im Normallicht zeigte.
Unterschiedliche Vergleichssterne und Instrumente sind in der Gemeinschaftslichtkurve (Abbildung 3) die Ursache für zwei unterschiedlich tiefe Einzellichtkurven. Die Beobachtungen von Holbe und Krisch verlaufen auf ein bis zwei Zehntel Magnituden gleich und erreichen 12.0 mag im Minimum. Meine eigene Lichtkurve zeigt das Minimum zum gleichen Zeitpunkt, allerdings bei 11.0 mag.
Bedauerlicherweise fehlt T Ori auf den meisten Aufsuchkarten der Orion-Gegend, da sich diese häufig auf den engeren Bereich um M42 konzentrieren. Die Karte in Abbildung 4 stammt aus den Katalogen HIP/TYC2 und wurde von Herrn Kriebel erzeugt. Eine Diskussion über weitere Probleme der Vergleichssequenz ist noch nicht abgeschlossen.
Von der AAVSO existiert nur eine Karte aus dem Jahr 1935, auf der sich eine Reihe von Vergleichssternen inzwischen selbst als veränderlich erwiesen haben mit zum Teil höheren Amplituden. Diese Karte kann noch zum Auffinden aber nicht mehr zum Schätzen verwendet werden.
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