Ralf Meyer
Orion hat Ende Dezember um Mitternacht den Meridian passiert und steht im Südsüdwesten hoch über dem Horizont. In Zentrum des Sternbilds, auf halbem Weg zwischen γ, dem linken Schulterstern, und δ Orionis dem linken Gürtelstern, finden wir in einem Feld vieler Sterne fünfter und sechster Größenklasse ein schwächeres Sternchen, dessen Veränderlichkeit man erst in den 1950er-Jahren erkannte und das daraufhin die offizielle Bezeichnung V536 Orionis erhielt. Die Kataloge melden den Ort (2000.0) α: 05h24m54s, δ: +01d58,1m und ein getrenntes Bedeckungssternsystem vom Typ EA/DM. Der Lichtwechsel überstreicht einen Bereich von 10,4mag bis 11,0mag, die Periode ist gut 3 Tage lang, die Bedeckung dauert etwa 6 Stunden.
Die wissenschaftliche Katalogbezeichnung EA/DM bedeutet "eclipsing algol, detached main-sequence", zu deutsch Algolstern im weiteren Sinn, getrennte Systemgeometrie. Getrennte Bedeckungssternsysteme wie V536 Orionis sind häufige Objekte. Die Astrophysiker gehen davon aus, daß sich zwei Hauptreihensterne umkreisen und während jeden Umlaufs von der Erde aus gesehen zweimal bedecken. Die Spektralklasse A2 des V536 Ori gilt als "früh" und zeigt kompakte Sterne heißer Oberfläche an. Die Bedeckungen lösen charakteristische Lichtschwankungen aus, die uns viele Informationen über die physikalischen Vorgänge im System bieten. Die markantere der beiden Bedeckungen erklärt man zum Hauptminimum, die weniger markante zum Nebenminimum. Das Nebenminimum unseres Sterns hat allerdings bisher niemand beobachtet.
Den Löwenanteil der bisherigen Beobachtungen von V536 Orionis machen 13 Plattenschätzungen von Strohmeier aus den Jahren 1932....1953 aus. Unter ihnen sind einige Mehrfachbestimmungen der gleichen Bedeckung und Strohmeier erfaßte tatsächlich nur 6 Hauptminima. Die BAV nahm den Stern in eines ihrer Programme auf. Im Jahr 1985 lieferte der BAV-Beobachter Grzelczyk ein visuelles Minimum und damit die erste direkte Beobachtung. In den Jahren 1999 und 2001 gelangen mir drei weitere visuelle Kurven. Das BAV-Circular zitiert die Ephemeride des Krakauer Katalogs:
JDHmin1 = (24)26793,2750 + 3,163264*E (SAC57)
Diese liefert jede Saison nur etwa 10 praktikable Beobachtungstermine, die man konsequent nützen sollte. Im Sternfeld finden wir auf engem Raum viele günstige Vergleichssterne. Der Lichtwechsel ist diskret, aber flott und bereitet dem visuellen Beobachter keine Schwierigkeiten. Man beginne gut zwei Stunden vor dem Termin und rechne mit einer Gesamtbeobachtungsdauer von etwa vier Stunden. Beobachter mit CCD-Kamera sind eingeladen zur ersten apparativen Beobachtung und zur Suche nach dem Nebenminimum, das für die sichere Klassifizierung des Sterns nötig ist.