Im Sternbild Nördliche Krone gibt es den veränderlichen Stern T CrB, bei dem es sich um eine „rekurrierende Nova“ handelt, und der in den nächsten Wochen einen Helligkeitsausbruch zeigen könnte.
Diese Vorhersage basiert auf einer Periode von etwa 80 Jahren, die man aus bisherigen Ausbrüchen ableiten konnte. Der letzte fand 1946 statt. Die „Uhr“, die in diesem engen Doppelsternsystem tickt, besteht aus einem roten M-Stern und einem Weißen Zwerg, der eine Akkretionsscheibe besitzt. Es fließt im Laufe der Zeit Material vom roten Stern in die Scheibe und füllt diese stetig auf. Ist eine bestimmte Grenze erreicht, zündet auf der Oberfläche – oder im nahen Umfeld – der Weiße Zwerg das angesammelte Material und die Kernfusion liefert dann so viel Energie, dass die Helligkeit von T CrB sprunghaft ansteigt. Die Scheibe wird durch den Nova-Ausbruch entleert, oder auch komplett zerstört. Der Weiße Zwerg überlebt diesen Ausbruch und über die Akkretionsscheibe wird dann neu aufgebaut.
Statt der normalen visuellen Helligkeit von etwa 10 mag sehen wir dann einen Stern mit 2 mag. Das Ereignis dauert nur wenige Tage. In dieser Zeit leuchtet T CrB dann so hell wie Polaris.
Zwischen diesen Nova-Ereignissen kann man in der Lichtkurve von T CrB die „normalen Schwankungen“ der Helligkeit beobachten, die durch die Umlaufperiode von 227.6 Tagen der zwei Sterne moduliert werden. Deren Amplitude liegt bei etwa 0,5 mag, ist als viel kleiner als der Nova-Sprung mit 8 mag.
Die Entfernung von T CrB zu uns liegt bei 2600 Lichtjahren. Der Weiße Zwerg hat eine Masse von 1,4 Sonnenmassen, der M-Stern bringt 1,2 Sonnenmassen auf die Waage. Dies ist M4-Riesenstern (M4III).
Das Spektrum wird im Normalzustand durch das des M-Sterns bestimmt. Hier erkennt man die typischen Absorptions-Banden aus Titanoxid. Die schmale Absorptionsstruktur bei 760.5 nm geht auf den Sauerstoff in der Erdatmosphäre zurück.
Schaut man genau hin, sieht man schwache Emissionslinien von HeI und HeII, und etwas deutlichere Linien des Wasserstoffs. Die Ha-Linie ist klar sichtbar, als Spitze im Profil. Hier leuchtet also Wasserstoff. Diese Emission dürfte mit dem Leuchten der fast gefüllten Akkretionsscheibe in Zusammenhang stehen.
Die Aufnahme vom 13.4.2024 zeigt noch nichts Außergewöhnliches. Der Nova-Ausbruch lässt also noch auf sich warten. Angekündigt ist dieser für die Zeit zwischen Februar und September 2024.
Nachtrag 03.05.2024
In der Nacht von 3. zum 4.Mai 2024 konnte ich ein weiteres Spektrum anfertigen. Die Belichtungszeit lag bei 5 * 300s. Die Bedingungen waren nicht ideal, da hohe Wolken eine gute Durchsicht verhinderten.
Das neue Spektrum ist in der folgenden Abbildung als violettes Profil zu sehen. Das Spektrum, das vor etwa 3 Wochen, am 13.4.2024 entstand, ist grün gefärbt.
Große Veränderungen zeigen sich nicht. Die leichten Variationen der Intensitäten sind zum einen auf unterschiedliche Kameras – am 13.03. eine SBIG 8300 und am 03.05. eine ToupTek 533 – und zum anderen auch auf die unterschiedlichen Beobachtungsbedingungen zurückzuführen.
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Wenn man die Profile der zwei Beobachtungen normiert, so kann man die Einflüsse der technischen Unterschiede auf die Profile reduzieren, und man erhält einen besseren Einblick in das Geschehen vor Ort.
Für diese Normierung erstellt man für jedes Profile eine Trendlinie, die dem groben Verlauf folgt. Formell nutze ich ein Resampling durch einem Low-Pass-Gaussfilter mit einer Breite von 100 Pixel.
Die nächste Abbildung zeigt die zwei Profile, die aus den oben gezeigten Profilen durch die Division mit dem jeweiligen Resample-Profil entstanden sind. Der mittlere Wert der neuen Profile liegt damit im Bereich von 1, was eben falls die Vergleichbarkeit der relativen Intensitäten erlaubt.
Und hier noch ein Zoom auf die Ha-Region. In beiden Profilen ist die schmale Emissionslinie gut zu erkennen. Es scheint so, dass im aktuellen Profil von 3.5. die Linie an relativer Stärke zugelegt hat.
