Ein „Neuer Stern“ am Himmel
Am 18.3.2021 wurde im Sternbild Cassiopeia ein „Neuer Stern“ (lat. nova stella) entdeckt. Ihr offizieller Name: NOVA V1405 Cas. Auch wenn bei einer Nova kein neuer Stern entsteht, sondern „nur“ die Helligkeit eines bereits vorhandenen Sterns plötzlich zunimmt, handelt es sich aktuell um ein sehr spannendes astronomisches Ereignis. Bei ihrer Entdeckung hatte Nova V1405 eine Helligkeit von etwa 10,5 Magnituden. Schnell nahm diese scheinbare Helligkeit bis etwa 7 mag zu – und zu aller Überraschung hält diese große Helligkeit bis heute im Mai an. Die folgende Aufnahme zeigt die Lage der Nova am nördlichen Himmel.
Die Nova befindet sich in der Nähe des Sternhaufens M52 und des Blasennebels NGC 7635. Da das Sternbild Cassiopeia im Moment sehr tief am nördlichen Himmel steht, war leider eine Fotografie bzw. Beobachtung mit den Teleskopen der staernwarte nicht möglich. Die Aufnahme wurde am 4.4. 2021 in Gersbach mit einer Canon 80D und einem Samyang 135 mm Objektiv (bei ISO 2000, 24 mal 60s) gemacht. Die Kamera war hierbei auf einer EQ6 Montierung befestigt.
Wodurch wird die explosive Helligkeitszunahme eines Sterns verursacht? Bei einer Nova handelt es sich um ein Doppelsternsystem, welches aus einem Roten Riesen und einem Weißen Zwerg besteht. Aufgrund seiner hohen Anziehungskräfte kann der Weiße Zwerg dem Roten Riesen Materie entziehen. Dadurch bildet sich um den Weißen Zwerg eine Hülle bzw. Akkretionsscheibe. Erreicht diese eine kritische Dichte und Temperatur, zünden schlagartig Kernfusionsreaktionen (hauptsächlich Wasserstoff und Helium), welche den Helligkeitszuwachs verursachen. Gleichzeitig stößt der Weiße Zwerg seine heiße Hülle ab. Im Gegensatz zu einer Supernova (Typ I) wird der Weiße Zwerg hierbei nicht zerstört.
Wie kann man nun Informationen über die Nova gewinnen? Mit Hilfe der Spektroskopie! Mit dem DADOS-Spektrographen am SCT 8‘‘, der Zwo Kamera ASI 1600 MM Pro Mono und einem ASIAIR PRO konnten am 4.4. 2021 (mit dem DADOS-Gitter 900 L/mm) und am 20.4.21 (Gitter 200 L/mm) Spektren der Nova aufgenommen werden.
Die Kalibrierung erfolgte jeweils mit der Baader- NEON-Lampe. Die Auswertung wurde mit der Software RSPEC durchgeführt.
Was erkennt man in diesen Spektren? Ein Charakteristikum einer Nova ist unter anderem die Tatsache, dass sie Materie in Hüllenform abstößt. Diese Hülle bewegt sich in der Sichtlinie Nova-Beobachter mit der Geschwindigkeit vexp auf den Beobachter zu. Die Hülle absorbiert die Sternstrahlung – hauptsächlich die Balmerlinien – wie eine Sternatmosphäre. Durch den Dopplereffekt sind diese Linien jedoch blauverschoben. Zusätzlich zu diesen blauverschobenen Linien der Hülle zeigt die eigentliche Nova die Balmerserie ruhend in Emission. Diese charakteristische Kombination von Absorption und Emission bezeichnet man als P Cygni-Profil. Deutlich kann man dieses Profil in den Spektren erkennen.
Aus der Verbreitung der jeweiligen Balmerlinien kann nun mit Hilfe der Dopplerformel \( v_{exp}=\frac{\Delta \lambda}{\lambda_{0}} \cdot c\) die Expansionsgeschwindigkeit der Hülle bestimmt werden. Bei der Messung am 4.4. 2021 ergab sich so eine Expansionsgeschwindigkeit von 1350 km/s (gemessen am Profil der H-Alpha-Linie).