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Nova Cygni 2005 = V2361 Cygni

Während die Suche nach neuen Kometen ein ziemlich internationales Hobby ist, findet man in der Liste aktuell erfolgreicher Nova-Entdecker auffalled viele japanische Namen. So war auch im Februar 2005 der Japaner Hideo Nishimura erfolgreich mit der Entdeckung der Nova Cygni 2005, die sich in der Folge als besonders interessante Nova herausstellte.

Wie einige andere japanische Beobachter auch verwendet Hideo Nishimura für sein privates Überwachungsprogramm eine heute schon fast veraltet anmutende Ausrüstung: Eine Pentax-Mittelformat-Kamera, ein 4/200-Fotoobjektiv, und konventionellen Schwarz-Weiß-Film (Kodak T-Max 400). Ein Vorteil dieser Kombination ist das große Gesichtsfeld (und wahrscheinlich die geringen Materialkosten), der Nachteil die erforderliche Digitalisierung zur bequemen Bearbeitung. Schaut man sich aber die Chronologie des Fundes an (entdeckt auf zwei Aufnahmen vom 10.02.05, 20h24UT, veröffentlicht als IAU-Circular 8483 am 11.02.2005) hat der japanische Beobachter innerhalb eines Tages die Zeit gefunden, die Aufnahmen zu entwickeln, auszuwerten, die Entdeckung zu prüfen und zu melden. In einer Welt, in der man schnelle Bildverarbeitung und -auswertung nur im Kontext der digitalen Fotografie zu denken gewohnt ist, eine beachtliche Leistung.

Umgebung von V2361 Cyg
Abb. 1)  Farbaufnahme eines 6 Bogenminuten großen Feldes bei der Nova Cyg 2005, erstellt aus Platten-Scans der großen Schmidt-Teleskope. Die hellsten beiden Sterne sind 11,0 und 11,4 hell. Man beachte, dass auf dieser Aufnahme, die anhand von Platten aus den Jahren 1989 bis 1996 erstellt worden ist, die Nova unsichtbar ist. Die zu erwartende Helligkeit liegt jenseits der 25ten Größenklasse.

Was ist das außergewöhnliche an V2361 Cygni (so lautet die offizielle endgültige Bezeichnung von Nova Cygni 2005)? Die Helligkeit zum Zeitpunkt der Entdeckung - gleichzeitig auch die beobachtete Maxmalhelligkeit - war eher schwach: Mit gerade einmal einer visuellen Helligkeit von 10,0mag konnte man nur an dunklen Beobachtungsorten von einem Feldstecherobjekt sprechen, die Beobachter-Resonanz auf eine so schwache Erscheinung ist erwartungsgemäß nicht groß. Bevor sich aber die Kunde der Neuentdeckung so richtig zu verbreiten begann, wurde das Objekt allmählich, kurz danach sogar dramatisch schwächer. Innerhalb von zwei Wochen war die Nova für die meisten visuellen Beobachter schon zu schwach geworden, und innerhalb von nur 18 Tagen war die Helligkeit auf ca 17mag visuell gefallen.

Für CCD-Beobachter, vor allem für die ohne Filter arbeitenden, sah alles etwas anders aus. Die Nova war zu Beginn im Infraroten etwa 2,4 mag heller als im Visuellen, hatte also eine I-Helligkeit von etwas über 8mag, und nach 15 Tagen war diese Differenz schon auf 4 mag angewachsen. Der Stern wurde also allmählich immer röter, der Helligkeitsabfall war im Infraroten deutlich flacher als im Visuellen.

Spektraluntersuchungen bestätigten früh die Nova-Natur des Objekts, eine Expansionsgeschwindigkeit von 3200 km/sec wurde ermittelt.

Ein Vergleich mit V1500 Cyg, der berühmten Nova Cygni 1975, bietet sich an. V1500 Cyg war ein besonders extremes Beispiel einer schnellen Nova. Die Unterscheidung zwischen schnellen, langsamen und sehr langsamen Novae geschieht anhand des Zeitraums den die Novae braucht, um 3 mag schwächer zu werden (dieser Zeitraum wird als t3 bezeichnet). Nach der aktuellen GCVS-Klassifizierung werden schnelle Novae innerhalb von weniger als 100 Tagen um ca 3 mag schwächer, langsame Novae in 150 Tagen oder mehr, sehr langsame Novae können bis zu einem Jahrzehnt im Maximum verbleiben. Typischer allerdings als der angegebene eher konservative Wert sind für schnelle Novae t3-Werte von etwa 10 bis 20 Tagen. Die Nova V1500 Cyg ist ein besonders extremes Beispiel mit einem t3 von vier Tagen, V2361 Cyg steht dem mit einem t3 von 9 Tagen etwas nach, wurde dann aber wesentlich schneller schwächer als V1500 Cyg. Diese Indizien würden auf eine sehr schnelle Nova hindeuten.

Im Verlauf der Helligkeit um das Maximum zeigen sich bei den beiden Objekten interessante Unterschiede. War das Maximum von V1500 Cyg sehr spitz mit einem fast unmittelbar beginnenden Helligkeitsabfall, der sich allmählich verlangsamte, so ist das Maximum von V2361 Cyg einige Tage breit, gefolgt von einem immer schnelleren Abstieg, bis der Stern nach etwa zwei Wochen seinen Helligkeitsabfall verlangsamte.

Die seltsame Form der Lichtkurve hat früh Zweifel an der Klassifikation dieser Nova geweckt - vielleicht handelt es sich auch um eine langsame Nova vom Typ DQ Herculis, bei denen einige Wochen nach dem Maximum ein steiler Helligkeitsabfall erfolgt (ausgelöst durch den Ausstoß größerer Staubmengen), auf den dann aber wieder ein Helligkeitsanstieg folgt. Da weder die Klassifikation als schnelle Nova noch die Klassifikation als langsame Nova sicher ist, besteht die Möglichkeit, dass V2361 Cygni wieder heller wird. Deswegen hat die amerikanische Veränderlichenvereinigung AAVSO für das Frühjahr 2005 eine Kampagne für diesen Veränderlichen vorgeschlagen, um eine kontinuierliche Beobachtung zu gewährleisten. Beobachter sind dringend gesucht.

engere Umgebung von V2361 Cygni
Abb. 2)  Feldgröße jeweils 1 Bogenminute. Links Ausschnitt aus Abbildung 1, rechts Ausschnitt einer V-Aufnahme von Arne Henden vom 28.02.2005. Die Nova ist auf V=17,5mag gefallen, der knapp 3" entfernte Nachbarstern ist klar zu sehen.

Bei der gegenwärtigen Helligkeit von unter 17mag im Visuellen ist eine eindeutige Identifikation auf CCD-Aufnahmen nicht leicht, die Abbildung 1, erstellt aus Plattenscans des POSS-2 (Aufnahmen im Blauen, Roten und im nahen Inrarot), soll bei der Identifizierung helfen. Man beachte, dass V2361 Cyg als Prae-Nova unsichtbar war (bei einer typischen Amplitude von 15-19 mag für eine schnelle Nova kann man eine Helligkeit von 25mag bis 29mag erwarten), und dass der auf Abbildung 1 sichtbare Stern nur ein 3 Bogensekunden entfernter Stern der Größenklasse 18 ist. Zur sicheren Identifikation dient die Abbildung 2.

Daten:

V2361 Cygni = Nova Cygni 2005, Typ = Nova
Position (2000) 20h09m19s.1 +39 48'53"
Helligkeiten: 10,0 - (20mag

Literatur:

Wegen der Aktualität dieses Sterns gibt es nur Literatur im Internet. Folgende IAU-Circulare geben erste Informationen:

Unterstützung bei der Beobachtung und weiteres Material gibt es bei der BAV, der Bundesdeutschen Arbeitsgemeinschaft für Veränderliche Sterne  http://www.bav-astro.de/

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Autor: Béla Hassforther. Letzte Änderung: 17.03.2005
Adresse dieser Seite: http://www.bela1996.de/astronomy/cyg-v2361.html