M31N 2008-12a
Eine wiederkehrende Nova in der Andromedagalaxie
von Ira Morawetz
Von der Muse geküsst, hat sich die Astrogruppe im Herbst 2016 in ein neues Projekt gestürzt. Was als kurzes Intermezzo geplant war, ist schließlich zu einer Sisyphusarbeit ausgeartet. Konkret ging es um die Beobachtung des vorhergesagten Ausbruchs von M31N 2008-12a, einer Nova in der Andromedagalaxie. Hier der vorläufige Abschlussbericht zu unserer Arbeit. Vorerst jedoch einige Informationen zu Novae im Allgemeinen, zur Andromedagalaxie und zu M31N 2008-12a im Speziellen.
Vorwissen: Was ist eine Nova? --> Abschnitt verbergen!
Es war der Abend des 11. Novembers 1572, als der Astronom Tycho Brahe eine höchst seltsame Entdeckung machte. Am Himmel war plötzlich ein neuer Stern erschienen, der vorher nicht dagewesen war. Tycho Brahe taufte ihn "stella nova" - lat. neuer Stern. Damit prägte er den Begriff "Nova", obwohl man schließlich herausfand, dass man es keinesfalls mit neuen Sternen zu tun hatte. Sterne, glühende Gaskugeln von Millionen Kilometern Durchmesser, entstehen und vergehen nicht von heute auf morgen.
Tatsächlich ist eine Nova ein Helligkeitsausbruch in einem engen Doppelsternsystem, mit einem weißen Zwerg und einem Roten Riesen. Der Weiße Zwerg zieht durch seine Gravitation Wasserstoffgas vom Roten Riesen ab, welches sich in der sogenannten Akkretionsscheibe sammelt und sich dann auf dem Weißen Zwerg ablagert. Ist genügend Masse angesammelt, kommt es zu einer explosiven Zündung des Wasserstoffbrennens nahe der Oberfläche des Weißen Zwergs - die Nova leuchtet auf!
Ein Roter Riese ist ein leuchtkräftiger, großer, aber relativ kühler Stern. Ein Weißer Zwerg ist ein etwa erdengroßer Stern und ist die letzte Entwicklungsstufe, die massearme Sterne erreichen können. Er entwickelt sich aus einem Roten Riesen, der seine äußere Hülle abstößt und dabei den Kern zurücklässt. Weiße Zwerge haben eine extrem hohe Dichte und extrem hohe Oberflächentemperaturen, gleichzeitig jedoch geringe Leuchtkraft. Sie bestehen vor allem aus Kohlenstoff und Sauerstoff.
Wie funktioniert das Ganze also?
In einer Novaexplosion läuft die Kernfusion bei Temperaturen über 14 Millionen Kelvin katalytisch mit Hilfe von Kohlenstoffkernen ab. Der sogenannte CNO-Zyklus (auch Bethe-Weizsäcker-Zyklus) funktioniert wie folgt:
Damit ist der C12-Kern vom Beginn des Zyklus wiederhergestellt und ein neuer Heliumkern kann aufgebaut werden. Bei diesem Vorgang wird 600 TJ pro kg Wasserstoff freigesetzt. Dafür müsste ein 1-GW-Kraftwerk etwa eine Woche lang arbeiten. Das Einsetzen der Kernfusion geschieht explosionsartig, sodass plötzlich enorme Energien freigesetzt werden. Diese Energie treibt die Gashülle um den Weißen Zwerg auf Geschwindigkeiten von einigen tausend km/s, sodass ein großer Teil der angesammelten Wasserstoffhülle in den Weltraum gesprengt wird. Die Gashülle strahlt dabei vor allem thermisch und kühlt sich erst mit der Ausdehnung ab. Die ausgesandten elektromagnetischen Wellen sind anfangs hochfrequent (Röntgen bis Ultraviolett). Erst infolge der Abkühlung kommen sie in den sichtbaren und infraroten Spektralbereich. Sobald die Gashülle abgestoßen ist, kann wiederum Wasserstoff vom roten Riesen auf die Oberfläche des weißen Zwergs transferiert werden. Somit kann es nach einer gewissen Zeit erneut zu einer Nova kommen. Ist diese Wartezeit kurz, spricht man von rekurrierenden bzw. wiederkehrenden Novae. Diese sind allerdings äußerst selten und haben in der Regel nicht mehr als einige Helligkeitsausbrüche pro Jahrhundert.
Künstlerische Darstellung einer Nova in Ruhephase.
Ein Roter Riese ist ein leuchtkräftiger, großer, aber relativ kühler Stern. Ein Weißer Zwerg ist ein etwa erdengroßer Stern und ist die letzte Entwicklungsstufe, die massearme Sterne erreichen können. Er entwickelt sich aus einem Roten Riesen, der seine äußere Hülle abstößt und dabei den Kern zurücklässt. Weiße Zwerge haben eine extrem hohe Dichte und extrem hohe Oberflächentemperaturen, gleichzeitig jedoch geringe Leuchtkraft. Sie bestehen vor allem aus Kohlenstoff und Sauerstoff.
Wie funktioniert das Ganze also?
In einer Novaexplosion läuft die Kernfusion bei Temperaturen über 14 Millionen Kelvin katalytisch mit Hilfe von Kohlenstoffkernen ab. Der sogenannte CNO-Zyklus (auch Bethe-Weizsäcker-Zyklus) funktioniert wie folgt:
- C12 + 1 Proton --> N13 + Gammastrahlung
- N13 zerfällt unter Abgabe eines Positrons (Antiteilchen des Elektrons) und eines Neutrinos zu C13
- C13 + 1 Proton --> N14 + Gammastrahlung
- N14 + 1 Proton --> O15 + Gammastrahlung
- O15 zerfällt zu N15 unter Abgabe eines Positrons und eines Neutrinos
- N15 + 1 Proton --> C12 + 1 Heliumkern (alpha-Teilchen)
Damit ist der C12-Kern vom Beginn des Zyklus wiederhergestellt und ein neuer Heliumkern kann aufgebaut werden. Bei diesem Vorgang wird 600 TJ pro kg Wasserstoff freigesetzt. Dafür müsste ein 1-GW-Kraftwerk etwa eine Woche lang arbeiten. Das Einsetzen der Kernfusion geschieht explosionsartig, sodass plötzlich enorme Energien freigesetzt werden. Diese Energie treibt die Gashülle um den Weißen Zwerg auf Geschwindigkeiten von einigen tausend km/s, sodass ein großer Teil der angesammelten Wasserstoffhülle in den Weltraum gesprengt wird. Die Gashülle strahlt dabei vor allem thermisch und kühlt sich erst mit der Ausdehnung ab. Die ausgesandten elektromagnetischen Wellen sind anfangs hochfrequent (Röntgen bis Ultraviolett). Erst infolge der Abkühlung kommen sie in den sichtbaren und infraroten Spektralbereich. Sobald die Gashülle abgestoßen ist, kann wiederum Wasserstoff vom roten Riesen auf die Oberfläche des weißen Zwergs transferiert werden. Somit kann es nach einer gewissen Zeit erneut zu einer Nova kommen. Ist diese Wartezeit kurz, spricht man von rekurrierenden bzw. wiederkehrenden Novae. Diese sind allerdings äußerst selten und haben in der Regel nicht mehr als einige Helligkeitsausbrüche pro Jahrhundert.
Künstlerische Darstellung einer Nova in Ruhephase.
Vorwissen: Was ist M31? --> Abschnitt verbergen!
Wie der Name M31N 2008-12a schon verrät, haben wir es mit einem Objekt in M31, dem 31sten Objekt im Messier-Katalog, zu tun. Das bedeutet, unsere Nova befindet sich in der Andromedagalaxie. Wer bei Astronomie aufgepasst hat weiß, dass es sich dabei um unsere Nachbargalaxie handelt. Wobei "Nachbar" mit Vorsicht zu genießen ist, denn die Entfernung zur Andromedagalaxie beträgt immerhin ca. 2.500.000 Lichtjahre.
Damit ist sie, bei guten Sichtbedingungen (klarer Himmel, keine störenden Lichter), das am weitesten entfernte Objekt, das man noch mit freiem Auge erkennen kann: Ein verwaschener Fleck am Himmel, weshalb man die Andromedagalaxie früher auch für einen Nebel hielt und demzufolge der irreführende Name "Andromedanebel" weiterhin verbreitet ist.
Die Andromedagalaxie gehört wie die Milchstraße, zur Gruppe der Spiralgalaxien, ist aber mit ihrem Durchmesser von ca. 200.000 Lichtjahren doppelt so groß. Ihr Spektrum ist blauverschoben, da sie sich mit 266 km/s auf uns zubewegt. Aufgrund der riesigen Entfernung, wird es jedoch noch mindestens drei Milliarden Jahre dauern, bis die Andromedagalaxie mit unserer Milchstraße kollidieren könnte.
Zusammen mit der Milchstraße, M33 und einigen Zwerggalaxien, gehört die Andromedagalaxie zur sogenannten Lokalen Gruppe. Dazu zählen Objekte in der unmittelbaren Nachbarschaft der Milchstraße im Umkreis von fünf bis sieben Millionen Lichtjahren. Eine Besonderheit der Andromedagalaxie ist ihr Zentrum: Lange Zeit war man der Meinung, es gebe einen doppelten Kern aus zwei supermassereichen Schwarzen Löchern und ein paar Millionen dicht gepackter Sterne. Dabei glaubte man, dass eines der supermassereichen Schwarzen Löcher aus einer früheren Kollision mit einer anderen Galaxie stammte. Doch neue Daten des Hubble-Weltraumteleskops zeigen, dass der Kern aus einem Ring älterer roter und einem Ring jüngerer blauer Sterne besteht, die im Gravitationsfeld eines supermassereichen Schwarzen Loches gefangen sind. Dieses Schwarze Loch ist mit etwa 100 Millionen Sonnenmassen etwa 24-mal so massereich wie jenes im Zentrum der Milchstraße.
Andromedagalaxie alias M31. Am Himmel erscheint unsere Nachbargalaxie etwa vier Monddurchmesser groß. Quelle: Wikipedia, Adam Evans, CC 2.0.
Damit ist sie, bei guten Sichtbedingungen (klarer Himmel, keine störenden Lichter), das am weitesten entfernte Objekt, das man noch mit freiem Auge erkennen kann: Ein verwaschener Fleck am Himmel, weshalb man die Andromedagalaxie früher auch für einen Nebel hielt und demzufolge der irreführende Name "Andromedanebel" weiterhin verbreitet ist.
Die Andromedagalaxie gehört wie die Milchstraße, zur Gruppe der Spiralgalaxien, ist aber mit ihrem Durchmesser von ca. 200.000 Lichtjahren doppelt so groß. Ihr Spektrum ist blauverschoben, da sie sich mit 266 km/s auf uns zubewegt. Aufgrund der riesigen Entfernung, wird es jedoch noch mindestens drei Milliarden Jahre dauern, bis die Andromedagalaxie mit unserer Milchstraße kollidieren könnte.
Zusammen mit der Milchstraße, M33 und einigen Zwerggalaxien, gehört die Andromedagalaxie zur sogenannten Lokalen Gruppe. Dazu zählen Objekte in der unmittelbaren Nachbarschaft der Milchstraße im Umkreis von fünf bis sieben Millionen Lichtjahren. Eine Besonderheit der Andromedagalaxie ist ihr Zentrum: Lange Zeit war man der Meinung, es gebe einen doppelten Kern aus zwei supermassereichen Schwarzen Löchern und ein paar Millionen dicht gepackter Sterne. Dabei glaubte man, dass eines der supermassereichen Schwarzen Löcher aus einer früheren Kollision mit einer anderen Galaxie stammte. Doch neue Daten des Hubble-Weltraumteleskops zeigen, dass der Kern aus einem Ring älterer roter und einem Ring jüngerer blauer Sterne besteht, die im Gravitationsfeld eines supermassereichen Schwarzen Loches gefangen sind. Dieses Schwarze Loch ist mit etwa 100 Millionen Sonnenmassen etwa 24-mal so massereich wie jenes im Zentrum der Milchstraße.
Andromedagalaxie alias M31. Am Himmel erscheint unsere Nachbargalaxie etwa vier Monddurchmesser groß. Quelle: Wikipedia, Adam Evans, CC 2.0.
'M31N 2008-12a: a remarkable recurrent nova in M31'
Hinter dem kryptischen Namen M31N 2008-12a verbirgt sich nichts anderes, als eine rekurrierende Nova in der Andromedagalaxie. "M31N" steht für Nova in M31, "2008" ist das Entdeckungsjahr, "12" steht für den Dezember und "a" bedeutet, dass dies die erste entdeckte Nova im Dezember war.Das bemerkenswerte an M31N 2008-12a ist, dass sie besonders häufig ausbricht. Bisher wurden elf Ausbrüche beobachtet, davon acht zwischen 2008 und 2015. Die Nova hat demzufolge eine Periodendauer von einem Jahr, möglicherweise aber auch von nur sechs Monaten. Die Ursachen für diese ungewöhnlich häufigen Ausbrüche liegen in der Beschaffenheit M31N 2008-12a. Herzstück des Systems ist ein besonders schwerer Weißer Zwerg mit 1,38 Sonnenmassen, was zu einer besonders hohen Akkretionsrate von ungefähr 1,6 10E-7 Sonnenmassen pro Jahr führt. Das Material dafür stammt wahrscheinlich von einem Roten Riesen, der den Weißen Zwerg begleitet. Beobachtungen mit H-alpha-Filtern (wobei H-alpha eine Spektrallinie des angeregten Wasserstoffs ist) haben gezeigt, dass sich um M31N 2008-12a ein ausgedehnter Nebel befindet. Dabei handelt es sich möglicherweise um die Überreste vieler tausender vergangener Ausbrüche.
M31N 2008-12a ist außerdem der wahrscheinlichste Kandidat für die nächste Supernova. Wenn ein Weißer Zwerg eine Masse von 1,43 Sonnenmassen erreicht, die sogenannte Chandrasekhar-Grenzmasse, wird er instabil und kann seine eigene Masse nicht mehr stützen. Das Resultat ist ein Kollaps und eine anschließende gewaltige Supernovaexplosion. Der heiße Zwergstern überdauert die heftige Explosion nicht, sondern wird vollständig zerrissen. Für einige Tage bis Wochen wird M31N 2008-12a dann heller leuchten als alle Sterne der Andromedagalaxie zusammen. Dies soll spätestens in 600.000 Jahren passieren, einer für astronomische Maßstäbe ziemlich kurzen Zeit.
Mehr Informationen zur Nova entnahmen wir unter anderem aus den folgenden Artikeln:
- M31N 2008-12a - The Remarkable Recurrent Nova in M31, M. J. Darnley: arXiv:1401.2905
- A remarkable recurrent Nova in M31: The 2010 eruption recovered and evidence of a six-month period, M. Henze et. al.: A&A 582,L8(2015)
Ausbruch der Nova M31N 2008-12a im Jahr ihrer Entdeckung 2008. Quelle: rochesterastronomy.org.
Projektvorstellung Anfang September
Team: Ira Morawetz, Rene Nardi, David Niederkofler, Jonathan Seeber, Christof WiedemairAm 12. September 2016 haben wir uns zum ersten Mal mit dem Thema "M31N 2008-12a" beschäftigt. Der Lehrer Christof Wiedemair hat uns einen kurzen Überblick zu Novae im Allgemeinen und M31N 2008-12a im Speziellen verschafft:
In der Andromedagalaxie gibt es eine rekurrierende Nova und sie wird demnächst ausbrechen - soweit die Kurzzusammenfassung.
Der Plan: Die Nova bei ihrem Ausbruch fotografieren, dabei idealerweise die Ersten sein und somit die Lorbeeren für den Fund einheimsen! Wenn man eine Nova entdeckt, muss man dies beim CBAT (Central Bureau for Astronomical Telegrams) melden. Das CBAT ist eine gemeinnützige Organisation auf dem Campus der Universität Harvard, die u.a. für die Verbreitung von Informationen über vorübergehende astronomische Ereignisse (wie z.B. Novae) verantwortlich ist
Explosionsprognose
Auf der Basis der Daten der Ausbrüche der letzten Jahre, haben wir versucht, den Zeitpunkt für den Ausbruch von 2016 zu extrapolieren. Die Zeit zwischen den Ausbrüchen belief sich bisher immer ungefähr auf ein Jahr, wie man in der nachfolgenden Tabelle ersehen kann.| Zeitpunkt des Ausbruchs | Tage seit dem letzten Ausbruch |
|---|---|
| 26.12.2008 | Entdeckungsjahr |
| 03.12.2009 | 342 |
| 20.11.2010 | 353 |
| 23.10.2011 | 337,5 |
| 19.10.2012 | 362,2 |
| 28.11.2013 | 405,1 |
| 03.10.2014 | 309,1 |
| 28.09.2015 | 360 |
Unseren ersten Berechnungen zufolge hätte die Nova jedoch schon am 28. August ausgebrechen sollen. Nach anderen Berechnungen, vielleicht aber auch erst irgendwann Mitte September. Da die Nova zu jenem Zeitpunkt noch nicht ausgebrochen war, wurde beschlossen, unverzüglich mit den Beobachtungen zu beginnen.
Teleskope
Da das Wetter in Südtirol eine regelmäßige Überwachung nicht zulassen würde, beschlossen wir, Internetteleskope für unsere Suche zu verwenden! Folgende Remote-Teleskope haben wir hauptsächlich für unsere Beobachtungen verwendet: T24 von itelescope und Haleakala 0m4b von Faulkes. Außerdem haben wir freundlicherweise einige Aufnahmen vom 2m-Teleskop des Wendelstein Observatorium zur Verfügung gestellt bekommen, welche wir aber schlussendlich doch nicht nutzten.T24 des Netzwerks von itelescope
T24 steht auf 1.405 m, mitten in den Rocky Mountains in Kalifornien (USA) und gehört zu "itelescope". itelescope ist ein Netzwerk von Internetteleskopen, welches es zahlender Kundschaft erlaubt, Teleskope zu mieten.
Link zur Website des Teleskops: http://www.itelescope.net/telescope-t24/
Daten zur Optik und Kamera von T24:
- OTA (Optical Tube Assembly): Planewave 24" (0.61m) CDK
- Optical Design: Corrected Dall-Kirkham Astrograph
- Öffnung: 0.61 m
- Brennweite: 3962 mm (155.9")
- öffnungsverhältnis: f/6.5
- Montierung: Planewave Ascension 200HR
- CCD-Pixel-Größe: 12 Mikrometer
- Auflösung: 0.62 arcsec/pixel
- Chipgröße: 3056 by 3056 (9.3 Megapixels)
- Sichtfeld (FoV): 31.8 x 31.8 arcmin
- Filter: Luminance
Teleskop T24 von itlescope.net
Faulkes-Teleskope
Das "Faulkes Telescope Project" ist ein Bildungspartner des Las Cumbres Observatory (LCO). Es bietet Lehrern und Schülern freien Zugang zu Internet-Teleskopen, "um sie zu ermutigen, sich in forschungsbasierter Wissenschaftsausbildung zu engagieren". Das von uns verwendete 40 cm Spiegelteleskop, steht auf dem Mt. Haleakala (Hawaii) auf ca. 3.000 m. Dies sorgt für hervorragende Beobachtungsbedingungen, da man oftmals oberhalb des lokalen Wettergeschehens ist.
Link zur Website des Teleskops: http://www.faulkes-telescope.com
Technische Daten:
- Schmidt-Cassegrain mit 0,4 m Öffnung
- SBIG STX6303 Kamera mit 2K x 3K Pixeln
- Auflösung: 0.57 arcsec/pixel
- Sichtfeld (FoV): 19 x 29 arcmin
- Standard 2x2 Binning-Modus
- Filter: Sloan g'
Im Bild: Links ein 0.4m-Teleskop von Faulkes, rechts zwei weitere.
Beobachtungsposten der Schule
Am 28.11.2016 nutzten wir das gute Wetter und schlossen an eine Beobachtung von CY Aqr im Beobachtungsposten der Schule noch eine Beobachtung von M31N 2008-12a an. Es entstanden 11 Aufnahmen zu je einer Minute. Technische Daten:
- SBIG ST-8XME Kamera
- Meade LX200 Classic 10" f/10
- 2x2 Binning-Modus
- ohne Filter
Observatorium "toretta"
Am 24.09.2016 beobachteten wir M31N 2008-12a im Observatorium "torretta" in Bruneck. Der Stadthimmel wurde zu unserem Ärger zusätzlich noch durch einen Skybeamer aufgehellt. Es entstanden 22 Aufnahmen zu je zwei Minuten. Technische Daten:
- SBIG ST-8XME Kamera
- Borg Apo 6" f/6.7
- 1x1 Binning-Modus
- ohne Filter
Wendelstein
Das Wendelstein-Observatorium des Instituts für Astronomie und Astrophysik der LMU München befindet sich auf dem Gipfel des 1.838 m hohen Wendelstein in den bayerischen Alpen. Ein 2-m-Teleskop ist dort seit September 2011 installiert. Das Teleskop ist ein Ritchey-Chretien Teleskop mit einer freien Öffnung von 2 Metern und einem Öffnungsverhältnis von f/7.8.
Tabellarisches Beobachtungslogbuch
| Aufnahmebeginn UT | Filter | Teleskop | Anzahl Aufnahmen |
Belichtungs- Zeit [min] |
|
| jjmmdd | hh mm ss | ||||
| 160913 | 09 17 57 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 2 |
| 160915 | 09 17 45 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 3 |
| 160916 | 09 12 03 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 3 |
| 160917 | 09 58 36 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 160918 | 09 42 27 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 160919 | 10 26 32 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 160920 | 08 01 04 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 160921 | 07 44 02 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 160922 | 07 49 06 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 160923 | 08 21 09 | Luminance | itelescope T24 | 2 | 3 |
| 160924 | 08 03 27 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 160925 | 09 38 46 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 160926 | 09 28 20 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 160927 | 07 11 57 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 160928 | 07 18 39 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 160929 | 07 11 57 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 160930 | 07 07 27 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161001 | 07 02 30 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161002 | 07 03 34 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161003 | 07 11 56 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161020 | 07 42 43 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161022 | 04 57 31 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161027 | 04 23 05 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161028 | 06 07 20 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161104 | 05 31 29 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161105 | 06 27 30 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161106 | 05 27 47 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161107 | 05 06 23 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161108 | 05 06 59 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161109 | 05 01 49 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161110 | 05 01 40 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161111 | 06 37 43 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161112 | 06 36 34 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161115 | 06 36 26 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161116 | 06 36 52 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161119 | 05 36 52 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161120 | 05 52 07 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161121 | 05 36 14 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161126 | 04 33 57 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 161206 | 02 07 58 | Luminance | itelescope T24 | 3 | 5 |
| 160812 | 12 18 00 | V | Haleakala 0m4b | 3 | 3 |
| 160920 | 06 42 29 | g' | Haleakala 0m4b | 5 | 5 |
| 160922 | 12 20 13 | g' | Haleakala 0m4b | 5 | 5 |
| 160925 | 15 40 57 | g' | Haleakala 0m4b | 5 | 5 |
| 160926 | 07 56 58 | g' | Haleakala 0m4b | 4 | 5 |
| 160927 | 07 07 04 | g' | Haleakala 0m4b | 3 | 5 |
| 160930 | 10 09 29 | g' | Haleakala 0m4b | 4 | 5 |
| 161003 | 14 10 30 | g' | Haleakala 0m4b | 2 | 5 |
| 161006 | 13 08 58 | g' | Haleakala 0m4b | 9 | 5 |
| 161007 | 12 36 26 | g' | Haleakala 0m4b | 5 | 5 |
| 161008 | 12 36 08 | g' | Haleakala 0m4b | 5 | 5 |
| 161009 | 12 29 40 | g' | Haleakala 0m4b | 5 | 5 |
| 161010 | 05 35 20 | g' | Haleakala 0m4b | 5 | 5 |
| 161012 | 07 37 38 | g' | Haleakala 0m4b | 4 | 5 |
| 161013 | 08 06 36 | g' | Haleakala 0m4b | 5 | 5 |
| 161014 | 10 07 52 | g' | Haleakala 0m4b | 5 | 5 |
| 161019 | 09 32 20 | g' | Haleakala 0m4b | 1 | 5 |
| 161020 | 09 05 47 | g' | Haleakala 0m4b | 4 | 5 |
| 161023 | 11 54 56 | g' | Haleakala 0m4b | 4 | 5 |
| 161024 | 08 43 45 | g' | Haleakala 0m4b | 5 | 5 |
| 161025 | 11 25 26 | g' | Haleakala 0m4b | 4 | 5 |
| 161026 | 09 06 07 | g' | Haleakala 0m4b | 4 | 5 |
| 161027 | 09 30 28 | g' | Haleakala 0m4b | 4 | 5 |
| 161028 | 08 53 21 | g' | Haleakala 0m4b | 5 | 5 |
| 161029 | 09 50 13 | g' | Haleakala 0m4b | 3 | 5 |
| 161101 | 11 37 11 | g' | Haleakala 0m4b | 3 | 5 |
| 161102 | 10 50 14 | g' | Haleakala 0m4b | 2 | 5 |
| 161104 | 11 49 27 | g' | Haleakala 0m4b | 4 | 5 |
| 161105 | 10 29 07 | g' | Haleakala 0m4b | 3 | 5 |
| 161106 | 08 55 14 | g' | Haleakala 0m4b | 3 | 5 |
| 161113 | 08 55 43 | g' | Haleakala 0m4b | 4 | 5 |
| 161114 | 10 05 02 | g' | Haleakala 0m4b | 4 | 5 |
| 161115 | 10 46 55 | g' | Haleakala 0m4b | 4 | 5 |
| 161117 | 01 21 34 | g' | Teneriffa 0m4a | 5 | 5 |
| 161118 | 00 50 16 | g' | Teneriffa 0m4a | 4 | 5 |
| 161119 | 00 45 19 | g' | Teneriffa 0m4a | 5 | 5 |
| 161121 | 23 47 13 | g' | Teneriffa 0m4a | 10 | 5 |
| 161122 | 07 20 27 | B | McDonald 1m0a | 5 | 5 |
| 161123 | 06 19 56 | Clear | McDonald 1m0a | 5 | 3 |
| 161124 | 07 25 38 | g' | McDonald 1m0a | 5 | 5 |
| 161125 | 06 24 32 | g' | McDonald 1m0a | 5 | 5 |
| 161130 | 06 30 30 | g' | McDonald 1m0a | 5 | 5 |
| 161206 | 20 31 05 | g' | Teneriffa 0m4a | 9 | 5 |
| 161207 | 23 00 22 | g' | Teneriffa 0m4a | 5 | 5 |
| 161214 | 06 45 19 | g' | Haleakala 0m4b | 5 | 5 |
| 161217 | 08 20 35 | g' | Haleakala 0m4b | 5 | 5 |
| 161128 | 21 41 55 | None | Beobachtungsposten | 11 | 1 |
| 160924 | 20 06 22 | None | torretta | 22 | 2 |
Erlebnisbericht
Im Folgenden einige kurze Einblicke in unsere Arbeit - eine geduldfordernde, nervenaufreibende und frustrierende, aber dennoch unheimlich spannende Aufgabe.Aus dem Logbuch:
14. September 2016
19. September 2016
21. September 2016
25 September 2016
26. September 2016
30. September 2016
03. Oktober 2016
19. Oktober 2016
26. Oktober 2016
30. Oktober 2016
04. November 2016
09. November 2016
14. November 2016
20. November 2016
28. November 2016
Wir haben erfolgreich die ersten Daten gewonnen und ausgewertet. Wir benützen ein Remote-Teleskop, das wir via Internet steuern können. Um genau zu sein, ist es T24 von iTelescope, das irgendwo in den Sierra Nevada Mountains in Kalifornien steht. Die Belichtungszeit von 3 mal 180 Sekunden, ist etwas zu wenig und wir werden auf 3 mal 300 Sekunden erhöhen. Von der Nova noch keine Spur, aber wir sind zuversichtlich, das Projekt innerhalb September, spätestens Mitte Oktober abschließen zu können.
19. September 2016
Schlechte Nachrichten!
Wir wissen jetzt, dass wir nicht die Einzigen sind, die hinter der Nova her sind. Wir haben Konkurrenz von einem Herrn Seiichiro Kiyota und einem Herrn Lewis Cook bekommen. Wir überlegen eine Zusammenarbeit, denn das wäre um Einiges günstiger (iTelescope ist nicht gerade billig) und bestimmt auch sehr interessant.
21. September 2016
Nun ich habe dem Japaner natürlich umgehend geschrieben, na schön, ich habe einige Tage gewartet. Jedenfalls hat er soeben geantwortet und uns leider anbgesagt. Schade! Dann ziehen wir das Ding eben alleine durch. Wir haben auch schon eine Möglichkeit gefunden, wie wir kostenlos an Bilder kommen: mit dem "Faulkes Telescope Project".
25 September 2016
Faulkes funktioniert wunderbar. Die heutigen Bilder sind die Besten die wir bis jetzt haben und dazu waren sie auch noch kostenlos! Warum sich jemand dazu herablässt, uns gratis ein Teleskop zu leihen? Weil Faulkes ein Projekt zur Förderung der Wissenschaften an Schulen ist!
26. September 2016
Da der Ausbruch der Nova nun wirklich bald stattfinden muss, habe ich schon mal eine E-Mail aufgesetzt, die wir im Falle eines Treffers direkt an das CBAT (Central Bureau for Astronomical Telegrams) der IAU, der internationalen Astronomischen Union, weiterleiten können.
30. September 2016
Keine Nova auf Faulkes, stattdessen eine Satellitenspur... Und außerdem werden die Faulkesbilder immer schlechter. Ganz nebenbei haben wir für iTelescope fast kein Geld mehr.
03. Oktober 2016
Im Team macht sich Verzweiflung breit: Die Faulkes-Daten sind grottenschlecht und wir haben endgültig kein Geld mehr für neue iTelescope-Daten. Wir sitzen im Dunkeln: Was wenn die Nova genau jetzt ausbricht und wir überhaupt nichts mitbekommen?!
Wiedemair behält glücklicherweise einen klaren Kopf und sieht sich nach Alternativen um:
Schritt 1: Subtile Nachfrage beim Astrophysiker Dr. Arno Rifesser wegen gelegentlicher Hilfestellung durch das 2-m-Teleskop auf dem Wendelstein.
Schritt 2: Anfrage bei iTelescope, ob sie uns bei unserer Suche unterstützen würden.
19. Oktober 2016
Hahaaa, wir sind reich!
iTelescope hat eingewilligt uns mit 500 Punkten, das sind umgerechnet etwa 450 Euro, zu unterstützen! Außerdem hat Arno Rifesser auch geantwortet: wir bekommen Bilder. Aber? Nichts aber...
Okay, okay, es gibt natürlich doch ein "Aber". Wir haben noch einen Konkurrenten, denn auf dem Wendelstein suchen sie auch nach der Nova.
26. Oktober 2016
Negativ, keine Nova.
30. Oktober 2016
Nichts.
04. November 2016
Nichts.
09. November 2016
Nichts. Wir sollten langsam etwas tun, aber was? Eine Nova ist kein Uhrwerk und ohne Geduld geht da gar nichts. "Vielleicht wurde sie verpasst, vielleicht gibt es stattdessen eine Supernova, vielleicht ist etwas ganz Anderes passiert oder passiert noch. Etwas Genaues weiß man nicht..." (Zitat Wiedemair)
14. November 2016
...ja genau: nichts!
20. November 2016
Es ist noch immer nichts passiert und ganz ehrlich, meine Motivation ist mittlerweile im Keller. Außerdem geht uns das Geld für iTelescope bald wieder aus...
28. November 2016
Nichts.
Die Explosion
Aus dem Logbuch:
17. Dezember 2016
Die Nova ist explodiert, ENDLICH!!!
Die gute Nachricht: Wir haben ein Bild!! Auf den Aufnahmen vom Faulkes Teleskop vom 14.12 ist sie zu sehen.
Die schlechte Nachricht: Sie ist bereits am 12.12, also zwei Tage früher, explodiert und daher sind wir nicht die Ersten, die eine Aufnahme von ihr haben. Entdeckungszeitpunkt war laut "astronomers telegramm" 2016 12 12,4872, also etwa Mittag des 12.12. Wir hatten Faulkes-Bilder in Auftrag gegeben am: 10.12. (schlechtes Signal), 12.12. (Fehlschlag), 14.12. (erst heute gecheckt), und vom 17.12. (heute gecheckt).
Im Bild: Vergleich zweier Aufnahmen der Region um M31N 2008-12a, rechts 2 Tage nach dem Ausbruch der Nova, links hingegen schon nach dem Sinken unter unsere Nachweisschwelle. Beide Aufnahmen mit einem 0.4m Faulkes-Teleskop auf Haleakala, Hawaii. Man merkt deutlich die unterschiedlichen Seeingbedingungen an beiden Tagen: Links sind die Sterne viel verwaschener... Viele der Lichtpunkte in den Aufnahmen sind unausweichliche Artefakte wie Cosmics oder Hot Pixel, so z.B. rechts der Mitte des linken Bilds.
Meldung der Sichtung auf "Astronomers telegram"
Um 13:44 UT am 12. Dezember 2016 wurde die Entdeckung der heißbegehrten Nova auf "Astronomers Telegram" bekanntgegeben.Der folgende Link führt zur Meldung: Astronomers Telegram No. 9848 vom 12.12.2016
Pretty pictures
Die vielen Aufnahmen, die im Laufe der Monate entstanden sind boten trotz der stark wechselnden und oft schlechten Aufnahmebedingungen den geeigneten Rohstoff, um die Region um M31N 2008-12a in all dem Glanz erstrahlen zu lassen, den die Andromedagalaxie aufzubringen hat. Die nachstehend gezeigten Bilder haben wir aus diesem Material gewonnen.In den Aufnahmen lässt sich eine Vielzahl von Objekten und Objektklassen in M31 erkennen. Zunächst ist festzustellen, dass alle größeren Sterne zu unserer eigenen Galaxie gehören und nur zufällig vor M31 stehen. Die meisten kleineren Sterne hingegen sind leuchtkräftige Riesensterne in M31, während die Zwergsterne von M31 unsichtbar bleiben.
Das diffuse Leuchten dieses Wust von Zwergsternen wird im Vordergrund durch ein flockiges Netz von Staubwolken in M31 überlagert. Blau treten OB-Assoziationen hervor, also Haufen aus leuchtkräftigen und heißen Sternen der Spektralklassen O und B. Pink hingegen leuchten die Wasserstoffwolken in M31, Sternentstehungsregionen in denen die neu geborenen Sterne das Wasserstoffgas bei einer Wellenlänge von 656 nm, dem sogenannten H-alpha-Licht, zum Leuchten anregen.
Im Bild: Summenbild einer Auswahl der 45 qualitativ besten 5-minütigen Faulkes-Aufnahmen der Region um M31N 2008-12a. Gesamtbelichtungszeit folglich bei 3h 45 min für L. Die Farbinformation (RGB) stammt aus nachträglich angefertigten itelescope-Aufnahmen. M31N 2008-12a befindet sich ziemlich genau in der Mitte des Bildes. Für eine größere Ansicht hier klicken!
Im Bild: Summenbild einer Auswahl der 37 qualitativ besten 5-minütigen itelescope-Aufnahmen der Region um M31N 2008-12a. Gesamtbelichtungszeit folglich bei etwas mehr als 3h für L. Die Farbinformation (RGB) stammt ebenso aus nachträglich angefertigten itelescope-Aufnahmen. M31N 2008-12a befindet sich ziemlich genau in der Mitte des Bildes. Für eine größere Ansicht hier klicken!
Besondere Objekte im Bildausschnitt
Eine Durchforstung diverser Sternkataloge ermöglichte es uns, weitere Objekte zu identifizieren. So zeigen die nächsten Bilder die Position von Kugelsternhaufen, Cepheiden und sogenannten LBV's.
Im Bild: itelescope-Summenbild mit der Position der von uns mittels Katalogsuche identifizierten Kugelsternhaufen. Aufgrund der großen Distanz sind sie kaum von Sternen zu unterscheiden, obwohl sie doch jeweils aus vielen hunderttausend Sternen bestehen können.
Im Bild: itelescope-Summenbild mit der Position der von uns mittels Katalogsuche identifizierten Cepheiden. Cepheiden sind sehr helle, pulsierende Sterne. Durch die mit der Pulsation einhergehenden Helligkeitsänderung lassen sie sich erkennen. Da die Periodendauer zudem mit der absoluten Helligkeit verknüpft ist, dienen sie als sogenannte Standardkerzen zur Entfernungsbestimmung von Galaxien.
Im Bild: itelescope-Summenbild mit der Position der von uns mittels Katalogsuche identifizierten LBV's, den "Luminous blue variables". Diese seltene Sternklasse umfasst die mit 50 bis 150 Sonnenmassen massereichsten bekannten Sterne. Sie erstrahlen aufgrund ihrer sehr hohen Oberflächentemperatur von bis zu 50.000 Kelvin blau und ausgesprochen hell. Mit ihrer Helligkeitsvariabilität geht auch ein starker Masseverlust durch Sternwinde einher. In unserer eigenen Galaxie sind nur sechs solche Sterne bekannt.
Fazit
Die Aufgabe war ebenso nervenaufreibend wie spannend und kann, da wir am Ende doch mit einem Bild der Nova belohnt wurden, als voller Erfolg bezeichnet werden. Ob wir uns im nächsten Schuljahr auf die Jagd nach dem nächsten Aufleuchten der Nova machen werden, steht im wahrsten Sinne des Wortes in den Sternen...Nachwort von Christof Wiedemair
Ira hat das Projekt nicht nur bei ihrer Abschlussprüfung 2017 mit großem Erfolg vorgestellt, sondern im darauffolgenden Sommer auch bei der "Star Party delle Dolomiti" in Pfalzen...