Warten auf seltene Nova

Die Nachrichten sind voll davon – schon seit Monaten: man braucht seit ca. Februar nur auf dem Smartphone versehentlich zu den Nachrichten zu wischen und schon erzählt irgendwer, dass wir bald eine Nova sehen. Vom Münchner Merkur bis zur BBC sind alle dabei, Spektrum hat auch gerade berichtet. 

In der Nuss-Schale

Ein Nova-Ausbruch ist eine Oberflächeneruption auf einem Stern in einem kataklysmischen Doppelsternsystem. Das sind Sternsysteme, bei denen die beiden Sterne dermaßen eng umeinander laufen, dass Materie vom Hauptstern (Donor) auf den Begleiter überströmt. Der Donor kann dabei ein roter Riesenstern sein, aber er kann auch ein gelber Hauptreihenstern oder selbst ein Weißer Zwerg sein. In den meisten Fällen handelt es sich bei dem empfangenden und gelegentlich ausbrechenden “Stern” um einen Weißen Zwerg, also dem Überrest eines sonnenähnlichen Sterns (d.h. eigentlich selbst kein Stern mehr, weil er keine Energie mehr durch Kernfusion im Innern gewinnt). Über verschiedene Typen von Novae hatte ich vor ~3.5 Jahren einmal im Haus der Astronomie vorgetragen. In den meisten Fällen kennen wir von diesen kataklysmischen (oder symbiotischen) Systemen höchstens einen Ausbruch als klassische Nova. Es gibt aber 30 Sterne (Stand 5. Mai 2024), die als “rekurrente” Nova bekannt sind oder als eine solche verdächtigt werden; zwölf davon außerhalb der Milchstraße (Galaxis), acht unsicher. 

Wir haben also nur zehn Objekte dieses Typs, die wir näher studieren können, um weitere statistische Aussagen über ihr Verhalten – und eben Vorhersagen machen zu können! 

In der Astronomie nutzt man zur Klassifikation zunächst einmal die offensichtlichen Eigenschaften von einem System. Im Fall unserer rekurrenten Novae wäre das etwa die Umlaufzeit (Periodendauer) P_orb, die Amplitude A bei Eruption, die Wiederholzeit τ_r und die Abklingzeit t₃ vom Maximum um 3 mag. Die Periodendauer hängt von der Größe des Hauptsterns (Donor) ab: bei einem kleinen Donor muss der umlaufende Zwergstern näher dran sein, damit Materie überströmen kann und daher hat er wegen der Keplerschen Gesetze eine kürzere Periodendauer. 

(Alle Diagramme von mir, früher veröffentlicht in Research-Papern.)

Was wissen wir über T CrB?

So weit so gut. Das Problem ist nur, dass die oben genannten Fakten aus einer relativ kleinen Stichprobenmenge gewonnen sind. Während man für die meisten Infos über Sterne, ihre Entwicklungsstufen etc., die man aus Hertzsprung-Russel-Diagrammen ableitet, millionen/ milliarden… von Sterndaten hat, haben wir eben nur ca. zehn rekurrente Novae in der Milchstraße. Die paar weiteren, kürzlich entdeckten in der LMC und im Andromedagalaxie könnten andere Eigenschaften haben und werden daher nicht in die Statistik einbezogen. Diese Statistik steht also – im Vergleich zu anderen astronomischen Daten – auf recht wackeligen Füßen. 

Jetzt wird uns in der Presse immer erzählt, dass der letzte Ausbruch von T CrB etwa 80 Jahre her ist, d.h. 1946 stattgefunden hat. Denken wir mal scharf nach, wie viele Survey-Programme und systematisch den Himmel überwachenden Beobachtungsprogramme es am Ende des Zweiten Weltkriegs gegeben hat, fällt uns nicht viel ein. Damals gab es jedenfalls noch keine Satellitenteleskope und die Kultur der beobachtenden Astronomie bestand im Wesentlichen aus einzelnen Sternguckern, die “auf gut Glück” beim Betrachten ihrer Lieblingsobjekte auch mal einen ausbrechenden Stern hätten finden können. 

Vor dem Zweiten Weltkrieg war das nicht anders. Also woher kennt man dann die Rekurrenzdauer? 

Am 12. Mai 1866 haben mindestens drei Beobachter als erste an dieser Himmelsstelle einen Stern beobachtet (PDF). Der Direktor der Sternwarte Athen, Hr Schmidt, sah den Stern mit 5 mag während eines Himmelssurveys zwischen 20:30 und 21:45 (Lokalzeit). In der selben Nacht meldete auch John Birmingham in Tuam, Irland, den Stern und W. J. Lynn vom Londoner Greenwich Observatory sah das Objekt etwas später (zwischen 23:30 und 23:45) auf dem Weg (nicht aus einer Sternwarte) sogar freiäugig, denn es sei bereits so hell wie der Hauptstern des Sternbilds (2.2 mag) gewesen. Die Beobachter sind sich einig, dass es in dieser Himmelsgegend nahe dem galaktischen Pol, wo es nur wenige helle Sterne gibt, die Form des Sternbilds “gestört”/ “verzerrt” hat (wie sie sagen). Die Nova war also definitiv auffallend und konnte mit einem Stern von 9.5 mag in der Bonner Durchmusterung identifiziert werden. Damit war klar: dieser “neue Stern” ist ein Ausbruch eines bekannten. 

Der amerikanische Veränderlichen-Katalog vermerkt nur lapidar die halbe Wahrheit: 
“Discovered on 1866 May 12 by John Birmingham. First nova to be identified with an existing star (BD +26°2765, 9.5 mag). Second known eruption detected independently by Norman F. H. Knight (1946 Feb. 9.25 UT) and Armin Joseph Deutsch (Feb. 9.35 UT).” 

Damals – 1866 – wusste man noch nicht einmal, wie Sterne funktionieren bzw. woher die Sonne ihre Energie bekommt, geschweige denn, wie sich Sterne entwickeln oder warum manche von ihnen ihre Helligkeit ändern. Man sah es, zeichnete die Beobachtung auf – und verstand es (noch) nicht. 

Erst im Jahr 1946 wurde der nächste helle Ausbruch gesehen und in der Zeit dazwischen hat offenbar (fast) niemand diesen Stern angeschaut – zumindest sind keine Beobachtungsdaten im Datenarchiv (aber die Lichtkurve beginnt auch 1866 erst nach dem Abklingen (bei 7 mag). 

Fazit:

Wir haben von dem Stern, dessen Ausbruch wir jetzt erwarten, sage und schreibe zwei Datenpunkte (Nova-Lichtkurven). Eine davon vor Erfindung der elektrischen Photometrie (Potsdam, 1913), d.h. allein auf den Schätzungen von erfahrenen Beobachtern beruhend: ein gut funktionierendes Verfahren (wie kürzlich auch eine JugendForscht-Sieger-Arbeit wieder zeigte), aber eben nicht mit der gleichen Messmethode wie wir es heute machen.

Auf dieser Basis machen wir nun eine Vorhersage. (Naja, … und dem Wissen über ca. drei ähnliche Sterne, nämlich die anderen drei rekurrenten Novae vom T CrB-Typ.)

Wider jeglicher Lehre jedes Physik-Grundpraktikums (bzw. irgendeines Laborpraktikums) bleibt uns nichts anderes übrig als Messungen zu vergleichen, von denen uns die Schulphysik lehrt, dass sie nicht vergleichbar sind. So läuft das nunmal in der Astronomie … 

Drei der anderen Sternsysteme der T CrB-Klasse brechen teilweise etwas häufiger aus: alle 20 bis 30 Jahre, so dass es nicht komplett als Orakel gelten mag, was die Presse uns über den bevorstehenden Ausbruch mitteilt. Wir vermuten, dass der Stern beim Ausbruch etwa die Helligkeit (3 bis 2 mag) des Polarsterns bzw. des Hauptsterns eines Sternbilds (alf CrB, Alphecca) haben wird, weil das bei beiden belegten Beobachtungen der Fall war. Viele (50%) rekurrente Novae brechen immer mit der gleichen Helligkeit aus – aber die Spitzenhelligkeit kann auch variieren (die anderen 50%). Daher ist es nicht ganz auszuschließen, dass der Stern T CrB bei seinem bevorstehenden Ausbruch nicht ganz so hell wird wie letztes Mal (z.B. nur 4 mag oder gar nur 6 mag) oder dass er sogar noch heller wird (bis zu Arktur-Helligkeit): Wissen können wir es erst, wenn wir es sehen. 

Das zeigt, dass hier wirklich noch viel zu lernen ist! 

Jeder weitere Datenpunkt (von Ihnen!) ist wichtig – bitte helfen Sie gerne mit, diese faszinierenden Tierchen am Himmel künftig besser zu verstehen.