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U B v r i

Novae in M 31 auf Tautenburger SchmidtMAufnahmen

Kodak 103a-O z mm UG z 355 nni I L O Min. liodak 103a-O 2 nim GG 15 435 nni 30 Min. liodak 103a-G 2 nim GG 11 555 nni 25 Min. Kodak 103a-E z trim RG I 045 nni go Min. Kodak I N z mm RG I 78onm ILO Min.

Teil I

(Mit t e i 1 ung e n d e s K ar 1- S c h w a r zs c hi1 d - 0 b s e r v a t o r i u m s T a u t en b u r g N r. 40)

Von F. BORNGEN, Tautenburg

Mit 2 Abbildungen. (Eingegangen 1968 Febr. 2)

Die zwischen 1960 und 1967 init dcr Tautenburger Schmidt-Kamcra aufgenonimenen 215 Platten von M 31 wurden nach Novae abgesucht. Es wurden 27 Novae gefunden, iibcr die crste nahere Rngaben gemacht werden.

Die Schmidt-Kamera (40oo/2000/1340 mm) des 2-Meter-Universal-Spiegelteleskopes hat gegen- uber den groBen klassischen Spiegelteleskopen den Vorteil, infolge ihres groBen, absolut fehlerfreien Gesichtsfeldes den gesamten Andromedanebel auf einer einzigen Platte abzubilden. Die mit ihr auf- genommenen Platten dieser Galaxie eignen sich deshalb hervorragend zum Aufsuchen von Novae.

Das in den Jahren 1960 bis 1967 gesammelte, mehr oder weniger sporadisch auf diese Jahre verteilte Plattenmaterial von M 31 bestand weitgehend aus Platten, bei denen der Nebel im Zentrum lag. Doch war auch eine Reihe von Platten des Feldes v Andromedae vorhanden, auf denen etwa 3/4

des Nebels an seinem westlichen Rande abgebildet ist. Diese wurden bei der vorliegenden Unter- suchung mit bearbeitet. Nicht zur Verfiigung standen 43 im August und September 1963 aufgenom- mene Platten. Sie wurden bereits von VAN DEN BERGH nach Novae abgesucht. Auf die drei von ihm gefundenen Novae wird hier nicht naher eingegangen.

Die Platten lagen im wesentlichen in funf Farbbereichen. Diese waren im allgemeinen durch die in Tab. I angegebenen Platten-Filter-Kombinationen realisiert.

T a b e l l e I. D e f i n i t i o n d c r F a r b s y s t e i n e ~~ ~

Durchschnittliche 1 lZcff I Bclichtungszeit System Emulsion Filter

Ueim Aufsuchen der Novae wurden geeignete Plattenpaare gleicher Farbe geblinkt. Am giin- stigsten erwiesen sich dabei U-Platten, weil bei ihnen in Kernnahe der Untergrund relativ schwach bleibt. Die i-Platten besitzen zwar den gleichen Vorteil, sind aber auf Grund ihrer geringeren Reich- weite von kleinerer Effektivitat. Novae in unmittelbarer Kernnahe konnten nur auf U-Platten ge- funden werden. B-, V- und r-Helligkeiten durften sich bei ihnen kaum noch angeben lassen.

Tab. 2 gibt eine ubersicht iiber das vorhandene Plattenmaterial. Nicht mit aufgenommen wurden kurzbelichtete Aufnahmen mit Belichtungszeiten in der GroBenordnung von Sekunden bis einigen Minuten, die vor allem der Untersuchung der Kerne von M 31 und seiner beiden Begleiter dienten. Das Material wurde aufgegliedert nach Beobachtungsperioden. Dabei wurden Herbst und clarauffolgendes Fruhj ahr zu einer Periode zusammengefaBt. Eine weitere Unterteilung wurde nach den fiinf Farbsystemen vorgenommen. Die Tab. 2 liefert zunachst Angaben uber die Beobachtungs- zeitraume, auf die sich die Platten innerhalb der Beobachtungsperioden verteilen, sowie uber die Anzahl der in diesen Zeitraumen gewonnenen Platten. Die hinter der Plattenzahl in Klammern ge- setzte Zahl gibt m, auf wieviele Nachte sich die vorhandenen Platten verteilen. Insgesamt standen 215 in 103 Nachten aufgenommene Platten zur Verfugung. Diese verteilten sich auf die fiinf Farben wie folgt: U 38, B 123, V 28, r 11, i 15 Platten.

2 *

1'. BORNGEN : Novac in h131 auf Tautcnburger Schniidt-Aufnahmcn

Tabcl lc 2. 12 31 - Plat tcnn ia ter in l v v n 1960-1967

Bc0b.- Yeriodc System Bcobach tungsrcitrauni Plattcnzahl Novae

zusaniiiicn cinzeln

U u v r 1

- 1960 Nvv. 10- 1961 Ycbr. 1.1

- - - -

1961 4ug. 6-1901 Scpt. I - - -

1960 7 ( 5 )

3 (3)

U 1% v r i

1961

U B v r i

1962 Sept. 2-1963 Jan. 15 Aug. S- Jan. rg Scpt. 2-1g62Nov. 19 1962

U 1% v r i

1963 Okt. 12-1963 Dcz. 5) Sept. 15- Okt. 24 Okt. 8- Dez. 9 Okt. 22-1964 Jan. 4 Okt. I I - Jan. 18

I963

I J u V r i

1964 hug. 15- 1964 Okt. 6 Aug. 13- Okt. 5 Scpt. 3- Okt. 5 Scpt. 3- Okt. 3

1964 39 (14) 3 (4)

U u V r i

1965 Juli 25-11965 Dcz. 15 - Nov. 23 Nov. 23 Aug. 24- Okt. zG

t (4) - I I

I1 (10)

1965 '7 (15)

U B V r i

1966 Sept. 21 - 196G Okt. 2 0 Scpt. 23- Okt. 17 Aug. 19 -

-

1967NOV. 7 hug. 28-19G7 Nov. 10 -

- -

4 (4) 1966

1967

U u V r i

In der letzteii Spalte von Tab. 2 wurde die Aiizalil der in den Beobachtuiigsperiodeii gefundenen Novae aufgefuhrt. Es wurden grundsatzlicli iiur solche Novae gezahlt, die auf mindesteiis 2 Platten eiiiwandfrei beobachtbar waren. Die in dem BeobaclitungszeitrauIii statistisch zu erwartende Zalil wurde in Klamniern gesetzt. Zu ihrer Berechnung wurde die von ARP [I] eriiiittelte Haufigkeit des Auftretens von Novae in M 31 von 26 & 4 pro Jahr zugrundegelegt.

Wie ein Blick auf Tab. 2 zeigt, ist das Plattenmaterial ziemlich ungleichmaI3ig auf die eiiizelnen Beobachtungsperioden verteilt. Es gab Beobachtungszeitraume, die relativ gut mit Platten uber- deckt waren. In diesen stand die Anzahl der gefundenen Novae mit der theoretisch zu erwartenden in guter ifbereinstiminung. Andere Zeitraume besal3en groBe Lucken von zum Teil uber 70 Tagen. In ilinen blieb die Zahl der beobachteten Novae erheblich kleiner als die statistisch erniittelte. Sie wurde in diesen Fallen in doppelte Klammern gesetzt. Mehrere Lucken von einer Lange uber 40 Tageii traten vor allem in den Beobachtungsperioden 1962, 1963 und 1965 auf. In diesen stellen die gefun- denen Objekte eine untere Grenze der tatsachlich vorhandenen dar. Sicher enthalten die genannten Perioden weitere Novae, vor allem von kurzerer Dauer. Sie konnten aber nicht gesichert und somit nicht angezeigt werden, da Verwechslungen init wiederholt bemerkten, vollig sternformig aussehenden Plattenfehlern nicht ausgeschlossen werden konnten. 1960 wurden ebenfalls sehr wenig Novae ent- deckt. Das war vor allem darauf zuruckzufuhren, daB alle in diesen Zeitraum fallenden Platten kurzer beliclitet waren und demzufolge geringere Reicliweite bcsal3en. AuDerdem wiI kt sicli das Fchlcn von

'F, R ~ R N G E N : Novae in M 31 auf Tautrnlmrgrr Srhmirlt-.\iifnnhmrn 21

U-Platten aus, wodurch kernnahe Novae unauffindbar bleiben. Berucksichtigt man die genannten Faktoren, so steht die Zahl der beobachteten Novae durchaus mit der von ARP angegebenen Haufig- keit der Novae in M 31 in tfibereinstimmung.

Mit Hilfe von Abb. I und 2 ist ein sicheres Auffinden der Novae moglich. Abb. I liefert zunachst ein ubersichtsbild von M 31 mit der groben Lage der Novae, Abb. 2 detaillierte Auffindungskarten. Ihre Seitenlange betragt 4I7, Norden ist oben, Osten links. Die Durchmesser der Sterne in den Karten entsprechen ihren Helligkeiten im System B. Lediglich die in unmittelbarer Nahe des Kernes gele- genen Objekte N 6, 14, 18 und 27 wurden im System U gezeichnet. Die Nummern der Novae stimmen mit der in Tab. 3 gebrauchten Numerierung iiberein.

Abb. I . Andromedanebel (M 31) im System B

In Tab. 3 werden nahere Angaben iiber die Novae und uber das zu ihrer weiteren Bearbeitung zur Verfugung stehende Plattenmaterial gemacht. Der laufenden Numerierung wurde der Zeitpunkt des Ausbruches zugrundegelegt, der in Spalte 2 angegeben ist. Ein der Nova-Nummer in Spalter folgendes Sternchen weist auf eine Bemerkung am Ende der Tabelle hin. Werden in Spalte 2 zwei Daten genannt, so besagt dies, daD die Nova zum ersten Zeitpunkt noch nicht, wohl aber zum zweiten beobachtbar war, der Ausbruch also zwischen beiden erfolgte. Mehrfach waren die Daten uber den Ausbruch von zwei oder drei Novae gleich, z. B. bei N 7, 8 und N 18, 19, 20. In diesen Fallen wurden die zum gleichen Zeitpunkt schwacheren Novae den helleren vorangesetzt in der Annahme, da13 das Maximum deI ersteren zeitlich fruher erfolgte als das der anderen.

22

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F. BORNGBN: Novac in M 31 auf Tautcnburger Sclimidt-.\ufnnhnien

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I?. RORNGEN: hTovae in M 31 auf Tautenburger Schmidt-Aufnahmen 23

Nr.

N I *

2

3*

4*

5

6*

7

8*

9

102

I1

I 2

'3.

I4* I5 16*

17'

19*

21* 22*

23 * 24*

18.

20

25 26* 27*

Tabel le 3. Zusammenste l lung eir

Ausbruch

1960 vor Nov. 16 1962 vor Aug. 8

Sept. 6/Nov. 19

vor OM. 23

Okt. 23/Nov. 19

Okt. 23/Nov. 19

1963 Sept. 17/Okt. 8

Sept. 17/Okt. 8

Okt. 21/0kt. 22

Okt. x6/0kt. 19

Nov. zz/Dez. 3

1964 vor Aug. 13

Sept. +/Scpt. 13

Sept. 3/Okt. I 1965 Juli zs/Sept. 4

vor Sept. 22

Okt. 26/Nov. 23 1966 vor Sept. 21

vor Sept. 21

vor Sept. 21

Okt. II 1967 vor Aug. 28

vor Aug. 28 Sept. I/Sept. 5 Okt. 4/Okt. II Okt. 29 Nov. I/NOV. 6

Beobachtete Maximal- Helligkeit

B = 16F1 18.0

18.1

17.4

19.0

u = 17.9 17.G

17.4

17.0

16.5

18.3

17.7

B = 17.3

U = 16.7 17.8 19.2

V = 16.0

U = 18.3

17.5 17.2 18.1

B = 18.8 18.7 19.1 18.6 15.4

u = 17.5

:er D a t e n i iber d i e Novae

Beobachtet bis

1960 Nov. 22

1962 Nov. 24

Nov. 24

Nov. 20

Nov. 24

Nov. 24 1963 Dez. g

Nov. 22

Okt. 25

Dcz. 19

1964 Jan. 4

Okt. 2

Okt. 6

Okt. 6 1965 Sept. 22

Okt. 23

Nov. 23 1966Okt. XI

okt. I1 Okt. 18 Okt. 18

1967 Nov. 8 Nov. 25 Nov. 25 Nov. 8 Nov. 10

Nov. 10

Plattenmaterial

4 B (3)

I U , I B IV

Bemcrkungen : N I : Identisch mit Nova Rosino (IAU-Circ. No. 1747 und No. 1749). Ungewijhnlich helle Nova.

3: Projiziert auf OB 78 = NGC 206. 4: Nur durch 2 Platten mit sehr schwachen Objekten gesichert. 6: 4!4 vom Kern entfemt. 8 : Am Rande eines starken Staubarmes gelegen. In allen 5 Farben erfaBt.

10: Breites Praemaximum vorhanden. Das Maximum liegt zeitlich spater als bei N 9. - 13: Projiziert auf OB 31. I A : Entfernuna vom Kern 118. B. V und r des starken Untermundes wegen nicht annebbar. 1;: Nur schwGh gesichert. 17: Maximum beobachtet, sehr helle Nova. 18: 5:7 vom Kern entfernt. rg: GroBte Entfernung vom Kern 7513. 21 : Nova-ahnlich, schwach gesichert, am Rande von OB I 18 gelegen. 22 : Spater Teil der Lichtkurve erfaBt bis zur Grenzgr6De der Platten. 23 : Langsame Nova, nur geringfiigige Abnahme der Helligkeit im Beobachtungszeitraum. Projiziert

- - -

auf OB 125. 24 : Langsame Nova mit Helligkeitsfluktuationen. Maximum Okt. 1-3. 26: Auf OB g projiziert. Ausbruch unmittelbar beobachtet. Ungew6hnlich helle Nova. 27: B-Helligkeiten sehr schwach. Entfemung vom Kern 417.

24 T;. R ~ R W R X : Novae in RI 31 nuf Tniitcnhnrgcr Srhmitlt-.iiifnnhmm

Die groBtc beobachtete Helligkeit wurde in Spalte 3 aufgenommen. Die Helligkeiten wurden unter Verwendung der Standards von ARP [I], RAADE und SWOPE [2] und VAN DEN BERGH [3] geschatzt. Ihre Genauigkeit betragt etwa & 0.3 mag. Die Spalten 4 und 5 zeigen an, wie lange die einzelnen Novae auf dem Tautenburger Plattenmaterial verfolgbar und, aufgeschlusselt nach Farben, auf wieviel Platten sie beobachtbar waren. Die Zahlen in Klammern in Spalte 5 geben an, auf wieviel Nachte sich die Platten jeder Farbe verteilen. Bei diesen Angaben wurden auch Platten, auf denen die Novae sehr schwach, aber noch eindeutig erkennbar waren, mitgezahlt, obwohl sie auf den Platten nicht mehr photometrierbar sind.

Die Nova, von der die meisten, insgesamt 75 Platten vorhanden sind, ist N 23. Dagegen liegen von N 17 nur z Platten vor. Von N S lassen sich Helligkeiten in allen funf Farben bestimmen. Ins- gesamt wurden die 27 Novae auf 464 Platten beobachtet, im Mittel also eine Nova auf 17 Platten. Auf einer der 215 zur Verfiigung stehenden Platten befanden sich im Mittel 2.2 Novae.

In einigen Fallen wurde der Hinweis gegeben, daB es sich um eine langsame Nova handelt. Eine Entscheidung, ob eine langsame oder eine schnelle Nova vorliegt, laBt sich eindeutig nur in den Fallen treffen, in denen das Plattenmaterial uber einen groBeren Zeitraum verteilt ist. N 3 erscheint auf die reichste Sternwolke in M 31 (OB 78 = NGC 206) projiziert. Aus der genauen Bestinimung der Ver- farbung dieser Nova I a B t sich unter Umstanden ableiten, ob sie ein Mitglied dieser Sternwolke ist oder nicht.

N 14 ist die Nova mit der kleinsten Entfernung vom Kern (1:s). Diese Nova ist sehr interessant, da bisher nur 2 Novae bekannt wurden mit Entfernungen kleiner als 2’ vom Kern [I, 41. Die von ARP abgeleitete Verteilung der Novae bei Annaherung an den Kern, die zunachst in Kernnahe stark anwachst, dann aber ab 4’ eine rapide Abnahme zeigt, wird durch die neu entdeckte Nova N 14 zu- gunsten eines breiteren, nach kurzeren Kernentfernungen verschobenen Maximums verandcrt. Nach wie vor bleibt jedoch bestehen, daB innerhalb von 115 so gut wie keine Nova beobachtet wurde. Die beiden Novae N 6 (414) und N 27 (4I7) besitzen ebenfalls kleine Kernentfernungen, fallen aber genau in das von ARP angegebene Maximum.

Die Nova N 19 ist niit 7513 die vom Kern entfernteste Nova. Vergleicht man ihre Entfernung mit den Daten der bis heute umfangreichsten Nova-Statistik von HUBBLE [4] und dei Liste von ARP [I], so ist bei diesen Autoren nur eine Nova mit einer groBeren Entfernung (S5:4) bekannt.

Das Material reicht zwar nicht aus, urn das Verhalten der entdeckten Novae vollstandig zu unter- suchen, z. B. ihr Maximum und ihre Dauer eindeutig festzulegen. Trotzdem kijnnen bei einer weiteren Bearbeitung, die in Teil I1 erfolgen soll, eine Reihe von Lichtkurven ermittelt werden. Verlangt man dafiir als Mindestzahl funf Helligkeiten gleicher Farbe an verschiedenen Tagen, so erfiillen dieses 13 Novae. Ferner konnen Farbenindizes abgeleitet und die Verfarbung der Novae abgeschatzt werden. Dabei muB allerdings beriicksichtigt werden, daB die Farbenindizes nicht mit hoher Genauigkeit angebbar sind. Einmal konnen die Helligkeiten oft nicht am gleichen Tage abgeleitet werden. Zum anderen weisen Novae wahrend ihres Ausbruches im allgemeinen Emissionsanteile, also Abweichungen von der normalen Energieverteilung im Kontinuum auf. Eine genaue Photometrie wird des weiteren durch Untergrundeffekte erschwert. Die Novae bilden sich auf verschiedenem, teilweise sehr starkem Untergrund ab. Das Material gestattet, von 10 Novae ( V - B)- und (B - V)-Werte gleichzeitig anzugeben, von 10 weiteren Novae (U - B)-Werte. Vor der weiteren Bearbeitung soll abgewartet werden, ob andere Beobachter erganzendes, zusatzliches Material iiber die hier angczeigten Novae beitragen kiinnen.

Literatur [ I ] H. C. ARP. Novae in the Andromeda Nebula. Astron. J. 61.15 (1956). [ 2 ] W. BAADE and H. H. SWOPR, Variable star field gG’ south preceding the nucleus of thc rZndroineda galaxy. Astron. J.

[3] S. VAN DEN BERGH, Five-color photometry of variable star field IV in M 31. Astron. J . 69.610 (19Gj ) . [4] E. P. HUBBLE, A spiral nebula as a stellar systcni, Messier 31. Astrophys. J. 69.103 (1929).

68.435 (1963).