Embed Size (px)
Citation preview
273
Visuelle Helligkeitsbeobachtungen von Neuen Sternen ( M i t t e i l u n g e n d e r H a m b u r g e r S t e r n w a r t c i n - R e r g e d o r f Nr . 84)
Von M. BEYER, Hamburg-Bcrgedorf Mit z Abbildungen. (Eingegangcn 1951 Dezember 3)
Zahlreiche visuelle Helligkeitsbeobachtungen, die rum Teil auch mit Farbfiltern an den fiinf Novae WZ Sge, CT Ser. V 465 Cyg, EU Sct und D K Lac angrstellt wurden, liefern zuvrrlassige Aufschlasse iiber den Verlauf der Lichtab- nahme dieser Stcrne. Die Filterbeobachtungen spiegeln die spektralen Veranderungen bei der Entwicklung zum Sebel- stadium wider und lassen bemrrkenswerte Ueziehungen zwischen FBrbung und Helligkeit erkennen.
Auf Grund einer Untersuchung allcr bis dahin veriiffentlichten Beobachtungcn des Lichtwcchsels von Neuen Sternen gelang es D. R. MC LAUCHLIN~) im Jahre 1939 erstmalig, gewisse Gesetzmafligkeitcn im Verlaufc dcr Hclligkeitsentwicklung d i e m Objcktc nachzuweiscn und bcstimmtc Mcrkmale fur ihre Klassifikation anzugebcn. N s bcsondcrs wertvoll crwies sich die Auffindung von Beziehungen zwischen Eigentiimlichkeiten des Lichtwechwls und spcktralen Veranderungen, die es uns hcute crmoglichen, fur jede Nova cine Art Tcrmin-Kalcnder aufzustellen, aus dem das friihere und zukiinftigc Verhaltcn des Stems zu ersehen ist. So sind wir hcutc bei ciner im fortgcschrittcnen Stadium ihrer Entwicklung cnt- deckten Nova in dcr Lage, aus dcr jewciligcn Bcschaffenhcit des Spcktrums und dcrn Verlauf ihrer Hcllig- keitsandcrungen den Zcitpunkt und die Hohe ihres Auflcuchtens recht zuverlassig schatzen zu konnen.
Die scit einigcn Jahren von P. WELLHANN am I m-Spicgelteleskop der Sternwarte Rergedorf vor- genommenen Spcktraluntersuchungcn von Ncuen Sternen licI3en cs dahcr als wiinschcnswert erschcinen, glcichzcitig auch den Lichtwechsel dieser Objckte moglichst sorgfdtig zu iiberwachen. Dicse Arbcit wurde vom Verfasser im Rahmcn dcr laufcnden Vcrandcrlichcn-neobachtungen am 26 cmdquatorial der Bergedorfer Sternwartc durchgefiihrt. Ncben den iiblichen visuellen Helligkeitsschatzungcn und den photometrischcn Messungcn dcr jewcils in Betracht , kommenden Verglcichsternc wurden in den letzten Jahren versuchswcise auch Filterbeobachtungen vorgenommen. Dicse crfolgten mit Hilfe von zwei ScHoir-Filtern BCIZ und OGz von jc I mm Dickc, die vcrmittels eines Farbglasrevolvers vor die Ein- sichtsiiffnung des Okulars gcbracht wurdcn. Die Filter sind so beschaffen. daO der Durchlassigkcitsbereich des einen Filters dort aufhort, wo dcrjenige des anderen beginnt. Der in die Nahc der Grenze bei 540 rnp fallendc Teil des Lichtcs wird von beidcn Filtcrn grofltenteils absorbicrt, so daO Veranderungcn innerhalb dicscs Wcllenlangenbereichs in den Filterbeobachtungcn nicht hervortreten konnen. nr i den visuellcn Messungcn oder Schatzungcn rnit den Filtcrn BGIZ und OGz diirften die isophoten Wellenlangcn rnit etwa 480 mp und 560 mp anzunchmcn sein. Diese Maxima lassen sich wcgen der physiologischen Eigen- schaftcn dcs menschlichen Auges, insbesondcre wcgen des PURXIN ]~-Effckts nur in roher Nahcrung bestimmen. Ein urspriinglich gcwihltes Rotfilter K G I setzte die Rcichweitc des Fernrohrs dcrartig herab, dafl es gegen das erheblich weiter ins Gclb rcichende Orangefiter OGz ausgctauscht werdcn munte. Die Farbhclligkeitcn der benutztcn Vcrgleichsterne wurden unter Vcrwendung der glcichen Filter rnit eincm GRAFFschen Keilphotometcr gemcssen. Dabei traten jedoch einigc Schwierigkeitcn auf. Wahrend der Skalcnwert des Photometers durch die Heobachtung gleichgcfarbter Sterne der Polfolgc lcicht und sicher crmittrlt wcrden konnte, blieb die ncstimmung des photomctrischcn Nullpunkts wcgen dcs Fehlens von Ao-Sternen am Pol etwas unsicher. Nachdcrn jcdoch die ohne Filter durchgcfuhrten Messungen dcr Vcrgleichstcrne an die internationalen photovisucllcn Helligkcitcn dcr Polfolge angeschlossen waren, erschicn cs wcnig ratsam, die Nullpunktc der Filtcrmessungen aus anderen Gcgcnden dcs Himrncls zu holcn. Nach einem fur die I. A . L!.-Tagung 1952 aufgestellten Verzeichnis in ,,draft report of the I. A. U. Sub-Commission on Sequences of Magnitudes" zeigen innerhalb dcs Helligkeitsintervalls Brn bis I I ~ die Sterne Nr. 8, 9, 10, 11 und 13 der nordlichcn Polfolge Farbenindizes von weniger als 0?2. Da'die visuellcn Farbenindizes noch wesentlich kleincr sind, lassen sich die photographischen und photovisucllen Ilellig- keitcn dicser Stcrne genahcrt auf die oben gegebenen isophoten Wcllenlangen reduzieren. Diese um wenige IIundcrtstel einer Groflcnklasse unsichercn Helligkeiten wurden den Nullpunktsbestimmungen dcr Filtermessungen zugrunde gelcgt. Eine weitere Schwierigkcit wird durch die rcstliche chromatische Aberration dcs Fernrohrobjektivs verursacht, die den Stcrnen bei Rlaufilter-Beobachtungcn eincn diffuscn Saum gibt, dcr zwar bcim Schatzen nicht stort, aber einen Vergleich rnit dcm punktformig scharfen kunstlichen Stern des Photometers schr erschwcrt.
Verglichcn rnit den normalcn Hclligkeitssch~tzungen erweist sich die Beobachtung mit Farbfiltern als etwas schwierigcr, und sic diirfte dahcr auch zu etwas wcniger sicheren Ergebnissen fiihren. Vielleicht licgt das aber an dcr mangelnden Obung. Gewohnlich werdcn Farbfilterbeobachtungcn von mir nur bei
Aatron. Nachr. Bd. a80 18
I) D. B. MCLAUCHLIN. The forms of light curves of novae. Publ. Amer. Astron. Soc. 9 . 157 (1939).
274 M. BEYER: Visuelle Helligkeitsbeobachtungen von Neuen Sternen
6 Cephei- oder 6 Cephei-ahnlichen Veranderlichen vorgenommen. Ihre versuchsweise Anwendung bei den Novae erscheint zunachst vielleicht wenig sinnvoll, weil das gefilterte Licht dieser Sterne, besonders im fortgeschrittenen Stadium ihrer Entwicklung, im wesentlichen von wenigen hellen Emissionen bestimmt wird. Andererseits ist jedoch zu erwarten, daB alle bedeutenderen spektralen Veranderungen sich in den Farbhelligkeiten widerspiegeln und somit umgekehrt aus ihnen wieder gewisse Riickschliisse auf das Spektrum zu gewinnen sind.
Von den seit 1946 aufgeleuchteten Neuen Sternen wurden hier die Novae WZ Sagittae, CT Serpentis, V465 Cygni, EU Scuti und DK Lacertae beobachtet. Die im folgenden gegebenen Zusammenstellungen der Beobachtungen enthalten neben den Tabellen der benutzten Vergleichsterne die in den einzelnen Nachten geschatzten Helligkeiten der Novae, von denen die Werte fur CT Serpentis und EU Scuti sich auf das Harvard-System, alle iibrigen sich auf das internationale photovisuelle System beziehen. Sofern neben den normalen Helligkeitsschatzungen auch Filterbeobachtungen erhalten wurden, sind diese BG IZ- und OGz-Helligkeiten in zusatzlichen Spalten aufgefiihrt.
WZ Sagittae = Nova Sagittae Nr. 2 (1913 u3d 1946) 1946 Juni 28 bemerkte K. HIMPEL auf der Konigstuhl-Sternwarte, Heidelberg, das Wieder-
aufleuchten der im Jahre 1913 entdeckten Nova Sagittae Nr. 2 , deren Helligkeit seit langem auf 1 6 ~ gesunken war. Im Laufe der kurzen Sommernacht stieg die Helligkeit innerhalb von 4 Stunden urn mehr als z GroOenklassen von 11m9 auf 9F3. Am Abend des folgenden Tages lag die Helligkeit weitere 1?3 hoher; sie befand sich aber bereits wieder im Abstieg. Das Helligkeitsmaximum diirfte nach K. HIMPEL in den friihen Morgenstunden des 29. Juni 1946 mit etwa 7 ' 3 (visuell) stattgefunden haben. In der Zeit von 1946 Juli I bis Nov. 21 wurden hier die folgenden 37 Beobachtungen erhalten.
V e r g l e i c h s t e r n e Bez. BD-Nr. bzw. Ort 1855.0 Gr. (Ipv) 1 Bez. BD-Nr. bzw. Ort 1855.0 Gr. (Ipv)
13.57: 13.55
13.78 13.85
13.95 13.89
a b
d e f g h i k 1
n
G
m
109.30 14.10 117.36 74.30 146.28 14.5:
+I70 4215 +16 4196 +I7 4235 +16 4165 +I7 4225 +16 4178 +I7 4224 +I6 4'35 +17 4226 +17 4222 +17 4221 +I7 4217 +I7 4223
J.D.2432 ... Gr.
003.41 84184
004.45 8.90 004.46 8.88 005.43 8.98 005.47 8.93
003.47 8.80
006.39 9.20 006.43 9.25
J.D.2432 ... 'Gr.
006.51 94125 007.45 9.32 008.43 9.36 009.42 9.45 009.44 9.44 010.41 9.62 011.45 9.69 013.41 9.84
Spektrum im Okularspektroskop 1946
var 84145 8.54: 8.78: 8.83 9.09 9.10 9.14 9.21 9.36 9.44 9.49 9.51 9.94
0 +17" 4228 P +I7 4227 q zoh Im 31J3 + 1 7 O I Z ~ O I 20 o 42.0 +17 19.5 S 20 I 11.5 +17 17.7 t 20 I 19.3 +17 17.2 u 20 0 46.4 +17 16.7 u 20 I 11.6 +17 15.0 UI 20 I 8.7 +17 16.9 x 20 o 52.8 +17 19.0 y 20 I 6.3 +17 15.2 I 20 I 2.9 +17 17.2 A 20 I 5.0 +17 17.5 B 20 I 5.7 +17 17.4
B e o b a c h t u n g e n
J.D.2432 ... Gr.
014.40 94184 015.39 9.88 048.36 13.20 053.41 13.17 055.42 13.10 056.38 13.53 057.42 13.52 062.34 13.48
1oyoz
11.89 11.91 12.58 12.80 12.82 13.15 13.30 '3.37 13.38 13.85 14.20 14.36
11.02
J.D.2432 ... Gr. [ J.D.2432 ... Gr.
066.48 068.34 071.43 075.34 076.31
090.33 092.33
085.32
lli I bis 13: rein kontinuierlich ohne Emissionen.
Nach dem sehr spitzen Maximum 1946 Juni 29.2 fie1 die Helligkeit innerhalb von 21 Tagen um 3 GroOenklassen. Mit dem Langsamerwerden der Lichtabnahme setzten Anfang August 1946 sekundare Helligkeitsschwankungen mit Amplituden bis zu 01'6 ein, die beim Unsichtbarwerden des Sterns, Ende November 1946, noch bestanden.
CT Serpentis = Nova Serpentis 1948 Die 1948 April 9 von R.BARTAJA in Abastumani entdeckte Nova war auf einer Uberwachungs-
aufnahme der Harvard-Sternwarte von 1947 Sept. 9 noch nicht zu finden und bestimmt schwacher als ~zmo. Auf der ersten, nach dem Wiederauftauchen des Feldes 1948 Febr. 6 erhaltenen Aufnahme ist sie jedoch als ein Stern 8" vorhanden. Das Spektrum zeigte bereits im Mai 1948 das Nebelstadium in einer Ent- wicklung, die darauf schliel3en la&, daB das Helligkeitsmaximum mit etwa 6m um die Jahreswende 1947-48 stattgefunden hat. Nach Harvard-Platten nahm die Helligkeit zwischen 1948 Febr. 6 und Anfang Mai unter groBen sekundaren Schwankungen mit Amplituden bis zu I?O langsam von 8410 auf 8?8 ab. Die Beobachtungen wurden hier sofort nach dem Bekanntwerden der Entdeckung, 1948 Mai 14, begon- nen und werden weiter fortgefiihrt, da der Stern gegenwartig im 26 cm-Aequatorial noch gut sichtbar ist.
M. BEYER: Visuelle Helligkeitsbeobachtungen von Neuen Sternen 275
V e r g l e i c h s t e r n e
Gr. BGIz. OGz (Harv.) Bez. BD-Nr. bzw.Ort 1855.0 Gr' BGIZ OG2 ! Bez. Ort 1855.0 (Harv.)
732.43 12.91, 734.44 12.93,
Nova 15h38"'55S +14"49!9 var var var k 15h 37m385 + lqO 521.4 10m43 a +15' 2910 89384 8.88 - 1 15 37 37 +14 48.5 10.49
863.42 13.21 864.38 13.12
b +I4 2943 c +I4 2936 d + I 5 2904 e + I 4 2930 f + I 4 2924 g + I 4 2925 h +74 2929 i + I 4 2932
J.D.2432 ... Gr. BG12 OGz
rn 686.37 8.87 - -
688.37 8.99 8.88 9'34 689.37 8.98 8.72 9.87 690.38 8.96 8.81 9.97 691.40 8.91 8.74 9.94 693.38 8.98 8.73 9.97 696.41 8.98 8.74 9.97 699.42 8.98 8.80 10.01
703.42 8.99 8.94 10.00 706.44 9.10 9.00 10.32
687.38 9.02 ST68 -
711.43 9.19 9.00 10.31 712.42 9.15 9.02 10.42 713.42 9.10 9.06 10.35 714.41 9.17 9.12 - 715.40 9.17 9.08 10.38 716.41 9.13 9.06 10.39 717.52 9.19 9.09 10.39 719.52 9.00 8.78 10.14 723.43 9.13 9.12 10.39 726.41 9.31 9.20 10.59 736.48 9.22 9.28 10.73 739.41 9.32 9.36 10.85 746.40 9.39 9.33 11.01 750.39 9.43 9.34 11.14 751.4' 9.47 9.34 11.05 755.39 9.59 9.56 11.03 758.38 9.68 9.50 10.99 759.46 9.68 9.55 11.18 760.38 9.67 9.63 11.10
761.37 9.82 9.64 - 762.37 9.73 9.63 -
- 9.04 -
9.31 9.39 - 9.34 9.40 - 9.49 9.82 - 9.80 10.04 -
10.07 10.49 10.09 10.09 - 9.83
9.07 9.12 - m 15 39 14 +14 42.8 10.50 n 15 37 48 +15 0.5 10.82 0 I5 37 59 +15 4.1 11.24 P I5 38 50 + I 4 49.3 11.75 q I5 38 49 +14 49.8 12.11 1. 15 39 24 +14 50.8 12.73 s I5 39 I 3 +14 47.6 13.25
B e o b a c h t u n g e n
J.D.2432 ... Gr. BG IZ
763.37 764.38 765.38 768.36 773.36 775.35 778.36 779.35 785.33 788.33 792.33 793.34 794.35 795.32 797.34 802.34 804.31 805.31 808.31 816.35 817.33. 822.27 825.28 826.26 833.27
843.24
838.27 839.26
844.26 861.22 864.22 868.21
IIl
9.69 9.66 9.70 9.73 9.80 9.83 9.80 9.83 9.80 9.92 9.90 9.97 9.97 9.97 9.97
10.07 10.07 10.04
10.16
10.34 10.32 10.31. 10.50 10.60 10.50 10.50 10.60 10.77 10.71 21.69
10.11
10.20
9.65 9.70 9.70 9.82 9.82 9.82 9.78 9.76 9.85 9.96 9.98
10.04 10.07 10.04 10.13 10.14 10.07
10.14
10.17 10.26 10.30 10.30 10.27
10.10
-
- - - -
10.69 10.74 10.72
.D.z43... Gr.
m 2851.21 10.88
888.20 10.95 999.51 11.94
007.40 12.11 022.43 12.05 027.47 11.87 034.42 11.96 038.42 11.96
3001.49 11.82
050.41 12.11 051.41 12.11 056.43 11.96 058.44 12.04
067.47 12.03
081.43 11.99 089.48 11.99
059.41 12.23
080.52 11.97
093.49 12.02 100.43 12.19 101.43 12.25 110.46 12.16 119.44 12.32 120.43 12.25 121.45 12.23 128.44 12.51 143.43 12.44 165.32 12.61
173.38 12.51 210.29 12.60
171.33 12.48
218.26 12.49
I.D.2433.. . Gr.
m 330.52 13.3: 359.51 12.92 379.49 13.12 386.43 13.10
415.47 12.89 416.44 12.86 419.46 12.87 435.46 13.13 439.47 13.00 444.48 13.22 465.48 12.94 471.48 12.55 487.46 13.21
411.44 12.96
495.44 12.88 497.42 12.73 498.44 12.80 503.42 12.78 504.38 12.81 508.43 12.73 512.38 13.26 526.37 12.60 530.35 13.02 538.33 12.68 541.35 12.60 544.32 12.62
575.25 13.0:
709.50 12.62
556.30 12.96
576.23 13.0:
- 10.72 - 10.50
- 10.88
- 11.41
10.21 -
11.10 -
.. D.2433 ... Gr.
m 742.4' 13.24
751.47 13.36 748.41 13.24
756.45 13.21 759.41 13.18 761.43 12.99 762.46 13.30 768.50 13.09 769.45 13.06 773.46 13.25 777.50 13.41 778.50 13.32 796.50 13.09 797.53 13.21 798.48 13.36 799.46 13.36
809.49 13.37
801.42 13.36 806.51 13.20
814.46 13.30 818.45 13.10
829.43 13.07 837.43 13.17 838.43 13.31
857.45 13.24 858.39 13.13
822.45 13.15
850.40 13.30
861.40 13.41 862.40 13.25
J.D.2433 .... Gr.
m 881.42 13.1: 889.34 13.37 891.38 13.18 892.35 13.22 893.37 13.29 895.35 13.24 896.35 13.1: 898.33 13.11 899.32 13.15 909.30 13.16 910.31 13.18 914.31 13.16 915.29 13.11 920.30 13.1:
923.27 13.31
925.28 13.16 926.28 13.16 927.26 13.16
929.27 '3.24 937.25 13.23 938.25 13.10
944.23 13.16 946.24 13.23
948.24 13.1: 949.23 13.16
921.28 13.07
924.28 13.24
928.26 13.24
939.24 13.0:
947.23 13.16
Beobachtungen mit dem Okularspektroskop 1948 Mai 14: Nebelspektrum mit hellem Knoten im Griin und mehreren wesentlich schwacheren Emissionen.
Jm Abschnitt J. D. 243 2610 bis 2900 sinkt die Helligkeit der Nova ziemlich stetig von 8910 auf 11910. Die anfangs noch vorhandenen, betrachtlichen sekundaren Wellen mit Amplituden bis zu 0 ~ 7 werden allmahlich kiirzer und flacher, so da13 sie von J.D.2432760 ab mit durchschnittlich 0% kaum noch be- sonders auffallen. In der folgenden Sichtbarkeitsperiode des Sterns, zwischen J. D. 2433000 und 3220 sind seltsamerweise wieder stark entwickelte und unregelmaflig verlaufende sekundare Wellen n i t Ampli- tuden bis zu oY7 vorhanden. Die mittlere Helligkeit fallt in dieser Epoche von 11Y9 auf 12y6. Auch die Beobachtungsabschnitte der Jahre 1950 und 1951 sind durch das Vorhandensein von lturzen sekun- daren Schwankungen ausgezeichnet. Im Laufe des Jahres 1951 schrumpfte jedoch die Amplitude dieser Wellen auf etwa om3 zusammen. Der Abfall der mittleren Helligkeit vollzog sich in den letzten Jahren gleichfalls in sehr langgestreckten Wellen von geringer Hohe, die im Abschnitt J. D. 2433330 bis 3580 zwischen 12% und 13?0, im Abschnitt J. D. 243 3730 bis 3950 zwischen 139n15 und 1 3 3 5 verliefen.
Beobachtungen mit Farbfiltern konnten nur im Jahre 1948 vorgenommen werden. Da sich das Spektrum im Nebelstadium nur langsam und wenig andert, laufen die BGIz- und die OGz-Helligkeiten den Beobachtungen ohne Filter ziemlich parallel. Lediglich am Anfang, von J. D.2432687 bis 2730. liegen die Blauhelligkeiten iiber den Klarglas-Beobachtungen. Die Differenz nimmt beim Lichtabstieg von 9Yo bis 9?25 von 0?2 auf 0910 ab. Im weiteren Verlauf der Lichtkurve sind bis J.D.243286S keine systema- tischen Abweichungen der Blauhelligkeiten von mehr als O?'I nachzuweisen. Die Gelbhelligkeiten liegen dagegen von Anfang an sehr erheblich unter dem ungefilterten Licht. Die Differenz steigt im Abschnitt
276 M. BEYER: Visuelle Helligkeitsbeobachtungen von Neuen Sternen
J.D.2432688 bis 2760 von IYO auf 1935 an, so da13 der visuelle Farbenindex (480 - 560 m,u) wahrend der Helligkeitsabnahme der Nova von g?o auf 9F7 von -1% auf -1915 anwachst.
V 465 Cygni = Nova Cygni 1948 Die Nova wurde 1948 Juni z von B. S. WHITNEY in Oklahoma als ein Stern lom entdeckt. Auf einer
Aufnahme von 1948 Mai z ist am fraglichen Ort kein Stern heller als 13Fg zu erkennen. Nach G. P. KUIPER (I.A.U. Circ. 1160) la13t ein 1948 Juni 13 erhaltenes Spektrum darauf schlieBen, daB die Helligkeit der Nova an diesem Tage bereits 2?5 bis 3To unter dem Maximum lag. Danach durfte die visuelle Helligkeit im Maximum 7Yo bis 7'P5 betragen haben und das Aufleuchten um den 20. Mai herum erfolgt sein. In der Zeit von 1948 Juni 10 bis 1950 August 11 wurden hier die im folgenden mitgeteilten 145 Helligkeits- beobachtungen erhalten. Die Helligkeiten der benutzten 19 Vergleichsterne wurden in 5 Nachten photo- metrisch gemessen und an die internationale photovisuelle Polfolge angeschlossen. Herr Dr. A. A. WACH- MA" hatte die Liebenswurdigkeit, die Spektraltypen der Vergleichsterne auf einer Aufnahme des Lippert- Astrographen zu bestimmen. An 49 Tagen zwischen 1948 Juni 10 und Nov. 12 konnten auch visuelle BG 12- und OGz-Helligkeiten geschatzt werden.
Bez.
Nova a b
d e
g h i k 1 m n
P (l
C
I
0
Y
S
t
J.D.2432 ... Ipv BG 12
713.43 714.47
716.42 717.5' 719.45 723.44 726.42 736.47 739.42 746.41 750.40 751.42 755.41 758.39 759.48 760.39 761.39 762.39 763.39 764.39 765.39 768.38 773.37 775.37 778.37 779.37 785.35 788.34
'715 4 2
m 9.81 9.99: 9.96 9.94
10.00 10.28 10.43 9.87
10.55 10.02
10.92 11.06 10.96 10.82 10.60 10.43 10.84 10.76 10.66 10.41 10.49 10.53 10.77 11.13 10.62 10.68 10.71 10.54 10.65
m 9.98 -
10.16 10.21
10.14 10.37 10.48 10.03 10.58
10.94 11.04 11.03 11.01 10.82 10.50 10.97 10.98 10.90 10.58 1 0 . 5 ~ 10.76 11.08 11.16 10.79 10.80 10.83 10.64 10.79
10.20
0 G2 - In
9.76 - 9.94
10.03 9.98
10.25 10.40 9.56
10.36 9.63
10.70 10.66 10.70 10.61 10.51 10.13 10.67 10.44 10.53 10.28 10.18 10.36 10.62 10.94 10.47 10.52 10.42 10.31 10.35
Ve r g l e i c 11 s t e r ne BD-Nr. bzw. Ort 1855.0 Gr.(Ipv)
rgh47mrgs +36°~r15 var +36O 3747 +36 3753 +35 3847 +36 3740
~ g h 46'0 265
+36" 3738 19h 46'" 31s 19 46 21
I9 45 39 19 47 40 19 47 6 I 9 47 37 19 47 47 I 9 47 23 I9 47 22
19 47 12 19 47 I3 19 47 27 I9 47 20
+36'1411
+36"1115 +36 10.5 +36 5.9 +36 15.1 +36 14.8 f36 6.2 +36 13.6 +36 12.7 +36 9.9 +36 11.0 f36 12.6 +36 11.2 +36 11.3
9Dp 74 9.96
10.40 10.52 10.70 10.75 10.82 11.06 11.28 11.38 11.89 12.43 12.93 13.11 13.46 13.57 13.84 14.03
10.12
Be o b a c h t u n g e n.
.D.2432... Ipv BG12 OG2
792.34 793.36 795.33 797.36 802.35 804.32 805.31 806.34 808.31 816.34
822.29
826.27
817.32
825.29
829.41 833.28 838.28 839.26 843.24 844.26 861.28 862.40 864.23 868.23 872.21 877.41 878.35 880.46 881.23
m 11.10 11.26 10.78 10.97 11.55
11.09
11.33 10.75 10.62 10.35 10.27 10.38 10.37 10.70 11.56 11.62 11.58 '1.77
12.23
11.20
11.12
12.20
12.22 12.20 12.32 12.28
.12.22
12.48 12.39:
m 11.20 11.46 10.94 11.19 11.66 11.36 11.41
11.56 10.87 10.78
10.40 10.55 10.36 10.83
11.86 11.92 12.06 12.28
-
'10.53
-
- 12.20 12-28 - _ . - - -
m 10.98 11.23 10.59 10.88 11.41 : 11.16 - -
11.34 10.52 10.40 10.14 10.06 10.11 10.12
10.54
11.56 11.63 11.87 12.26
-
- 12.21 12.26 - - - - -
BG 12
-
9m96 10.15 10.24 10.45 10.67 11.19 10.92 11.08
11.46
12.28
11.01
-
- - - - - - -
OG 2
9m 67 9.49
10.07 10.40 10.25 10.06 10.62 10.75
11.29 10.84 11.76
-
-
- - - - - - -
.D.243... IPV ~~ _____
m 2887.29 12.53 888.20 12.48 889.27 r2.66 891.25 12.47
896.37 12.43 893.20 12.43
904.24 12.58 907.23 12.26 913.21 12.20
914.20 12.33 915.30 12.33 932.22 12.43 939.23 12.50
999.50 13.08 3001.50 13.06 004.44 12.93 022.42 12.89 027.45 13.04 029.43 13.05 030.49 12.99 034.44 13.01 037.45 13.03
049.43 13.05
946.25 12.43
038.44 13.02
050.40 13.00 051.42 13.00 053.46 12.99 058.47 13.00
Spektr.
F2 -
G 4d A 9 A I
K 8 A 2 A 6 B g F o G 8
-
- F 7 F o A o - - - -
~~ ~~
m 059.42 13.00 060.48 13.04 065.42 13.12 067.42 12.97
080.46 13.13 081.47 13.12 089.48 13.22
078.44 13.02
093.49 13.19 100.47 13.22 101.51 13.24 106.43 13.20 110.42 13.09 119.51 13.32 120.43 13.30 122.46 13.34 127.43 13.38 133.43 13.36 141.47 13.42 143.45 13.42 145.44 13.48
153.47 13.57 156.41 13.47 162.45 13.53 165.36 13.57 171.35 13.57
150.50 13.52
181.36 13.53 185.43 13.53
m 194.35 13.53
202.31 13.62 204.35 13.69
210.29 13.74 21j.42 13.72
199.31 13.57
207.41 13.62
223.28 13.74 224.27 13.74 242.29 13.74 249.40 13.84 265.28 13.9: 270.23 14.03 271.26 14.04 301.24 14.23 302.23 14.22 359.53 L14.0 379.52 r14.0 386.45 r14.0 411.47 r14.0 415.50 r14.0
434.46 L14.1
439.45 14.56
487.49 r14.5 497.44 [ I 4 3 505.44 L15.0
421.49 14.34
437.48 15.0:
444.50 14.7:
M. BEYER: Visuelle Helligkeitsbeobachtungen von Neuen Sternen 277
Beobachtungen mit dem Okularspektroskop : J. D. 243 2713-2715 Spektrum kontinuierlich; Emissionen angedeutet. aber schwer zu erkennen.
kontinuierliches Spektrum rnit schwachen Emissionen.
Spektruin irn wesentlichen kontinuierlich ; Emissionen deutlich sichtbar.
2 746 2793 ’ 2804 1
Bei Beginn der Beobachtung, J. D. 2432713, hatte die Nova anscheinend gerade das Obergangs- stadium zur Entwicklung des Nebelspektrums erreicht, das nach D. B. MCLAUCHLIN (Pop. Astr. 47, 410ff., 1939) etwa 3” unterhalb des Maximums einsetzt. Dieses Stadium verlauft fur die meisten Novae indivi- duell, zeichnet sich gewohnlich aber durch stark pulsierende Helligkeitsschwankungen aus. Bei der Nova V 465 Cygni verlaufen diese etwa 7 bis 14tagigen Wellen rnit Amplituden von om4 bis IYI. Sie erreichen ihren Hohepunkt J.D.2432825 rnit einer Riesenwelle in einer Lange von etwa 30 Tagen, die den Stern von 11m6 auf 1oY25 emporhebt. Gegen J.D.2433120 setzt dann in der Helligkeit 13Y3 der ruhigere und stetige Lichtabstieg ein, der die Nova J. D. 2433460 rnit 14m7 unter die Sichtgrenze des 26 cm-Aequatorials fiihrte.
Die Filterbeobachtungen iiberdecken den ersten und interessantesten Abschnitt des Obergangs- stadiums. Wahrend die OGz-Helligkeiten ini Abstieg bis r1?7 (J. D. 2432844) iiber den Beobachtungen ohne Filter bleiben, liegen die BGrz-Helligkeiten bis 121’2 (J. D.2433865) stets darunter. Im gro13en und ganzen sind die Abweichungen der Farbhelligkeiten von dem ungefilterten Licht um so g r o k r , je heller die Nova ist. Eine strenge Beziehung ist nicht vorhanden und angesichts der zum Teil fortschreitenden Veranderungen des Spektrums auch nicht zu erwarten (vgl. Abb. I) . So liegen
bei IOYO die OGz-Helligkeiten um oY3 hoher. die BG 12-Helligkeiten um o?’15 tiefer IImI I , 071 , I , I 0”I , I
rzmz I . 01’0 I , , I o?’o , I
9“ --I I I I I I I I I I 1 I I I 1 ,
-
- 12” - 13” I 1 1 I I I I 1 I I I I I I 1 . ,
J. D.243 2750 2800 2850
Abb. I. Nova V 465 Cygni Lichtkurve im Anfang des Obergangsstadiums zum Nebelspektrum.
__ Beob. ohne Filter, - . . Beob. mit Blaufilter ( B G r z ) _ _ _ _ _ Beob. mit Orangefilter (OG 2)
als die Beobachtungen ohne Filter. Mit dem Schwacherwerden der Nova ist somit eine Abnahme des visuellen Farbenindexes (480 - 560 mp) von +om45 bei IO?O auf o’fo bei IZ?Z festzustellen. Mit der weiteren Entwicklung zum Nehelspektrum diirfte sich ein negativer Farbenindex ausbilden, wie er im vorstehenden bei der Nova WZ Serpentis gefunden wurde oder in Abb. 2 (Ende des ubergangsstadiunis der Nova DK Lacertae) hervortritt. Leider mu13ten die Filterbeobachtungen J. D. 2432868 wegen der zunehmenden Lichtschwache der Nova bei der Helligkeit 12% abgebrochen werden.
EU Scuti = Nova Scuti 1949
Die 1949 Juli 31 von CH.BERTAUD in Meudon in der Helligkeit 9?7 entdeckte Nova war nach Harvard-Platten am 30. Juli noch unsichtbar und schwacher als 13m0, jedoch am folgenden Tage, 17 Stunden vor ihrer Entdeckung, bereits bis zur Grofle I I ~ emporgeschnellt. Bis zu dieser Helligkeit mu13 das Licht sehr rasch, dann aber wesentlich langsamer angestiegen sein ; denn nach Beobachtungen von CH.BERTAUD und F.BALDET (Journ. Obs. 32:121, 1949) wurde die gro13te Helligkeit 8LPo (visuell) erst 1949 Aug. 5 7 2 erreicht. In der Zeit von 1949 Aug. 10 bis Okt. 22 konnten hier 51 normale Helligkeits- schatzungen und bis 1949 Sept. 13 weitere 43 Filterbeobachtungen erhalten werden. Die Helligkeiten der benutzten Vergleichsterne wurden in 7 Nachten photometrisch gemessen und an benachbarte Sterne aus den Katalogen in Harv. Ann. 54 und 70 angeschlossen. Direkte Polanschliisse wurden wegen der grol3en Zenitdistanz der Sterne nicht vorgenommen.
278 M. BEYER : Visuelle Helligkeitsbeobachtungen von Neuen Sternen
V e r g l e i c h s t e r n e
Bez.
Nova a b
d e f g h i
c
BD-Nr. bzw. Ort 1855.0 (Harv,) Gr' BGIZ
8h48m34r4 -4'2313 var - -4O4614 74095 81'03
8.28 8.81 -4 4647 -4 4606 8.55 9.16 -4 4609 8.80 8.89 -4 4632 8.71 8.65 -4 4640 9.21 9.05 -4 4622 9.63 9.74 -4 4641 9.85 9.91 -4 4636 9.98 -
J.D. Gr. Gr. Gr. 2433 ... Harv. BGIZ OGz
139.38 139.42 140.37 141.36
142.37 142.44 143.36 144.36 144.38 145.41 145.43 146.38
141.38
Ill m m 8.40 8.41 8.34 8.39 - 8.46 - 8.49 8.65 8.38 8.38 - 8.49 8.60 8.46 8.57 - 9.13 9.42 9.46 9.27 9.35 9.04 9.31 - 9.39 - 9.42 9.49 9.55 9.36 -
- -
-
-
- -
-
OGz Spektr.1Bez. BD-Nr. bzw.Ort 1855.0(~::;,) BGIZ OGz Spektr.
- - 7m97 B9
K5 7.84 K5
B9 8.66 A3 9.01 Fo 9.63 A2 9.84 Ao - G5
-
-
k 1 m n
P 4
o
r S t
-4O4637 -4 4639 -4 4633
18h48m52 58 -4'2314 18 48 25.1 -4 27.2 18 48 5.9 -4 18.5 I8 48 28.1 -4 19.1 18 48 42.9 -4 25.0 I8 48 29.3 -4 23.5 18 48 37.8 -4 21.1
IOm3I 109334 109347 - 10.84 10.86 10.94 - 10.84 - - -
11.89 - - -
12.56 - - - 13.12 - - - 13.80 - - -
13.84 - - -
- 11.99 - - 12.00 - - -
1 u 18 48 31.1 -4 23.4 14.3: - - -
B e o b a c h t u n g e n
J.D. Gr. Gr. Gr. 2433 ... Harv. BGIZ OGz
146.45 147.37 148.39 148.35 149.35 149.37 150.35 150.37 151.35 151.37 152.38 153.34 156.34
m m m 9.52 9.60 9.46 9.49 - 9.45 - 9.51 9.61 9.44 9.77 9.72 9.79 9.66 - 9.75 9.79 9.57 9.75 - 9.75 9.69 9.66 9.74 - 9.76 9.69 9.61 9.75 9.70 9.67 9.78 9.84 9.80
- -
-
-
-
Beobachtungen mit dem Okularspektroskop:
3143 kontinuierliches Spektrum; Emis:
J.D. Gr. Gr. Gr. 2433 ... Ham. BGIZ OGz
160.34
163.39
161.36 162.34
164.31 165.31 169.32 170.32 171.30 173.38 181.34 182.31 183.32
in - 10.17 -
10.04 -
10.26 -
10.20 10.41 10.25 10.75 10.74 11.07
10.71 10.66 11.02 10.66 10.65 11.03 11.23 - 11.36 - -
- 10.25 10.43 10.34
10.22 10.34 10.36 -
10.73 10.72 11.08
-
- 11.33 -
inen nicht zu erkennen.
J.D. Gr. 2433.. . Harv.
m 185.42 11.47: 187.41 11.46 188.33 11.64 189.35 11.70 193.32 12.92 194.32 13.20
202.27 13.95 204.26 14.30 205.33 '4.30 209.25 14.55 212.27 14.8:
196.30 13.6:
3149: 3156:
kontinuierliches Spektrum mit schwachen Emissionen. kontinuierliches Spektrum, Emissionen deutlich hervortretend.
Der Lichtabstieg beginnt mit hohen sekundaren Wellen, die infolge der rasch abnehmenden Hellig- keit nicht recht gut zur Auswirkung kommen und teilweise nur scharf ausgepragte Stufen bilden. Inner- halb von 53Tagen fallt das Licht um 3.5 GroI3enklassen vom Maximum 8To auf II'!'~. An diesem kritischen Punkt, der gewohnlich das Ubergangsstadium zum Nebelspektrum einleitet, wird der Abstieg plotzlich noch vie1 steiler, so daR die Helligkeit in 28 Tagen uni weitere 31'5 iiber 15Yo hinaus sinkt. Es ist sehr wahrscheinlich, daR dieser Abstieg in ein tiefes sekundares Minimum von grol3er Breite fiihrte, wie es bei den Novae T Aurigae und D Q Herculis beobachtet wurde. Danach ware nach mehreren Monaten eine Riickkehr der Helligkeit auf etwa 14mo und ein folgender, glatter und langsamer Abstieg zu erwarten gewesen. 6 Beobachtungen zwischen J.D.2433413 und 3504 (6 bis g Monate nach dem Verschwinden des Sterns) verliefen ergebnislos. J. D.2433508 schien bei sehr durchsichtiger Luft am Ort der Nova ein Stern 14m7 aufzublitzen. Diese an der Sichtgrenze des 26 cm-Aequatorials liegende Beobachtung ist aber zu unsicher, um daraus Schliisse ziehen zu konnen.
Die Filterbeobachtungen weichen zu Anfang nur wenig von den Schatzungen ohne Filter ab. Im allgemeinen liegen die OGz-Helligkeiten etwas hoher als BG 12-GroI3en. Erst nach dem Unterschreiten der Helligkeit 10T6 sinkt die OGz-Helligkeit ziemlich plotzlich um eine halbe GroBenklasse unter die Blau-Werte. Innerhalb des Abschnitts J. D. 2433139 bis 3173 ergeben sich die folgenden Knderungen des Farbenindexes :
J. D. 243 . . . Helligkeit der Nova visueller Farbenindex (480 - 560 mp) 3143 gmo +Om2
3158 9.9 0.0 3'70 10.7 -0.4
DK Lacertae = Nova Lacertae 1950 1950 Jan. 23 entdeckte CH. BERTAUD in Meudon auf einer photographischen Aufnahme vom gleichen
Tage eine Nova 6T1, die bereits auf einer Platte vom 22. Januar in der Ilelligkeit 5'fg vorhanden war. Nach einer spateren hlitteilung von P. AHNERT in I. A. U. Circ. 1257 befand sich die Nova nach einer Sonneberger Oberwachungsaufnahme am Abend des 20. Jan. 1950 mit der photographischen Helligkeit 6F6 im Licht- anstieg. Auf einer Platte vom 18. Januar war noch keine Spur des Sterns zu erkennen. Nach einem sehr
M. BEYER: Visuelle Helligkeitsbeobachtungen von Neuen Sternen 279 B e o b a c h t u n g e n
J'D' Ipv BG12 OGz 2433".
m 308.41 5.88 -
309.25 5.89 - 310.23 5.86 - 310.46 5.92 - 311.24 5.91 -
313.24 6.25 -
318.24 7.65 - 320.24 7.12 - 321.44 7.62 -
322.34 7.03 - 325.30 8.13: -
327.25 8.00 -
312.28 6.27 -
315.39 7.23 -
322.26 7.03 -
326.33 7.62 -
327.33 8.06 - 330.26 7.95 - 3 9 . 3 4 7.92 - 331.26 8.11 - 332.24 7.95 - 335.25 7.98 - 337.37 8.23 - 340.29 8.36 - 341.30 8.73 - 341.33 8.61 - 342.34 8.69 - 343.26 8.56 - 345.26 8.69 - 346.31 8.10 - 347.27 7.89 - 348.27 8.28 - 351.28 8.83 - 353.29 8.27 - 354.28 8.79 - 356.28 8.99 - 359.39 8.98 -
359.47 8.97 - 360.31 9-00 - 364.30 8.34 - 367.31 9.06 - 368.39 9.08 - 369.30 9.09 - 374.31 8.65 - 375.32 8.99 - 376.3' 9.09 - 378.31 9.29 - 379.32 8.93 - 379.53 8.95 -
371.31 9.31 -
386.39 9.20 -
391.33 8.86 - 390.35 8.29 -
392.35 9.20 - 395.47 9.29: - 397.34 9.36 - 400.35 9.64 - 401.35 9.72 - 402.43 9.55 - 403.35 9.30 - 404.35 9.26 - 411.38 8.52 - 412.36 8.76 - 413.36 9.05 - 413.55 9.07 - 4'4.36 9.25 - 415.38 9.33 - 415.52 9.34 -- 416.37 9.35 - 416.48 9.38 - 418.43 9.64 - 419.44 9.70 - 421.41 9.71 - . . ~. 421.51 9.71 -- 422.44 9.67 g?31 I O ~ O I
J'D' Ipv BG12 OG2 133... -
123.46 124.40 125.41 131.43 132.43 f33.4' 134.41 435.42 136.42 437.42 438.45 439.4' 139.50 440.43 442.42 444.44 445.49 446.44 446.45 447.46 448.43 449.41 451.43 454.43 455.43 457.43 458.46 462.43 465.43 471.41 472.44 473.42 476.41 478.40 479.4' 483.44 483.47 484.42 484.45 485.43 485.43 486.44 487.42 487.54
492.48 493.38 495.40 496.37 497.40 498.37 499.37 500.37 501.37 502.44 503.37
490.40 491.41
504.37 505.36 506.36 508.39
508.49 508.44
509.37 509.40 509.44 512.35 5'3.37 574.36 515.34 517.38 519.35 521.41 522.35 523.33
~~
m 9.62 - - 9.62: - - 9.71 9m32 IOmI7 9.44 9.14 9.15 9.54 9.20 9.45 9.50 9.19 9.77 9.61 9.25 9.94 9.63 9.30 10.05 9.70 9.36 10.13 9.74 9.39 10.17 9.84 9.53 10.17 10.02 9.58 10.30 9.99 9.63 10.35
10,oz 9.71 10.31 9.73 9.62 10.20 9.67 9.52 10.14 9.73 9.53 10.26 9.77 9.57: 10.35 9.75 9.57 10.27
9.69 9.49 10.22 9.70 9.47 10.21
9.73 9.52 10.22 9.70 9.44 10.21
9.42 9.25 9.25 9.49 9.28 9.70 9.55 9.39 10.00 9.82 9.79 10.35
9.91 9.75 10.41 9.79 9.74 10.53 9.89 9.77 10.53 9.91 9.74 10.59
10.04 9.85 10.68 10.10 - - 8.55 8.37 8.52 8.56 8.45 8.47 8.60 8.57 8.56 8.61 8.57 8.61
9.21 - 8.96
9.65 9.57 9.84 9.67 9.51 9.91 9.99 9.68 10.69
10.01 9.68 10.69 10.05 9.79 10.75 10.00 9.82 10.71
10.10 - 10.78
10.14 9.98 10.77 10.09 10.02 10.78 10.17 10.11 10.82 10.14 10.13 10.87 10.19 10.15 10.86 10.19 10.13 10.91 10.14 10.11 10.90 10.15 10.20 10.90 10.25 10.22 10.93 9.73 9.75 10.68 9.68 9.66 10.52 9.66 9.66 10.51 8.82 8.77 9.06 8.81 8.67 8.89 8.76 8.57 8.86 9.47 9.21 9.32 9.63 9.36 9.60 9.74 9.53 9.94
9.71 9.70 10.64 9.93 9.76 10.84
10.15 9.94 10.91 10.19 - - 10.26 10.08 11.09
9.19 9.00 9.08
10.06 9.88 10.59
9.19 8.91 9.03
9.43 - 9.24
10.10 9.90 10.79
10.10 9.93 10.81
9.70 9.62 10.45
J 'D' Ipv BG12 OG2 433...
m m m 524.33 10.28 16.10 11.17 526.33 10.25 10.08 11.16 530.32 10.38 10.17 11.18
537.48 10.37 10.15 11.22 531.33 10.37 10.21 11.20
538.31 10.43 10.17 11.34 540.29 10.48 - -
541.33 10.48 10.45 11.34 542.29 10.48 10.47 11.34 543.41 10.53 10.47 11.38 544.30 10.53 10.47 11.32
541.27 10.48 10.42 11.33
546.29 10.57 10.51 11.37 547.30 10.53 - 11.25 : 550.34 10.52 10.51 11.38: 551.43 10.53 10.51 11.34: 552.35 10.54 10.51 11.34: 554.29 10.48 10.49 11.38 556.29 9.45 9.11 9.90 556.36 9.44 9.16 9.90
560.27 9.62 9.45 9.92 560.39 9.67 9.46 9.93 561.28 9.99 9.99 10.66 563.42 10.14 10.06 - 566.30 10.39 10.22 11.52 567.26 10.39 10.20 11.54 568.25 10.39 10.24 11.58
575.24 10.66 10.61 11.84 576.25 10.71 10.68 11.86 578.25 10.80 10.75 11.86 579.30 10.81 10.82 11.86 586.25 10.80 10.80 11.95 593.22 10.50 10.58 11.86 597.30 9.96 9.83 - 597.44 9.97 9.89 11.02
599.23 9.68 9.67 10.73 600.26 9.82 9.87 11.06 601.21 9.84 9.88 11.11 601.40 9.84 9.85 IO.* 602.22 9.70 9.69 10.86 602.36 9.72 9.71 10.91 604.24 10.14 10.16 11.32: 604.40 10.19 10.14 11.47 608.20 10.57 10.60 "1.5 618.21 10.78 10.71 11.98
621.20 10.76 10.72 11.96 623.27 10.80 - - 624.19 10.72 10.74 11.97 624.39 10.77 10.74 11.98 626.19 10.82 10.74 12.02
627.37 10.83 10.76 12.03 633.48 10.89 10.81 12.03 634.20 10.89 - - 643.19 10.12 9.86 11.35 643.29 10.10 9.87 11.27 644.20 10.01 9.84 11.20 645.28 10.31 10.42 11.69 647.21 10.26 9.98 11.77 650.26 10.30 10.35 11.86 657.24 11.08 11.20 - 659.21 11.18 11.05 12.20 661.23 11.21 11.21 12.19 663.22 11.18 11.11 12.19 667.23 11.24 11.26 12.24 668.25 11.24 11.27 12.28 673.25 11.25 11.24 12.32 677.24 11.28 11.26 12.36 680.41 11.29 11.35 12.36 682.42 11.25 - - 684.41 11.24 - - 685.30 11.19 11.34 13.28
557.30 9.18 8.94 9.62 558.27 9.03 8.72 9.05
573.29 10.57: - -
619.20 10.77 10.75 13.00
J'D' Ipv BG12 OG2 433...
~~ ~ ~~
m m m 686.27 11.25 - - 690.27 10.93 10.go 12.19: 695.68 11.13 1r.02 12.19 697.43 11.21 - - 699.28 11.28 - -
702.26 11.33 11.21 - 700.29 11.30 11.25 12.36
703.29 11.28 11.25 12.4: 705.28 11.09 11.03 1 2 . 2 : 706.31 11.29 11.33 - 707.45 11.37 11.21 - 708.38 11.44 - - 709.29 11.40 11.39 12.38
712.32 11.45 11.42 12.43: 714.43 11.45 11.53 -
725.37 11.46 - -
731.38 11.49 11.63 - 732.31 11.52 11-59 -
734.39 11.54 11.73 -
745.32 11.62 11-77 -
751.35 11.48 - -
710.31 11.41 11.36 12.36:
718.31 11.46 11.54 --
726.30 11.48 11.57 -
742.36 11.65 11.73 -
748.34 11.60 11.69 -
751.36 11.30 - -
751.49 11.41 - -
756.34 11.61 - -
757.34 11.65 - - 759.43 11.72 - -
761.44 11.77 11.87 - 762.48 11.79 - - 768.52 11.81 11.87 -
769.49 11.77 11.87 -
774.45 11.77 - - 777.47 11.77 - - 778.54 11.73 11.98 rI2.7 797.50 11.90 12.15 - 798.44 11.90 12.10 - 799.43 11.go 12.16 - 806.53 12.03 - --
809.51 12.03 - - 807.50' 12.06 - --
814.48 11.99 - - 818.49 11.95 - - 822.50 12.03 - -
837.49 12.15 12.31 - 838.48 13.10 12.31 [12.8
857.40 12.17 - --
858.52 12.16 - -
861.45 12.29 12.51 - 862.42 12.24 12.51 - 864.42 12.24 12.55 -
881.46 12.31 - -
892.43 12.31 - -
897.43 12.37 - - 898.36 12.39 12.63 -13.5 899.34 12.42 - - 909.34 12.50 - - 912.36 12.50 - -
851.47 12.16 - -
874.40 12.28 - -
891.44 12.33 - -
893.36 12.32 - -
914.44 12.49 12.73 -13.6 915.31 12.59 12.64 -13.7 917.34 72.59 - - 921.30 12.59 12.69 -13.6: 924.33 12.59 - --
925.44 12.64 - - 927.28 12.64 - -
928.30 12.67 - - 944.27 12.73 - - 947.25 72.73 - -
Bez. BD-Nr. bzw. Ort 1855.0 Ipv BGIZ OGz SpeMr.
Nova 22h43mqrs +5z03r!3 var - - Q a +55O2820 5m51 - - KO b +53O2993 6.08 - - B8 c +53O2950 6.23 - - KO d +5 1 O3514 6.53 - - Kz c 7.03 - - A2
+52'3311 7.39 - Ao +5Z03295
- K2 f
- KO g +52'3280 7.54 - h +5z03288 7.54 - i +51'3486 7.56 - - Fo k +52O3286 7.90 8?20 - Kz 1 +52'3312 7.96 8.09 7m98 A5 m +52'3291 8.18 8.68 - KO: n +52'3281 8.51 8.99 8.12 K5
-
0 +5z03308 8.69 8.67 8.61 Ao P
1) P. WELLMANN, Nova D K Lacertae 1950. Z. f . Astrophysik zg.112 (1951).
Bez. BD-Nr. bzw.Ort 1855.0 Ipv BGIZ OG2 Spektr.
m m m S +5z03298 9.53 10.03 9.05 (3 t +52'3300 9.55 9.57 9.44 Fo u 22h42m26s+5202g!4 9.84 10.24 9.43 dG6 u 22 41 41 +52 27.4 10.19 10.60 4.90 GI w 22 44 44 +52 34.8 10.67 11.23 10.54 K5 x 22 43 5 +52 43.8 10.81 11.08 10.50 G6 y 22 44 16 +52 25.8 10.81 - 10.35 G6 r 22 43 14 +52 3 8 3 11.03 11 13 11.03 AI A 22 44 19 +52 31.1 11.16 11.25 11.26 A2 B 22 44 3 +52 30.3 11.56 11.87 - Go
11.62 A3 C 22 43 11 +52 35.3 11.66 - D 22 42 51 +52 31.1 11.73 - 11.32 K: E 22 43 50 +52 30.0 11.99 12.27 11.86 G:: F 22 43 18 +52 31.9 12.23 - 12.28 Ao G 22 43 32 +52 28.3 12.59 12.90 - -
280 M. BEYER: Visuelle HeIligkeitsbeobachtungen von Neuen Sternen
V e r g l e i c h s t e r n e
spitzen Helligkeits-Maximum rnit etwa 5Y0, das am 21. Jan. 1g5a stattgefunden haben durfte, fiel das Licht im Laufe der nachsten 5 Tage auf 5 3 . An dieser Stelle setzen die Bergedorfer Beobachtungen ein, die infolge der zirkumpolaren Lage des Sterns fast luckenlos durchgefuhrt werden konnten. In der Zeit von 1950 Jan. 26 bis 1951 Okt. 27 wurden hier 300 Helligkeitsschatzungen ohne Filter und dariiber hinaus von I950 Mai 20 ab weitere 325 Filterbeobachtungen erhalten, die in ihrer Gesamtheit ein sehr zuverlassiges Bild vom Verlauf der Helligkeitsabnahme der Nova liefern. Die photometrischen GroDen von 35 fur die Helligkeitsschatzungen in Betracht kommenden Vergleichsternen wurden in je 8 Nachten mit einem GRAFFschen Keilphotometer gemessen und an die internationale photovisuelle Polfolge angeschlossen. Die Spektraltypen dieser Sterne wurden von A. A. WACHMANK aus einer langbelichteten Objektivprismen- Aufnahme rnit dem LIPPERT-Astrographen bestimmt. Gleichzeitig rnit den Helligkeitsbeobachtungen wurden von P. WELLMANN spektrale Untersuchungen am I m-Spiegelteleskop vorgenommen, deren Er- gebnisse vor kurzem veroffentlicht sind') .
Die vorstehenden Beobachtungen beginnen 5 Tage nach dem Helligkeits-Maximum. In diesen Tagen war die Nova fast eine Groknklasse schwacher geworden. Nach einem kurzen Stillstand von J. D. 2433308 bis 3311 in der Helligkeit 5?g fiel das Licht innerhalb von 6 Tagen auf die GroRe 7"s. An dieser Stelle, 14 Tage nach dem Maximum, setzen die fur den Beginn des Ubergangsstadiums zum Nebelspektrum charakteristischen sekundaren Schwankungen ein, die zunachst in sehr kurzen 3- bis 4tagigen Wellen mit Amplituden von om3 bis 1% auftreten. Im weiteren Verlauf werden die Wellen etwas langer und hoher. Von J.D.2433360 ab zeigen die nunmehr 6- bis Iotagigen Wellen auf ihren absteigenden h e n sekundare Buckel, die sich spater zu selbstandigen Wellen entwickeln. Diese kleineren Wellen werden im weiteren Verlauf der Lichtkurve immer niedriger und isolieren auf diese Weise die groDeren Lichtausbriiche, deren Amplituden etwa 1?6 betragen, so daR von J. D 2433470 bis 3680 ein den U Geminorum-Sternen ahnlicher Lichtwechsel stattfindet (vgl. Abb. 2). Die mittlere Helligkeit der lang- gestreckten Minima nimmt in diesem Abschnitt ziemlich stetig von ~ o m o auf 11T25 ab. Die hohen und spitzen Maxima J. D. 2433483.9 (89147), 3509.7 (89071)~ 3558.4 (9?03), 3598.9 (9?66) und 3644.0 (9F98) foIgen einander in Abstanden von 26, 49, 40 und 45 Tagen. Drei weitere isolierte Maxima, die rnit Hohen von om45 om35 und oY15 die sekundaren Lichtausbruche abklingen lassen, folgen in 48, 61 und 65 Tagen. Die eigenartigen Aufspaltungen der letzten Maxima lassen auf eine uberlagerung von mehreren Wellen schliekn, bei denen eine Periode von 43 Tagen eine Rolle zu spielen scheint. Von, J. D. 2433820 ab fallt die Helligkeit von rzvo langsam und ungestort. Sie hatte J. D. 2433947 die GroRe 12"3 erreicht.
Da anfangs die grol3e Helligkeit der Nova eine fortlaufende spektrale uberwachung ermoglichte, wurden die Filterbeobachtungen erst nach dem Schwacherwerden des Sterns in Angriff genommen. Die im Abschnitt J. D. 243 3429 bis 3610 erhaltenen Ergebnisse sind in Abb. 2 dargestellt. Wahrend die Blau- helligkeiten nur wenig oberhalb der Kurve des ungefilterten Lichts verlaufen und sich ihrer Form eng anschmiegen, zeigen die Gelbhelligkeiten ein abweichendes Verhalten. Je tiefer die ohne Filter beobachteten Helligkeiten liegen, desto mehr entfernen sich die OGz-Werte von ihnen und somit auch von den Blau- helligkeiten, so daD das Anwachsen des negativen Farbenindexes mit dem Schwacherwerden der Nova deutlich hervortritt. Beim Emporschnellen der Helligkeit zu den hohen sekundaren Maxima steigt die Gelbhelligkeit in wesentlich grol3erem Umfange an, sie klettert sogar kurz vor dem Maximum des unge- filterten Lichtes bis zu O ~ I uber dieses hinaus, um dort das zumeist einige Stunden verspatet liegende OGz-Maximum zu durchlaufen. Im folgenden Abstieg schneidet die OG2-Kurve in alIen Fdlen die Kurve der ohne Filter beobachteten Helligkeiten ziemlich genau in der GroBe 9?55, urn sehr rasch in
1) P. WELLMANN, Nova DK Lacertae 1950. Z. f . Astrophysik 29.11~ (1951).
M. BEYER: Visuelle Helligkeitsbeobachtungen von Neuen Sternen. 281
die alte Tiefe zuriickzufallen. Die gleichzeitig von P. WELLMANN erhaltenen Spektrogramme lassen sehr interessante Beziehungen zwischen der Helligkeit und der spektralen Beschaffenheit des Sterns erkennen. Es zeigt sich, daI3 die Helligkeit der Nova wahrend ihres Lichtabstiegs bis zur Gro13e 9?5 fast ausschlieI3- lich durch die Intensitat des Kontinuums bestimmt wird. In der Helligkeit 9915 tritt das Kontinuum
em : I I I I I I I I I I I I I 1 I 1 1 -
I .
-_____- ---____ -. -. 12" - - 13"J I I I 1 1 1 1 I 1 I I I I I I 1 I A
J D 243 3450 3500 3550 3600 Abb. 2. Nova DK Lacertae Lichtkurve am Ende des Ubergangsstadiums zurn Nebelspektrum.
__ B o b . ohne Filter . . - - Beob. mit Blaufilter (BG 12) - - - _ _ Beob. mit Orangefilter (OG 2)
plotzlich so stark zuriick, daI3 die Emissionen wirksam werden, wobei die Blauhelligkeiten besonders durch die helle Liniengruppe um 4640, durch HB und die griinen Nebellinien il 4959 und 5007 hochgehalten werden. Da die im visuellen OGz-Bereich liegenden Emissionen mit Ausnahme von Hor alle verhdtnis- maBig schwach sind, ist der starke Abfall der Gelbhelligkeit durchaus erklarlich. Die Amplituden der sekundaren Lichtausbriiche iiberschreiten in diesem Abschnitt im Gelb mit 1913 bis z?7 diejenigen der Beobachtungen ohne Filter im Mittel um 70%. Erst als irh Maximum J. D. 2433599 die Helligkeit 9915 nicht mehr erreicht wird, bleibt auch die OGz-GroI3e erheblich darunter. Der visuelle Farbenindex der Nova (3,4800 - il 5600) stieg mit ilirer Helligkeitsabnahme von 9910 auf 10m7 von etwa o'fo auf -13 an.
