Spektrum der rekurrierenden Nova T Coronae Borealis

Hallo Matthias,

bei mir führt dein Link ins Leere?
Viele Grüße Frank
 
Einen guten Abend wünscht der Pegasus !

Das ist ein enorm interessanter Thread zum Thema, herzlichen Dank dafür !
Ich bin gestern darauf gestoßen und werde noch ein wenig Zeit brauchen um alles zu lesen bzw. anzusehen.

Ich hatte auch vor, T CrB photometrisch und spektroskopisch zu beobachten, leider kommt mir seit Dezember ständig das übrige Leben außerhalb des Hobbys dazwischen.
Ich fand es enorm spannend, Matthias, daß Du das Flickering hautnah in den Spektren miterleben konntest.
Vielleicht kriege ich es im Juni hin, mal meinen DADOS auf T CrB zu richten. Momentan bestückt mit 200 l/mm.

Ich bin sehr gespannt auf weitere Beiträge von euch !
 
In der neuesten Ausgabe von Sterne und Weltraum (7/2025) ist ein weiterer Artikel zum erwarteten Ausbruch von T Crb erschienen:

https://www.spektrum.de/inhaltsverzeichnis/asteroid-psyche-sterne-und-weltraum-7-2025/2238264
Unbenannt.jpg


Neben einigen informativen Abbildungen und einer guten Zusammenfassung enthält der Artikel aber keine neuen Erkenntnisse.

Beste Grüsse

Matthias
 
Hallo,

ich habe im Juni zwei Spektren von T CrB erstellt und so auch die Zeitreihe fortführen können.

Anbei kurz das letzte Spektrum vom 21./22.6. und als zweite Abbildung die Zeitreihe.

Man sieht, dass die Ha-Emissions-Intensität im Juni auf hohem Niveau bleibt - aber unter dem April-Wert liegt. Interessant finde ich, dass die He I-Emissionslinien-Intensität nun ein Maximum zeigt.

Mehr dazu auf meiner Seite... T CrB in 2025

Wer mal eben kurz schauen möchte ...

tcrb_21062025_4.bass.png


TCrb_Messwerte-Emissionslinien-Amplituden_Figure_4.png


Schöne Grüsse,
Michael
 
Noch als Nachtrag - ich habe eben einmal die Linienverhältnisse Ha/Hb und Ha/HeI über meinen Messzeitraum berechnet und daraus die Temperatur versucht abzuschätzen. Grafiken dazu im Artikel.

Diese Intensitätsverhältnisse verweisen auf eine Temperatur von 11.000 - 12.000 K der Region, die vermutlich optisch dünn und mäßig ionisiert ist. Ganz interessant ist, dass wohl alle drei Emissionslinien auf ein und derselben Gasregion stammen.

Wochen vor der Novaexplosion dürfte das Verhältnis Hα/He I abnehmen. Und kurz vor dem Ausbruch (Tage ?) sollte He II ansteigen, da dann die Temperatur deutlich über den aktuellen Wert ansteigen wird.

Schöne Grüsse,
Michael
 
Ja, das wird bestimmt interessant, wenn die Nova dieses oder nächstes Jahr wieder ausbricht.

Sie wurde schon seit Jahrhunderten von (einzelnen) Menschen gesichtet. Aber zum ersten Mal können wir mit einem Spektrometer drauf halten.
 
vielleicht interessant für Dich als Phyton-Programmierer:

Xavier im frankophonen Astrosurf-Forum "Spektroskopie und Photometrie" analysiert die kurzzeitigen Variationen der H-alpha Linie mittels eines Autokorrelations-Modells nach Scargle und Edelson-Krolik: http://www.astrosurf.com/topic/167595-tcrbb-nova-possible-en-avril/?do=findComment&comment=2412307

Hierzu gibt es wohl auch einige Phyton-Notebooks auf AstroML: http://www.astrosurf.com/topic/167595-tcrbb-nova-possible-en-avril/?do=findComment&comment=2410030

Wenn es später um die Analyse des Flackerns > über der Zeit < geht.

Könnte man in einem ersten Analyseschritt evtl. auch eine ganz naive Fast Fourier Transformation drauf los lassen?

Das wäre zumindest im Mikrowellenbereich und darunter der Klassiker, um sich einen ersten Eindruck zu verschaffen.

Super Thread. Vielen Dank.
 
Hi Heiko,

ich hatte letztes Jahr etwas zu diesem "Flickering" geschrieben ... dort habe ich auch die Verfahren erläutert. Du kannst jedes Frequenzanalytische Verfahren zur Untersuchung nutzen. Also auch FFT - aufpassen muss man dabei, dass Lücken in der Beobachtung zusätzliche Frequenzbeiträger liefern (Aliasing).

T CrB Simulation des Sternwindes - allgemein zu Flickering

Wichtig ist, dass man in der Darstellung dann sowohl die Intensität wie auch die Frequenz (oder umgekehrt die Zeitskala der Variation) logarithmisch zeigt.
So erkannt man das Potenzgesetz S ∝ f ^(-β)

Im Französischen Forum untersuchen sie die Lichtkurve und man sieht, dass es gewisse Trends gibt, die dann ein Auf-und-Ab modulieren. Diese Skalen reichen dann einige Tage oder Wochen lang.

Die Interpretation des gemessenen Faktor Beta zielt dann entweder auf die Variation der Intensität des abströmenden Sternwindes oder aber man verbindet das Flickering mit den Geschehnissen in der Akkretionsscheibe.

Dies pass gut zu den Physik dieser Scheiben, da diese ein Paradebeispiel dafür sind, wir durch Reibung Drehimplus nach außen und Material nach innen transportiert wird. Dieses "Transportphänomen" findet man auch bei Akkretionsscheiben, die in der Zentrum aktiver Galaxien wirken - natürlich höher skaliert, aber es wirkt das gleiche Prinzip. Die Scheibe regelt den gravitativ angetriebenen Massenzustrom in Zentrum - bei TCrB also in Richtung des Weißen Zwergs.

Es gibt es schönes Alltagsphänomen, wo man dieses Prinzip sehen kann - bei "Schüttgütern" - der Physiker sieht da die nicht-lineare Dynamik stochastischer Prozesse. Wenn man Sand herabrieseln lässt, so bildet sich ein Kegel. Dessen Flankenwinkel wächst an, und bei einem bestimmten Wert zeigen dich dann Lawinen, die Sand nach unter transportieren und dabei den Winkel etwas verkleinern. Durch die Zufuhr von Sand (von oben) fluktuiert dieser Winkel um einen Mittelwert. Dahinter steckt die Selbstorganisation des Material, das dann auch bestimmte Muster entstehen lässt. Dabei treten auch die typischen Skaleneffekt auf, es gibt viele kleine und nur wenig große Lawinen. Deren Verhältnis drückt das obige Potenzgesetz aus.

Überträgt man das nun auf die Akkretionsscheibe in T CrB bedeutet dies, dass der Zustrom von Sternwind in der Scheibe auch einen Transport-nach-Innen-Mechanismus bewirkt. Es kann dabei zu Verdichtungen in der Scheibe kommen, so dass einmal kleinere und größere "Spots" gibt, die nach innen rutschen. Durch die resultierenden "Stoßvorgänge" (die es geben muss, weil der Drehimpuls den direkten Zustrom zum WD verhindert) gibt es dann verschieden helle Emissions-Peaks. Und da die Spots in der Größe variieren, variieren auch die Peak-Helligkeiten. Mit diesen verschiedenen Helligkeiten sind dann auch verschieden lange "Abklingzeiten" verbunden, also ein unterschiedlich lange dauerndes Verdunkeln der aufblinkenden Spots. Und diese verschieden lange Spot-Zeitskalen ergeben dann zusammengenommen das beobachtete Flickering

Somit die die messbare Größe Beta eine Maßzahl für die Dynamik in der Scheibe. Die genau Interpretation ist schwierig - sicherlich spielt die Masse der WD eine Rolle, wie auch die aktuelle Roche-Füllgrenze.

Aber bevor ich hier etwas zu weit "off-topic" gerate, stoppe ich hier :)

Schöne Grüsse,
Michael
 
... noch als Ergänzung - so schaut die simulierte Zeitreihe aus, die aus eine Menge von Einzelprozessen "zusammengebaut" wird.

Alles gebaut in Python/Spyder - wer das Programm haben möchte, kann mich gerne kontaktieren.

TCrB-Simulation-Shotnoise_Figure_8.png
 
Hallo Michael,

du zeigst hier wirklich sehr interessante Ergebnisse!
Ich hätte nur eine Frage zur Messung der Linienintensitäten:
Die meisten Linien befinden sich ja mitten in einer TiO-Absorptionsbande des M-Sterns. Der Emissionprozess geht ja räumlich "außerhalb" der Entstehung der TiO-Absorption vor sich. Kann man dadurch die Intensität der Emissionslinien im Spektrum ab der TiO-Bande messen? Ich hoffe du verstehst, was ich meine:-). Hier noch kurz an deinem Spektrum veranschaulicht:
1751185369845.png


Liebe Grüße
Florian
 
Hi Florian

gute Frage - die Ha Linie sitzt quasi auf dem Spektrum den M3 Sterns. Man könnte jetzt ein M3 Spektrum anfitten und dieses dann abziehen, dann würden die Emissionslinien separiert sein.

Diese Arbeit habe ich mir nicht gemacht, da der M3 Beitrag sehr konstant ist, entferne ich diesen zum einen durch ein Polynom. Und die TiO Linien Einflüsse reduziere ich dadurch, dass ich bei den Linienfits in einem engen Bereich für jede Linie einen Gaussfit durchführe.

Wichtig ist für Vergleiche, dass das Verfahren genau beibehalten wird. Damit messe ich immer gleich, und die Theorie Ha/Hb passt recht gut.

Schöne Grüsse,
Michael
 
Hallo Michael,

vielen Dank! D.h. wenn du den M3 Beitrag durch ein Polynom entfernst, bedeutet das, dass du das lediglich lokal in der Umgebung der betrachteten Emissionslinie durchführst?
Ich hätte für mich jetzt mal das M3-Spektrum sozusagen als Kontinuum "einfach" mal über das ganze Spektrum abgezogen.

Liebe Grüße
Florian
 
Hallo,

ich füge ein weiteres Spektrum vom 29.6.2025 dazu.

Interessant ist, dass die Linienintensität von Ha und Hb im Vergleich zu 2024 deutlich zugelegt hat. Das Verhältnis der zwei Linien hat aber abgenommen.

Mehr Details dazu gibt es hier ... T CrB in 2025 (ganz nach unten scrollen...)

Man kann nun vermuten, dass die Gasregion in 2025 wohl optisch dichter wurde. Es könnte eine Hülle um die Akkretionsscheibe entstanden sein, was durch die höhere Selbstabsorption von Ha in dichterem Gas die Veränderung der Verhältniszahl erklären würde.

tcrb_29062025_2.bass.png


Und hier die Emissionslinienverhältnisse ...

TCrB-Entwicklung-Emissionslinienverhältnisse_Figure_9.png



Schauen wir mal, wie es weiter geht :)

Schöne Grüsse,
Michael
 
Hallo,

beim T Cr B System könnte man mit Sonny & Cher sagen ... "and the beat goes on" ...

Am 18.7.2025 habe ich ein weiteres Spektrum aufnehmen können, das sich in die sich Zeitreihe einfügt - und dies erfolgt "im Takt der Orbitalperiode" :)

Hier das Spektrum des Abends ...

tcrb_1807_2.bass.png


Hier der Überblick zu den Messungen und den Gaussfits.
T CrB - Gaussian-Fits Amplitudes and Wavelength.png



Die Intensität der Wasserstoff-Linien ging zurück, das Verhältnis "passt" aber gut in den Trend.

Mehr dazu findet ihr im Posting auf meiner Seite ... Nova T CrB in 2025

Schöne Grüsse,
Michael
 
Hallo,

am gestrigen Tag zogen zwar Regenschauer über Rimbach hinweg, aber es zeigten sich gegen 22 Uhr kleine Wolkenlücken. Mir ist es gelungen drei Einzelspektren aufzunehmen. Das Rauschen ist etwas größer als bei den anderen Beobachtungen, die Amplituden der Emissionslinien ließen sich aber sehr gut bestimmen.

Hier das aktuelle Spektrum von T CrB:
tcrb_01-08_2.bass.png



Und in meiner Messdaten-Reihe geht es auch weiter:
T_CrB_-_Gaussian-Fits_Amplitudes_and_Wavelength_neue-Farben.png



Mehr zu den Messungen und auch mehr Auswertungen findet ihr im Blog:
T Cr B in 2025

Schöne Grüsse,
Michael
 
Lieber Michael,

Deine Beobachtungen decken sich gut mit den Daten aus einem kürzlich erschienenem Preprint von Munari et al:

T CrB: overview of the accretion history, Roche-lobe filling, orbital solution, and radiative modeling

Demnach hat sich ab Mai 2024 der Massenfluss am inneren Radius der Scheibe wieder intensiv verstärkt, während die Kollapswelle die äußeren Bereiche der Akkretionsscheibe erreichte; die daraus resultierende Umgestaltung der Massenakkretion könnte die Lücke füllen, die durch die schwächere superaktive Phase von 2015-2023 entstanden ist, und letztendlich zur thermonuklearen Zündung der vom Weißen Zwerg akkretierten Hülle führen.

Beste Grüsse

Matthias
 
Hallo,

in den letzten Tagen konnte ich weitere Spektren von T CrB aufnehmen.

Ich zeige einmal das letzte vom 21.8.2025:

tcrb_21082025_2.bass.png



Die anderen Spektren findet ihr auf meiner Homepage: T CrB in 2025

Mit den weiteren Spektren ergeben sich auch weitere Messpunkte in der Zeitreihe der Intensitäten der Emissionslinien:

T CrB - Gaussian-Fits Amplitudes and Wavelength.png



Man erkennt gut, dass die aktuellen Messungen die höchste Intensität meiner Beobachtungen aufweisen.
Das ist der pertolfarbene Punkt - der zum 21.8.2025 gehört.

Das Verhältnis Ha/Hb liegt aktuell bei rund 2 (blaue Punkte) - und dies bei einer Phasenposition von etwa 0.33.

T CrB - Emissionline-Ratios vs Orbital Phase.png


Der Wert von 2 liegt unter dem Theorie-Wert von 2,86 für optisch dünnes Gas und ist ein daher Hinweis, dass die Wasserstoff-Emission in einem optisch dichten Umfeld stattfindet. Im Phasenbild müsste "normalerweise" in der nächsten (Phasen-)Zeit der Anstieg auf das 2,86-Niveau einsetzen.

Würde sich dieser Anstieg verzögern, oder gar ausbleiben, könnte man folgern, dass sich das T CrB System im Vergleich zu 2024 zu einer optischen dichten Region entwickelt haben könnte.

Schöne Grüsse,
Michael
 
Hi Michael,

ich beobachte deine Messreihe mit Interesse :-)
Für den plot mit den Linienintensitäten wäre es übersichtlicher, wenn du eine "perceptually uniform sequential color map" verwendest, sowas wie 'viridis', zum Beispiel ( https://de.matplotlib.net/stable/tutorials/colors/colormaps.html ). Dann erkennt man das jüngere Datum anhand des helleren Farbtons.

Der Wert von 2.86 für das Ha/Hb Linienverhältnis ergibt sich aus den quantenmechanischen Übergangswahrscheinlichkeiten der Rekombination(skaskaden) und ändert sich nur in ganz extremen Umgebungen oder harten Strahlungsfeldern (z.B. AGN) zu höheren Werten. Ein intrinsisch niedrigerer Wert von weniger als 2.86 ist mir nicht ersichtlich.

Wenn Staub etc vorhanden ist, wird H-beta stärker gestreut als H-alpha, und damit erhöht sich das Verhältnis zu 3, 4, oder noch mehr. Dass du einen kleineren Wert als 2.86 misst, bedeutet, dass dein Spektrum nicht, oder nicht korrekt, flusskalibriert ist.

LG
 
Hi Mischa

danke für den Tipp mit dem Farbton- Plot, schaue ich mir gerne an, so langsam werden es zu viele Messpunkte 😀

Bzgl. Des Ratios 2,86 - die Flusskalibration sollte stimmen. Ich habe vor kurzem auch einmal meine Spektren mit denen in der Aras Database verglichen. Und stimmten sehr gut überein.
Werte unter 2,86 treten auf, da Selbstabsoption im dichten Gas Frequenz-abhängig ist. Diese ist bei Ha stärker als bei Hb, wodurch sich dann kleine Werte ergeben.

Die Messung aus 2024 habe ich genau so durchgeführt wie die aktuellen - und damals war das Ratio höher.

Die Ursache mit der veränderten optischen Dichte würde in einem Paper mit den Veränderungen im Sternwind in Verbindung gebracht ( Referenz habe ich gerade nicht parat, diese sollte auf meiner Webseite im Blog stehen).

Ich denke dass sich die Gasgeometrie recht komplex gestaltet - die Scheibe um den WD ist wohl voll, der Rochelobe auch und darauf strömt der Sternwind in einem Funnel.

Interessant finde ich die HeI Linie, die zugelegt hat, was wirklich etwas Neues ist. Da es heute im Odenwald klar ist, werde ich ein Spektrum aufnehmen und schauen, ob die HeI Intensität noch weiter angestiegen ist.

Schöne Grüsse,
Michael
 
Du hast Recht! Ich bezog mich auf "Case B" Rekombination, die optisch dicht für Lyman-alpha Photonen ist, die also gleich wieder reabsorbiert werden. Bei noch dichteren Gasen wird auch H-alpha reabsorbiert, und dann bekommt man niedrigere Ha/Hb Verhältnisse.

Bin halt nur (extra)galaktischen bewandert, nicht stellar. Wieder was gelernt :cool:
 
Hallo,

und wieder konnte ich T CrB Spektren aufnehmen.

Hier das letzte vom 30.8.2025:

TCrB-Spektrum_30082025.png


Und hier die Zeitreihe der Messpunkte - ich habe den Vorschlag von Mischa einmal umgesetzt. Es gibt nun keine Zufallsfarben, sondern einen Farbgradienten, der an das Datum gekoppelt ist. Je aktueller die Messung, desto röter ist sie.


T CrB - Gaussian-Fits Amplitudes and Wavelength NEU.png



Und zum Schluss wie gewohnt der Plot der Ratios / Orbitalphase:

T_CrB_-_Emissionline-Ratios_vs._Orbital_Phase_Stretched.png


Die Amplitude der Ha und der Hb Intensität haben sich wieder etwas verändert. Im Vergleich zum "all time high" am 21.08.2025 hat die Ha-Amplitude innerhalb von einer Woche um etwa 20% abgenommen.

Da auch Hb zurückging, hat sich das Verhältnis kaum verändert. Es ist so, dass die Abnahme von Ha stärker war als die von Hb. Das Verhältnis ist also nicht "auf dem Weg zu 2,86" für ein optisch dünnes Medium. Vielmehr ging es wieder etwas zurück auf einen Wert unter 2.

Mehr gibt es in meinem Blog zu sehen ...T CrB in 2025

Schöne Grüsse,
Michael
 
Hallo,

ich konnten Anfang Oktober noch ein letztes Spektrum von T CrB erstellen.

tcrb-02102025-sub-flusskalibriert.png



Der 2025-Trend bleibt bestehen, die Ha-Linie ist prominent zu sehen.

--

Was mich in den letzten Wochen beschäftigt hat, war eine komplette Überarbeitung meiner Flusskalibration und der ermittelten Linien-Verhältnisse.

Das geht auf die Anmerkung von Mischa zurück und den regen Gedankenaustausch mit chris_in_hd, den ich seither habe. Man stellt fest, wie gut es ist, sich mit anderen auszutauschen, erst dann kommt man wirklich weiter. Vielen Dank an dieser Stelle!

Und bei T CrB ist das wichtig, weil diese Nova bzgl. Komplexität der Emissionsregionen und einem sehr "sprunghaften" Zeit-Verhalten der Linien eine einfache Interpretation schwierig macht. Davon einmal abgesehen, dass ihr Ausbruchstermin auch für Profi-Astronomen schwer vorherzusagen ist.

Die "Analyse 2.0" habe ich etwas ausführlicher in einem eigenen Posting beschrieben.

Schöne Grüsse,
Michael
 
Hallo,

gestern habe ich das erste Spektrum von T CrB in 2026 aufnehmen können.

Bei diesem Revisit, war ich gespannt zu sehen, was sich in den letzten Monaten getan hat. Die genauere Untersuchung wird noch folgen, ich möchte aber gerne Euch den schnellen Blick ermöglichen:

Das Profil zeigt den Verlauf, der aus dem Rohspektrum durch Division mit dem Kontinuum entstand. Siehe dazu auch https://iau-observatory-c87.de/2025/11/15/t-crb-data-analysis-2-0/

1777108004086.png



Und zum direkten Vergleich das Spektrum von T CrB vom 2.10.2025:

1777108150550.png



Man sieht sehrt schnell, dass aktuell T CrB eher "Emissionslinien-schwach" ist. Die Wasserstofflinien-Intensität liegt nur etwa 25% der Oktober-2025-Werte.
Die kleine HeI-Linie (587nm), die im Oktober zu sehen war, verschwindet jetzt fast völlig im Kontinuum.

Ob die Ursache nun eine dichte Einhüllende sein könnte, oder aber aber weniger Sternwind, der auf die Scheibe strömt, ist schwer zu sagen. Einen Einblick könnte dabei eine "Reihenuntersuchung" der T CrB-Spektren geben - also ob und in welchen Zeitabstände, die Linien stärker und schwächer werden.

Wichtig ist dabei auch, bei welcher Phasenlage dies passiert, also wie wir gerade auf die Bahnebene des Doppelsternsystems schauen. Es gibt ja mehrere Emissionsquellen - allen voran der Funnel und der Auftreffpunkt auf den Scheibenrand - aber eben auch andere.

Genaugenommen sind das die gleichen Fragen wie letztes Jahr :)

Schöne Grüsse,
Michael
 

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Hallo,

es gab ja schon einige Berichte, u.a. von Philipp, zum "spektroskopische Wasserstand" von T CrB in den letzten Wochen.

Ich füge hier nun auch mein aktuellen Daten ein.

Unten findet ihr die Spektren vom 9.5.2026 - einmal "belassen" und einmal dividiert durch den Kontinuumsverlauf. Wie schon geschrieben, ist die Ha-Linie deutlich weniger prominent als sie es in 2025 war.

Unten füge ich die Grafik der Zeitreihe ein, die Emissionslinien-Verhältnisse 2024-2025-2026 zeigt.

tcrb_09052026_2.bass.png



tcrb_09052026_2-Divide.bass.png



T CrB - Time Series of Emissionline-Ratios.png


Schöne Grüsse,
Michael
 
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