Künstlerische Darstellung eines Weißen Zwergs, der Materie von seinem roten Riesenpartner anzieht.
Kredit: NASA / CXC / M.Weiss
T Coronae Borealis, 3.000 Lichtjahre entfernt, ist eine wiederkehrende Nova. Diese Doppelsternsysteme, bestehend aus einem roten Riesen und einem weißen Zwerg, zeichnen sich durch periodische Explosionen aus. Etwa alle 80 Jahre erfährt der Blaze Star einen spektakulären Anstieg der Helligkeit. Die letzte solche Explosion fand 1946 statt.
Astronomen prognostizieren, dass T Coronae Borealis bis September 2024 von der Magnitude +10 (mit bloßem Auge unsichtbar) auf +2 ansteigen könnte, was eine Helligkeit ähnlich der des Polarsterns erreicht. Um diesen Stern zu finden, muss man die Konstellation der Nördlichen Krone zwischen Bootes und Herkules beobachten.
Der Blaze Star verdankt sein außergewöhnliches Verhalten der Wechselwirkung zwischen seinen beiden Sternen. Der rote Riese überträgt periodisch Materie auf den weißen Zwerg, was eine Explosion verursacht, wenn diese Materie eine kritische Masse erreicht. Dieses Phänomen, gefolgt von einer intensiven Lichtemission, macht es zu einem faszinierenden Objekt für Astronomen.
Seit 2015 zeigt T Coronae Borealis Anzeichen eines Helligkeitsanstiegs, gefolgt von einer Verdunkelung im März 2023. Dieses Muster ähnelt den vor den Explosionen von 1866 und 1946 beobachteten und deutet auf eine bevorstehende neue Explosion hin.
Eine Illustration eines Doppelsternsystems wie T Coronae Borealis, auch bekannt als Blaze Star.
Kredit: NASA's Goddard Space Flight Center
Wenn die Explosion eintritt, sollte T Coronae Borealis mehrere Tage lang mit bloßem Auge sichtbar sein. Diese einzigartige Gelegenheit ermöglicht es jedem, ausgerüstet mit Ferngläsern oder kleinen Teleskopen, eine wiederkehrende Nova in Aktion zu beobachten.
Sternhelligkeit: eine Skala zur Messung der Helligkeit von Sternen
Die Sternhelligkeit ist eine logarithmische Skala, die in der Astronomie verwendet wird, um die Helligkeit von Sternen und anderen Himmelsobjekten zu quantifizieren. Diese Skala, erfunden von dem griechischen Astronomen Hipparch im 2. Jahrhundert vor unserer Zeitrechnung, basiert auf dem Prinzip, dass die hellsten Sterne eine geringere Magnitude haben.
Auf dieser Skala entspricht jede Verringerung um 1 Punkt der Magnitude einer etwa 2,5-fachen Zunahme der Helligkeit. Ein Stern der Magnitude 1 ist somit etwa 2,5-mal heller als ein Stern der Magnitude 2 und 100-mal heller als ein Stern der Magnitude 6. Die Magnituden können auch negativ sein für extrem helle Objekte: Zum Beispiel hat die scheinbare Helligkeit der Sonne eine Magnitude von -26,7, während der Vollmond eine Magnitude von -12,6 hat.
Es gibt zwei Arten von Magnituden: die scheinbare Magnitude und die absolute Magnitude. Die scheinbare Magnitude misst die Helligkeit eines Objekts, wie es von der Erde aus gesehen wird, ohne die Entfernung zu berücksichtigen. Die absolute Magnitude hingegen misst die intrinsische Helligkeit eines Objekts, standardisiert auf eine Entfernung von 10 Parsec (etwa 32,6 Lichtjahre).
Die Verwendung der Sternhelligkeit ermöglicht es Astronomen, die Helligkeit von Sternen und anderen Himmelsobjekten konsistent zu vergleichen und so das Studium des Universums zu erleichtern.