Im vergangenen Jahr 2024 hatte ich 17 Spektren von T CrB anfertigen können. Siehe dazu den Beitrag Rekurrierende Nova T Corona Borealis

In diesem Jahr hat es nun etwas gedauert, bis T CrB wieder günstig stand. Im April und Mai konnte ich die ersten Spektren erstellen. Die Zahl der Spektren liegt nun bei 19 und die Analysen zeigen, dass sich die Akkretionsscheibe um den Weißen Zwerg weiter gefüllt hat.

Der für den September 2024 von einigen Forschern vorhergesagte Nova-Ausbruch hat noch nicht stattgefunden, obwohl man die einige Monate vor dem Ausbruch liegende Verdunklung („pre-eruption dip“) schon beobachten konnte. Aber hier gibt es mit 1946 nur eine gute beobachtete Zeitreihe, so dass man den zeitlichen Abstand zwischen Verdunkelung und Ausbruch nicht genau bestimmen kann – dieser lag damals bei rund 7 Monaten.

Hier nun die ersten Spektren aus 2025:

Das Instrumentarium ist das gleiche wie schon in 2024. Daher kann man die Messungen direkt miteinander vergleichen.

Bei Ha und Hb sieht man gut, dass die Amplituden der Emissionslinien aus 2025 deutlich höher liegen als alle Werte aus 2024.

Die Intensitäten der Wasserstofflinien haben etwa um das Zwei- bis Dreifache zugelegt.

Trägt man die gemessenen Ha-Amplituden der 19 Beobachtungen aus 2024 und 2025 als Zeitreihe auf, so erkennt man – trotz der Beobachtungslücke – die Zunahme der Ha-Amplitude.

Es wird spannend zu sehen, ob es nun noch weiter „nach oben geht“, oder ob die Ausbruch der Nova als nächster Schritt folgen wird.

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Im Juni habe ich in zwei weiteren Nächste Spektren von T CrB aufgenommen. Die nachfolgenden Abbildungen zeigen die zugehörigen Spektralprofile, die durch das Stacking der einzelnen 300 Sekunden-Belichtungen gewonnen wurden.

Die zwei Spektren habe ich weiter analysiert – und dazu das bewährte Python-Programm benutzt, das die Emissionslinien-Fits erstellt. Die so ermittelten Amplitudenwerte der einzelnen Linien sind als farbige Punkte in der folgenden Grafik eingezeichnet.

Und die zwei neuen Werte aus dem Juni erweitern auch die Zeitreihe der Ha-Amplituden.

Obwohl die Datenlage spärlich ist, hat man doch den Eindruck, dass die Ha-Amplitude in diesem Jahr höher liegen als in 2024. Im April 2025 war die Amplitude maximal, die zwei Werte im Juni liegen wieder etwas tiefer.

Schaut man einmal nicht auf Wasserstoff, sondern auf die schwächeren Helium-Emissionslinien, so zeigen sich im Juni bei der 588 nm Linie hohe Intensitäten, die „neu“ sind.

Man darf gespannt sein, was sich über den Sommer T CrB noch einfallen lässt zur Nova-Vorbereitung.

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Zur Physik „vor Ort“ kann man aus den Spektren einige grundlegende Parameter zu den physikalischen Bedingungen im emittierenden Plasma. Besonders aufschlussreich sind dabei die Verhältnisse zweier Liniengruppen:

• Das Balmer-Verhältnis Hα/Hβ​:
  Es ergibt sich aus Wasserstoff-Emissionen der Balmer-Serie. In einem optisch dünnen, photoionisierten Gas liegt dieses Verhältnis theoretisch bei etwa 2,86 für eine Elektronentemperatur um 10 000 K. Abweichungen können auf höhere Temperaturen, Extinktion oder Stoßanregung hindeuten.
• Das Verhältnis Hα / He I:
  Die He I-Emission (z. B. bei 587.6 nm) erfordert härtere UV-Photonen als Wasserstoff und ist daher sensitiv gegenüber dem Ionisationsgrad sowie der Temperatur. Dieses Verhältnis sinkt mit steigender Temperatur, da He I intensiver wird.

Die Verhältnisse meiner Spektren liefern folgende Zeitreihe:

Die Mittelwerte der beiden Verhältnisse über alle Zeitpunkte betragen:

• Hα/Hβ=2,74 ± 0,15
• Hα/He I=5,95 ± 0,46

Beide Werte liegen nahe an den theoretischen Erwartungen für ein optisch dünnes, ionisiertes Gas:

• Das Wasserstofflinienverhältnis entspricht einer Elektronentemperatur von etwa 11.000 ± 2.000 K
• Das He I-Verhältnis deutet auf eine ähnliche Temperatur von 12.000 ± 1.000 K

Die Überschneidung beider Wertebereiche ist statistisch signifikant: Die Temperaturverteilungen, die man aus den zwei Linien-verhältniswerte ableitet, überlappen sich deutlich (siehe Abbildung). Daraus lässt sich mit hoher Wahrscheinlichkeit schließen, dass alle drei Emissionslinien – Hα, Hβ und He I – aus ein und derselben Gasregion stammen.

Diese Region ist:

• optisch dünn
• mäßig ionisiert
• und besitzt eine Temperatur von etwa 11.000 K – 12.000 K

Damit bestätigen die spektralen Daten ein physikalisch konsistentes Modell für den emittierenden Bereich im Sternwind – ein schönes Beispiel für astrophysikalische Diagnostik mit einfachen Linienverhältnissen.

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Eine direkte Vorhersage aus den Verhältnissen zum Zeitpunkt der Novaexplosion ist nicht möglich. Man kann aber gewisse Trends ableiten, die sich vor der Explosion im Spektrum von T CrB zeigen werden:

Spektrale Veränderung	Bedeutung	Zeitpunkt
Abnahme von Hα/He I	härtere Ionisation durch stärkere Heizung / Schockfronten	Wochen bis Tage vorher
Zunahme der Balmer-Breite	turbulentere, schnellere Scheibenströme	Wochen vorher
Verstärkung von He II (468.6 nm)	Hinweis auf sehr hohe Temperaturen (>35.000 K)	sehr kurz vor Ausbruch
P Cygni-Profile / asymmetrische Linien	Ausströmender Wind oder Jet	Stunden bis Tage vorher

Ich stelle noch einmal die aktualisierten Grafiken dar – ergänzt durch die He II Emissionslinien-Informationen. Hier ist aktuell noch kein deutlicher Hinweis enthalten.

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Das Verhältnis zwischen He I (587.6 nm) und He II (468.6 nm) ist ein empfindlicher Indikator für den Ionisationsgrad und damit auch für das Aufheizen des Akkretionsplasmas vor einer Nova-Explosion.

Verhältnis He I/He II	Interpretation	Physikalische Phase
> 1 (z. B. 5–10)	He I dominiert → moderate UV-Heizung	Quieszenz
≈ 1	Gleichgewicht He I/He II → heißes Plasma	Aktive Akkretion
< 1 (z. B. 0.5 oder weniger)	He II dominiert → extreme UV-/X-Heizung, fast vollständige Ionisation	Stunden/Tage vor Nova

Das Verhältnis der Helium-Amplitude dümpelt seit langen im Bereich von 1. Es liegt also eine Akkretion vor, was nicht überrascht. In der folgenden Grafik ist die zugehörige Zeitreihe in Grün eingezeichnet.

Man sieht auch, wie stark dieses Verhältnis variiert. Der Mittelwert liegt zwar bei 1.1, die Schwankungsbreite ist aber ähnlich. Somit ist dieses Verhältnis zwar ein theoretisch guter Indikator – durch die Messfehler und den engen Wertebereich von 0 ..1 aber nicht mit einer langen Vorlaufzeit. Wenn die Explosion kurz bevorsteht, und die Temperatur auf mehrere 10.000 K ansteigen wird, zeigen sich die He II Emissionslinien. Da braucht es dann kein Verhältnis mehr, sondern dann wäre dies die „smoking gun“ für den Start der Nova.

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Zu Ende Juni habe ich ein weiteres Spektrum von T CrB aufgenommen. Mittlerweile hat die Ha-Linie so stark an Intensität im Vergleich zu 2024 zugelegt, dass ich die Belichtungszeit anpassen musste, um nicht „in die Sättigung zu laufen“. Die Einzelbelichtungen liegen nun bei 80 Sekunden.

Mit diesem weiteren Spektrum erweitert sich auch die Darstellung der Gaussfit-Messungen für die einzelnen Emissionslinien.

Man kann gut erkennen, dass die Emissionslinien Ha und Hb im Vergleich zu den Werten von 2024 um rund 100% intensiver leuchten.

Betrachtet man die Verhältnisse der Emissionslinien, so ergibt sich die folgende Grafik.

Und wenn man diese Verhältniswerte auf die T CrB Orbital-Phase überträgt, sortieren sich die Werte wir folgt:

Bei der wichtigen Verhältniszahl Ha/Hb ist es so, dass diese mit Werten unter 2 in dieser „Hochintensitäts-Zeit“ unter dem theoretischen Wert von 2,86 für dünne Gase liegt.

Man kann diese Beobachtung dadurch erklären, dass die Dichte des Gases zugenommen hat. Das wäre etwa die Folge, wenn sich um den äußerem Scheibenbereich eine dichtere Hülle entwickelt hat, die mehr Hα-Licht absorbiert. Da Hα aufgrund ihrer höheren Übergangswahrscheinlichkeit und geringeren Photonenenergie eine größere Absorptionslänge besitzt, ist sie empfindlicher gegenüber Selbstabsorption und Streuprozessen in dichten Gasregionen. Hβ hingegen bleibt bei denselben Bedingungen häufig unbeeinflusst. Die Kombination aus steigender Linienintensität und sinkendem Linienverhältnis ist daher ein Hinweis auf eine sich entwickelnde dichtere Gashülle im System, möglicherweise verursacht durch eine erhöhte Akkretionsaktivität oder Materialauswurf.

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Am 18.7.2025 habe ich eine weitere 80s-Einzelspektren-Serie erstellt und daraus wieder ein Spektrum kompiliert. Das Verfahren ist mittlerweile etabliert – ich gehe also genau gleich vor, wie zuvor, um die Vergleichbarkeit der T CrB-Daten zu gewährleisten.

Die Wasserstoff-Emissionslinien stehen weiter prominent auf dem M3III-Kontinuum. Und die Analyse der neuen Daten habe ich in die bekannten Zeitreihen als weiteren Messpunkt eingefügt.

Der neue Wert liefert Amplituden der Wasserstoff-Emissionslinien, die etwas geringer sind als die Messungen Anfang Juli. Dies ist damit zu erklären, dass der Energielieferant, also der Zustrom des Sternwindes, etwas schwächer geworden ist. Dies ist das schon beschriebene Flickering.

Berechnet man jetzt die Verhältnisse der Intensitäten der Emissionslinien fügt sich der neue Wert fast nahtlos an die anderen Sommer-Werte an. Trotzt des Flickerings, scheint sich also aktuell nicht Grundsätzliches zu verändern.

Interessant ist, dass die TiO-Linien des Roten Riesen nahezu unverändert sind. Deren Amplitude liegen bei +/- 0.1.

Bei der „TiO-Linie bei 430 nm“ fiel mir auch ein Fehler in der Beschriftung auf. Das ist keine TiO-Linie, sondern das ist Hγ – und Hδ hatte ich bisher mit Hγ benannt. Dies ist nun korrigiert – und „schön“ ist bei diesem Fehler, dass ich durch die TiO-Linien-Konstanz darauf gekommen bin. Was sind in T CrB also mit der zeit verändert, hat (bis jetzt) nur mit der Wasserstoff-Emission zu tun. Und regional ist das der Sternwindstrom, der auf die Scheibe stürzt, vermutlich also der Hot-Spot am Rand.

Und zeigt man die Verhältnisse nicht als Zeitreihe sondern in Phasendarstellung, so sammeln sich nun weiter Phasen-Messung auf der linken Seite. Der letzte Wert liegt bei knapp 0.2. Das System hat dreht sich so langsam in eine „größte Elongation“. Der Sternwindstrom dürfte dann (Phase 0.25 – bzw. später 0.75) transversal zu unserer Beobachtungsrichtung liegen.

Man kann auch einen leichten Abstieg der H Alpha / H Beta Verhältnisse sehen. Von Werten unter 2 hin zum Theorie-Wert von 2,86 für optisch dünnes Gas. Das könnte man als Orbitalmodulation der Emissions-Geometrie deuten. Etwa in der Art, dass bei Phasen „um die Null“ mehr Gas vor der Emissionsregion liegt, so dass es bei H Alpha zur verstärkten Selbstabsorption kommt. Die Folge wäre dann ein kleineres Verhältnis der H Alpha / H Beta Intensitäten.

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Das Wetter Ende Juli war eher verregnet und die Beobachtungsmöglichkeiten von T CrB dadurch eingeschränkt. Zumal der „Leitstern“ Arktur, den ich zum Setup der Montierung nutze, mehr und mehr Richtung Osten wandert.

Am gestrigen Tag zogen zwar die 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.

Die Zeitreihe meiner Einzelmessung ist um einen Farbpunkt pro Linie reicher. Die aktuelle Messung ist in hellbau eingetragen.

Man erkennt gut, dass die Ha-Emission weiter nach oben geklettert ist. Die Intensität von Ha ist also auf einem „all time high“ (was meine Beobachtungen angeht).

Interessant sind auch die Stufen in den jeweiligen Punkte-Verteilung bei den Wasserstoff-Linien. Diese hängen natürlich auch mit den zeitlichen Lücken in meinen Beobachtungen zusammen. Es handelt sich also nicht um „Sprünge“ in den Amplituden, wohl aber um langfristige Trends in den Intensitäten, die auf die Veränderungen in der M3III-Sternwind-Zuströmung zurückgehen.

Trägt man die Werte der Emissionslinienverhältnisse als Zeitreihe auf, so fügt sich die neue Messung in den „Juli-Trend“ gut ein.

Die Grafik ist „etwas voll“: Das Ha / Hb Verhältnis ist mit den blauen Punkten dargestellt. Die gestrichelte blaue Linie bei 2,86 ist der Theorie-Wert bei optisch dünnen Gas. In den letzten Wochen bewegt sich das Verhältnis „von unten“ auf diesen theoretischen Wert zu.

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Der August geht bald zu Ende und in den letzten Tagen konnte ich weiter T CrB Spektren aufnehmen.

Die Variationen innerhalb der 4 Tage, die die Spektren umfassen, sind nicht gerade groß, aber doch zu sehen. Dies betrifft vor allem die Ha-Emissionslinien-Intensität, die deutlich zulegte.

Ich zeige die 4 Spektren nacheinander, es folgt dann die bekannte Zeitreihe zu den Amplituden der einzelnen Linien.

Bitte beachtet die unterschiedlichen Intensitäts-Angaben der y-Achse.

Hier die Zeitreihe der gefitteten Gauss-Amplituden an die jeweiligen Linien.

Die Aktivität der Ha und Hb-Intensität ist prominent. Und man erkennt, dass wir aktuell wieder ein „all time high“ an Ha-Licht sehen.

Und da auch die Hb-Intensität angestiegen ist, bleibt das Verhältnis der beiden Intensitäten in etwa bei 2.

Hier zuerst die Fits der Ha-Linie:

Und hier für Hb:

Der Plot der verschieden Verhältnisszahlen der Intensitäten füllt sich weiter mit Messwerten. Hier ist der aktuelle Stand als Zeitreihe:

Und trägt man die Messungen im Phasendiagramm auf, also in Bezug auf die orbitale Position, so zeigt sich das folgende Bild:

Der Plot zeigt ja recht viel auf einmal – der wichtigste Indikator ist das Ha/Hb-Verhältnis (blaue Punkte), und diese liegt aktuell bei rund 2 – und dies bei einer Phasenposition von etwa 0.33.

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.

Noch als Zusatz: Es fällt auch auf, dass die He-Linien so langsam zulegen. Dies gilt für die HeI bei 588nm, wie auch für HeII bei 469nm.

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Es wird so langsam knapp mit dem Beobachtungsslot bei mir zu Hause. Arktur steht am frühen Abend schon tief und mein Standort erlaubt in Westrichtung keine Höhen unter 40°.

Aber so lange es geht, mache ich noch weitere T CrB Spektren. Zumal es ja interessant ist, wie sich die Linienverhältnisse entwickeln.

Ich habe bei der Zeitreihe der Messpunkte einen zweiten Plot erstellt (s. astronomie.de Posting, Vorschlag von Mischa). Dabei werden keine Zufallsfarben genutzt, sondern ein Gradient, der sich am Datum der Messung orientiert.

Hier sind die zwei Plots mit den Messpunkten.

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. Dies dürfte auf die Variationen im Sternwind des M3-Riesen zurückzuführen sein.

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.

Im Plot zeigen die blauen Punkte das Ha/Hb-Verhältnis.

Man kann das so deuten, dass um den 21.8.2025 das Gas optisch dünn(er) war, wodurch Ha stärker war (es wurde weniger Ha-Licht selbstabsorbiert). In der Woche vom 21.8. zum 30.8. wurde das Gas dann wieder optisch dicht, und Ha nahm stärker ab als Hb. Dies senkte das Verhältnis wieder ab.