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Nova Aquilae 1918 oder V603 Aquilae war eine sehr helle Nova mit einer maximalen Helligkeit von −0,5 ^m, die 1918 im Sternbild Adler aufleuchtete.

Doppelstern Nova Aquilae 1918
AladinLite
Beobachtungsdaten Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild	Adler
Rektaszension	18h 48m 54,64s [1]
Deklination	+00° 35′ 2,9″ [1]
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit	−0,5 bis 11,46 mag [2]
Helligkeit (J-Band)	11.7 ± 0.026 mag [1]
G-Band-Magnitude	11.8388 ± 0.0148 mag [1]
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp	NA [2]
B−V-Farbindex	0,01 [1]
U−B-Farbindex	−0,92 [1]
Spektralklasse	sdBe [2]
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	−25 km/s km/s [3]
Parallaxe	(3,1906 ± 0,0686) mas [1]
Entfernung	810 ± 26 Lj 249 ± 8 pc  [4]
Eigenbewegung [1]
Rek.-Anteil:	(11,3 ± 0,141) mas/a
Dekl.-Anteil:	(−9,484 ± 0,115) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse	1,2 ± 0,2 / 0,29 ± 0,04 M☉
Rotationsdauer	3,316825 h [2]
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
2MASS-Katalog 2MASS J18485464+0035030 Weitere Bezeichnungen Nova Aql. 1918, EM* CDS 1028, HD 174107, 1RXS J184854.7+003501, ALS 9992, 1ES 1846+00.5, SBC7 706, AN 7.1918, FASTT 1189, HIP 92316, UBV M 51004, CSI+00-18463, GCRV 68659, KPD 1846+0031, 2E 1846.3+0031, LS IV +00 3, 2E 4138, GSC 00448-00423, EM* RJHA 116, HBHA 202-05, PLX 4341, AAVSO 1843+00.

Das Sternensystem zeigte nach dem Maximum eine Helligkeitsabnahme von drei Magnituden innerhalb von 12 Tagen und wird daher den sehr schnellen Novae vom Typ NA zugeordnet. Sie war seit den 1940er Jahren pro Jahrzehnt wieder um etwa 1/100 einer Größenordnung auf eine durchschnittliche scheinbare Helligkeit von 11,43 ^m verblasst.[5][6]

Die Nova wurde am 7. Juni 1918 vom polnischen Amateurastronom, Arzt und Professor für Anatomie der Universität Genf Zygmunt Laskowski entdeckt, und in den folgenden Nächten von George Noel Bower, Alice Grace Cook und vielen anderen bestätigt.[7] Mit einer Magnitude von −0,5 ^m war sie die hellste Nova, die seit Aufkommen des Teleskops im Jahr 1608 entdeckt wurde, und damit – außer Sirius und Canopus – heller als alle anderen Sterne am Nachthimmel.[5][8]

Johann Georg Hagen Direktor der Vatikanischen Sternwarte bei Castel Gandolfo berichtet am 15. August 1918, dass die in den vorhergehenden Ausgaben der Astronomischen Nachrichten mitgeteilten Lichtschwankungen der Nova Aquilae von 1918, teils bei ihrem Aufleuchten zwischen dem 5. und 15. Juni, namentlich aber in den früheren Jahren, wo ihr 1888 die Größe 11,0 ^m, dann 1895 die Größe 9,3 ^m und zwischen 1906 und 1917 die Größen 10,2 ^m bis 10,5 ^m zugeschrieben wurden, den älteren Berichten über einen „Neuen Stern“ im Sternbild Adler, der schon vor 1592 erschienen sein soll, erhöhte Bedeutung verliehen.[9]

Im Jahr 1964 stellte Robert Paul Kraft fest, dass es sich bei Nova Aquilae 1918, genauso wie für die Novae GK Persei, T Aurigae, T Coronae Borealis, DQ Herculis, und WZ Sagittae um binäre Systeme handelt.[10]

Eine im Jahr 1999 von J. Arenas et al. an der Keele University durchgeführte spektroskopische Analyse ergab, dass Nova Aquilae 1918 ein kataklysmisch veränderliches Doppelsternsystem ist, das aus einem Weißen Zwerg mit Akkretionsscheibe von etwa 1,2 ± 0,2 M_☉, und aus einem heißen Unterzwerg mit etwa 0,29 ± 0,04 M_☉ besteht, der eine Oberflächentemperatur von über 10.000 K hat.[11] Beide umkreisen sich in enger Umlaufbahn mit einer Periodendauer von 3 Stunden und 19,5 Minuten.[10]

Einzelnachweise

1. V* V603 Aql. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 10. April 2019.
2. V0603 Aql. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 10. April 2019.
3. HIP 92316. In: Gaia DR1. VizieR, abgerufen am 10. April 2019.
4. Hubble space telescope fine guidance sensor parallaxes for four classical novae. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 11. April 2019.
5. Christopher B. Johnson, Bradley E. Schaefer, Peter Kroll, Arne A. Henden: Nova Aquilae 1918 (V603 Aql) Faded by 0.44 mag/century from 1938-2013. In: The Astrophysical Journal. Band 780, Nr. 2, 2013, S. L25, doi:10.1088/2041-8205/780/2/L25, arxiv:1310.6802, bibcode:2014ApJ...780L..25J.
6. H. W. Duerbeck: The final decline of novae and the hibernation hypothesis. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Volume 258, Nr. 3, 1. Oktober 1992, S. 629–638, doi:10.1093/mnras/258.3.629.
7. Biographical Notes on George Noel Bower (1885–1951). In: Bill Barton, FRAS. Orwell Astronomical Society Ipswich, abgerufen am 10. April 2019.
8. Patrick Moore: The Amateur Astronomer. Springer, 2006, ISBN 1-84628-286-1, S. 145 (google.com).
9. Die ältere Literatur über einen » Neuen Stern « in Aquila und die Bezeichnung der Novae. In: Astronomische Nachrichten. volume 208, Nr. 5, S. 67, bibcode:1919AN....208...67H.
10. Robert P. Kraft: Binary stars among cataclysmic variables. III. Ten old novae. In: Astrophysical Journal. Band 139, 1964, S. 457–75, doi:10.1086/147776, bibcode:1964ApJ...139..457K.
11. J. Arenas, M. S. Catalán, T. Augusteijn, A. Retter: A spectroscopic study of V603 Aquilae: stellar parameters and continuum-line variations. In: Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. Band 311, Nr. 1, 2000, S. 135–48, doi:10.1046/j.1365-8711.2000.03061.x, bibcode:2000MNRAS.311..135A.

На других языках

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- [de] Nova Aquilae 1918

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[en] V603 Aquilae

V603 Aquilae (or Nova Aquilae 1918) was a bright nova first observed (from Earth) in the constellation Aquila in 1918. It was the brightest "new star" to appear in the sky since Kepler's Supernova in 1604. Like all novae, it is a binary system, comprising a white dwarf and donor low-mass star in close orbit to the point of being only semidetached. The white dwarf sucks matter off its companion, which has filled its Roche lobe,[3] onto its accretion disk and surface until the excess material is blown off in a thermonuclear event.[4] This material then forms an expanding shell, which eventually thins out and disappears.[3]

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[ru] V603 Орла

V603 Орла (Новая в Орле 1918 года, V603 Aql, Nova Aquilae 1918) — самая яркая новая звезда, зарегистрированная за последние 300 лет. Неожиданно большой номер — 603 — у Новой Орла 1918 года объясняется тем, что система обозначений переменных звёзд была последовательно распространена на все новые звёзды после Второй мировой войны[8].

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