Quelltext der Seite V606 Aquilae

{{Infobox Stern
| Name = V606 Aquilae
| DS = 1
| Bild = 
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| Sternbild = Aql
| Rek = 19/20/24.29
| Dek = -/00/08/07.8
| Size = 
| Caption = V606 Aquilae
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| Visuell = 20,4
| Gr = V
| Planeten = 
| Spektralklasse = Q
| B-V-Index = 0,41
| U-B-Index = −0,28
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| Variabel = [[Nova (Stern)|NA]]
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| HD             = 181419
| 2MASS          = 
| Weitere        = NOVA Aql 1899, IC 4850, AAVSO 1915-00, AN 11.1900, BD-00 3708, HV 130,
<!-- Quellen -->
| RekDekRef = <ref name="Simbad">{{Internetquelle |url=http://simbad.u-strasbg.fr/simbad/sim-id?Ident=V606+Aql&NbIdent=1&Radius=2&Radius.unit=arcmin&submit=submit+id |titel=HD 181419 |werk=[[SIMBAD]] |hrsg=[[Centre de Données astronomiques de Strasbourg]] |abruf=2019-03-29}}</ref>
| VisRef = <ref name="VSXEntry" />
| PlanetRef = 
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| RIRef = 
| VariabelRef = <ref name="VSXEntry">{{Internetquelle |url=https://www.aavso.org/vsx/index.php?view=detail.top&oid=1745 |titel=V0606 Aql |werk=VSX |hrsg=[[AAVSO]] |abruf=2019-03-28}}</ref>
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| AlterRef = 
}}
'''[[Benennung veränderlicher Sterne|V606]] Aquilae''' war eine kaum beobachtete [[Nova (Stern)|Nova]], die von [[Williamina Fleming]] als Objekt siebter [[Größenordnung]] auf einer fotografischen Platte am 18. April 1899<ref>[http://cseligman.com/text/atlas/ic48a.htm#ic4850 Seligman]</ref> entdeckt wurde, wie von [[Edward Charles Pickering]] im Jahr 1900 berichtet wurde.<ref name="V606 Aquilae 01">C. Tappert, D. Barria, I. Fuentes Morales, N. Vogt, A. Ederoclite, L. Schmidtobreick, 1. August 2016 : Life after eruption – VI. Recovery of the old novae EL Aql, V606 Aql, V908 Oph, V1149 Sgr, V1583 Sgr and V3964 Sgr In: Cornell University Solar and Stellar Astrophysics (astro-ph.SR), [[doi:10.1093/mnras/stw1748]].</ref>

Die Helligkeit der Nova auf dieser Platte wurde später von [[Henrietta Swan Leavitt]] auf 6,75 <sup>m</sup> genauer bestimmt.<ref name="V606 Aquilae 01" /><ref>{{Internetquelle |url=http://adsbit.harvard.edu//full/1908AnHar..60...87L/0000100.000.html |titel=1777 variables in the Magellanic Clouds |werk=Annals of Harvard College Observatory, vol. 60, S.&nbsp;87–108.3, Leavitt, H. S. |datum=1908 |abruf=2019-04-01}}</ref> Vor der Entdeckung gibt es eine Beobachtungslücke von etwa 200 Tagen. Es ist daher möglich, dass das tatsächliche Maximum verfehlt wurde. Der Referenzkatalog und ein Atlas der galaktischen Novae von [[Hilmar W. Duerbeck]] schätzt das Helligkeitsmaximum auf 5,5 <sup>m</sup>.<ref name="Duerbeck, Hilmar W., 1987">Duerbeck, Hilmar W.: ''A reference catalogue and atlas of galactic novae.'' In: Space Science Reviews (ISSN 0038-6308), Band 45, Nummer 1-2, 1987, S. 1–212, [[doi:10.1007/BF00187826]].</ref>

Der beobachtete Abfall der Lichtkurve deckt ca. 160 Tage ab und legt eine Klassifizierung als Typ „P“ nahe.<ref name="Strope et al. 2010">Strope, Richard J.; Schaefer, Bradley E.; Henden, Arne A.: ''Catalog of 93 Nova Light Curves: Classification and Properties.'' In: The Astronomical Journal, Volume 140, Issue 1, S.&nbsp;34–62 (2010), [[doi:10.1088/0004-6256/140/1/34]].</ref> 1991 haben Ringwald et al. eine Spektroskopie der vermuteten Nachwirkung der Nova erhalten, fanden jedoch ein Objekt mit einem [[Spektralklasse|Spektrum]] von G7 bis K4 und V = 16,3 <sup>m</sup>.<ref name="Michael J. Gariety and F. A. Ringwald">Michael J. Gariety and F. A. Ringwald : A critical analysis of three near-infrared photometric methods of estimating distances to cataclysmic variables In: New Astronomy, Solar and Stellar Astrophysics (astro-ph.SR), [[doi:10.1016/j.newast.2011.07.010]].</ref>

Die südwestliche Komponente eines nicht aufgelösten visuellen [[Doppelstern|Binärsystems]], das im ''Katalog und Atlas der [[Kataklysmische Veränderliche|kataklysmischen Veränderlichen]]'' als mögliche Postnova markiert wurde, zeigt ein interessantes Spektrum. Die anschließende Spektroskopie des Objekts mit V = 20,4 <sup>m</sup> bestätigte die Nova. Das Spektrum wies vergleichsweise starke [[Balmer-Serie|Balmer-Emissionslinien]] auf, wenn auch nicht so stark wie in [[EL Aquilae]]. Die hohen Anregungslinien sind jedoch erheblich schwächer und He II λ5412 Emissionslinien wurden nicht entdeckt. Es stellte sich heraus, dass es sich bei den meisten Angehörigen der P-Klasse um [[Nova (Stern)#Rekurrierende Novae|wiederkehrende]] oder magnetische Novae zu handeln schien.<ref name="V606 Aquilae 01" />

Selbst wenn das tatsächlich beobachtete Helligkeitsmaximum zur Berechnung der Ausbruchsamplitude verwendet wird, erscheint das Ergebnis von ∆m = 13,6 <sup>m</sup> für eine wiederkehrende Nova viel zu groß (Pagnotta & Schaefer 2014).<ref name="Pagnotta, Ashley; Schaefer, Bradley E.">Pagnotta, Ashley; Schaefer, Bradley E.: ''Identifying and Quantifying Recurrent Novae Masquerading as Classical Novae.'' In: The Astrophysical Journal, Band 788, Nummer 2, Artikel-ID 164, 25 S.&nbsp;(2014), [[doi:10.1088/0004-637X/788/2/164]].</ref> Andererseits zeigen die spektroskopischen Eigenschaften auch keinen besonders starken Beweis für eine magnetische Ursache.

Offenbar ist V606 Aquilae ein ungewöhnliches Mitglied der P-Klasse. Das Spektrum zeigt einen leichten Anstieg im blauen [[Kontinuum (Physik)|Kontinuum]] und das [[Zwei-Farben-Diagramm]] (engl. Color-Color-Diagram) belegt, dass das Feld nur mäßig von der interstellaren [[Extinktion (Astronomie)|Extinktion]] betroffen ist.<ref name="V606 Aquilae 01" />

Nach einer Herabstufung mit einem Wert von E (B – V) = 0,35 (03) <sup>m</sup> wurde deutlich, dass das Kontinuum durch eine Reihe großer „Buckel“ (engl. hump) verzerrt war. Nach der Untersuchung der drei Einzelspektren kam man zu der Erkenntnis, dass dieser unebene Kurvenverlauf kein wirkliches [[Messergebnis]], sondern auf Störsignale zurückzuführen ist. Durch diese Höcker wurden jedoch große Teile des Kontinuums für die Analyse unbrauchbar. Es wurden daher eine Reihe kleinerer Bereiche des Kontinuums zwischen den blauen Emissionslinien sowie einige Regionen um 6.000 [[Ångström (Einheit)|Å]] ausgewählt, um einen negativen Exponenten von α = 2,02 (02) zu bestimmen.

Nach der Untersuchung des [[H-alpha|Hα-Linienprofils]] der einzelnen Spektren stellte sich heraus, dass die Abweichungen nicht so auffallend wie bei [[EL Aquilae]] und die [[Doppler-Effekt|Doppler-Verschiebung]] des gesamten Profils  nicht so groß wie angenommen waren. Dennoch ist die Form des Linienprofils charakteristisch für [[kataklysmische Veränderliche]], und die Breite der Emissionslinien ist im Wesentlichen identisch mit der Nova EL Aquilae von 1927. Es wird daher angenommen, dass auch V606 Aquilae wahrscheinlich unter einer moderat hohen [[Bahnneigung]] zu sehen ist, wodurch sie zu einem potenziellen Objekt für Folgebeobachtungen wird.<ref name="V606 Aquilae 01" />

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Nova (Stern)|Aquilae]]

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