Hvor er Den Nordlige Krone ?
Den Nordlige Krone finner du ved hjelp av Karlsvogna og Bjørnepasseren som vist på figuren til høyre. Den ligger så langt nord på himmelen at de sørligste stjernene i stjernebildet bare kommer under horisonten noen få minutter hvert døgn sett fra Trondheim. Ingen av de stjernene som inngår i figuren på bildet er noen gang under horisonten.

Den Nordlige Krone står gunstig til på kveldshimmelen utover høsten og på ettermiddagen fremover mot desember. Deretter står den gunstig på morgenhimmelen utover vinteren og om natta i mars og april.

Den Nordlige Krone er på tross av dette et ganske iøynefallende stjernebilde fordi stjernene danner en vakker liten halvsirkel som minner om et diadem, og som vårt øye lett fester seg ved i et ellers ganske stjernefattig område dersom himmelen er mørk nok.

R CrB (5.7-14.8 mag., periode = uregelmessig) er en av svært få stjerner i en spesiell klasse variable stjerner. Mesteparten av tiden skinner den med nesten konstant lysstyrke nær 6 mag. Da kan den så vidt ses uten kikkert fra et optimalt observasjonssted dersom forholdene er gode. Så faller lysstyrken plutselig i løpet av en uke eller to med alt fra noen få størrelsesklasser til ca. 8 mag. Ofte stopper den et sted mellom 11 og 14 mag. For å se stjernen må vi da ha kikkerter med åpning fra ca. 10 cm og oppover, litt avhengig av hvor dypt den ’faller’ og kvaliteten på kikkerten og observasjonsforholdene/stedet. Når stjernen har nådd sitt minimum, kan den enten snu og komme opp igjen til sin vanlige lysstyrke ganske raskt, eller den kan forbli svak i måneder eller endog år. Ved lange ’utbrudd’ faller gjerne lysstyrken helt til ca. 14 mag. Da har stjernen ofte mange korte oppbluss til mellom 8 og 11 mag. før den til slutt kommer opp til sin normale lysstyrke på ca. 6. mag. Der kan den bli i alt fra uker til mange år før lysstyrken igjen faller. Under et slikt ’utbrudd’ viser stjernen stadige små og store variasjoner.

Det er komplett umulig å se noe mønster i variasjonen. Både perioden og måten et utbrudd arter seg på er helt uregelmessig. Den lengste registrerte perioden med sammenhengende ’utbrudd’ varte i ti år fra 1863 til 1873, mens stjernen var nær 6. mag. i hele ti år fra 1924 til 1934. Det er allikevel mer vanlig at et nytt utbrudd skjer i løpet av ett til tre år. Det har også hendt at R CrB har kommet nesten opp til 6. mag. fra et minimum, for så straks å falle til 14. mag. igjen i løpet av ca. en uke.

Lyskurve for R CrB i en ganske typisk periode (fra Burnham’s Celestial Handbook).

R CrB er en svært godt observert stjerne. En rekke hobbyastronomer, deriblant meg selv, bestemmer dens lysstyrke hver klare kveld så sant en stor nok kikkert er innen rekkevidde. En slik observasjon tar bare et par minutter når stjernen er sterk nok for mine små kikkerter (7x50 prismekikkert eller 70 mm TeleVue linsekikkert).

Det siste lysfallet når dette skrives (1. mai 2002) varte fra tidlig i desember 2000 til tidlig i februar 2001, så nå håper jeg at den ikke finner på noen sprell før det mørkner i august igjen. Nå som vi har 11 tommeren i observatoriet, så har vi nemlig mulighet til å følge den helt ned til ca. 14 mag. om forholdene er bra. Ved siste ’utbrudd’ fikk jeg bare noen få observasjoner på opp- og nedtur.

Analyse av lyset fra R CrB viser et merkelig spektrum med svært sterke absorpsjonsbånd fra karbon. Det ser faktisk ut til at stjernens atmosfære består av ca. 2/3 karbon, hvilket er svært uvanlig. Alt tyder på at stjernen i spesielle tilfeller innhylles i tykke, mørke karbonskyer høyt oppe i atmosfæren. Disse ’sot-skyene’ blokkerer for mesteparten av strålingen fra stjernen i synlig lys. Etter hvert faller karbonet tilbake mot stjernen igjen slik at sot-skyene klarner opp, og vi kan igjen se overflaten på vanlig måte.

Andre stjerner som viser samme type variasjoner som R CrB er RY Sagittarii, S Apodis, og RS Telescopii på den sørlige himmelen, samt SU Tauri (9.1-16.9 mag) og XX Camelopardi (8.1-9.8 mag) på den nordlige.

T CrB (2.0-10.8 mag) er en gjentagende nova med minst to utbrudd; nemlig i 1866 og 1946. Begge disse utbruddene var så å si identiske (se figuren). Stjernen ble begge ganger oppdaget nær maksimum på ca. 2.0 mag. Åtte dager senere var den svakere enn øyet kunne se, altså ca. 40 ganger svakere, og etter ca. 25 døgn var den litt svakere enn 9 mag (ca. 160 ganger svakere enn ved maksimum). Der holdt den seg til ca. 100 dager etter utbruddet. Da startet den å øke langsomt i lysstyrke til et sekundært maksimum på ca. 8 mag. omtrent 140-150 dager etter det første utbruddet startet. Omtrent 215 dager etter utbruddet var den igjen nede i litt under 9 mag. Derfra avtok lysstyrken sakte mot minimum igjen.

Årsaken til slike utbrudd antas å være lik årsaken for vanlige (klassiske) novaer; at hydrogen sakte men sikkert overføres fra en nabostjerne. Når nok hydrogen har samlet seg på overflaten av mottakerstjernen, så blir temperaturen høy nok i bunnen av det nye hydrogensjiktet til at hydrogen begynner å ’brenne’ til helium slik det skjer i kjernen av f.eks. sola. Vi ser da at lysstyrken øker kraftig fordi enorme energimengder frigjøres på overflaten av stjernen i løpet av noen uker. Etter utbruddet er stjernen omtrent slik den var etter forrige utbrudd, og det hele gjentar seg. Man tror at alle novaer er gjentagende, men at de fleste har så sjeldne utbrudd at vi ikke har observert mer enn ett av dem. Du kan lese mye mer om klassiske novaer i Corona nr. 1/2000.