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Doppelstern; CI Aquilae
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	AladinLite
Beobachtungsdaten; Äquinoktium: J2000.0, Epoche: J2000.0
Sternbild	Adler
Rektaszension	18h 52m 03,55s
Deklination	−01° 28′ 39,24″
Winkelausdehnung	{{{Winkel}}} mas
Bekannte Exoplaneten
Helligkeiten
Scheinbare Helligkeit	mag
Helligkeit (U-Band)	mag
Helligkeit (B-Band)	16,80 mag
Helligkeit (V-Band)	mag
Helligkeit (R-Band)	15,70 mag
Helligkeit (I-Band)	mag
Helligkeit (J-Band)	(13,67 ± 0,041) mag
Helligkeit (H-Band)	(13,329 ± 0,075) mag
Helligkeit (K-Band)	12,685 mag
G-Band-Magnitude	(15,762 ± 0,006) mag
Spektrum und Indices
Veränderlicher Sterntyp	NR+E
B−V-Farbindex
U−B-Farbindex
R−I-Index
Spektralklasse	cont
Astrometrie
Radialgeschwindigkeit	km/s
Parallaxe	(0,326 ± 0,051) mas
Entfernung	5053 Lj; 1550 pc
Visuelle Absolute Helligkeit Mvis	mag
Bolometrische Absolute Helligkeit Mbol	{{{Absolut-bol}}} mag
Eigenbewegung
Rek.-Anteil:	(2.8 ± 5.02) mas/a
Dekl.-Anteil:	(7.8 ± 5.0) mas/a
Physikalische Eigenschaften
Masse	1,2 / 1,5 M☉
Radius	0,0072 / 1,69 R☉
Leuchtkraft	L☉
Effektive Temperatur	6300 K
Metallizität [Fe/H]
Rotationsdauer	14,84066 h
Alter	a
Andere Bezeichnungen und Katalogeinträge
2MASS-Katalog	2MASS 18520355-0128392[1]
Weitere Bezeichnungen	NOVA Aql 1917, AN 23.1925, NOVA Aql 2000, USNO-A2.0 0825-13277160, V* CI Aql, AAVSO 1846-01, Gaia DR2 4265260729570179840
Anmerkung
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Datenbanklinks zu CI Aquilae

CI Aquilae, auch CI Aql, ist eine rekurrierende oder wiederkehrende Nova vom Typ NR. Das System besteht aus einem Weißen Zwerg mit etwa 1,2 M_☉, der von einem Begleitstern mit 1,5 M_☉ umkreist wird. Der erste bekannte Ausbruch wurde 1925 von K. Reinmuth auf 16" Fotoplatten entdeckt, die bereits im Juni 1917 mit dem Bruce-Teleskop der Landessternwarte Heidelberg-Königstuhl aufgenommen wurden.^[4]

Zusammen mit U Scorpii, V394 Coronae Austrinae, RS Ophiuchi, T Coronae Borealis, V745 Scorpio, V3890 Sagittarius, T Pyxidis, und IM Normae bildet CI Aquilae eine kleine, aber heterogene Gruppe von 9 bis 10 Objekten in der Milchstraße, die novaartige Ausbrüche durchlaufen.^[5] Diese Ausbrüche haben eine geringere Amplitude und setzen weniger Energie frei als die klassischen Novae. Sie treten in Abständen von ca. 10 bis 100 Jahren auf. Es wird allgemein angenommen, dass die Weißen Zwerge in diesen Doppelsternsystemen nahe an der Chandrasekhar-Grenze liegen. Die Massentransferrate vom Begleitstern auf den Weißen Zwerg ist hoch und liegt in der Größenordnung von ca. 10⁻⁷ M_☉ pro Jahr entsprechend 6,3 Billionen Tonnen pro Sekunde.^[3] Diese Merkmale deuten stark darauf hin, dass wiederkehrende Novae mit Weißen Zwergen, deren gesamte Masse im Sauerstoff-Kohlenstoff-Kern vereint ist, unmittelbare Vorläufer von Supernovae vom Typ Ia sind.

Rekurrierende Novae werden je nach ihrer Umlaufzeit in drei weitere Unterklassen eingeteilt.

Die Unterklasse T Pyxidis mit einem Zwergbegleiter.
Die Unterklasse U Scorpii mit einem leicht entwickelten Hauptreihenstern oder einem Unterriesen.
Die Unterklasse RS Ophiuchi mit einem roten Riesenstern.

CI Aql hat eine Umlaufzeit von 0,618 Tagen und gehört damit zur Unterklasse U Scorpii.^[6]

B. E. Schaefer von der University of Texas at Austin berichtet 2001, dass auf 12 Archivfotos des Harvard-College-Observatorium aus dem Jahr 1941 ein Ausbruch der Nova CI Aql gefunden wurde. Er folgert daraus, dass es sich um eine wiederkehrende Nova mit einer Zeitspanne von 20 Jahren handeln könnte, bei der die Ausbrüche 1960 und 1980 übersehen wurden.^[7]

Einzelnachweise

↑ ^a ^b ^c ^d ^e ^f NOVA Aql 1917. In: SIMBAD. Centre de Données astronomiques de Strasbourg, abgerufen am 4. April 2019.
↑ ^a ^b ^c ^d CI Aql. In: VSX. AAVSO, abgerufen am 4. April 2019.
↑ ^a ^b ^c ^d ^e C. Lederle, S. Kimeswenger: Modelling the Recurrent Nova CI Aql in Quiescence. In: Institut für Astrophysik der Leopold–Franzens–Universität Innsbruck. 27. September 2002, doi:10.1051/0004-6361:20021539.
↑ Örter und Helligkeiten von 100 Veränderlichen. In: Reinmuth, K. Astronomische Nachrichten, volume 225, Issue 23, p.385, abgerufen am 8. April 2019.
↑ Webbink, Ronald F.; Livio, Mario; Truran, James W.; Orio, Marina: The nature of the recurrent novae. In: The Astrophysical Journal. 15. März 1987, doi:10.1086/165095.
↑ Hachisu, Izumi et al.: Prediction of the Supersoft X-Ray Phase, Helium Enrichment, and Turnoff Time in the 2000 Outburst of the Recurrent Nova Ci Aquilae. In: The Astrophysical Journal, Volume 553, Issue 2, pp. L161-L164. Juni 2001, doi:10.1086/320693, arxiv:astro-ph/0104461, bibcode:2001ApJ...553L.161H.
↑ CI Aquilae. In: Schaefer, B. E. IAU Circ., No. 7750, #2 (2001). Edited by Green, D. W. E., abgerufen am 8. April 2019.