Nova (Stern)
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Eine Nova ist ein astronomisches Objekt, dessen Helligkeit sich über einen relativ kurzen Zeitraum signifikant erhöht. Die Bezeichnung rührt von dem lateinischen Ausdruck nova stella (neuer Stern) und bezieht sich auf das plötzliche Auftauchen eines vorher nicht sichtbaren sternähnlichen Objekts am Firmament.
Novae sind nicht mit Supernovae zu verwechseln, die einem gänzlich anderen Mechanismus unterliegen.
Novae treten in engen Binärsystemen auf, deren Primärkomponente (normalerweise) ein weißer Zwerg ist. Er akkretiert wasserstoffreiche Materie seines Begleiters, eines sich über die Roche-Grenze ausdehnenden Hauptreihensterns. Nach einiger Zeit kommt es dann entweder zum so genannten thermonuklearen Runaway, einem explosiven nuklearen Wasserstoffbrennen in der den weißen Zwerg umgebenden Schale, oder zu einer Explosion aufgrund von Instabilitäten in der Schale.
Novae werden wegen dieser Überflutung (gr. κατακλυσμός, kataklysmós) mit der Materie des Begleitsterns auch kataklysmische Veränderliche genannt.
Sie sind wiederkehrende Ereignisse mit Periodendauern zwischen Monaten und einigen Millionen Jahren.
Inhaltsverzeichnis |
[Bearbeiten] Arten von Novae
Es hat sich herausgestellt, dass drei verschiedene Arten von Novae auftreten:
- klassische Novae
- rekurrente Novae
- Zwergnovae
Unterscheiden lassen sie sich durch den maximal erreichten Helligkeitsanstieg und durch die Abstände zwischen zwei Ausbrüchen.
Während bei klassischen Novae Perioden zwischen 103 und 106 Jahren mit Helligkeitsanstiegen zwischen 9 und 19 mag auftreten, zeigen rekurrente Novae im Abstand von 10 bis 100 Jahren mehrere Ausbrüche mit Amplituden von 7–9 mag. Die Klasse der Zwergnovae schließlich zeichnet sich durch viele, schwächere Ausbrüche mit etwa 6 mag Helligkeitsanstieg in unregelmäßigen Abständen von 10 Tagen bis zu mehreren Monaten aus.
[Bearbeiten] Klassische Novae
Die klassischen Novae lassen sich in zwei Typen aufteilen, abhängig von der Masse des ursprünglichen Sterns, der sich zum weißen Zwerg entwickelte. In Sternen leichter als 8 Sonnenmassen endet die Phase der nuklearen Energieerzeugung mit dem Heliumbrennen, während in schwereren Sternen Kohlenstoffbrennen stattfindet. Die resultierenden Novae unterscheiden sich also durch die Verteilungen schwerer Elemente und auch, aufgrund der verschiedenen Massen der Primärkomponenten, durch die Periodendauer und »Heftigkeit« der Ausbrüche. Ein schwerer weißer Zwerg benötigt weniger akkretierte Materie (und damit weniger Zeit), um den kritischen Druck, bei dem es zum Ausbruch kommt, zu erreichen. Mit der Masse steigt auch die maximale Temperatur, womit sich auch die ablaufenden Prozesse verändern.
Die masseärmere Version wird aufgrund der beobachteten Überhäufigkeiten von Sauerstoff (O) und Kohlenstoff (C) CO-Nova genannt, während bei den so genannten ONeMg-Novae signifikante Überproduktion von vor allem Sauerstoff, Neon (Ne) und Magnesium (Mg) auftritt.
Im Laufe des thermonuklearen Runaways werden Temperaturen von einigen 108 Kelvin erreicht, sodass die Nukleosynthese über die heißen CNO-Zyklen und auch den NeNa- und MgAl-Zyklus ablaufen kann. Die beiden letzteren Zyklen treten nur bei ONeMg-Novae auf, da in der CO-Variante nicht die nötigen Elemente vorhanden und auch die erreichten Temperaturen zu niedrig sind.
Da nicht die gesamte akkretierte Schale brennt und eine Durchmischung innerhalb der Schale stattfindet, können in diesen Zyklen produzierte Elemente aus dem Kreislauf ausbrechen, es findet eine Anreicherung mit diesen Elementen statt. Novae tragen so erheblich zum Vorkommen der Isotope 13C, 15O, 17N (Stickstoff) im Universum bei und liefern geringe Beiträge zur Häufigkeit von 7Li (Lithium), 19F (Fluor) und 26Al (Aluminium).
Trotz des großen Zeitraums zwischen zwei Ausbrüchen im gleichen Sternensystem treten in unserer Galaxis aufgrund der großen Häufigkeit von Doppelsternsystemen ungefähr 35 (klassische) Novae pro Jahr auf. Der gesamte Materieausstoß und somit der Beitrag zur interstellaren Materie beträgt etwa 10–3 Sonnenmassen pro Jahr.
[Bearbeiten] Rekurrente Novae
Die von ihrer Leuchtkraft und Frequenz der Ausbrüche her zwischen Zwerg- und klassischen Novae anzusiedelnden Objekte werden manchmal auch rekurrierende, also wiederkehrende Novae genannt. Sie bilden eine sehr inhomogene Gruppe: Während ein Teil der Ausbrüche durch einen thermonuklearen Runaway in der Akkretionsscheibe eines weißen Zwergs erklärt werden kann, wird davon ausgegangen, dass einige rekurrente Novae (im Folgenden RN) in einem Binärsystem, bestehend aus einem Riesen und einem Hauptreihenstern, stattfinden. Letztere werden durch Instabilitäten in der Akkretionsscheibe oder plötzliche Schwankungen im Massentransfer ausgelöst. Die RN können somit als Bindeglied zwischen den klassischen (Runaway) und den Zwergnovae (Instabilitäten) angesehen werden.
Die Einstufung als RN wird(nach Webbink et al.) anhand zweier Kriterien entschieden:
- Es müssen zwei oder mehr Ausbrüche mit maximal erreichten absoluten Helligkeiten vergleichbar mit denen von klassischen Novae (M < –5,5M) beobachtet worden sein.
- Ausstoß einer diskreten Schale mit Expansionsgeschwindigkeiten v > 300 km/s.
[Bearbeiten] Geschwindigkeitsklassen
[Bearbeiten] Liste galaktischer Novae
Die folgende Tabelle zeigt einige(bei guten Bedingungen) mit bloßem Auge sichtbare Novae, die innerhalb unserer eigenen Galaxis, der Milchstraße, entdeckt wurden. Die Buchstaben und Zahlenkürzel vor den Namen geben gemäß der Konventionen zur Benennung veränderlicher Sterne an, als wievielter veränderlicher Stern innerhalb eines Sternbilds die jeweilige Nova entdeckt wurde. Der zweite Namensteil bezeichnet das Sternbild. Siehe auch die Sterne in der Kategorie:Nova
| Jahr | Nova | Maximalhelligkeit |
| 1891 | T Aurigae | 3,8 mag |
| 1898 | V1059 Sagittarii | 4,5 mag |
| 1899 | V606 Aquilae | 5,5 mag |
| 1901 | GK Persei | 0,2 mag |
| 1903 | Nova Geminorum 1903 | 6 mag |
| 1910 | Nova Lacertae 1910 | 4,6 mag |
| 1912 | Nova Geminorum 1912 | 3,5 mag |
| 1918 | V603 Aquilae | -1,4 mag |
| 1920 | Nova Cygni 1920 | 2,0 mag |
| 1925 | RR Pictoris | 1,2 mag |
| 1934 | DQ Herculis | 1,5 mag |
| 1936 | CP Lacertae | 2,1 mag |
| 1939 | BT Monocerotis | 4,5 mag |
| 1942 | CP Puppis | 0,3 mag |
| 1950 | DK Lacertae | 5,0 mag |
| 1960 | V446 Herculis | 2,8 mag |
| 1963 | V533 Herculis | 3 mag |
| 1970 | FH Serpentis | 4,4 mag |
| 1975 | V1500 Cygni | 2,0 mag |
| 1975 | V373 Scuti | 6 mag |
| 1976 | NQ Vulpeculae | 6 mag |
| 1978 | V1668 Cygni | 6 mag |
| 1984 | QU Vulpeculae | 5,2 mag |
| 1986 | V842 Centauri | 4,6 mag |
| 1991 | V838 Herculis | 5,0 mag |
| 1992 | V1974 Cygni | 4,2 mag |
| 1999 | V1494 Aquilae | 5,03 mag |
| 1999 | V382 Velorum | 2,6 mag |
[Bearbeiten] Rekurrierende Novae (Wiederkehrende Novae)
Siehe auch: Novula
[Bearbeiten] Literatur
- R.D. Gehrz, J.W. Truran, R.E. Williams, S. Starrfield, Nucleosynthesis in Classical Novae and Its Contribution to the Interstellar Medium, PASP 110 (1998), 3.
- R. F. Webbink, M. Livio, and J. W. Truran, The Nature of the Recurrent Novae, ApJ 314 (1987), 653.
