Nova (Stern)

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.

Nova cygni 1992.png

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.

Making a Nova.jpg

Sie sind wiederkehrende Ereignisse mit Periodendauern zwischen Monaten und einigen Millionen Jahren.

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.

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.

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 < –5,5^M) beobachtet worden sein.
Ausstoß einer diskreten Schale mit Expansionsgeschwindigkeiten v > 300 km/s.

Geschwindigkeitsklassen

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

Rekurrierende Novae (Wiederkehrende Novae)

Siehe auch: Novula

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.

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