mini|Bild von KT Eridani (Nova Eridani 2009) Eine Nova (Plural Novae) ist meist ein Helligkeitsausbruch in einem engen Doppelsternsystem aufgrund einer explosiven Zündung des Wasserstoffbrennens auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs.
Definition Der Begriff der Nova leitet sich von dem lateinischen Ausdruck „stella nova“ (neuer Stern) ab und geht auf den von Tycho Brahe geprägten Namen einer Beobachtung eines Tychonischen Sterns im Jahr 1572 zurück.Tycho Brahe. In: Der Brockhaus Astronomie. Mannheim 2006, S. 63. Er bezieht sich auf das plötzliche Auftauchen eines vorher nicht sichtbaren sternähnlichen Objektes am Firmament. Eine Nova war bis zur Mitte des 20. Jahrhunderts jede Art eines Helligkeitsausbruchs eines Sterns mit einem Anstieg zum Maximum in einem Zeitraum von Tagen bis Jahren und einer Rückkehr zur Ruhehelligkeit innerhalb von Wochen bis Jahrzehnten. Als die astrophysikalische Ursache der Eruptionen erkannt wurde, wandelte sich der Begriff zu der heutigen Definition:
Eine Nova ist die Folge eines thermonuklearen Runaways (einer explosiven Zündung thermonuklearer Reaktionen) auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs. Die gezündete Materie stammt von einem relativ massearmen Hauptreihenstern in einem Doppelsternsystem, der seine Roche-Grenze überschritten hat, oder die per Akkretion aus dem Sternwind auf den Weißen Zwerg transferiert wurde.S. N. Shore, M. Livio, E. P. J. van den Heuvel: Interacting Binaries. Springer, Berlin 1994, ISBN 3-540-57014-4. Sie bildet dort eine Akkretionsscheibe. An deren Oberfläche entsteht eine stetig wachsende, stark komprimierte Schicht, die an der Untergrenze immer mehr erhitzt wird, bis schließlich die Kernfusion des Wasserstoffs einsetzt und für einen weiteren Temperaturanstieg sorgt. Mit dem Erreichen von 10 Millionen Kelvin setzt eine explosionsartige Expansion ein, die Geschwindigkeit liegt dabei bei 100 bis 1.000 km pro Sekunde. Das Helligkeitsmaximum wird erreicht, wenn die Gastemperatur auf etwa 7.000 bis 10.000 Kelvin gefallen ist. Der Hüllenradius ist dann auf das 1.000- bis 10.000-Fache des Radius des Weißen Zwergs angestiegen (auf eine absolute Helligkeit zwischen −6 und −8,5 mag). Das Doppelsternsystem bleibt durch den Novaausbruch weitgehend unbeeinflusst. Erneut kann Materie von der anderen Komponente dem Weißen Zwerg zufließen. Novae gehören daher zu den kataklysmischen Veränderlichen.
Nicht mehr zu den (klassischen) Novae zählen:
mini|Künstlerische Darstellung des Szenarios
Die Supernovae sowie die hypothetischen Hypernovae, bei denen eine thermonukleare Reaktion den explodierenden Stern umwandelt oder vernichtet. Die Zwergnovae, bei denen eine Akkretionsscheibe um einen weißen Zwerg in zyklischen Abständen aufleuchtet. Die früher als extrem langsame Novae bezeichneten Ausbrüche von symbiotischen Sternen und FU-Orionis-Sternen, die ebenfalls die Folge eines Aufleuchtens einer Akkretionsscheibe sind. Die Leuchtkräftigen Roten Novae, die bei einer Verschmelzung zweier Sterne in einem Doppelsternsystem entstehen. Die Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen, deren Veränderlichkeit durch variable Sternwinde und die Bildung von Pseudophotosphären entsteht. Röntgennovae oder Soft X-ray transits, die wie Zwergnovae eine Instabilität in der Akkretionsscheibe aufweisen und aufgrund des kompakten Begleiters ihre Energie überwiegend als Röntgenstrahlung abgeben. Die hypothetischen Quarknovae. Diese Detonationen ergeben sich aus theoretischen Modellen, wenn ein Neutronenstern dem Druck durch Gravitation nicht mehr widerstehen kann und in einen hypothetischen Quarkstern kollabiert. Mini-Supernovae oder Kilo-Novae verfügen über eine tausendfach stärkere Leuchtkraft als normale Novae und entstehen wahrscheinlich bei der Verschmelzung eines Neutronensterns mit einem Neutronenstern oder eines Neutronensterns mit einem schwarzen Loch. Ihre Leuchtkraft ist die Folge des Zerfalls radioaktiver Nuklide, die in einer Stoßwelle bei einem solchen Merger synthetisiert werden. Eine Makro-Nova ist das hypothetische Ergebnis einer Verschmelzung zweier Neutronensterne, aus der ein Millisekundenmagnetar hervorgeht. Bei einer Makronova sollte ein schnell rotierender massiver Neutronenstern mit einem starken Magnetfeld von 1011 T entstehen. Aus dem Magnetfeld und dem Drehmoment kann eine Energiemenge von 1046 J innerhalb von 100 bis 10.000 Sekunden extrahiert werden und das Modell der Makro-Novae wird zur Beschreibung des Nachleuchtens von Gamma Ray Bursts verwendet. Die Un-Novae sind fehlgeschlagene Kernkollaps-Supernovae, bei denen der Vorläuferstern direkt in ein schwarzes Loch kollabiert und dabei nur wenig bzw. keine elektromagnetische Strahlung emittiert. Eine hypothetische Merger-Nova entsteht bei der Verschmelzung zweier Neutronensterne, wodurch ein schnell rotierender und stark magnetischer Neutronenstern mit großer Masse entsteht. Das Magnetfeld des Magnetars interagiert mit der zirkumstellaren Umgebung und erzeugt dabei einen kurzfristigen Ausbruch elektromagnetischer Strahlung, dessen Leuchtkraft die einer Supernova übertrifft.
Dagegen sind die Röntgenbursts vom Typ I bei einigen Röntgendoppelsternen ein Äquivalent der Novaausbrüche bei kataklysmischen Veränderlichen. Der kompakte Stern, der Materie von seinem Begleiter akkretiert, ist ein Neutronenstern. Die wasserstoff- und/oder heliumreiche Materie lagert sich auf der Oberfläche des Neutronensterns an und es kommt zu einem thermonuklearen Runaway. Die Strahlung entweicht fast ausschließlich als Röntgenstrahlung, da sich kein optisch dicker Sternwind bildet. Aufgrund der höheren Dichte und Temperatur auf einem Neutronenstern finden thermonukleare Reaktionen auch bereits nach Monaten erneut statt. Im Gegensatz dazu dauert es auf den Oberflächen von Weißen Zwergen von kataklysmischen Veränderlichen meist Jahrtausende, bis genügend Materie für einen erneuten thermonuklearen Runaway vorliegt.
Ausbruch Bei jedem Helligkeitsausbruch einer Nova werden die folgenden Phasen durchlaufen:Michael F. Bode, A. Evans: Classical novae. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2008, ISBN 978-0-521-84330-0.
Der initiale Anstieg von der Praenova-Helligkeit innerhalb weniger Tage um circa 9 mag Ein Stillstand von einem bis zu einigen Tagen vor dem eigentlichen Maximum. In dieser Phase ändert sich die optische Helligkeit kaum. Ein Stillstand wird nicht immer beobachtet, was bedingt sein kann durch eine zu späte Entdeckung der Nova erst nach diesem Abschnitt, oder die Phase des Stillstands tritt nicht bei allen Novae auf. Der finale Anstieg zum Maximum innerhalb von Tagen bis Wochen. Die typische Amplitude beträgt 2 mag. Daran schließt sich die Phase des frühen Abstiegs an. Die Helligkeit fällt gleichmäßig in diesem Abschnitt ab um circa 3,5 mag und die Geschwindigkeit des Abfalls wird als Klassifizierungsmerkmal genutzt, um schnelle von langsamen Novae zu unterscheiden. Allerdings gibt es keine einheitliche Definition dieser Begriffe. In der Übergangsphase fällt die Helligkeit um weitere 3 mag ab. Der Helligkeitsabfall kann gleichmäßig, mit einem tiefen Minimum aufgrund von Staubbildung oder mit quasiperiodischen Schwankungen der Helligkeit erfolgen. Diese Phase kann einige Wochen bis Jahre andauern. Danach schließt sich der endgültige Helligkeitsabfall über Jahre bis Jahrzehnte an.
Die Entwicklung des optischen Spektrums ist komplex und verläuft parallel zur Änderung der Helligkeit: Im Praemaximum-Spektrum zeigen sich breite Absorptionslinien wie bei frühen Sternen mit überlagerten P-Cygni-Profilen. Die Expansionsgeschwindigkeit beträgt zwischen −1300 für schnelle und −100 km/s für langsame Novae. Es wird auch als Fireball-Spektrum bezeichnet und das Medium wird durch die Schockwelle der Explosion geheizt. Das Principal-Spektrum tritt im Maximum auf mit stärkeren und weiter ins Blaue verschobenen Absorptionslinien. Das Spektrum erinnert an einen A- oder F-Überriesen mit angereicherten Linien des Kohlenstoffs, Sauerstoffs und Stickstoffs. Die Expansionsgeschwindigkeit liegt zwischen −1000 und −150 km/s in Abhängigkeit von der Geschwindigkeitsklasse der Nova. Das diffuse erweiterte Spektrum ist ähnlich dem Principal-Spektrum mit breiteren und stärker blauverschobenen Absorptionslinien und tritt kurz nach dem Zeitpunkt maximaler Helligkeit auf. Darauf folgt das Orion-Spektrum nach einem Helligkeitsabfall von 2 mag. Das Spektrum ist ähnlich dem von leuchtkräftigen O- oder B-Sternen mit starken Sternwinden. Die Expansionsgeschwindigkeit liegt zwischen −2700 und −1000 km/s in Abhängigkeit von der Geschwindigkeitsklasse der Nova. Daneben treten erste schwache Anzeichen von verbotenen Linien auf. Zum Schluss wird das nebelige Spektrum sichtbar, das viele Eigenschaften eines planetarischen Nebels wiedergibt. Es treten zahlreiche verbotene Linien des Sauerstoffs, Stickstoffs und manchmal des Neons auf. Die Anregungstemperatur beträgt ungefähr 106 Kelvin.
Die Entwicklung des Spektrums wird als eine expandierende Gaswolke interpretiert, deren Durchsichtigkeit im Laufe der Expansion abnimmt und damit die Photosphäre, von der die Lichtquanten ohne erneute Absorption zur Erde gelangen, nach innen wandern lässt.
Im Infraroten kann insbesondere die Staubbildung der ausgestoßenen Materie beobachtet werden. Das schnelle Wachstum von kohlenstoffhaltigen Staubteilchen erfordert, dass neben der akkretierten wasserstoffreichen Materie auch ein Teil der äußeren Schichten des Weißen Zwergs über die Fluchtgeschwindigkeit beschleunigt wird. Im Staub sind Kohlenwasserstoffe, Siliciumcarbide und amorphe Karbide nachgewiesen worden. Die Spektrallinien im Ultraviolett folgen zunächst den oben beschriebenen im optischen Bereich. In der Phase des stabilen Wasserstoffbrennens auf dem Weißen Zwerg steigt die Ultraviolettstrahlung wieder an, ebenso wie die Röntgenstrahlung. Beide Strahlungsarten haben ihren Ursprung überwiegend in der thermischen Strahlung aus der dünnen Atmosphäre um den Weißen Zwerg. Aufgrund der niedrigenergetischen Röntgenstrahlung zählt eine Nova in diesem Stadium zu den superweichen Röntgenquellen. Das Ende des Ausbruchs ist durch das Beenden des Wasserstoffbrennens auf der Oberfläche des Weißen Zwergs gekennzeichnet. Dies geschieht ungefähr 3 Jahre nach dem Beginn des Ausbruchs, wenn keine superweiche Röntgenstrahlung mehr von der Nova nachweisbar ist.
Thermonuklearer Runaway mini|CNO-Zyklus
Für das Verständnis von Novae war die Beobachtung wesentlich, dass die bolometrische Helligkeit über Wochen bis Jahre konstant bleibt und damit die für den Helligkeitsausbruch verantwortliche Ursache viel länger andauert als das kurze optische Maximum einer Nova. Ein thermonuklearer Runaway stellt die Energie zur Verfügung für den Helligkeitsanstieg und die expandierende Hülle aus Gas.
Vor dem Ausbruch ist von dem Begleiter wasserstoffreiche Materie auf den Weißen Zwerg transferiert und mittels Konvektion mit der dünnen Atmosphäre des Weißen Zwerges vermischt worden. Die Abbremsung der Materie, sobald sie auf den Weißen Zwerg trifft, setzt Energie frei und erhöht die Temperatur in der Atmosphäre. Erreicht die Temperatur einige Millionen Kelvin, so beginnt explosives Wasserstoffbrennen nach dem Bethe-Weizsäcker-Zyklus. Da die Materie entartet ist, führt die frei werdende Energie nicht zu einer Expansion, sondern nur zu einer weiteren Erwärmung der Materie. In der Folge steigt die Temperatur weiter an bis 108 K und der thermonukleare Runaway breitet sich über die gesamte Oberfläche des Weißen Zwerges aus.