Ein kataklysmischer Veränderlicher (Abk. CV von Cataclysmic Variable) ist ein enges halbgetrenntes Doppelsternsystem. Es besteht aus einem akkretierenden Weißen Zwerg und einem Masse verlierenden roten Zwergstern, Heliumstern oder Unterriesen. Kataklysmische veränderliche Sterne zeigen eine große Spanne von Helligkeitsänderungen als Folge des Massetransfers zwischen den Sternen.
Geschichte und Aufbau Kataklysmische Veränderliche sind in Form der Novae bereits aus circa 2500 Jahre alten chinesischen Quellen bekannt. Dabei handelt es sich um starke Helligkeitsausbrüche von bis zu 20 mag, die als neue Sterne interpretiert wurden. Erst in der zweiten Hälfte des 19. Jahrhunderts wurde die erste Zwergnova U Geminorum entdeckt. Die angenommene Verwandtschaft zwischen Novae und Zwergnovae bezog sich zunächst auf die Form der Lichtkurve, die kleinere Ausbruchsamplitude und kürzere Zeit zwischen den Ausbrüchen. mini|Künstlerische Darstellung eines kataklysmischen Doppelsternsystems Erst mit Hilfe der lichtelektrischen Photometrie sowie der Spektroskopie konnte der Aufbau der kataklysmischen Veränderlichen verstanden werden. Es handelt sich dabei um ein enges Doppelsternsystem, bestehend aus einem Weißen Zwerg und einem Begleiter. Dieser überschreitet seine Roche-Grenze im Doppelsternsystem und verliert deshalb Materie an den Weißen Zwerg. Bei dem Begleiter handelt es sich meist um einen roten Zwergstern oder einen späten Unterriesen. Die Materie fließt entlang eines Stromes auf den Weißen Zwerg zu und bildet aufgrund der Drehimpulserhaltung bei Abwesenheit starker Magnetfelder eine Akkretionsscheibe um den kompakten Stern. Wo der Materiestrom auf die Akkretionsscheibe trifft, wird diese erhitzt und bildet einen hellen Fleck, der in der Lichtkurve zu einem Höcker (engl. hump) führt. Die Lichtkurve eines kataklysmischen Veränderlichen kann bei entsprechender Ausrichtung im Raum noch einen bedeckungsveränderlichen Anteil haben, im Bereich von Sekundenbruchteilen flimmern (engl. Flickering) und aufgrund eines veränderlichen Materiestroms in der Ruhehelligkeit variieren.
Die Bezeichnung „kataklysmisch“ leitet sich von dem altgriechischen Kataklysmos für Überschwemmung ab und beschreibt die fundamentale Eigenschaft dieser Veränderlichen, wonach der Weiße Zwerg mit Materie von seinem Begleiter überschwemmt wird.
Klassifikation Die Klassifikation kataklysmischer Veränderlicher beruht auf unterschiedlichen physikalischen Prozessen, die beim Massentransfer auftreten und unterteilt sich in drei wesentliche Hauptgruppen: Scheibensysteme (Zwergnovae, Novaähnliche) magnetische CVs (AM-Herculis-Sterne, DQ-Herculis-Sterne) Objekte, bei denen es zu thermonuklearen Reaktionen auf dem Weißen Zwerg kommt (Novae, Superweiche Röntgenquellen) Den Zustand eines CVs bestimmende Parameter sind die Bahnperiode des Systems und davon abhängig Spektraltyp und Masse des Begleiters bzw. Massenakkretionsrate sowie das Magnetfeld des Weißen Zerges.
Die Objektklassen zeigen oft unterschiedliche und charakteristische Formen der Lichtkurve, auf der historisch die Klassifikation beruhte.
Scheibensysteme Die primäre Emissionsquelle in Scheibensystemen (engl. disk CVs) stammt aus einer, den Weißen Zwerg umgebenden Akkretionsscheibe, in der die kinetische Energie der einfallenden Materie in elektromagnetische Strahlung umgesetzt wird. Das Verhalten der Akkretionsscheibe hängt in erster Linie von der Massenakkretionsrate und dem Massenverhältnis beider Sterne ab und wird in folgenden Untergruppen systematisiert:
Zwergnovae Zwergnovae zeigen mehrfache Eruptionen mit einem Anstieg der Helligkeit bis 8 mag. Charakteristisch ist ein steiler Anstieg und ein langsamerer Helligkeitsabfall. Die Ausbrüche treten mit einem mittleren zeitlichen Abstand von Wochen bis Jahrzehnten auf. Die Ursache der Eruptionen liegt in einem bistabilen Zustand der Akkretionsscheibe, der auftritt, wenn die Massenakkretionsrate einen kritischen Wert unterschreitet. Während des Zwergnovaausbruchs kommt es beim Überschreiten einer kritischen Dichte zu einem plötzlichen Anstieg der Viskosität, in dessen Folge in der Scheibe gesammelte Materie verstärkt auf den Weißen Zwerg transferiert wird.
Zwergnovae werden weiter unterteilt in: U-Geminorum-Sterne: Die klassischen Zwergnovae sind meist in ihrer Ruhehelligkeit und alle Ausbrüche haben eine für den Stern typische Form. SU-Ursae-Majoris-Sterne: Bei dieser Untergruppe treten neben normalen Ausbrüchen auch Supermaxima auf. Diese sind etwa 0,7 mag heller und dauern drei- bis fünfmal länger. Zusätzlich treten sogenannte Superhumps auf. Dies sind geringe dem Maxima überlagerte Helligkeitsänderungen mit einer Periode, die ein paar Prozent länger ist als die Umlaufdauer des Doppelsternsystems. WZ-Sagittae-Sterne: Kurzperiodische Systeme mit sehr massearmen Begleitern (teilweise unter 0,08 Sonnenmassen) und sehr geringen Akkretionsraten. Der Unterschied zu den SU-UMa-Sternen besteht im Fehlen der normalen Ausbrüche. Es werden ausschließlich Superausbrüche beobachtet, die in sehr großen Zeitintervallen von bis zu 30 Jahren auftreten. WZ-Sge-Sterne werden manchmal auch mit dem unüblichen Begriff TOADs (Tremendous Outburst Amplitude Dwarf novae) bezeichnet. Z-Camelopardalis-Sterne: Der zwergnovatypische Helligkeitswechsel mit Ausbrüchen aus einem Ruhezustand, wird zeitweilig durch Intervalle mit nahezu konstantem Licht, den sogenannten Stillständen unterbrochen. Die Helligkeit im Stillstand liegt zwischen Ausbruchs- und Ruhehelligkeit. Der Stillstand beginnt im Helligkeitsabstieg aus dem Maximum und endet in einem Minimum. Z-Camelopardalis-Sterne sind Zwergnovae, deren Massenakkretionsrate nahe dem kritischen Wert liegt, ab dem keine Ausbrüche mehr auftreten.
Die Unterschiede zwischen den Unterklassen beruht auf unterschiedlichen mittleren Massenakkretionsraten, die in einer Sequenz Z-Camelopardalis-, U-Geminorum-, SU-Ursae-Majoris- und WZ-Sagittae-Stern abnimmt.
Novaähnliche Veränderliche Unter den novaähnlichen Veränderlichen werden Scheibensysteme gruppiert, in denen keine Zwergnovaausbrüche vorkommen. Die Massenakkretionsrate liegt oberhalb eines kritischen Wertes, bei dem sich die Akkretionsscheibe ständig in einem stabilen Zustand befindet, der dem einer Zwergnova im Ausbruch ähnelt. Die meisten Novaähnlichen haben Perioden oberhalb der Periodenlücke von 3 Stunden. In der Regel werden folgende Untergruppen unterschieden: UX-UMa-Sterne: Klassische novaähnliche Veränderliche mit Akkretionsscheibe in einem stabilen Zustand hoher Viskosität. Sie zeigen Wasserstoffabsorptionslinien im Spektrum und haben, abgesehen vom Prototyp UX UMa, oft geringe Bahnneigungen. RW-Tri-Sterne: Systeme mit großer Bahnneigung, die aus diesem Grund Spektren mit Emissionslinien aufweisen, und oft einen Bedeckungslichtwechsel zeigen, wenn der Begleiter die Akkretionsscheibe verdeckt. VY-Scl-Sterne: Diese Novaähnlichen zeigen in unregelmäßigen Abständen tiefe Minima von 3 bis 5 Magnituden, bei denen der Massentransfer fast zum Erliegen kommt. Die Lichtkurven ähneln denen von Polaren mit ihren hohen und niedrigen, vom Aktivitätsstatus abhängigen, Akkretionsraten. Als Ursache der niedrigen Akkretionsrate auf den Weißen Zwerg wird eine Ansammlung von Sternflecken am Lagrange-Punkt L1 vermutet. Bei VY-Scl-Sternen in ihren tiefen Minima ist die detaillierte Untersuchung des Weißen Zwergs und des Begleiters möglich, da im Gegensatz zu anderen kataklysmischen Veränderlichen die Akkretionsscheibe nicht die dominierende Lichtquelle ist. Die VY-Scl-Sterne werden irreführenderweise auch als Anti-Zwergnovae bezeichnet. SW-Sextantis-Sterne: Spektroskopisch mit den VY-Scl-Sternen verwandte Systeme, bei den aufgrund des großen Inklinationswinkels oft Bedeckungen beobachtet werden.
Magnetische CVs Kataklysmische Veränderliche, bei denen der Massentransfer durch das starke Magnetfeld des akkretierenden Weißen Zwerges beeinflusst wird. Man unterscheidet: AM-Herculis-Sterne: Bei den AM-Herculis-Sternen oder Polaren wird die Bildung einer Akkretionsscheibe unterdrückt, da die vom Begleiter kommende Materie entlang der Magnetfeldlinien direkt auf den Weißen Zwerg fließt. Weitere Effekte des bis zu 230 Megagauß starken Magnetfeldes sind eine Synchronisation der Bahnbewegung und der Rotation des Weißen Zwerges sowie eine bis zu 30 % starke Polarisation des optischen Lichtes. DQ-Herculis-Sterne: Bei den DQ-Herculis-Sternen oder intermediären Polaren ist das Magnetfeld schwächer und die Akkretionsrate höher als bei den Polaren. In den meisten Fällen bildet sich eine Akkretionsscheibe, von deren innerer Grenzschicht Materie entlang der Magnetfeldlinien auf die magnetischen Pole des Weißen Zwergs fällt. Alle Polare und intermediären Polare sind Quellen starker Röntgenstrahlung.
Novae Die Form der Lichtkurve von Novae ähnelt denen von Zwergnovae bei einer größeren Amplitude. Der Ausbruchsmechanismus unterscheidet sich grundlegend, da die Eruptionen von Novae die Folge eines explosionsartigen Einsetzens von thermonuklearen Reaktionen auf der Oberfläche des Weißen Zwerges sind. Der Strahlungsdruck führt zu einem Sternwind, der die Atmosphäre um den Weißen Zwerg über die Fluchtgeschwindigkeit hinaus beschleunigt. Novae werden unterscheiden in: klassische Novae mit einem einmaligen Ausbruch in historischen Zeiträumen und sich wiederholende Novae mit mehr als einem beobachteten Ausbruch in historischen Zeiträumen.
AM-Canum-Venaticorum-Sterne AM-Canum-Venaticorum-Sterne sind enge Doppelsternsysteme mit einer Umlaufdauer von weniger als einer Stunde. Sie bestehen aus einem Weißen Zwerg und einem wasserstoffarmen Begleiter, der seine wasserstoffreiche Hülle verloren hat. Die Begleiter werden auch Helium-Sterne genannt. AM-Canum-Venaticorum-Sterne zeigen teilweise Ausbrüche wie Zwergnovae und laut numerischen Berechnungen auch wie Novae. Es gibt diverse Anzeichen für einen Materiefluss vom wasserstoffarmen Begleiter zum Weißen Zwerg.
Verwandte Objektklassen Eng mit den kataklysmischen Veränderlichen verwandt sind enge Doppelsternsysteme mit Weißem Zwerg als Primärkomponente, bei denen der Begleiter kein Hauptreihenstern ist oder noch kein Massentransfer erfolgt:
Symbiotische Sterne Bei symbiotischen Sternen erfolgt der Massentransfer meist auf einen Weißen Zwerg von einem Roten Riesen. Der Empfänger kann aber auch ein Hauptreihenstern sein.S. J. Kenyon: The symbiotic stars. Cambridge University Press, Cambridge 2009, ISBN 978-0-521-09331-6. Aufgrund der Größe des Begleitsterns sind die Abstände der Sternkomponenten weiter als in kataklysmischen Veränderlichen, und die Bahnperioden betragen nicht Stunden, sondern Jahre oder Jahrzehnte. Um den kompakten Stern bildet sich eine Akkretionsscheibe und es kommt zu Novaausbrüchen oder Wasserstoffschalenbrennen, bei dem die Quelle als superweiche Röntgenquelle beobachtet wird.
Prä-kataklysmische Veränderliche Die Vorläufer der kataklysmischen Veränderlichen bilden die Klasse der prä-kataklysmischen Veränderlichen. Es handelt sich hierbei um getrennte Doppelsternsysteme bestehend aus einem Zwergstern und einem Weißen Zwerg. Auf diesen wird Masse transferiert werden innerhalb der Hubblezeit. Prä-kataklysmische Veränderliche sind das Ergebnis einer Common-Envelope-Phase, bei dem der jetzige Weiße Zwerg sich in einen Roten Riesen verwandelt und sich so weit ausgedehnt hatte, dass der Begleiter in seiner Atmosphäre umlief. Dabei ging durch Reibung genug Drehmoment verloren, um die Umlaufdauer in die Größenordnung von einigen Stunden zu bringen und die Atmosphäre des Roten Riesen abzustreifen. Durch die gebundene Rotation in einem prä-kataklysmischen Doppelsternsystem entwickelt der Zwergstern ein starkes Magnetfeld und magnetische Aktivität in Form einer aktiven Korona mit Massenauswürfen und Flares wie zum Beispiel bei V471 Tauri.