Novae

Die Novae gehören zu den Eruptiv-Veränderlichen, die sich durch abrupte Helligkeitsänderungen auszeichnen. Die Bezeichnung „Nova“ stammt aus dem Lateinischen und wurde diesen Sternen in der Antike verliehen, weil man dachte, dass das dramatische Schauspiel, das sie bieten, die Geburt eines Sterns bedeuten würden.

 

Ursprung:

Bei den Novae handelt es sich eigentlich um Doppelsternsysteme aus einem Weißen Zwerg und einem Hauptreihenstern wie unserer Sonne bzw. einem Roten Riesen. Diese engen Doppelsterne dürften Perioden von wenigen Stunden aufweisen. Durch ihre geringe Distanz kommt es zu ganz bestimmten Wechselwirkungen: Der größere Stern gibt Materie an den kleineren ab, die bei diesem zu einem Ansteigen von Temperatur und Dichte an der Oberfläche führt. Wird eine kritische Temperatur überschritten, so können explosionsartige Kernreaktionen einsetzen, die zu einem abrupten Anwachsen der Helligkeit führen. In dieser Hinsicht sind die Novae den Supernovae ähnlich, wenngleich es sich im Grunde um ganz verschiedene Phänomene handelt. Die bei einer Nova freigesetzte Energie ist jedenfalls eine Million Mal geringer.

 


Klassifikation:

 

Nach ihrer Lichtkurve werden Novae in

- klassische Novae

- Zwergnovae
- rekurrierende Novae

eingeteilt.

 

Bei den klassischen Novae wird das Helligkeitsmaximum binnen weniger Stunden erreicht, in denen die Nova im Durchschnitt um 12 Größenklassen zunimmt. Wenn man die Lichtkurven verschiedener Novae vergleicht, wird man feststellen, dass die Helligkeitsänderungen umso geringer ist, je langsamer der Anstieg zum Maximum erfolgt. Die Helligkeit der Nova bleibt für einen Zeitraum zwischen wenigen Tagen und einigen Monaten auf dem Maximum und beginnt dann abzufallen – erst sehr rasch und dann immer langsamer, bis nach einigen Jahren das Postnova-Stadium erreicht ist. Die absolute Helligkeit im Maximum liegt zwischen -6 und -10m, je nachdem wie schnell der Anstieg erfolgt. Novae wurden auch schon in anderen Galaxien entdeckt, wo sie als wichtige Entfernungsanzeiger verwendet werden.

 

Die zweite Art der Novae, die Zwergnovae, haben als wichtigste Unterklasse die U-Geminorum-Sterne. Diese Sterne zeigen viel geringere Helligkeitsschwankungen als die klassischen Novae. Die Amplituden der Helligkeitsausbrüche liegen zwischen 2 und 6m , und sie wiederholen sich in Intervallen von durchschnittlich 120 Tagen. Die Helligkeitsausbrüche ereignen sich sehr rasch, d.h. binnen weniger Tage oder Stunden, wonach die Helligkeit des Sternsystems im Laufe von einigen Wochen wieder den Ausgangspunkt erreicht.

 

Die rekurrierenden Novae stellen eine Art Mittelding zwischen den klassischen und den Zwergnovae  dar. Bei ihnen wiederholen sich die Helligkeitsausbrüche in relativ kurzen Zeiträumen, worin sie den Zwergnovae  gleichen, wenngleich bei ihnen die Intervalle im Schnitt bei einigen Dutzend Jahren liegen. Der Helligkeitsanstieg ist mit ca. 8m stärker ausgeprägt als bei den Zwergnovae, womit sie den klassischen Novae ähnlicher sind.