Nova (Stern): Weißer Zwerg, Entstehung, Eigenschaften & Beispiele

Nova (Stern): Entstehung, Eigenschaften & Beispiele – wie Wasserstoffexplosionen auf Weißen Zwergen entstehen, Leuchtkraft, Wiederholfälle (z. B. RS Ophiuchi) und möglicher Übergang zu SN Ia.

Eine Nova (Plural Novae oder Novas) ist eine große, kurzzeitige Helligkeitssteigerung, die durch eine thermonukleare Explosion auf der Oberfläche eines Weißen Zwergsterns ausgelöst wird. Sie führt zu einer plötzlichen Aufhellung des Sterns über mehrere Größenklassen hinweg und ist von Supernovae zu unterscheiden: Novae zerstören den Weißen Zwerg nicht notwendigerweise, sondern schleudern nur einen Teil seiner aufsummierten Oberfläche ins All.

Wie entsteht eine Nova?

Novae treten meist in engen binären Systemen auf, in denen ein Weißer Zwerg Material von einem Begleitstern akkretieren kann. Dabei spielen folgende Prozesse eine Rolle:

• Massentransfer: Durch Roche-Lobe-Überlauf oder stellare Winde wird Wasserstoffreiches Material auf die Oberfläche des Weißen Zwergs übertragen und bildet häufig eine Akkretionsscheibe.
• Degenerierte Schale und thermonuklearer Lauf: Auf dem hochdichten, entarteten Erdmantel des Weißen Zwergs kann das akkretierte Material nicht durch Expansion Druck abbauen. Bei ausreichend hoher Temperatur und Dichte setzt eine unkontrollierte Wasserstofffusion ein (thermonuklearer Runaway), die Schale wird explosiv entladen und große Mengen Materie werden weggeschleudert.
• Ejekta und Geschwindigkeit: Typische Auswurfmassen liegen im Bereich von etwa 10⁻⁵ bis 10⁻⁴ Sonnenmassen (im ursprünglichen Text als etwa 1/10.000 Sonnenmasse angegeben). Die Auswurfgeschwindigkeiten reichen von einigen Hundert bis hin zu mehreren Tausend Kilometern pro Sekunde.

Eigenschaften und Erscheinungsformen

• Helligkeit: Die maximale Leuchtkraft einer Nova kann von nur wenigen bis zu 50.000–100.000 Sonnenleuchtkräften reichen; visuell können nahe, helle Novae mit dem bloßen Auge beobachtet werden.
• Abklingzeit und Geschwindigkeitsklassen: Novae werden nach ihrer Abnahmegeschwindigkeit klassifiziert. Kennzahlen sind t2 und t3 (Zeit, bis die Helligkeit um 2 bzw. 3 Magnituden gefallen ist). Schnelle Novae fallen in Tagen bis Wochen ab, langsame Novae über Monate.
• Spektralklassen: Spektral werden Novae u. a. in Fe II- und He/N-Typen eingeteilt; sie zeigen starke Emissionslinien und sich mit der Zeit verändernde Linienprofile, die Aufschluss über Dichte, Temperatur und Auswurfstruktur geben.
• Mehrwellenlängen-Emission: Novae sind nicht nur optische Ereignisse. Sie strahlen auch im Radio, im Röntgenbereich (insbesondere als supersofte Röntgenquelle, wenn die Kernbrennung nach dem Ausbruch noch auf der Oberfläche weiterläuft) und wurden seit 2010 überraschenderweise auch im Gamma-Bereich (>100 MeV) nachgewiesen. Die Gammastrahlung entsteht wahrscheinlich durch Schockwechselwirkungen zwischen schneller Auswurfmaterie und bereits vorhandenem langsamem Material oder dem Wind des Begleitsterns.
• Staubbildung: In einigen Novae bildet sich in den ausströmenden Gaswolken Staub, der die optische Helligkeit kurzfristig stark absinken lassen kann (bekanntes Beispiel: V1280 Scorpii zeigte eine deutliche Staubbildung).

Arten von Novae

• Klassische Novae: Treten nach längeren Akkretionsphasen einmalig auf; der Weiße Zwerg überlebt den Ausbruch normalerweise.
• Rekurrente Novae: Systeme, in denen wiederholt Novae beobachtet wurden (Perioden von Jahren bis Jahrzehnten). Ein bekanntes Beispiel ist RS Ophiuchi, das mindestens mehrmals aufgeflammt ist (1898, 1933, 1958, 1967, 1985 und 2006).
• Symbiotische Novae: Treten in Systemen mit einem roten Riesen als Begleiter auf; die Wechselwirkung mit dem dichten Wind des Riesen führt oft zu besonders starken Schockphänomenen und kann Gammastrahlung erzeugen (bei V407 Cyg, der 2010 Fermi-Entdeckung, handelt es sich um ein solches System).

Energetik, Massebilanz und Verbindung zu Supernovae

Obwohl Novae heftig erscheinen, beträgt die ausgeworfene Materiemenge in der Regel nur einen Bruchteil einer Sonnenmasse (typisch 10⁻⁵–10⁻⁴ M☉). Nur ein kleiner Teil der akkretierten Masse wird während des Ausbruchs zu Helium und schwereren Elementen verschmolzen (im Text wurde ein Wert von rund fünf Prozent genannt). Ob ein Weißer Zwerg durch wiederholte Akkretion und unvollständige Massenauswürfe im Laufe der Zeit Masse gewinnt und sich so der Chandrasekhar-Grenze nähert, ist Gegenstand aktiver Forschung. In manchen Szenarien könnte ein auf diese Weise schwerer werdender Weißer Zwerg schließlich als Supernova vom Typ Ia explodieren, doch abhängig von der Bilanz verweilter und ausgeworfener Masse bleibt dies unsicher.

Beispiele und historische Funde

Gelegentlich werden Novae so hell und sind so nahe, dass sie mit dem bloßen Auge sichtbar sind. Das im Text erwähnte Beispiel Nova Cygni 1975 erreichte die Magnitude 2,0. Weitere jüngere Beispiele sind V1280 Scorpii (2007, max. ~3,7), Nova Delphini 2013 und Nova Centauri 2013, die am 2. Dezember 2013 entdeckt wurde und bis zur Magnitude 3,3 aufleuchtete. Neben wiederkehrenden Fällen wie RS Ophiuchi gibt es historische und gut untersuchte Nova-Überreste, etwa die Hülle von GK Persei (Nova Persei 1901), deren expandierender Nebel heute noch sichtbar ist.

Häufigkeit und Beobachtung

Astronomen schätzen, dass die Milchstraße etwa 30 bis 60 Novae pro Jahr erlebt, mit einer wahrscheinlichsten Rate um 40 pro Jahr; entdeckt werden jedoch nur etwa 10 pro Jahr, weil viele Novae im staubreichen und sterndichten Bereich der Galaxis verborgen bleiben. In der Andromeda-Galaxie werden jährlich rund 25 Novae heller als etwa Magnitude 20 gefunden; in anderen nahen Galaxien sinkt die Zahl entsprechend.

Nova-Beobachtungen sind ein Bereich, in dem sowohl professionelle als auch Amateurastronomen wichtige Beiträge leisten. Netzwerke für Helligkeitsmessungen (z. B. Amateurnetzwerke und automatische Himmelsdurchmusterungen) sind entscheidend, um Ausbrüche früh zu entdecken und Mehrwellenlängen-Beobachtungen zu koordinieren.

Bedeutung für die Astrophysik

• Novae bieten Einblick in Prozesse der Akkretion, thermonuklearen Fusion unter entarteten Bedingungen und Schockphysik.
• Sie tragen zur chemischen Anreicherung des interstellaren Mediums bei, insbesondere mit leichtem Nucleosynthese-Produkt wie 13C, 15N und einigen Isotopen von O und Ne, abhängig vom Untergrundmaterial des Weißen Zwergs.
• Die kurzzeitigen supersoften Röntgenphasen und die neu entdeckte Gamma-Emission liefern Hinweise auf Energieumwandlungsprozesse und Teilchenbeschleunigung in astrophysikalischen Schocks.

Zusammenfassend sind Novae wiederkehrende, energetische Ausbrüche auf der Oberfläche von Weißen Zwergen in engen Doppelsternen. Sie sind wichtige Labore für die Untersuchung von Fusionsprozessen, Akkretion und Schockphysik und liefern zugleich spektakuläre Himmelserscheinungen, die von Profi- und Amateurastronomen weltweit beobachtet werden.

Fragen und Antworten

F: Was ist eine Nova?

F: Wie viel Material wird bei einer Nova ausgestoßen?

F: Wie schnell bewegt sich der Auswurf einer Nova?

F: Wie hell können Novae werden?

F: Was war das hellste Beispiel einer Nova in jüngster Zeit?

F: Wie viele Novae treten schätzungsweise jedes Jahr in der Milchstraße auf?

F: Wie viele Novae werden jedes Jahr in anderen Galaxien wie Andromeda entdeckt?

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