Was ist eine Nova?

Es gehört zum Schulwissen, dass eine Supernova eines der möglichen Sterbeprozesse von Sternen ist: Besonders massereiche Sterne wie Beteigeuze können so sterben, aber u.U. auch Weiße Zwerge. 

Was aber eine Nova ist, darüber scheiden sich die Geister. Hinsichtlich der Physik sind wir uns weitgehend einig – nur die Vokabeln werden verschieden gebraucht. 

Mitte des 20. Jahrhunderts wurden beide Begriffe (neu) definiert. Jahrhundertelang bezeichnete man als (stella) nova einen Stern, der scheinbar neu aufleuchtete, also rein phänomenologisch eine Erscheinung eines “neuen” Lichtpünktchens, das allerdings binnen Tagen, Wochen oder Monaten wieder verschwand – eine so genannte transiente Himmelserscheinung. 

In den 1930er Jahren haben der Beobachtende Astronom Walter Baade und der Theoretische Astrophysiker Fritz Zwicky die Lichtkurven zahlreicher solcher Erscheinungen klassifiziert und  – ebenfalls rein phänomenologisch – gruppiert. Wurde ein Stern durch das Aufleuchten mehr als ca 19 oder 20 mag heller als er vorher gewesen war, nannten sie diese “Nova” eine Super-Nova (seit den 40er Jahren schrieb man das Wort ohne Bindestrich). Sie stellten sogar die damals kühne Behauptung auf, dass eine Sternleiche, die dabei übrig bleibt, rein aus Neutronen bestehen könnte – und kühn war die Behauptung, weil das Neutron gerade erst entdeckt worden war (Darstellung im Labor 1932, NP ’35, Arbeiten von Baade und Zwicky ’32-’34).

Die Vorstellung, dass alle Sterntypen in einer gewissen Explosion ihr Leben aushauchen, d.h. dass auch sonnengroße Sterne zwar allmählich einen Planetarischen Nebel bilden, aber auch dieser langwierige Prozess mit einem finalen “Puff-Peng” endet, verleitet(e) mitunter zu der Sprechweise, das finale Abstoßen der Hülle bei sonnenähnlichen Sternen mit dem Ausdruck “Nova” zu belegen. Das ist allerdings nicht mit einem Aufleuchten verbunden und daher nicht so spektakulär anzuschauen; d.h. phänomenologisch gibt es keinen Grund zu dieser Bezeichnung. Darum vermeidet die Forschung meist diese Sprechweise und lässt diesen Prozess namenlos. 

Dass die Ausbrüche mit kleineren Amplituden als Supernovae (d.h. kleiner als ca 19-20 mag) typischerweise in engen Doppelstern-Systemen geschehen, wussten Baade und Zwicky noch nicht. Die Ursache für diese Novae, die wir heute “klassische Novae” nennen, wurde erst in den 1960er Jahren gefunden:

In engen Doppelsternsystemen kann Materie von einer Komponente auf die andere überströmen. Wir nennen dieses Sternsystem dann “kataklysmisch” (grch.: überschwemmend). 

Gemälde eines kataklysmischen Systems. (NASA)

Typischerweise ist bei einem so engen Tanz zweier Sterne, dass Materie überströmt, eine der beiden Komponenten bereits ein Weißer Zwerg. Ein weißer Zwerg ist fertig entwickelt, es ist der Überrest eines sonnenähnlichen Sterns, d.h. er ist bereits eine “Sternleiche”, in der keine Kernfusion mehr stattfindet. 

Bild: NASA https://www.cfa.harvard.edu/news/archive/pr0407image.html

Akquiriert ein solcher “heißer Diamant” nun Gas, kann es in die Kristallstruktur des Festkörpers ja nicht eindringen und es bildet sich eine heiße Wasserstoffhülle um den Weißen Zwerg. In gewissen (bisher nicht bekannten und bei jedem Doppelsternsystem anderen) zeitlichen Abständen kann es an der Oberfläche des Weißen Zwergs zu nuklearen Brennprozessen kommen. Das kurzzeitig gezündete nukleare Feuer überstrahlt die normalerweise hellere Akkretionsscheibe des Doppelsterns und für uns ferne Betrachter leuchtet das System scheinbar auf. 

Fazit

Supernovae sind mögliche Endstadien der Sternentwicklung. 

Novae sind Oberflächenausbrüche auf Weißen Zwergen in engen Doppelsternsystemen. Sie können sich in einem System wiederholen, d.h sie zerstören es nicht. 

Veröffentlicht von

"physics was my first love and it will be my last physics of the future and physics of the past" Die Autorin ist seit 1998 als Astronomin tätig (Universitäten, Planetarien, öffentliche Sternwarten, u.a.). Ihr fachlicher Hintergrund besteht in Physik, Wissenschaftsgeschichte und Fachdidaktik (neue Medien). Sie ist aufgewachsen im wiedervereinigten Berlin, zuhause auf dem Planeten Erde.

1 Kommentar

  1. Vielleicht als Ergänzung ein paar Details:

    Schätzungen gehen ungefähr von einer klassischen Nova pro 30 Jahre in unserer Galaxie aus.
    Die transferierte Masse zum Weißen Zwerg liegt bei mehr als 10^-9 Sonnenmassen pro Jahr.
    Obwohl der Beitrag zur galaktischen chemischen Zusammensetzung klein ist, (bei einem Ausbruch werden ca. 10^-5 – 10^-4 Sonnenmassen ins interstellare Medium abgegeben), sind einige Isotope charakteristisch.
    Es gibt die begründete Annahme, dass der Anteil von C-13, N-15 und O-17 im interstellaren Medium hauptsächlich von klassischen Novae herrührt. Das sind Elemente, wie sie im klassischen CNO-I und II Zyklus vorkommen, der die Energie des Ausbruchs bereitstellt. Da die Abkühlung aufgrund der Expansion und nicht wegen des Aufbrauchens des „Brennstoffs“ eintritt, sind diese Zwischenprodukte auch im ausgeworfenen, auskondensierten Material gut auffindbar.
    Staubkörner davon, hauptsächlich bestehend aus SiC, finden sich in Meteoriten hier auf der Erde, die aufgrund der Isotopenverhältnisse u.a. C-12 / C-13 von ungefähr 7 (statt des solaren Standardwertes von ca. 89) und der Übereinstimmung dieses mit Modellrechnungen den Überresten klassischer Novae zugeordnet werden.

    Der Sternenstaub, der uns erreicht, enthält also auch Zeugnisse dieses kosmischen Spektakels.

    Für tiefer gehende Informationen ist das Buch von Jordi José (UPC Barcelona), CRC Press 2016 zu empfehlen, einer der führenden Köpfe der Modellierung klassischer Novae.

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