Nova (Stär)

Vu Wikipedia
Wiesselen op: Navigatioun, sichen

Eng Nova (latäin. Plural:Novae) ass en Hellegkeetsausbroch an engem enken Duebelstäresystem opgrond enger explosiver Zündung vum Waasserstoffbrennen op der Uewerfläch vun engem Wäissen Zwerg.

Foto vun der Nova Eridani 2009
Eng Nova während an no der Explosioun

Definitioun[änneren | Quelltext änneren]

De Begrëff vun der Nova leet sech of, vum laténgeschen Ausdrock „stella nova“ (neie Stär) a geet zréck op dee vum Tycho Brahe genannten Numm vun der Observatioun vum Tychonesche Stär am Joer 1572[1]. Hie bezitt sech op dat séiert Opdauche vun engem (virdrun net visuell) stärenähnlechen Objet um Nuetshimmel. Eng Nova war bis zur Mëtt vum leschte Joerhonnert jiddwer Art vun Hellegkeetsausbroch vun engem Stär mat engem Eropklammen zum Maximum an engem Zäitraum vun Deeg bis Joren an enger Ëmkéier zu der Normalitéit banne Wochen bis Joerzéngten. Wéi d'astrophysikalesch Ursaach vun den Eruptiounen erkannt goufen, huet sech de Begrëff zu der haiteger Definitioun ëmgewandelt:

Eng Nova ass d'Folleg vun thermonukleare Runaways (enger explosiver Zündung thermonuklearer Reaktioune) op der Uewerfläch vun engem Wäissen Zwerg. Déi entflaamte Matière ass vun engem Begleeder an engem Duebelstäresystem, dee seng Roche-Grenz iwwerschratt huet oder per Akkretioun aus dem Stärewand, op de Wäossen Zwerg transferéiert ginn[2].

Net méi zu de (klassesche) Novae zielen:

  • d'Supernovae souwéi d'hypothetesch Hypernovae, bei deenen eng thermonuklear Reaktioun den explodéierende Stär ëmwandelt oder zerstéiert
  • d'Zwergnovae, bei deenen eng Akkretiounsscheif ëm e wäissen Zwerg an zykleschen Ofstänn opliicht
  • déi fréier als extrem lues Novae bezeechent Ausbrëch vu symbiotesche Stäre an FU-Orionis-Stären, déi och d'Folleg vum Opliichte vun enger Akkretiounsscheif sinn
  • déi liichtkräfteg rout Novae, déi bei enger Verschmëlzung vun zwài Stäre an engem Duebelstäresystem entstinn
  • déi Liichtkräfteg Blo Verännerlech, deenen hir Verännerlechkeet duerch variabele Stärewand an der Formung vu Pseudophotosphären entsteet.
Kënschtleresch Duerstellung vum Zeenario

Ausbroch[änneren | Quelltext änneren]

Bei jiddwer Hellegkeetsausbroch vun enger Nova ginn déi folgend Phasen duerchlaf[3]

  • den initialen Ustig vun der Praenova-Hellegkeet banne wéineger Deeg vu ronn 9 mag
  • E Stëllstand vun engem bis e puer Deeg virum eigentleche Maximum. An dëser Phas ännert sech d'optesch Hellegkeet bal guer net. E Stëllstand gëtt net ëmmer observéiert, wat bedéngt ka sinn duerch eng ze spéit Entdeckung vun der Nova oder d'Phas vum Stëllstand trëtt net bei allen Novae op
  • De leschten Opstig zum Maximum bannen vun Deeg bis Wochen. Déi typesch Amplitude ass 2 mag.
  • Doru schléisst sech d'Phas vum fréien Opstigs un. D'Hellegkeet fält gläichméisseg an dësem Ofschnëtt of ëm ronn 3,5 mag an d'Vitesse vum Offale gëtt als Klassifizéierungsmierkmol genotzt fir schnell vu luesen Novae z'ënnerscheeden. Allerdéngs gëtt et keng eenheetlech Definitioun fir dës Begrëffer.
  • An der Iwwerganksphas fält d'Hellegkeet ëm weider 3 mag of. Den Hellegkeetsoffall ka gläichméisseg, mat engem déife Minima opgrond vu Stëbsformatioun oder mat quasiperiodesche Torkelen vun der Hellegkeet geschéien. Dës Phas kann e puer Wochen bis Joren unhalen
  • Duerno schléisst sech den definitive Hellegkeetsoffall iwwer Joer bis Joerzéngte un

D'Entwécklung vum optesche Spektrum ass komplex a verleeft parallel zu der Hellegkeetsännerung:

  • Am Praemaximum-Spektrum weisen sech breet Absorptiounslinne wéi bei fréie Stäre mat iwwerlagerte P-Cygni-Profiller. D'Expansiounsvitesse huet tëscht −1300 fir schnell a −100 km/s fir lues Novae
  • D'Principal-Spektrum trëtt am Maximum op mat méi staark a weider an d'Blot verréckelt Absorptiounslinne. D'Spektrum erënnert un en A- oder F-Iwwerris mat ugeräicherte Linne vum Kuelestoff, Sauerstoff a Stéckstoff. D'Expansiounsvitesse läit tëscht −1000 an −150 km/s an Ofhängegkeet vun der Vitesseklass vun der Nova.
  • dat diffust erweidert Spektrum ass ähnlech dem Principal-Spektrum mat breedere a méi staark blpverréckelt Absorptiounslinnen an trëtt kuerz no dem Zäitpunkt maximaler Hellegkeet op
  • dorop kënnt d'Orion-Spektrum no engem Hellegkeetsoffall vun 2 mag. D'Spektrum ass ähnlech deem vu liichtkräftegen O- oder B-Stäre mat staarke Stärewande. D'Expansiounsvitesse läit tëscht −2700 an −1000 km/s an Ofhängegkeet vun der Vitesseklass vun der Nova
  • Zum Schluss gëtt den niwwlege Spektrum siichtbar, dee vill Eegeschafte vun engem Planetareschen Niwwel huet. Et triede vill verbuede Linne vum Sauerstoff, Stéckstoff a munnechmol vum Neon op. D'Ureegungstemperatur huet ongeféier 106 Kelvin.

D'Entwécklung vum Spektrum gëtt als eng expandéierend Gaswollek interpretéiert, där hir Duerchsiichtegkeet am Laf vun der Expansioun ofhëllt an domat d'Photosphär, vun där d'Liichtquanten ouni nei Absorptioun op d'Äerd kommen, no banne wandere léisst.

Am Infrarouden kann vesonnesch d'Stëbsformatioun vun der ausgestoussener Matière nogewise ginn. D'Spektrallinnen am Ultraviolett schléissem sech ufanks den uewe beschriwwenen am optesche Beräich un. An der Phas vum stabile Waasserstoffbrennen op dem Wäisse Zwerg klëmmt d'Ultraviolettstralung nees un genee wéi och d'Röntgenstralung. Béid Stralungsarten hunn hiren Urspronk haaptsächlech an der thermescher Stralung aus der dënner Atmosphär ëm de Wäissen Zwerg. Opgrond der niddregenergetescher Röntgenstralung zielt eng Nova an dësem Stadium zu den Super Soft X-ray Sources. D'Enn vum Ausbroch ass duerch d'Waasserstoffverbrennen op der Uewerfläch vum Wäissen Zwerg gekennzeechent. Dëst geschitt ongeféier 3 Joer nom Ufank vum Ausbroch, wa keng superweech Röntgenstralung méi vun der Nova noweisbar ass.

Novaiwwerrescht[änneren | Quelltext änneren]

Nova Cygni 1992 mat Novaiwwerrescht e puer Joer nom Ausbroch (eng Foto vum Hubble-Weltraumteleskop)

Wéi bei der Supernova kann e puer Joer bis Joerzengte no engem Novaausbroch en Emissiounsniwwel nogewise ginn. Aus der Radialvitesse während dem Ausbroch an unhand vum observéierte Wénkel vum Novaiwwerrescht ass et onofhängeg méiglech d'Distanz ze berechnen. D'Form vum Niwwel ass heefeg elliptesch, woubäi den Undeel elliptescher oder munnechmol bipolarer Niwwel mat dem Verfall vun der Novavitesse zouhëllt. D'ofgeplatte Achs läit an der Bunnfläch vum Duebelstäresystem. Dofir ass d'Ofwäichung vun der Kreesform eng Folleg vun der Interaktioun vun der ausgestoussener Matière mat der Akkretiounsscheif an dem Begleeder am Laf vun der Expansioun. Den optesch décke Wand, aus deem sech de Novaiwwerrescht formt, kann och am Radioberäich als Bremsstralung e puer Wochen no dem Ausbroch nogewise ginn.

Lëscht mat galaktesche Novae[änneren | Quelltext änneren]

Déi folgend Tabell weist e puer Novae, déi bannen eiser eegener Galaxis, der Mëllechstrooss, entdeckt goufen, a (bei gudde Bedéngungen) mat bloussem A gesinn konnte ginn. D'Buschtawen an Zuelekierzel virun den Nimm sinn no de Konventioune fir d'Benennung vu verännerleche Stären, an als wéivillte verännerleche Stär an engem Stärebild déi jeeweileg Nova entdeckt gouf. Den zweeten Nummdeel bezeechent d'Stärebild.

Joer Nova Maximalhellegkeet
1891 T Aurigae 3,8 mag
1898 V1059 Sagittarii 4,5 mag
1899 V606 Aquilae 5,5 mag
1901 GK Persei 0,2 mag
1903 Nova Geminorum 1903 6 mag
1910 Nova Lacertae 1910 4,6 mag
1912 Nova Geminorum 1912 3,5 mag
1918 V603 Aquilae -1,4 mag
1920 Nova Cygni 1920 2,0 mag
1925 RR Pictoris 1,2 mag
1934 DQ Herculis 1,5 mag
1936 CP Lacertae 2,1 mag
1939 BT Monocerotis 4,5 mag
1942 CP Puppis 0,3 mag
1950 DK Lacertae 5,0 mag
1960 V446 Herculis 2,8 mag
1963 V533 Herculis 3 mag
1970 FH Serpentis 4,4 mag
1975 V1500 Cygni 2,0 mag
1975 V373 Scuti 6 mag
1976 NQ Vulpeculae 6 mag
1978 V1668 Cygni 6 mag
1984 QU Vulpeculae 5,2 mag
1986 V842 Centauri 4,6 mag
1991 V838 Herculis 5,0 mag
1992 V1974 Cygni 4,2 mag
1999 V1494 Aquilae 5,03 mag
1999 V382 Velorum 2,6 mag

Kuckt och[änneren | Quelltext änneren]

Saturn 01.svg Portal Astronomie

Um Spaweck[änneren | Quelltext änneren]

Commons: Novae – Biller, Videoen oder Audiodateien

Referenzen[änneren | Quelltext änneren]

  1. Der Brockhaus Astronomie (Mannheim 2006): Eintrag zu Tycho Brahe S.63
  2. S. N. Shore, M. Livio, E. P. J. van den Heuvel: Interacting Binaries. Springer, Berlin 1994, ISBN 3-540-57014-4
  3. Michael F.Bode, A. Evans: Classical novae. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2008, ISBN 978-0-521-84330-0