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| Galaxypedia | ||
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Novae In Zeiten, in denen Menschen zur Beobachtung des Himmels noch keine oder nur schwache Fernrohre zur Verfügung standen, wurde hin und wieder das Aufleuchten eines neuen Sterns festgestellt, wo zuvor noch keiner zu sehen war. Sie nannten ihn deshalb "Nova", abgeleitet aus dem Lateinischen novus = neu. Heute wissen wir allerdings etwas mehr darüber, denn es ist nicht ein neuer Stern der da plötzlich erscheint, sondern einer, der gerade explodiert ist.Bei einer Nova strahlt der ehemalige Stern innerhalb von ein oder ein paar Tagen um den Faktor 10 000 mal heller als zuvor (bezogen auf das sichtbare Licht). Diese Helligkeit sinkt dann im Laufe von mehreren Wochen langsam ab.
Was ist hier passiert? Novae (so heißt die Mehrzahl von Nova) entstehen in Doppelsternsystemen, bei denen der eine Partner regelmäßig ein Weißer Zwerg ist. Dieser besteht aus verbrannter Kernmaterie (Kohlenstoff und Sauerstoff) in Form entarteter Materie. Die Primärkomponente des Systems ist ein massereicher Stern, welcher im fortgeschrittenen Entwicklungsstadium zu einem Roten Riesen aufgebläht ist und nun seine Roche- Grenze ausfüllt. Hierdurch kann Materie, vorwiegend Wasserstoff, auf den Zwergstern überströmen. Diese Materie spiralt nun in einer Akkretionsscheibe auf den kleinen Stern hinab, wodurch ihre Geschwindigkeit extrem zunimmt und durch die starke Reibung der Materieteilchen untereinander auch der Energieinhalt, sprich Temperatur. Schon in der Scheibe kann es gelegentlich zu Explosionen kommen.
Nun trifft die Materie auf den Weißen Zwerg und bildet eine Wasserstoffhülle um den Kern. Sie übt natürlich erheblichen Druck auf die darunter liegenden Schichten aus. Dadurch steigt die Temperatur auf 40, ja bis auf mehrere 100 Millionen K. Unter solchen Bedingungen entartet die Materie der Hülle ebenfalls. Das bedeutet, daß sie sich bei ansteigender Temperatur nicht ausdehnt, wie es bei normaler Materie der Fall ist. An einem bestimmten Punkt wird eine kritische Masse (etwa ein Zehntausendstel Sonnenmasse) erreicht, bei deren Überschreitung Kernfusionen des Wasserstoffs explosionsartig einsetzen. Die kritische Masse ist abhängig von der Masse des Weißen Zwerges. Je höher diese ist, um so niedriger liegt die kritische Masse der Hülle. Das hängt damit zusammen, daß bei größerer Masse des Kerns sein Radius abnimmt, wodurch die Gravitation an der Oberfläche zunimmt. Die Bedingungen für die Zündung von Kernreaktionen werden dadurch begünstigt.
Die Temperatur springt jetzt schlagartig auf 150 bis 300 Millionen K an. Durch Konvektion wird die freiwerdende Energie nach außen transportiert, womit auch gleichzeitig frischer Brennstoff in die untere Reaktionszone gelangt. Helium wird jetzt aus Wasserstoff synthetisiert, und zwar um so schneller, je mehr Kohlenstoff- (C), Stickstoff- (N) oder Sauerstoffkerne (O) vorhanden sind, da diese als Katalysator wirken (CNO- Zyklus). Dabei wird schlagartig eine Energiemenge frei, für deren Abstrahlung unsere Sonne 10 000 Jahre benötigen würde! Das bleibt nicht ohne Folgen! Der Stern bläst seine äußere Hülle mit einer Geschwindigkeit von 1000 km/s fort, welche fortan für lange Zeit als leuchtende Gashülle (Nebelwolke) zu beobachten ist. Direkt nach Beginn der Expansion ist die äußere Hülle etwa 300 000 K heiß, wobei Strahlung in Form energiereicher UV- und weicher Röntgenstrahlung emittiert wird. Die Hülle kühlt sich natürlich mit zunehmender Ausdehnung ab, so daß die Strahlung in den sichtbaren Bereich verschoben wird (energieärmer; abnehmende Frequenz). Das Helligkeitsmaximum wird bei etwa 7000 bis 10 000 K erreicht, wodurch dann der Stern als Nova sichtbar wird.
Ist die Masse des Weißen Zwerges und/oder seines Begleiters geringer (der Begleiter liefert weniger Materie), wird der (unregelmäßige) Zyklus entsprechend größer. Natürlich spielt dabei auch die Distanz beider Komponenten eine Rolle, wie auch die zur Verfügung stehende umgebende interstellare Materie. Selbst die einst abgestoßene Hülle kann wieder Material für den nächsten Ausbruch liefern. Zu diesem Thema siehe auch Veränderliche, kataklysmische Sterne.
© by Werner Kasper 2005 
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In einer Nacht im Jahre 1901 erstrahlte plötzlich ein neuer Stern im Sternbild Perseus am Nachthimmel. Er war einige Zeit der hellste sichtbare Stern. Heute sehen wir die Reste der abgestoßenen Hülle wie ein Feuerwerk im Fernrohr. Etwa alle 3 Jahre hat der Weiße Zwerg in der Bildmitte noch immer einen kleineren Ausbruch, dessen Ursache aber bislang unbekannt ist.
Nebenstehende Skizze verdeutlicht die Materie- Akkretion
Im Zentrum dieses Nebels befinden sich zwei sehr unterschiedliche Sterne. Der eine Partner ist ein nur erdgroßer Weißer Zwerg mit der Masse unserer Sonne. Der andere Stern besitzt ebenfalls die Masse der Sonne, seine Ausdehnung würde sich jedoch bis zur Erdumlaufbahn erstrecken, es ist ein Roter Riese. Von diesem zieht der "Kleine" stetig Materie ab, welche ihn in einer Akkretionsscheibe umgibt. Man glaubt, daß der Nebel, wegen seiner eigentümlichen Form Uhrglas- Nebel genannt, durch eine thermonukleare Explosion entstand, eine Nova.
Das binäre Sternsystem BZ Camelopardis (Giraffe) ist den Astronomen bis heute ein Rätsel. Es liegt in 2500 Lichtjahren Entfernung und hier sollte Materie von einem großen Begleiter auf einen Weißen Zwerg überfließen. Doch kommt es nicht zu Nova- Ausbrüchen, vielmehr beobachtet man nur ein Flackern des Lichts. Das System erzeugt aber durch eine Schockwelle eine riesige bogenförmige Gasblase, warum es dazu kommt ist nicht bekannt.
