Galerie von Spektren von Novae

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Nova Cygni (1992), analoge Aufnahme

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Nova Delphini (16.08.2013)

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Nova Delphini (29.08.2013)

Astronomen schätzen, dass sich in der Galaxis pro Jahr durchschnittlich etwa 30-60 Novae ereignen. Wegen der Extinktion durch interstellaren Staub sehen wir allerdings nur einen kleinen Teil davon. Zudem sind die meisten beobachteten Novae lediglich mit Teleskopen sichtbar. Nur alle paar Jahre ereignet sich eine, die wir von blossem Auge am Nachthimmel wahrnehmen können – genau so eine war Nova Delphini 2013, die im Maximum eine scheinbare Helligkeit von 4.4mag erreichte. Die letzten vergleichbaren, von Mitteleuropa aus sichtbaren Novae ereigneten sich 1992 (Nova Cygni, 4.2mag) und 1999 (Nova Aquilae, 5mag). Die hellsten Novae können in ihrem Maximum eine negative Helligkeitsklasse erreichen, so zum Beispiel 1918, als wiederum im Sternbild Adler eine Nova rekordverdächtige -1.4mag, und damit die Helligkeit des Sirius, erreichte.

Phänomen Nova


Der Name stammt vom lateinischen «nova stella», also «neuer Stern». Gemäss heutigem Kenntnisstand ist der betreffende Stern aber keineswegs neu, sondern er war vorher einfach nicht (ohne grössere Instrumente) sichtbar. Es handelt sich um einen gewaltigen Helligkeitsausbruch eines Weissen Zwergs , den wir für einige Tage bis Wochen an einer zuvor unscheinbaren Stelle am Nachthimmel, im Idealfall von blossem Auge, beobachten können.
Befindet sich solch ein Objekt isoliert irgendwo in der Milchstrasse, so ist es von der Erde aus nur mit Teleskopen beobachtbar und relativ unspektakulär. Für uns interessant sind Weisse Zwerge in einem Doppelsternsystem. In diesem hat sich der Begleiter weniger weit entwickelt wie der Weisse Zwerg. Als normaler Stern erzeugt er seine Energie zunächst durch Fusion von Wasserstoff. Beginnt in seinem Zentrum die Fusion von Helium, steigt die Kerntemperatur stark an. Der Stern muss sich demzufolge ausdehnen, um das Gleichgewicht zwischen Strahlungsdruck und Gravitation aufrecht zu erhalten. Er bläht sich zu einem Roten Riesen auf. Umkreisen sich die zwei Sterne in geringem Abstand, kann der Rote Riese aber nicht beliebig weit expandieren. Irgendwann füllt er die so genannte «Roche-Grenze» aus. Ausserhalb dieser wird der Einfluss der Schwerkraft des Weissen Zwergs so gross, dass Wasserstoff des Roten Riesen auf ihn hinüberzufliessen beginnt. Infolge des Drehimpulses des Doppelsternsystems fällt der Wasserstoff allerdings nicht senkrecht auf den Weissen Zwerg hinunter, sondern umkreist diesen spiralförmigmig in immer kleiner werdendem Abstand mit zunehmender Geschwindigkeit. Es bildet sich die so genannte «Akkretionsscheibe». Turbulente Reibung innerhalb der Akkretionsscheibe verlangsamt die Umlaufgeschwindigkeit des Gases, so dass es schliesslich bis auf die «Oberfläche» des Weissen Zwergs gelangt. Dort sammelt sich mit der Zeit immer mehr Wasserstoff an. Durch Umwandlung von kinetischer Energie in Wärme erhitzt sich dieser sehr stark. Irgendwann wird die kritische Temperatur von 14 Millionen Kelvin überschritten, ab welcher Kernfusion nach dem Bethe-Weizsäcker-Zyklus einsetzt, ein Vorgang, welcher sonst normalerweise nur tief im Innern von Sternen abläuft. Dabei wird Wasserstoff zu Helium fusioniert und zwar über sechs Teilreaktionen, für welche der auf Weissen Zwergen reichlich vorkommende Kohlenstoff als Katalysator wirkt.
Durch die einsetzende Kernfusion erhitzt sich der Aussenbereich des Weissen Zwergs weiter, was wiederum die Teilreaktionen massiv beschleunigt. Es findet also eine positive Rückkopplung statt. Die erhöhte Temperatur führt schliesslich dazu, dass die Entartung der Materie in der äusseren Hülle aufgehoben wird. In diesem Stadium explodiert die Wasserstoffhülle und fliegt nach aussen. Durch Ultraviolettstrahlung des Weissen Zwergs wird sie zum Leuchten angeregt. Deshalb nimmt die Gesamthelligkeit des Systems innerhalb weniger Tage um etwa das Zehntausendfache zu.
Auf der Sternoberfläche gehen die Wasserstoff-Brennreserven nun rasch zu Neige, so dass immer weniger zum Leuchten angeregte Masse abgestossen wird, die Nova also kontinuierlich schwächer wird und wir sie bald nur noch mit dem Feldstecher oder Teleskop beobachten können. Die Helligkeitsabnahme nach dem Novaausbruch läuft viel langsamer ab als der vorangegangene Anstieg: Bei schnellen Novae dauert er ein paar Wochen, bei langsamen bis zu einigen Jahren. Nachdem der Weisse Zwerg sämtlichen Wasserstoff aufgebraucht hat, erreicht das Doppelsternsystem wieder einen ähnlichen Zustand wie vor der Eruption. Verfügt der Begleitstern noch über genügend Masse, fliesst allerdings weiterhin Wasserstoff über die Roche-Grenze auf den Weissen Zwerg, so dass sich später erneut eine Nova ereignen kann - man spricht dann von einer «rekurrierenden Nova». Bei Nova Delphini 2013 handelt es sich um eine «klassische Nova», nicht zu verwechseln mit einer Supernova, in der völlig andere Prozesse ablaufen, unvergleichlich viel mehr Energie erzeugt und der ursprüngliche Stern weitgehend zerstört wird.
Novaspektren haben eine gewisse Ähnlichkeit mit denen von Planetarischen Nebeln , denn auch bei diesen beleuchtet ein kleiner heisser Zentralstern eine ausgedehnte, expandierende Gaswolke. Allerdings hat das ausgestossene Gas einer Nova nur einen Bruchteil der Masse eines Planetarischen Nebels, expandiert deutlich schneller und ist viel weniger lang sichtbar.

Interpretation der Spektren


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Nova Delphini (16.08.2013)

Am 16. August, also nahe beim Helligkeitsmaximum, zeigte das Spektrum vor allem dunkle Absorptionslinien, wobei die auffälligsten zur Balmer-Serie des Wasserstoffs gehören. Insofern gleicht das Spektrum dem von B-Sternen. Neben diesen lagen aber deutlich erkennbare Emissionslinien, wie sie auch bei Be-Sternen beobachtet werden. Die Absorptionslinien waren gegenüber den Emissionslinien blauverschoben, was durch eine unterschiedliche Radialgeschwindigkeit der jeweils beteiligten Gasmassen erklärt werden kann: Vereinfachend kann man davon ausgehen, dass durch den Novaausbruch die Photosphäre des Weissen Zwergs sehr hell leuchtet. Sie gibt sozusagen «alle» Wellenlängen im sichtbaren Spektralbereich, bildet also ein Kontinuumsspektrum. Die dunklen Linien entstehen durch Absorption ausserhalb der Photosphäre der expandierenden Gashülle. Diese bewegt sich zwar in alle Richtungen radial nach aussen. Ein kleiner Teil befindet sich dabei genau in der Sichtlinie zwischen uns und dem Weissen Zwerg. Weil sich dieses Gas gegen uns bewegt, erzeugt es infolge des Dopplereffekts blauverschobene Absorptionslinien. Aus der Grösse der Blauverschiebung lässt sich somit auf die Expansionsgeschwindigkeit der Gashülle schliessen, welche in diesem Fall auf etwa 1000km/s geschätzt werden konnte.

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Nova Delphini (29.08.2013)

Beim zweiten Spektrum, welches fast zwei Wochen nach dem Maximum aufgenommen wurde, ist das Farbenkontinuum kaum mehr sichtbar, da sich die Photosphäre des Weissen Zwerges inzwischen abgekühlt hat. Das Spektrum besitzt eine gewisse Ähnlichkeit zu Planetarischen Nebeln: Auch hier regt ein heisser Zentralstern, in diesem Fall der Weisse Zwerg, die inzwischen ausgedehnte, weiter expandierende Gaswolke zum Leuchten an. Allerdings hat das ausgestossene Gas einer Nova nur einen Bruchteil der Masse eines Planetarischen Nebels, expandiert deutlich schneller und ist deshalb viel weniger lang sichtbar.


Quellen