Auch schon 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 heller als zuvor (bezogen auf das sichtbare Licht). Diese Helligkeit sinkt dann im Laufe von mehreren Wochen langsam ab, es ergibt sich dabei eine recht typische Lichtkurve.

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.

Mit freundlicher Genehmigung von WIYN Telescope Consortium

Was aber geschieht hier in einem solchen Szenario? Novae (so nennen wir die Mehrzahl von Nova, auch geschrieben und gesprochen als Novä) entstehen in Doppelsternsystemen, bei denen der eine Partner regelmäßig ein Weißer Zwerg ist. Dieser erdgroße Sternenüberrest besteht aus verbrannter Kernmaterie (Kohlenstoff und Sauerstoff) in Form entarteter Materie.

Die Primärkomponente des Systems ist ein 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, weil dieser erdgroße Winzling ein enormes Gravitationsfeld aufweist (immerhin kann seine Masse bis zu 1,4 Sonnenmassen betragen). 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 deren Energieinhalt, sprich Temperatur. Schon in der Scheibe kann es gelegentlich zu Explosionen kommen.

Nebenstehende Skizze verdeutlicht die Materie- Akkretion. Durch die extrem große Ausdehnung des Roten Riesen gelangt seine Außenhülle in den Gravitationsbereich des Weißen Zwergs. Dieser saugt nun fleißig Materie vom Begleiter ab, welche sich spiralförmig zur Scheibe bewegt. Erst von der Akkretionsscheibe gelangt Material auf die Sternoberfläche.

Nun trifft die Materie auf den Weißen Zwerg und bildet eine Wasserstoffhülle (Atmosphäre) um den Kern. Sie übt natürlich erheblichen Druck auf die darunter liegenden Schichten aus. Dadurch steigt die Temperatur auf 40, ja sogar 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 wäre.

An einem bestimmten Punkt wird allerdings eine kritische Masse (etwa ein Zehntausendstel Sonnenmasse) der Hülle erreicht, bei deren Überschreitung jetzt Kernfusionen des Wasserstoffs explosionsartig einsetzen. Die kritische Masse ist abhängig von der Masse des Weißen Zwerges. Je höher diese ist, umso 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.

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 Zwerg 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.

Mit freundlicher Genehmigung von R. Corradi (Instituto de Astrofisica de Canarias) et al., NASA

Die Temperatur springt jetzt, nach Erreichen der kritischen Masse, 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 umso schneller, je mehr Kohlenstoff- (C), Stickstoff- (N) oder Sauerstoffkerne (O) vorhanden sind, da diese als Katalysator wirken (CNO- Zyklus).

Das alles geschieht sehr schnell, wobei schlagartig eine Energiemenge frei wird, 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 noch etwa 300 000 [K] heiß, weshalb sie Strahlung in Form energiereicher UV- und weicher Röntgenstrahlung emittiert.

Die Hülle kühlt sich natürlich mit zunehmender Ausdehnung wieder 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.

	Das HST (Hubble Space Telescope) hat eine im Februar 1992 explodierte Nova in Cygnus (Schwan) kurz nach dem Ereignis fotografiert. Man erkennt die sich ringförmig ausdehnenden, abgesprengten Gasmassen. Die beiden Zentralsterne sind zudem noch von einer Gasblase umgeben.
	7 Monate nach der Explosion entstand diese Aufnahme. Die abgestoßenen Gasmassen der 10 Lichtjahre von uns entfernten Nova haben sich weiter ausgedehnt, der Durchmesser des Rings ist von 110 auf 150 Millionen [Km] angewachsen. Mit freundlicher Genehmigung von F.Paresce, R.Jedrzejewski (STScI) und NASA

Ist die Hülle fort geblasen, bleibt der eigentliche Stern weiterhin existent, und er kann wiederum aus dem interstellaren Raum oder von seinem Begleiter Materie ansammeln, so dass es irgendwann erneut zur Nova kommen wird. Wir sprechen dann von einer so genannten rekurrierenden Nova. Hat der Weiße Zwerg eine Masse nahe der Chandrasekhar- Grenze von 1,4 Sonnenmassen und ist sein Begleiter ein Roter Riese, der immer wieder genügend Materie liefern kann, so wird vielleicht schon in 10 Jahren wieder eine Nova an gleicher Stelle zu beobachten sein.

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.

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 und durch welchen Mechanismus ist noch nicht bekannt. Wie viele andere Objekte im Universum geben uns auch heute noch Novae so manches Rätsel zu lösen auf.

Mit freundlicher Genehmigung von R. Casalegno, C. Conselice et al., WIYN, NOAO, MURST, NSF

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