Astro-Lexikon N 2

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Eine Nova bezeichnet in der Astronomie eine Eruption, einen Helligkeitsausbruch eines Sterns. Somit zählen die Novae zu den Veränderlichen.

irreführende Etymologie

Die Wortbedeutung nova kommt aus dem Lateinischen für neu. Das Phänomen Nova hielt man ursprünglich für einen neuen Stern, weil der Helligkeitsausbruch dort auftauchte, wo Astronomen zuvor keinen Stern sahen. Tatsächlich ist es kein neuer Stern (im Sinne eines Protosterns, YSOs), sondern ein leuchtschwacher Stern, der plötzlich hell in Erscheinung tritt.

soziale Sterne: Riese gibt Zwerg Materie

Die physikalische Erklärung für Novae ist, dass ein Materietransfer in einem Doppelsternsystem von einer Komponente auf die andere stattfindet. Diesen Mechanismus gibt es auch bei Röntgendoppelsternen. Die heiße Komponente ist in der Regel ein Weißer Zwerg, die andere, kühlere meist ein Roter Riese oder seltener ein Roter Zwerg. Kommen sich die beiden Sterne recht nahe, so kann durch Akkretion Materie auf die heiße Komponente übertreten. Was sich dann ereignet, ist vergleichbar mit einer Fusionsbombe: Bei Erreichen einer kritischen Temperatur zündet eine Explosion. Im Speziellen wird Wasserstoff auf der Oberfläche des Weißen Zwergs akkretiert. Diese Wasserstoffhülle durchmischt sich mit der Atmosphäre des Weißen Zwergs. Bei hohen Temperaturen kann dann der CNO-Zyklus ablaufen, der thermonukleare Fusionsenergie freisetzt. Die Konsequenzen gleichen einem Inferno: die freigesetzte Energie treibt die Gashülle um den Weißen Zwerg auf Geschwindigkeiten von einigen tausend km/s. Die Gashülle strahlt dabei vor allem thermisch (Planckscher Strahler) und kühlt sich mit der Ausdehnung ab. Die elektromagnetische Emission ist anfangs hochenergetisch und im Bereich der Röntgen- und Ultraviolettstrahlung und kommt infolge Abkühlung in den optischen und infraroten Spektralbereich.

Beobachtungsbeispiel: Nova T Pyxidis

Novae wurden bereits vielfach astronomisch beobachtet. Besonders eindrucksvoll sind Beobachtungen mit dem Weltraumteleskop Hubble, wo die Auflösung der expandierenden Gashülle dokumentiert werden konnte. Ein solches Beispiel zeigt das optische Beobachtungsfoto rechts: die Nova T Pyxidis (große Version, Credits: Shara et al. STScI/NASA 1997). Diese Nova geschieht etwa alle 20 Jahre und zählt daher zu den rekurrierenden Novae. T Pyxidis hat eine Entfernung von 6000 Lichtjahren und befindet sich im Sternbild Pyxis (dt. Schiffskompass) am Südhimmel. Im Foto festgehalten sind nun Myriaden von Explosionstrümmern, die sich in einer Explosionswolke von etwa einem Lichtjahr Durchmesser um den Weißen Zwerg (oben) scharen. Auch der spendable Begleitstern ist zu sehen (unten). Die Trümmer zeugen von einer verheerenden Nuklearexplosion auf der Oberfläche des Zwergs, die einer Wasserstoffbombenexplosion ähnelte.

Novatypen

In der Analyse von Novae spielen Lichtkurven die herausragende Rolle. Der zeitliche Abfall der beobachteten Helligkeit verrät viele Eigenschaften des Binärs, in dem die Nova stattfand. Typische Helligkeitsanstiege bei Novae liegen zwischen 7 und 20 Größenklassen oder Magnituden. Die Astronomen unterscheiden je nach Geschwindigkeit, mit der die Helligkeit zunimmt

• sehr langsame (geringe Erhöhung der Helligkeit),
• langsame (Helligkeitsabnahme von drei Magnituden innerhalb von 100 Tagen),
• schnelle (Helligkeitsabnahme von mehr als drei Magnituden innerhalb von 100 Tagen)
• und rekurrierende (dt. wiederkehrende) Novae (einige Helligkeitsausbrüche pro Jahrhundert).

Der Energieoutput liegt bei etwa 10³⁸ Joule oder 10⁴⁵ erg. Dies ist deutlich kleiner (etwa um einen Faktor von einer Million) als bei Supernovae (Typ II), die typische Energien von 10⁵¹ erg ('1 foe') oder 10⁴⁴ Joule freisetzen.

Ein Zwergenschicksal

Der Weiße Zwerg kann nicht beliebig viel Masse von seinem Begleiter aufnehmen. Überschreitet er durch den Massentransfer seine Chandrasekhar-Grenze (etwa 1.46 Sonnenmassen), so findet keine Nova, sondern eine Supernova vom Typ Ia statt. Der heiße Zwergstern überdauert dann nicht die heftige Explosion, sondern wird vollständig zerrissen.

Was unterscheidet Nova von Supernova?

Genau das ist der entscheidende Unterschied zwischen Nova und Supernova: Eine Nova kann von einem Stern mehrmals durchlaufen werden, weil der Stern die Explosionen, den Abstoß der Gashüllen überlebt. Eine Supernova löscht den Vorläuferstern aus (Typ Ia) oder bildet ein neues kompaktes Objekt (Typ II). Welches kompakte Objekt resultiert ist eine Frage der Restmasse des kollabierenden Sterns: Unterhalb von etwa 1.5 bis 1.8 Sonnenmassen (konservatives Limit bei 3 Sonnenmassen) bleibt ein Neutronenstern, oberhalb davon ein stellares Schwarzes Loch übrig. Es ist auch denkbar, dass nach der Supernova Typ II kein Relikt bleibt.
Der Unterschied von Nova zu Supernova erklärt auch die Beobachtungen: Novae sind mit etwa 50 Stück pro Jahr und Galaxie deutlich häufiger als Supernovae, die nur ein- bis viermal pro Jahr und Galaxie stattfinden.

Ein geeigneter deutscher Begriff für Nukleon ist Kernteilchen (lat. nucleus, dt. eigentlich '[Nuss-]Kern)'. Protonen und Neutronen sind die Teilchen, die sich im Atomkern befinden. Daher heißen sie Nukleonen. Das Proton unterscheidet sich vom Neutron durch die elektrische Ladung: das Proton hat die Elementarladung +e; das Neutron ist hingegen elektrisch neutral. Beide Nukleonen haben eine Substruktur und bestehen aus jeweils drei elektrisch geladenen Quarks. Durch deren drittelzahlige Ladungen ist es nun möglich Teilchen der Gesamtladung 0, +e, etc. zu kombinieren.

So verschieden sind Proton und Neutron nicht

Der Quantenphysiker Werner Heisenberg hat den Isospin als Quantenzahl vorgeschlagen, um Proton und Neutron einheitlich als Zustände eines Nukleons aufzufassen. Ist die dritte Komponente dieses Nukleons -1/2, so spricht man vom Neutron; ist er +1/2, so handelt es sich um das Proton (Vorzeichen können je nach Konvention auch umgekehrt zugeordnet werden). Siehe auch Kaonen.

Allgemein bezeichnet Nukleosynthese die Bildung von Atomkernen (Nuklei) aus Kernteilchen (Nukleonen), also die Bindung von Protonen und Neutronen zu einem Kern eines bestimmten Elements im Periodensystem (PSE). Eine chemisches Element wird dabei ausschließlich von der Anzahl der Protonen bestimmt. Diese Anzahl heißt daher auch Ordnungszahl (weil sie die Elemente aufsteigend im PSE ordnet) oder Kernladungszahl Z. Unterschiedlich schwere Kerne desselben Elements heißen Isotope.

Was bindet Teilchen gleichnamiger Ladung zu einem Kern?

Die Protonen stoßen sich aufgrund ihrer gleichen elektrisch positiven Ladung untereinander durch elektromagnetische Kräfte (Coulomb-Kraft) ab. Dennoch können sie durch noch größere Kräfte gebunden werden: das sind gerade die Yukawa-Kraft und die starke Kraft. Diese Wechselwirkungen ermöglichen die Existenz von Atomkernen und Nukleonen und sind unabdingbare Voraussetzung für unsere facettenreiche Welt - für komplexe Moleküle, für Leben und letztendlich für Intelligenzen, die über Nukleosynthese nachdenken können.

Zwei Arten der Nukleosynthese

Generell unterscheidet man in der Astrophysik die stellare Nukleosynthese von der primordialen Nukleosynthese. Die stellare Nukleosynthese ist die Fusion von Atomkernen im Innern von Sternen; die primordiale Nukleosynthese ist die Fusion in einer Frühphase des heißen Universums. Beides soll nachfolgend kurz erläutert werden.

stellare Nukleosynthese

In der thermonuklearen Fusion im Innern von Sternen werden aus leichten schwere Atomkerne 'verschmolzen'. Genauer gesagt handelt es sich um physikalische Kernreaktionen, bei denen verschiedene Erhaltungssätze (für Energie, Impuls, Drehimpuls, Leptonenzahl tc.) gelten. So bilden sich aus leichten Elementen die schweren Elemente, was im Innern von Sternen bis zum Element Eisen (Fe) funktioniert. Elemente, die schwerer als Eisen sind, werden in Einfangprozessen von Protonen oder Neutronen und nicht mehr durch Fusionsprozesse erzeugt. Darunter fallen der s-Prozess, r-Prozess (beide Neutroneneinfang) und p-Prozess (Protoneneinfang). Die r- und p-Prozesse laufen in Sternexplosionen ab, den Supernovae. Der s-Prozess findet in schweren Sternen, den Roten Riesen und AGB-Sternen statt. Der Facettenreichtum an schweren Elementen (schwerer als Eisen), wie Silber, Gold, Platin, Quecksilber und Blei geht allein auf diese Mechanismen zurück.

primordiale Nukleosynthese

Nukleosynthese in der Kosmologie - die primordiale Nukleosynthese - meint eine Epoche in der Evolution des Kosmos, wo die ersten leichten Elemente erzeugt wurden. Es gab bis dato nur die Grundbausteine für Atomkerne und den einfachsten Atomkern, Wasserstoff, der einem einzelnen Proton entspricht. Das Universum war so klein und heiß, dass es selbst als gigantischer Fusionsreaktor fungierte. Die Zutaten zum Fusionsprozess, das primordiale Gas, bestand zunächst aus Hadronen, die in der Hadronen-Ära erzeugt wurden. Im frühen Universum war das Materiekonglomerat aus Leptonen, Hadronen und Photonen allerdings deutlich weniger dicht als im Innern von Sternen. Deshalb erforderte die primordiale Nukleosynthese auch deutlich höhere Temperaturen, um effizient zu sein: Typischerweise liegen sie im Bereich von etwa 10⁹ Kelvin, während im dichten Sterninneren bereits etwa 15 Millionen Kelvin ausreichen. Zeitlich ist die Nukleosynthese-Ära etwa drei Minuten nach dem Urknall einzuordnen.
Die thermonuklearen Fusionsprozesse im frühen Universum erzeugten nun die primordialen Häufigkeiten der Elemente. Es konnten nur die leichten Elemente (Atommassenzahlen A = 2, 3, 4, 7) fusioniert werden: schwerer Wasserstoff (Deuterium oder H-2), der im Atomkern ein Proton und ein Neutron hat; Helium (He-3 und He-4) und Spuren von Lithium (Li-7). Wasserstoffatomkerne in Form von Protonen lagen wie gesagt bereits vor der Fusion vor. Deshalb stellt Wasserstoff den größten Anteil am Urgas am Ende der Nukleosynthese-Ära. Bereits im Jahr 1946 hatte der Physiker George Gamow (1904 - 1968) theoretisch gezeigt, dass die primordiale Nukleosynthese im frühen Kosmos so stattgefunden haben muss, wie sie hier dargestellt wurde. Gamow war ein brillanter Vordenker: Er war es auch, der bereits 1948 die Temperatur der kosmischen Hintergrundstrahlung aus rein theoretischen Überlegungen heraus auf 5 Kelvin bezifferte; wie wir heute auf der Grundlage gesicherter Beobachtungen wissen, ist es eine Drei-Kelvin-Strahlung!

primordiale Nukleosynthese konsistent mit Hintergrundstrahlung

Die Anteile an baryonischer Materie, wie sie u.a. von Mikrowellendaten der kosmischen Hintergrundstrahlung (besonders von den Satelliten COBE, WMAP) gemessen werden, dienen als zu reproduzierende Größe in Simulationen, die von primordialen Häufigkeiten und einem umfangreichen Reaktionsnetzwerk ausgehen (z.B. Coc et al. 2004, astro-ph/0401008).

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Nullgeodäten sind die Bahnen des Lichts in der Allgemeinen Relativitätstheorie. Die Berechnung von Nullgeodäten ist erforderlich, wenn man daran interessiert ist, wie sich Photonen in einer gekrümmten Raumzeit ausbreiten. Damit sind z.B. Gravitationslinseneffekte zu berechnen. Eine numerische Methode, um die Bahnen vieler Lichtteilchen zu berechnen, heißt Ray Tracing. Siehe auch Geodäten.

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© Andreas Müller, August 2007

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