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 10⁴⁵erg. 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.