Nova Cygni

Highlights der Astronomie
APOD vom 16.01.05: Gasnebel nahe Nova Cygni
“Novae” Was sehen wir?
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Sterne, relativ locker stehend, also ein Gebiet unserer Milchstraße
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einige sehr helle Sterne (vermutlich nahe Vordergrundsterne)
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roter Nebel
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links unterhalb Mitte rote Schliere
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links, knapp über Zentrum rotes Oval
und was ist das?
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roter Nebel ist Emissions­Strahlung
im Roten immer dominant: H Linie, also Emission durch Übergang von Niveau 3 nach 2 im Wasserstoffatom (nicht Ion)
würde die Energie der anregenden Photonen unter 13 eV liegen, sähe man vor allem Absorption im Spektrum
ein so starker Emissionsnebel deutet auf höhere Energien hin, so dass das Gas erst ionisiert wird, dann in angeregte Zustände rekombiniert und diese allmählich in den Grundzustand übergehen; siehe “Photonmaschine” Planetarische Nebel (Vorlesung zum Spirograph­Nebel)
beleuchtende Quelle ist dieses Objekt,
Nova Cygni mit kleiner zirkumstellarer
Hülle
Beschreibung
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bis 1992 kein Nebel
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1992: Nova Cygni explodiert
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was sind Novae, wie funktionieren sie, was unterscheidet sie von Supernovae?
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wie entstehen sie?
eine sogenannte klassische Nova
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andere Typen
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Gaswolke um Nova, die nichts mit Nova zu tun hat
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wird nur zufällig illuminiert
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Gasball um Nova ist eigentliche Hülle der Nova
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Entwicklung zu und nach einer Nova
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was lernt man aus Novae?
Sternbild Schwan
Sommersternbild mit Deneb als hellstem Stern, diverse Sagen
Sternbild Schwan
sehr sternenreiche Gegend in der Milchstraßenscheibe
auch viele Gas­ und Staubnebel
(z.B. Nordamerika­Nebel NGC7000)
Nova Cygni
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Explosion am 19.2.1992
Aufnahme rechts vom HST, gemacht 1994
links: 1993, aber HST noch
nicht repariert (Optikfehler)
man sieht einen leuchtenden Ring, tatsächlich eine expandierende Schale
die Nova war die hellste in den letzten Jahrzehnten nach Nova Cygni 1975
war auch mit bloßem Auge sichtbar, V=4.4 am 22.2.92
2001: weitere “Nova Cygni 2”
Was sind Novae?
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eine Nova (“Neuer Stern”) ist beobachtungstechnisch ein Stern, der plötzlich, auf Zeitskalen von Tagen, um etliche Größenklassen heller wird, um dann über Monate hinweg auf seine alte Helligkeit abzusinken
dabei kann die Spitzenhelligkeit einen Faktor 150.000 über der normalen liegen
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der Stern überlebt das Ereignis scheinbar unverändert
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dieser Typ Novae heißt klassische Nova
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einige Novatypen sind bekannt dafür, dass sie sich wiederholen, wobei die Wiederholung im Allgemeinen nicht regelmäßig ist
einige weitere Novatypen...
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Zwergnovae:
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schwache Explosion, wiederholt sich alle paar Wochen oder Monate, maximale Helligkeit (absolut) bei 0. magnitude
Wiederkehrende (recurrent) Novae:
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mittelstarke Ausbrüche (6­8 mag), kehren alle paar Jahrzehnte oder Jahrhunderte wieder
Beispiele: RS Oph (1901, 1933, 1958, 1967)
T CrB (1866, 1946)
rechts: T Pyxidis (1890, 1902, 1920, 1944, 1965 ...)
Novae als Sterntyp
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klassische Novae sind, astrophysikalisch betrachtet, Weiße Zwerge, die nur noch eine ganz dünne Wasserstoffhülle besitzen
(nur) in dieser äußersten Schale findet eine thermonukleare Explosion statt, die die Schale abstößt
zum Unterschied:
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Supernovae vom Typ I sind auch Weiße Zwerge, dort findet auch eine thermonukleare Explosion statt, aber im Zentrum; sind wesentlich energetischer, und Stern wird zerrissen
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Supernovae vom Typ II sind massereiche Sterne, deren Kerne unter ihrem eigenen Gewicht kollabieren; das löst in der Folge eine Explosion der Hülle aus, während der Kern als Neutronenstern oder Schwarzes Loch zurückbleibt (s. Vorlesungen zu  Carinae und Schwarzen Löchern)
Weiße Zwerge
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Weiße Zwerge stellen ein Endstadium des Lebens von Sternen dar
entstehen aus Sternen mit Massen von etwa 1 – 8 M⊙, also z.B. aus der Sonne
Masse ist typischerweise 0.6 M⊙
bis zu maximal 1.4 M⊙
(Chandrasekar­Grenze)
haben keine nukleare Energieerzeugung mehr, sondern kühlen nur noch aus (durch Photonen von der Oberfläche und Neutrinos aus dem Zentrum)
Radius bei 10000 km, anfängliche Effektivtemperatur 100.000 K (Name!)
Das Besondere an Weißen Zwergen
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Weiße Zwerge sind offensichtlich kompakte Objekte

=
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3M
4 R
6
≈10 gm/ cm
3
3
wegen hoher Dichte ist Elektronengas fast vollständig entartet d.h. 5/ 3
4/3
P~  NRbzw.~  ER
und T ist keine Eigenschaft der Zustandsgleichung und thermische Leitfähigkeit fast unbegrenzt (isotherm)
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da kein thermischer Druck vorhanden, nur Entartungsdruck, der stabilisiert
Chandrasekhar­Grenze: sonst weiterer Kollaps M1.4 M ⊙
zum Neutronenstern
Der Weg zum Weißen Zwerg
planetarischer Nebel
Sirius B, der erste gefundene
Weiße Zwerg (durch Schlinger­
bewegung von Sirius) Kühlungskurve ist
massenabhängig
siehe Film: Innere Entwicklung der Sonne bis zum Weißen Zwerg Zusammenstellung bekannter Weißer Zwerge
VIS L.Y. DIAM
Name CON R.A. DEC. MAG DIST KM
Sirius B CMA 06 45.1 ­16.7 8.3
40 ERI B
ERI 04 15.4 ­07.7 9.5
Procyon B
CMI 07 39.3 +05.2 10.7
Feige 34
UMA 10 39.6 +43.1 11.1
W1346
CYG 20 34.4 +25.1 11.5
EG247
CAM 05 05.5 +52.8 11.8
He3 (EG50)
AUR 06 47.6 +37.5 12.0
EG62
PYX 08 41.5 ­32.9 12.0
EG368
DRA 16 48.4 +59.1 12.2
van Maanen'
s star PSC 00 49.2 +05.4 12.4
EG18
CAM 04 31.2 +59.0 12.4
AC +70 5824 UMI 13 38.9 +70.3 12.8
EG15
ARI 02 08.8 +25.2 13.2
8.6
15.7
11.4
55
45
140
60
30
40
10,300
17,000
17,500
14 18
100
100
17,000
16,000
7,000
23,000
13,000
22,000
17,000
18,000
Innerer Aufbau
schematisch:
H­Hülle 10­4 M⊙ oder weniger
He­Schicht 10­2 M⊙ 99% der Masse C/O Kern
massereichere Sterne M4 M ⊙
bilden auch Kerne mit Neon­reicher
Materie
Typen:
DA: Wasserstoffhülle (80%)
DB: Heliumhülle (20%)
sowie einige noch seltsamere,
Ursprung?
unterschiedliche Vorgeschichte
und/oder Entwicklungseffekt
Kühlung und Entwicklung
Kühlung:
● Helligkeit spiegelt thermisches
Reservoir wieder
● ebenso Oberflächentemperatur
● beides nimmt im Lauf der Zeit ab
● aber immer langsamer
● aufgrund der Helligkeit der schwächsten noch beobachteten
Weißen Zwerge kann man aus deren Kühlalter das der Galaxis
abschätzen/bestimmen
derzeit 9­14 GJahre gefunden
● mit abnehmender Temperatur (außen wie innen) verändert sich
auch Struktur, insbesondere wird
das Innere immer kristalliner
Weiße Zwerge im Kugelsternhaufen M4 (Vergleich WD­Alter mit dem des KSH)
Weiße Zwerge in Doppelsternsystemen
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Weiße Zwerge sind schwach und daher als Einzelobjekte schwer zu finden
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Massen nur in Doppelsternsystemen zu bestimmen
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daher viele Weiße Zwerge in Doppelsternen bekannt
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aber: in einem Doppelsternsystem können die beiden Sterne miteinander in Wechselwirkung treten
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Gravitation (beeinflusst z.B. Form oder Rotation, s. Planeten)
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Massenübertrag
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durch Sternwind (i.A. unwichtig)
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durch gemeinsames Schwerefeld
Roche­Geometrie
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Äquipotential­Linien des gemeinsamen Schwerefelds eines 2­
Körper­Systems
dehnt sich ein Stern soweit aus, dass eigenes Potential verlassen wird, fließt Materie auf Begleitstern
dadurch verändern sich die Massenverhältnisse, aber auch die Bahnperiode
sowie die Entwicklung der beiden Komponenten
Massenübertrag
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in Doppelsternsystem haben die beiden Sterne i.A. verschiedene Massen und daher Entwicklungszeiten
daher sich wird ein Stern (der massereichere) zuerst ausdehnen und Masse übertragen
in Abhängigkeit des Abstandes kann dies allmählich oder in einem heftigen Massenüberfluss geschehen → Vielfalt von Doppelsternphänomenen
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Übertragsraten von 10­10 bis 10­6 M⊙/Jahr
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Massenverhältnis kann sich umdrehen
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später Massenfluss in Gegenrichtung möglich
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uns interessiert hier ein System aus einem Weißen Zwerg und einem Hauptreihenstern oder Roten Riesen, der jetzt gerade Masse auf den Weißen Zwerg überträgt
Nova­System
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Materie strömt (wie immer, wenn Drehimpuls vorhanden ist; hier Bahndrehimpuls) nicht direkt auf akkretierenden Stern, sondern erst in eine Akkretionsscheibe, und dort allmählich durch Viskosität auf Kepler­Bahnen nach innen, bis sie auf der Oberfläche auftrifft
wegen des relativ geringen Massenübertrages dünne Scheibe
Nova­Mechanismus
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akkretiertes Material bringt Energie mit
bei genügend kleiner Akkretionsrate (< 10-6 M⊙/Jahr) kann diese Energie thermalisiert werden und heizt allmählich die Wasserstoffhülle auf
irgendwann wird Zündtemperatur für Wasserstoffbrennen (einige Millionen K) erreicht
wegen Entartung wird die frei gesetzte Energie nicht zur Expansion des Materials genutzt, sondern nur zu seiner weiteren Erwärmung, wodurch noch viel mehr nukleare Energie erzeugt wird → thermonuklearer Runaway,
der erst aufhört, wenn Entartung aufgehoben
theoretische Simulationen
1000x1800 km, Markierung durch 14O­Isotop; bei 30, 80, 100, 200 Sekunden
(Kercek und Hillebrandt, MPA, 1998)
Verlust der Hülle
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durch Explosion am Boden der Hülle wird darüber liegendes Material beschleunigt und abgestoßen
Expansionsgeschwindigkeit zwischen 300­1500 km/s (langsame Novae) und 1000­7000 km/s (schnelle)
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langsam und schnell beziehen sich primär auf Entwicklungszeit der Lichturve
Ausdehnung bis 1013 cm (Faktor 104!)
T fällt auf 104 K, vorher heißer, daher vor allem UV­
Emission, anfänglich aber auch im Röntgen
Hülle trennt sich von Stern ab, Ionen rekombinieren und Emissionsspektrum erscheint langsam
Verlust der Hülle
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insgesamt werden wohl nur 10­4 M⊙/Ausbruch verloren
(daraus ergeben sich Wiederkehrraten von 100 Jahren oder länger)
im Wesentlichen wird also nur das akkretierte Material wieder abgestoßen, der Weiße Zwerg wird nicht signifkant verändert
insbesondere wächst seine Masse nicht bis zur Chandrasekhar­Grenze
so kann man also keine Typ I Supernovae machen
allerdings kann mehr abgestoßen werden, als vorher akkretiert wurde, dann wird die WD­Hülle langsam abgetragen und der Kern wird sichtbar
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Sauerstoff/Neon/Magnesium­Novae (Unterklasse)
Novatypen und Massenübertragsrate
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was mit der akkretierten Materie geschieht, hängt vor allem von der Massenübertragsrate ab
ist sie niedrig, kann die Materie abkühlen, entarten, die Hülle langsam anwachsen, und schließlich zünden
ist sie hoch, sind die Temperaturen in den äußersten WD­Schichten hoch, und stationäres Wasserstoffbrennen kann stattfinden
daneben ist noch die WD­Masse wichtig
schematisches Diagramm von Fujimoto
Kernsynthese im Ausbruch
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im Prinzip Wasserstoff­Brennen über CNO­Zyklus wie in den meisten Sternen
aber: durch konvektiven Transport schnelles Verteilen der Isotope in der gesamten Hülle
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Zeitskala nur 100­1000 s, vergleichbar mit +­Zerfällen
Nukleosynthese
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daher Deposition der Energie in Hülle, vor allem aus 15O­Zerfall in der Hülle und Beschleunigung der Hüllenexpansion
ab T = 108 K sind +­Zerfälle maßgeblich für CNO­Zeitskala
Energetik bestimmt durch Häufigkeit der CNO­Elemente, da kein schnelleres Durchlaufen des Zyklus möglich (wie bei normalen, stellaren Bedingungen)
Mischen von C und O aus tieferen Lagen notwendig, um insbesondere schnelle Ausbrüche zu erklären
dabei auch Ne und Mg mitgemischt, welche ebenfalls Protonen einfangen können
Nukleosynthese
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dabei entstehen insbesondere 22Na und 26Al, die mit ­Strahlen beim Zerfall aussenden
vor allem die 26Al­
Linie ist gut mit ­
Satelliten (INTEGRAL)
zu beobachten
daneben sind Novae auch noch eine Li­Produktionsstätte
eine ­Karte der Milchstraße bei 1 MeV; die Emission aus dem Schwan ist wohl dominiert von massereichen Sternen und SNe, nicht von Novae
Zwergnovae
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nicht der Weiße Zwerg, sondern die Scheibe zeigt Ausbrüche
durch Wechseln zwischen 2 Zuständen: “heiß” und “kalt”
Physik des Energietrans­
portes
klassische oder wieder­
kehrende Novae sind
bekannt, die in der
Zwischenzeit solche
Ausbrüche zeigen
Zusammenfassung
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Novae entstehen durch thermonukleare Explosionen in den äußersten Schichten von Weißen Zwergen
Material gelangt durch Doppelstern­Massenübertrag auf Weißen Zwerg
Explosion führt zum Verlust des akkretierten Materials, aber auch von Materie des Weißen Zwerges
“heiße” Proton­Nukleosynthese bis Al (­Strahlenquellen)
Explosionen verhindern Erreichen der Chandrasekhar­Grenze (und damit Supernovae I Explosionen)
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vermutlich immer ein wiederkehrendes Ereignis
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nach Explosion starke UV­, später optische Quellen
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dabei Anregung der Umgebung zu Emissionsleuchten (s. Bild)
... und das nächste Mal
APOD vom18.01.05: NGC 346 in der Small Magellanic Cloud
Die Magellanschen Wolken und andere Zwerggalaxien