Schon früh in der Geschichte der Himmelsbeobachtung erkannten die Menschen “neue Sterne” am Himmel. Sterne, welche vorher an diesen Stellen nicht sichtbar waren. In der Renaissance prägte man für einen solchen Stern den Begriff “stella nova”, also “neuer Stern”. Bis in die Neuzeit wurden darunter alle plötzlichen Helligkeitsausbrüche von Sternen verstanden.
Als man begann, die astrophysikalischen Vorgänge hinter den Helligkeitsausbrüchen zu erforschen, unterteilte man in “Supernova” und “Nova”.
Unter einer klassischen Nova versteht man heute eine thermonukleare Reaktion auf der Oberfläche eines Weißen Zwerges. Weiße Zwerge sind Sterne, deren Phase der Kernfusion abgeschlossen ist. Sie sind etwa so groß wie die Erde, aber haben eine sehr hohe Oberflächentemperatur (daher der Begriff “Weißer Zwerg”). Während ihrer aktiven Phase der Kernfusion handelte es sich meist um Sterne bis zu 1.44 Sonnenmassen, die gegen Ende der aktiven Phase zu einem Roten Riesen wurde und dessen Kern nach Abstoßung der äußeren Hülle (planetarischer Nebel) als Weißer Zwerg übrig blieb. Diese Weißen Zwerge beinhalten allerdings trotz ihres geringen Durchmessers nahezu die ganze Masse ihres Vorgängersternes !
Ist der Weiße Zwerg Teil eines Doppelsternsystems und ist die Distanz zwischen den beiden Sternen relativ gering, kann der massereiche Weiße Zwerg Gas seines Begleitsterns gravitativ abziehen und üblicherweise um sich in einer Scheibe ansammeln. Diese nennt man eine Akkretionsscheibe. Ein Sonderfall tritt ein, wenn der Weiße Zwerg über ein starkes Magnetfeld verfügt, dann sammelt sich das Material an den Magnetpolen und es kommt zu Akkretionssäulen.
Trifft das abgezogene Material auf die äußere Gashülle des Weißen Zwerges, wird es abgebremst und erzeugt dadurch eine Temperaturerhöhung in der Gashülle (Atmosphäre des Weißen Zwerges). Ist die Temperatur hoch genug geworden (etwa 10 Millionen K), startet ein stabiler, thermonuklearer Brennvorgang in der Gashülle. Nicht der Kern des weißen Zwerges startet die Kernfusion, sondern seine dünne Gashülle ! Da diese Fusion im unteren Bereich der Gashülle stattfindet, wird neben dem Material der Gashülle und des akkretierten Materials auch Materie der Kruste im Moment der Zündung abgestoßen. Die Helligkeit des Weißen Zwerges nimmt innerhalb kurzer Zeit stark zu (“Nova-Ausbruch”).
Beobachtet man das Licht der der Nova spektroskopisch, kann man über die elementspezifischen Spektrallinien Rückschlüsse auf den Typ der Nova ziehen.
Die Nova V1405 Cas wurde am 18.März 2021 von dem japanischen Amateurastronom Yuji Nakamura entdeckt. Sie hatte zu diesem Zeitpunkt eine Helligkeit von mag 9.6, aktuell (5.4.2021) etwa 8.1. Das abgestoßene Material hat nach Messungen des “National Astronomical Observatory of Japan” eine Geschwindigkeit 1600km/s [link].
Nach Untersuchungen des Spektrums wird die Nova derzeit als Helium-Nova gehandelt [link und link], bei der heliumreiches Material vom Begleitstern abgezogen wurde und in einer thermonuklearen Reaktion zu Kohlenstoff umgewandelt wird (“Helium-Brennen”). Diese Fusion wird anhalten, bis das akkretierte Helium aufgebraucht ist. Dies kann Wochen, Monate oder auch Jahre dauern.
Literatur
Weigert, Wedker, Wisotzki: Astronomie und Astrophysik – Ein Grundkurs; 5.Auflage; Wiley-VCH;Weinheim, 2010
Heintzmann: Einführung in die Astrophysik, Teil 1-4, Institut für theoretische Physik, Universität Köln; Köln, 2003
Percy, John R.: Understanding Variable Stars; CAMBRIDGE UNIVERSITY PRESS; Cambridge, 2007
Bildquelle: ESO-Images, eso1338c