Zwergnovae

 • Helligkeitsausbrüche von 2 mag bis 6 mag • enge Doppelsternsysteme mit Umlaufzeiten von 80 Minuten bis 16 Stunden:

◦ roter Hauptreihenstern; 0.1 bis 1.2 Sonnenmassen; Spektralklasse= K bis M; füllt Roche-Volumen aus

◦ weißer Zwerg; ca. 1 Sonnenmasse; sammelt vom Begleiter abfließende Materie in Akkretionsscheibe; Materie trifft im ``Heißen Fleck'' auf (Schockfront)

• Spektren:

◦ Minimum:

◾ deutliche Emissionslinien von H, HeI, HeII, u.a. aus der Gasscheibe

◾ bei hoher Bahnneigung auch Absorbtion aus der äußersten Hülle der Scheibe ◾ im UV:

◾ Typ 1 mit Emissionen niedrig angeregter Ionen; gelegentlich Röntgenemissionen

◾ Typ 2 mit Absorbtionslinien niedrig angeregter Ionen

◦ Ausbruch:

◾ im UV steileres Kontinuum

◾ breitere Linien (5000 bis 6000 km/s)

◾ ab einer gewissen Flußrate von der Scheibe zum Weißen Zwerg entsteht dort Röntgenstrahlung, die in der Scheibe wieder absorbiert wird

• Einen Film über die Bewegung in einem Eruptiven System gibt es für V348 Pup. Der Film stammt von der Seite http://physics.open.ac.uk/research/astro/.

Zwergnova-Typen

•U Geminorum 

◦ Zwerg oder Unterriese mit Spektralklasse=K-M füllt Roche-Volumen; ein Weißer Zwerg mit Umlaufzeit 0.05 bis 0.5 d

◦ zeigen im Minimum Flackern um wenige 0.1 mag

◦ Ausbrüche um mehrere Magnituden mit schnellem Anstieg und langsamen (Tage bis Wochen) Abfall; konstante mittlere Ausbruchsperiode; Ausbrüche bezüglich Amplitude und Dauer gleichartig ◦ längere Perioden entsprechen wohl größeren Amplituden

◦ Beispiel:  U Gem 

•SS Cygni: 

◦ ähnlich U Gem ◦ Amplitude 2 bis 6 mag ◦ Anstieg in 1 bis 2 Tagen, Abfall in mehreren Tagen

◦ Zykellänge zwischen 10 und mehreren tausend Tagen

◦ Beispiel:  SS Cyg 

•SU UMa (UGSU): 

◦ zeigen neben normalen Maxima (Dauer bis 39 d) auch Supermaxima mit um 2 mag größerer Helligkeit (Dauer 50 bis 189 d)

◦ Umlaufzeit < 170 Minuten mit Amplitude bis 0.3 mag

◦ zweiter Stern ist M-Zwerg, kurz-periodisches System

◦ Massentransfer ist kleiner als bei längerperiodschen Systemen  --> höhere Amplitude, weniger regelmäßige Ausbrüche

◦ während des Supermaximums sollte eine zeitliche hochaufgelöste Beobachtungsserie durchgeführt werden

◦ Untergruppen: 

◾ ER UMa: aktivste Ausbruchtätigkeit aller Zwergnovae, sehr kurze Superzyklen (19-50 d, < 3mag Amplitude) und kurze Intervalle (3-5 d) zwischen normalen Ausbrüchen; Orbitalperiode < 92 Minuten; Mitglieder: ER UMa, V1159 Ori, RZ LMi, DI UMa, IX Dra

◾WZ Sge: sehr lange Superzyklen (mehrere 10 Jahre) und keine normalen Ausbrüche; Orbitalperiode < 92 Minuten; Mitglieder: WZ Sge, EG Cnc

•Z Cam: 

◦ längere Stillstände bei mittlerer Helligkeit

◦ kurze Ausbruchsintervalle; Zykellänge 10 bis 40 Tage

◦ Amplitude 2 bis 5 mag

◦ Orbitalperiode 3-10 Stunden

◦ Beispiel: Z Cam, RX And

• UX UMa:

◦ ähnlich zum Typ Z Cam

◦ scheinbar ständig im Ausbruch

• BV Pup:

◦ nur selten schwache Ausbrüche

•Z And: 

◦ symbiotisch

◦ Ausbrüche bis 4mag im Abstand von 10 bis 20 Jahren, dazwischen langperiodisch

◦ Beispiel:  Z And 

AM Herculis

• Doppelstern in 1 - 3 h: ◦ Weißer Zwerg (0.6 - 1.2 Sonnenmassen mit starkem Magnetfeld um 10^4 T ◦ massearmer Hauptreihenstern (0.1 - 0.5 Sonnenmassen, Spektralklasse=K-M)

• Weißer Zwerg zieht Materie in schlauchförmigem Akkretionsstrom entlang der Magnetfeldlinien auf einen der Magnetpole; beim Aufprall entsteht Röntgenstrahlung oder sichtbares Licht bis 5 mag Amplitude

• in Akkretionsregion intensive UV-Strahlung mit 10^8 K; ionisierte Materie auf Kreisbahnen sendet Synchrotronstrahlung

• gebundene Bahn- und Rotationsbewegung

Flaresterne (UV Ceti)

• Zwerge mit Spektralklasse= K bis M

• wenige Minuten dauernde Ausbrüche zwischen 0.1 mag und 6 mag, im UV größer; Anstieg in Sekunden bis Minuten, Abfall in Minuten bis zu einer Stunde  

Nova  

• enges Doppelsternsystem mit Umlaufzeit zwischen 0.05 und 230 d; eine Komponente ist heißer Zwerg, die andere ein Riese, Unterriese oder Zwerg mit Spektralklasse=F-M

• Phasen bis zur Nova (über 10^(4...5) Jahre): 

1. Praenova: ein erheblicher Sternwind (10^(-18) g/sec) über Jahre bis Jahrzehnte verhindert eine Hüllenbildung, kontinuierliches Spektrum ohne Linien aber oft UV-Exzeß

2. BV Puppis: kleine Helligkeitsausbrüche; Massefluß 10^(-16) g/sec; Scheibenmasse 10^(-10) Sonnenmassen 1.U Gem: stabile Scheibe, quasiperiodische und intensivere Ausbrüche; Massefluß wieder 10^(-18) g/sec, Spektrum wie A- oder F-Stern 2. Z Cha: häufigere Ausbrüche (bis alle zehn Tage); zunehmender Hüllenmasse

3. UX UMa: fast ständig im Ausbruch; Scheibe mit 10^(-5) Sonnenmassen

4. Nova

• explosionsartige thermonukleare Umwandlung von H in He an der Oberfläche des Weißen Zwergs

• Ausstoß von Gaswolken mit 1000 - 3000 km/s

• Amplitude 8 mag bis 15 mag • Absorbtionslinien von H und ionisierten Metallen, später Emissionslinien von H, Fe, C, O und N

•  Na: Helligkeitsabnahme über 3mag in 100 d, -8 bis -6Mag im Maximum •  Nb: Helligkeitsabnahme unter 3mag in 150 d, -5.4Mag im Maximum

•  Nc: jahrelanges Maximum und sehr langsamer Abfall; -3.6Mag im Maximum vor der Nova langperiodische Schwankungen um 1 bis 2 mag; Ausbruch um 10 mag

•  Nr: rekurrente Novae im Abstand von Jahrzehnten (Beispiel: T CrB)

•  Nl: Nova-ähnliche (z.B. P Cyg ); zeigen scheinbar keine Ausbrüche, haben aber das Spektrum alter Novae; kleine Helligkeitsschwankungen

• Beispiele aktueller Novae: V1494 Aql / Nova 1999#2 und V723 Cas / Nova 1995

Irreguläre

• flache Lichtwellen mit Amplitude < 2 mag • IA: O7-G7; häufig Emissionslinien

•IB: Rote Riesen und Überriesen in 45-120 d mit Überlagerung einer kurz- und einer langperiodischen Welle  •IN: Orion-Veränderliche; in Nebeln; Hauptreihe und Unterriesen; jung

•INA (T Ori): IN mit Spektralklasse=B-A; plötzliche Algol-ähnliche Lichtwechsel

•INB: IN mit Spektralklasse=F-M; F manchmal plötzlich Algol-ähnlich; K-M manchmal Flares ( UVN ) •INT (T Tauri): Spektralklasse= F - M; Emissionen im Spektrum, das der Sonnenchromosphäre ähnelt

•IS (RW Aurigae): schnelle irreguläre Lichtwechsel mit 0.5 ... 1.0 mag in Stunden bis Tagen; kein Verbund mit Nebeln; ISA und ISB; kontinuierlicher Übergang zu Orion-Veränderlichen

•Wolf-Rayet: breite Emissionen von HeI, HeII, CII bis CIV, OII bis OV und NIII bus NV; irreguläre Lichtwechsel bis 0.1 mag  

FU Orionis, Fuore

• extrem junge Sterne, die nach mehrmonatigem Anstieg um 6 mag bis zu sechs Monate lang mit maximaler Helligkeit strahlen; anschließend üeber Jahrzehnte konstant oder leicht um 1 bis 2 mag abfallend

• nach Ausbruch Emissionsspektrum, Spektralklasse wanderte Richtung G

• evtl. T Tauri in bestimmtem Entwicklungsstadium • verbunden mit Nebeln  

R CrB  

• Überriesen (hohe Leuchtkraft); absolute Helligkeit bei -4 bis -5 Mag

• Spektralklasse= F - K, R; wenig H, viel C und He

• (spektroskopische) Masse um 0.8 Sonnenmassen

• 34 bekannte Sterne (Stand 1996) --> Phasendauer 3 10^4 Jahre • langsame, unregelmäßige Lichtkurve bis 1 mag Amplitude in Perioden von 40 bis 100 Tagen als Pulsation des Sterns

• plötzliche Helligkeitseinbrüche im visuellen Bereich von 1 mag bis 9 mag bis zu 100 Tage lang; Abstieg schneller als Anstieg

• im IR Amplitude um 2 mag in tausenden Tagen

• chronosphärische Aktivitäten • Staubhülle (bei R CrB mit 20' Durchmesser)

• Ursache (vermutlich): Bildung einer kohlenstoffreichen Schicht innerhalb von zwei Sternradien (wegen häufigem Zusammenhang mit Pulsationsphase), die den Stern bei Beginn des Abfalls zu ca. 5 Prozent bedeckt

• bei R CrB obere Grenze der Minima-Abstände ca. 1500 Tage; semiperiodischer Wechsel der Minima-Abstände zwischen unter 500 Tage und über 500 Tage innerhalb von 1000 bis 2000 Tagen; mögliche Ursachen:

1. magnetische Aktivitäten --> Bildung dunkler Flecken, über denen sich Staub bildet

2. Änderung der Pulsationsperiode und -amplitude bestimmt Staubproduktion

• Beispiele:  R CrB ,  RY Sgr ,  SU Tau ,  Z UMi 

Supernovae

• Ende eines Sterns mit mehr als 1.4 Sonnenmassen (Chandrasekhar-Grenze, Typ I) oder mehr als 4-8 Sonnenmassen (Typ II)

• Amplitude von 20mag oder mehr, langsamer Abfall; -14 bis -21Mag im Maximum

• Expansionsgeschwindigkeit von mehreren 1000 km/s

• schliesslich Bildung eines expandierenden Emissionsnebels und eines Pulsars (bis hin zu extremen Objekten wie Neutronensternen oder Schwarzen Löchern) • Typ SN I: Absorbtionslinien von CaII, Si u.a., keine Wasserstofflinien; in den ersten 20 bis 30 Tagen faellt die Helligkeit mit ca. 0.1mag/Tag, danach sinkt die Rate auf 0.014mag/Tag; Vorgaengersystem bestand aus Weissem Zwerg und Begleitstern, der seine Masse an den Zwerg abgab

• Typ SN II: Wasserstofflinien im Spektrum; expandierende Hülle aus Wasserstoff und Helium; Helligkeitsabfall mit 0.01mag/Tag; Explosion ausgeloest durch Implosion der inneren Eisenkugel von ca. 1.5 Sonnenmassen