Leuchtkräftige Rote Nova

Aufnahme des Prototyps der Leuchtkräftigen Roten Novae V838 Mon

Leuchtkräftige Rote Novae, kurz Rote Novae, sind eine seltene Klasse von eruptiven veränderlichen Sternen (einer Unterklasse der veränderlichen Sterne). Diese Sternklasse entwickelt im Rahmen eines Ausbruchs eine intensive rote Farbe.

Eigenschaften

Zu den Leuchtkräftigen Roten Novae werden neben dem Prototyp V838 Mon V4332 Sgr und V1309 Sco sowie die extragalaktischen Sterne M31RV, NGC300 OT2008, M85 OT2006-1 und M99 PTF10FQS gezählt. Obwohl ihre optische Lichtkurve mit einem steilen Anstieg und langsamen Abfall der von klassischen Novae ähnelt, gibt es eine Reihe von Differenzierungsmerkmalen:

• Die Expansionsgeschwindigkeit der bei der Eruption beschleunigten Hülle liegt bei 100 km/s anstatt bei mehr als 1.000 km/s
• das Fehlen hochionisierter Spektrallinien
• bei klassischen Novae wird ein Teil des weißen Zwergs bei der Eruption abgesprengt. Eine entsprechende Signatur kann in den Spektren leuchtkräftiger roter Novae nicht nachgewiesen werden.
• die niedrige Temperatur der abgeworfenen Hülle einige Wochen nach der Eruption von nur 900 K im Fall von V838 Mon sowie das Auftreten eines starken Infrarotexzess.
• im späten Stadium zeigt sich das Spektrum eines M- oder L-Überriesen
• Die Leuchtkraft der leuchtkräftigen roten Nova von circa einer Million Sonnenleuchtkräften ist zu groß in Relation zur Geschwindigkeit des Helligkeitsabfalls für klassische Novae und zu gering für eine Supernova

Begriff

Neben den Begriffen Rote Nova oder Leuchtkräftige Rote Nova werden diese Sterne auch als intermediate-luminosity transient, Intermediate-Luminosity Optical Transients oder als Intermediate-Luminosity Red Transients bezeichnet. Diese Bezeichnungen werden etwas weiter aufgefasst als der Begriff Rote Nova, da sie alle Ausbrüche von Sternen enthalten, deren maximale Leuchtkraft zwischen der einer klassischen Nova und einer Supernova liegen. Eine Eruptionsart, die zu den Intermediate-Luminosity Optical Transients, aber nicht zu den Leuchtkräftigen Roten Novae gezählt wird, ist eine große Eruption eines Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen. Die Entdeckung dieser neuen Klasse von veränderlichen Sternen ist die Folge von systematischen Suchaktionen nach Supernovae in naheliegenden Galaxien.

Modelle

Um die Eruptionen zu erklären, sind die folgenden Modelle vorgeschlagen worden:

• Ein atypischer Novaausbruch basierend auf einem thermonuklearen Runaway an der Oberfläche eines weißen Zwergs, der über eine geringe Masse von nur 0,2 Sonnenmassen verfügt. Bei klassischen Novae beträgt die Masse des weißen Zwergs mehr als 0,5 Sonnenmassen.
• Auf oder nahe dem Asymptotischen Riesenast treten thermische Pulse auf, wenn im Kern des Sterns Kohlenstoff explosionsartig zündet. Das Fehlen einer zirkumstellaren Hülle, die typisch für Sterne auf dem Asymptotischen Riesenast ist, macht dieses Szenario unwahrscheinlich.
• Bei einem Helium-Blitz in einem massiven Stern zündet im Kern Helium und bei der Reaktion entsteht Kohlenstoff. Dieser Vorgang des explosiven Heliumbrennens kann in einigen Fällen zu einem starken Massenverlust mit dem Ausstoß einer zirkumstellaren Hülle führen.
• Eine atypische Supernova vom Typ IIn, die starker zirkumstellarer Extinktion ausgesetzt ist, könnte die Lichtkurve der roten Novae reproduzieren.
• Der Einfang eines Exoplaneten könnte die beobachtete Energie freigesetzt haben. In den letzten Jahren sind viele Exoplaneten in engen Bahnen um ihre Zentralsterne entdeckt worden. Kommen sich Stern und Planet zu nahe, beginnen ihre Atmosphären miteinander zu wechselwirken. Dies erhöht die Reibung und der Planet stürzt in den Stern. Die dabei freiwerdende Energie reicht zum Zünden des Deuteriumbrennens in der Atmosphäre des Sterns und dadurch steigt die Helligkeit wie beobachtet innerhalb weniger Tage stark an.
• Die Verschmelzung zweier Sterne in einem Doppelsternsystem wird schon länger als Ursache schnell rotierender Einzelsterne vom Typ FK Comae Berenices angesehen. Als Vorläufer werden die bedeckungsveränderlichen Kontaktsysteme vom Typ W-Ursae-Majoris-Stern vermutet. Bei diesen haben sich die zwei Sterne in einem Doppelsternsystem bereits so weit angenähert, dass sie eine gemeinsame Hülle bilden. Durch Reibung spiralt der kleinere Begleiter in die größere Komponente hinein und die Umsetzung der Bewegungsenergie führt zum Auswurf einer expandierenden Hülle.
• Je nach Radien und Dichte der Sterne in einem engen Doppelsternsystem kann ein Stern durch die Gezeitenkräfte zerrissen werden und bildet dann eine Akkretionsscheibe um den massereicheren Hauptreihenstern. Die bei der Akkretion freiwerdende Gravitationsenergie wird dann als Rote Nova beobachtet.
• Akkretion von Materie auf einen Hauptreihenstern von einem AGB-Stern. Die dabei entstehende Akkretionsscheibe und Jets könnten die bipolare Form einiger planetarischer Nebel erklären.

Durch Beobachtungen bestätigt wurden die Modelle der Mergerbursts und die Ausbrüche von massiven AGB-Sternen mit starker Extinktion.

Mergerbursts

Die im Jahre 2008 ausgebrochene leuchtkräftige rote Nova V1309 Sco liegt in einem Überwachungsfeld von OGLE, und deshalb liegen photometrische Daten von dieser roten Nova aus den Jahren vor dem Ausbruch vor. In den Jahren vor dem Ausbruch zeigte sich ein Bedeckungslichtwechsel mit einer Periode von 1,4 Tagen. Der Lichtwechsel war typisch für ein Kontaktsystem. Bei diesen Doppelsternsystemen ist der Abstand zwischen den beiden Sternen so gering, dass sie eine gemeinsame Hülle bilden. Die Periode hat in den sechs Jahren vor dem Ausbruch exponentiell abgenommen und die Lichtkurve war stark veränderlich. In dem Jahr vor dem Ausbruch war kein Bedeckungslichtwechsel mehr nachweisbar. Die Gesamthelligkeit von V1309 Sco stieg in den Jahren kontinuierlich an, um im Jahre 2007 um 1 mag abzufallen. Im folgenden Jahr ist die Helligkeit erst langsam angestiegen, um dann innerhalb weniger Wochen das Maximum mit einer Ausbruchsamplitude von 10 mag zu erreichen.

Der Bedeckungslichtwechsel zeigt, dass V1309 Sco vor dem Ausbruch ein enges Doppelsternsystem war, dessen Komponenten bereits eine gemeinsame Hülle gebildet hatten. Die exponentielle Abnahme der Umlaufdauer um 1,2 Prozent innerhalb von 6 Jahren setzte genügend Energie frei, um den langsamen Anstieg der Helligkeit vor dem Ausbruch zu erklären. Im Jahr vor der Eruption änderte sich die Lichtkurve. Sie war nicht mehr typisch für einen Bedeckungslichtwechsel, sondern für einen Rotationallichtwechsel eines ellipsoiden Körpers. Der Abfall der Helligkeit vor dem Ausbruch lässt vermuten, dass V1309 Sco aufgrund des hohen Drehimpulses Materie bevorzugt in der Bahnebene auswarf. Diese dürfte eine staubhaltige zirkumstellare Scheibe gebildet haben, wie sie bei V4332 Sgr nachgewiesen wurde aufgrund des hohen gemessenen Polarisationgrades. Der Auslöser der Eruption im Jahre 2008 könnte eine Darwin-Instabilität sein. Beim Ausbruch wird Drehimpuls zu einem kleinen Teil in Strahlung umgewandelt, während der größte Teil des Drehimpulses durch den Auswurf von Materie abgebaut wird. Der Vorgänger der Roten Nova war nach Simulationsrechnungen ein Doppelstern mit einer Gesamtmasse von circa 2 Sonnenmassen und einer Umlaufdauer von 2,3 bis 3,3 Tagen.

Der Eruptionsmechanismus wird auch als Mergerburst (auf deutsch etwa Verschmelzungsausbruch) bezeichnet. Durch die unterschiedlichen Massen sowie die Massenverteilung in den beteiligten Doppelsternsystemen und in Abhängigkeit von der Bahnneigung kann eine Reihe von Ausbruchslichtkurven modelliert werden. Ob der Mergeburst der einzige Mechanismus zur Erzeugung von leuchtkräftigen roten Nova ist oder ob die anderen oben aufgeführten Modelle ebenfalls für einige Ausbrüche verantwortlich sind, kann anhand der vorliegenden Daten nicht beantwortet werden. Bei einer Verschmelzung zwischen einem Stern und einem Planeten sowie einem Braunen Zwerg und einem Planeten kommt es ebenfalls zu einem Ausbruch mit einer kleineren Amplitude und Dauer. Eine Eruption mit einer Dauer von nur wenigen Tagen konnte noch nicht nachgewiesen werden.

Insbesondere heiße Jupiter sind Kandidaten für einen Mergerburst. Diese Gasplaneten sind bereits in kurzperiodischen Umlaufbahnen um ihren Zentralstern. Die Bahnen können instabil sein z. B. aufgrund der Darwin-Instabilität. Die Verschmelzungsrate innerhalb der Milchstraße wird auf 0,1 bis 1 pro Jahr geschätzt. Der Verlauf des Ausbruchs ist abhängig von dem Verhältnis der Dichten des Sterns und des Planeten, da entweder der Planet als ein Objekt in die Atmosphäre des Stern eintritt und sich ein stabiler Massefluss vom Planeten zum Stern einstellt oder der Planet durch Gezeitenkräfte vor der Verschmelzung zerrissen wird. Ein Helligkeitsausbruch im optischen, ultravioletten sowie im Bereich der Röntgenstrahlung sollte eine Folge der thermischen Strahlung der Akkretionsscheibe sein sowie durch die Wechselwirkung von Jets mit zirkumstellaren Material entstehen.

Ein Mergerburst kann auch zu Eruptionen führen, deren Leuchtkräfte die von Leuchtkräftigen Roten Novae deutlich übersteigen. Der Supernova Impostor SN 2009ip könnte das Ergebnis einer Verschmelzung eines supermassiven Sterns mit einer Masse von um die 100 Sonnenmassen und eines massereichen Sterns von circa 30 Sonnenmassen sein. Die Zeitskalen bei diesem Ausbruch entsprechen denen eines Mergerbursts wie bei V838 Mon, aber die Leuchtkräfte sind um einige Größenordnungen höher. Allerdings kann das Ereignis auch durch eine ungewöhnliche Kernkollapssupernova oder eine große Eruption eines Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen hervorgerufen worden sein.

Für die Lichtkurven der Mergerbursts ist auch eine alternative Hypothese vorgeschlagen worden. Demnach wird für die beobachtete Periodenverkürzung vor dem Ausbruch eine unrealistisch hohe Opazität erforderlich und der langsame Anstieg zur Maximumhelligkeit dauert zu lange für einen Mergerburst. Stattdessen könnte es sich um den Beginn einer Kontaktphase eines Doppelsternsystems handeln, wodurch viel Material von einem Stern in eine gemeinsame nicht korotierende Hülle um den Doppelstern abgegeben wird. Innerhalb der gemeinsamen Hülle besteht demnach das Doppelsternsystem mit einer geringeren Periode immer noch.

Explosive Vorgänge bei Super-AGB-Sternen

Zu der Gruppe von Roten Novae, die nicht aus einem Mergerburst hervorgehen, gehören SN 2008S, NGC300 OT2008, M85 OT2006-1, SN 2010da, SN 2010dn, PTF 10acbp und M99 PTF10FQS. Sie teilen die folgenden Eigenschaften:

• Der Vorgänger ist im Optischen nicht nachweisbar, da die optische Strahlung von zirkumstellaren Staub absorbiert wird
• Infrarothelligkeiten platzieren den Vorgängerstern an die Spitze der AGB-Entwicklung
• Die absolute visuelle Helligkeit während des Ausbruchs erreicht zwischen -13 und -15
• Während der Eruption zeigen sich schmale Emissionslinien mit Geschwindigkeiten deutlich kleiner als 3000 km/s
• Es gibt Anzeichen für zirkumstellaren Staub im nahen und mittleren Infrarot, der wahrscheinlich aus Karbonaten statt Silicaten besteht
• Der Vorläuferstern überlebt den Ausbruch nicht

Als Ursache für diese Untergruppe wurde die Geburt eines massiven Weißen Zwergs, eine lichtschwache Kernkollaps-Supernova oder der Ausbruch eines massiven Sterns diskutiert. Die Beobachtungsdaten entsprechen am besten der Interpretation der Geburt eines massiven Weißen Zwergs aus einem massereichen AGB-Stern von circa 10 Sonnenmassen. Allerdings ist nicht auszuschließen, dass es sich um ehemalige Rote Überriesen auf dem Entwicklungsweg zu wärmeren Temperaturen handelt.

Fehlgeschlagene Supernovae

Eine Un-Nova ist eine fehlgeschlagene Kernkollaps-Supernova. Ein massiver Stern am Ende seines Lebens kann nach der Nukleosynthese von Eisen in seinem Kern keine Energie mehr durch weitere Kernfusionen erzeugen, da die Synthese von Elemente jenseits des Eisens endotherme Reaktionen sind, die mehr Energie verbrauchen als sie erzeugen. Damit fehlt der Strahlungsdruck um den Stern an einem Gravitationskollaps zu hindern und der Kern kollabiert in einen Protoneutronenstern unter der Emission von Neutrinos. Dabei läuft eine Stoßfront durch die Atmosphäre des Sterns, die sich aufgrund der Dissoziation von schweren Elementen festläuft. Kollabiert der Protoneutronenstern sehr schnell in ein schwarzes Loch, so wird dabei keine oder nur wenig elektromagnetische Strahlung emittiert. Der Kollaps in ein schwarzes Loch kann erfolgen, wenn zurückfallende Materie den Protoneutronenstern über die Tolman-Oppenheimer-Volkoff-Grenze treibt oder der Neutronenstern durch Abkühlung genügend thermische Energie verliert und deshalb den Kernkollaps nicht mehr abwenden kann. Ist der Stern ein Roter Hyperriese, dann ist seine Atmosphäre nur schwach gravitativ gebunden. Im Kernkollaps werden zwischen 0,2 und 0,5 Sonnenmassen in der Form von Neutrinos emittiert und auf diesen Massenverlust reagiert der Stern mit einer Expansion. Dabei wird eine kinetische Energie von 10³⁹ erg/s frei und die Atmosphäre wird mit einer Geschwindigkeit von 100 km/s abgeworfen. Der Farbindex des Transients ist extrem rot und dürfte von einer Leuchtkräftigen Roten Nova kaum zu unterscheiden sein.