Zwergnova

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UV-Aufnahme der Zwergnova Z Camelopardalis
Künstlerische Darstellung einer Zwergnova

Zwergnovae gehören zur Klasse der kataklysmischen Doppelsternsysteme. Sie zeichnen sich durch mehrfache Eruptionen aus, bei denen sich die scheinbare Helligkeit des Sterns kurzfristig um etwa 2 bis 8 mag ändert. Der Ausbruchsmechanismus liegt in einer Akkretionsscheibe um einen Weißen Zwerg[1].

Aufbau einer Zwergnova[Bearbeiten]

Eine Zwergnova ist ein Doppelsternsystem bestehend aus einem Weißen Zwerg, um den auf einer engen Bahn ein Begleiter, meist ein Roter Zwerg, kreist. Der Rote Zwerg verliert Masse, da er sein Roche-Grenzvolumen überschritten hat. Die Masse fließt über den inneren Lagrange-Punkt in Richtung des Weißen Zwerges. Aufgrund der Drehimpulserhaltung bildet sich um den Weißen Zwerg eine Akkretionsscheibe, die im optischen Spektralbereich die Strahlung der Zwergnova dominiert. Die Materie umkreist den Weißen Zwerg und verliert aufgrund der Viskosität in der Scheibe langsam ihre Bewegungsenergie. Dadurch fällt die Materie nach einiger Zeit auf die Oberfläche des Weißen Zwergs[2].

Ausbruchsmechanismus[Bearbeiten]

Die Ausbrüche der Zwergnovae entstehen durch einen Helligkeitsanstieg in der Akkretionsscheibe. Die Viskosität der Materie in der Scheibe kann zwei Werte annehmen. Einen hohen Wert, bei dem die Reibung zunimmt und infolgedessen die Scheibe sowohl mehr Strahlung abgibt als auch mehr Materie auf den Weißen Zwerg fällt. Während der Ruhephase, bei der die Viskosität einen niedrigen Wert annimmt, wird mehr Materie in der Akkretionsscheibe gespeichert als auf den Weißen Zwerg gelangt. Als Ursache für den bistabilen Zustand der Akkretionsscheibe wird die Magnetorotationsinstabilität angenommen.[3]

Bei bedeckungsveränderlichen Zwergnovae kann die Entwicklung der Akkretionsscheibe beobachtet werden. Während eines Ausbruchs wächst der Radius der Scheibe um bis 30 % an. Dies ist eine Folge der höheren Viskosität des Plasmas in der Akkretionsscheibe, die zu einer Temperaturerhöhung und damit zu einer Expansion führt. Dadurch wird dann das Minimum breiter, das bei der Bedeckung der Akkretionsscheibe durch den Begleiter entsteht. In der Ruhephase nimmt die Breite des Minimums kontinuierlich ab, bis ein neuer Ausbruch beginnt. Der helle Fleck, der am Ort des Auftreffens des Materiestroms vom Begleiter auf die Akkretionsscheibe liegt, wird während der Ausbrüche heller. Wahrscheinlich ist dies eine Rückkopplung, wonach die intensiver strahlende Akkretionsscheibe die Vorderseite des Begleiters erwärmt, der daraufhin etwas expandiert und mehr Materie abgibt.[4]

Die Intervalllänge zwischen den Ausbrüchen liegt bei den Zwergnovae zwischen einigen Tagen und einigen Jahren. Die Dauer eines Ausbruchs liegt in etwa zwischen zwei und zwanzig Tagen und ist korreliert mit der Intervalllänge zwischen den Ausbrüchen. Die Zwergnovae unterscheiden sich von den klassischen Novae durch den Ausbruchsmechanismus. Bei klassischen Novae führt eine thermonukleare Reaktion an der Oberfläche des Weißen Zwerges zu einem Helligkeitsanstieg. Allerdings können dieselben kataklysmischen Veränderlichen sowohl Novae- als auch Zwergnovaeausbrüche zeigen wie z. B. GK Persei.

Ob die Masse der Weißen Zwerge in Zwergnovae aufgrund der Akkretion anwächst, ist umstritten, da bei Novaeausbrüchen Materie wieder ausgestoßen wird. Falls die Masse anwächst, könnten die Weißen Zwerge die chandrasekharsche Grenzmasse überschreiten und als Supernova vom Typ Ia explodieren.[5]

Röntgenstrahlung von Zwergnovae[Bearbeiten]

Von allen nahen Zwergnovae konnte Röntgenstrahlung nachgewiesen werden. Die Quelle der energiereichen Strahlung scheint die Grenzschicht zwischen der Akkretionsscheibe und dem Weißen Zwerg zu sein. Die Strahlung entsteht dadurch, dass in der Grenzschicht die Materie in der Akkretionsscheibe von der Keplergeschindigkeit auf die wesentlich langsamere Rotationsgeschwindigkeit des Weißen Zwergs abgebremst werden muss[6]. Die Strahlung ist in den Ruhephasen schwach und steigt während der Ausbrüche um einen Faktor 100 an. Dabei hängt der Anstieg der Röntgenstrahlung dem der optischen um einige Stunden hinterher. Nach dem Modell der Akkretionsscheibeninstabilität erhöht sich irgendwo in der Scheibe die Viskosität und diese Änderung breitet sich über die Scheibe aus. Wenn die erhöhte Viskosität und damit der erhöhte Durchsatz von Materie die Grenzschicht erreicht steigt die Röntgenstrahlung zeitverzögert zur optischen Strahlung an[7]. Ein geringer Teil der Röntgenstrahlung kann durch Wärmestrahlung durch die Akkretion geheizten Weißen Zwergs entstehen.

Unabhängig von der Bahnneigung, unter der die Zwergnova von der Erde aus betrachtet wird, zeigen viele Röntgenspektren Anzeichen für zirkumstellare Absorption. Parallel zu dieser Beobachtung im Bereich der Röntgenstrahlung können im Optischen P-Cygni-Profile auftreten. Dies wird als Anzeichen für einen Scheibenwind analog einem Sternwind interpretiert. Ein Abströmen von Materie aus einer Akkretionsscheibe ist auch bei anderen Objekten wie Röntgendoppelsternen, T-Tauri-Sternen usw. vermutet worden.[8]

Bei einer hohen Akkretionsrate kann es zu einem permanenten Wasserstoffbrennen auf der Oberfläche des Weißen Zwerges kommen. Da nur eine dünne Atmosphäre über der Zone mit den thermonukleare Reaktionen nach dem Bethe-Weizsäcker-Zyklus liegt tritt extrem weiche Röntgenstrahlung aus. Aufgrund dieser niederenergetischen Röntgenstrahlung werden diese Systeme auch als Super Soft X-ray Source bezeichnet. Es handelt sich dabei um klassische Novae im Ausbruch in einem Zeitraum von wenigstens Jahrzehnte[9].

Untergruppen[Bearbeiten]

  • U-Geminorum-Sterne: Diese Untergruppe der Zwergnova zeigt ausgeprägte Ruhephasen im kleinsten Licht, die annähernd regelmäßig von Ausbrüchen unterbrochen werden. Der Anstieg ins Maximum ist schneller als der Abstieg zurück zur Ruhehelligkeit.
  • Z-Camelopardalis-Sterne: Die Stillstände im kleinsten Licht sind sehr kurz. Zeitabschnitte mit Helligkeitswechsel werden zeitweilig durch Intervalle mit nahezu konstantem Licht unterbrochen. Der Stillstand beginnt im Helligkeitsabstieg aus dem Maximum und endet in einem Minimum.
  • SU-Ursae-Majoris-Sterne: Bei dieser Untergruppe treten neben normalen Ausbrüchen auch Supermaxima auf. Diese sind etwa 0,7 mag heller und dauern 3–5 mal länger. Zusätzlich treten sogenannte Superhumps auf. Dies sind geringe dem Maxima überlagerte Helligkeitsänderungen mit einer Periode, die ein paar Prozent länger ist als die Umlaufdauer des Doppelsternsystems.
  • TOAD (Tremendous Outburst Amplitude Dwarf novae): Der Unterschied zu den SU UMa-Sternen besteht im Fehlen der normalen Ausbrüche. Es werden ausschließlich Superausbrüche bei den auch WZ-Sagittae-Sternen genannten Zwergnovae beobachtet.
  • UX UMa-Sterne: Die Nova-Ähnlichen sind Zwergnova im permanenten Ausbruch und zeigen im Spektrum Absorptionslinien.
  • RW Tri-Sterne: Bei diesen nova-ähnlichen Doppelsternen handelt es sich um Zwergnovae im permanenten Ausbruch und sie zeigen im Spektrum Emissionslinien.
  • VY Scl-Sterne: Diese Zwergnovae ähneln den UX UMa-Sterne. Sie zeigen manchmal ein Minimum nur um nach kurzer Zeit wieder in das Maximum zurückzukehren. Sie werden daher auch Anti-Nova genannt.[10].

Die Klassifizierung der Zwergnovae ist nicht immer ganz eindeutig. So zeigte im Jahre 1985 der Prototyp der normalen Zwergnovae, U Geminorum, ein Supermaximum, mit einer Ausbruchsdauer von 39 statt 12 Tagen und dem Auftreten von Superhumps.

Die Superausbrüche der SU-Ursae Maioris-Sterne und TOADs erfordern einen anderen Mechanismus als den von normalen Maxima. Dabei entwickeln sich alle Superausbrüche aus einem fehlgeschlagenen normalen Ausbruch und diese Systeme haben eine Umlaufdauer von weniger als 2 Stunden. Während eines Superausbruchs wird bis zu 80 % der in der Akkretionsscheibe gespeicherten Masse auf den Weißen Zwerg transferiert im Vergleich zu wenigen Prozent bei den U-Gem-Sternen[11]. In der Literatur werden drei Modelle diskutiert[12]:

  • Ein normaler Ausbruch führt zu einer Erwärmung des Begleiters, der daraufhin mehr Masse an die Akkretionsscheibe verliert und dies startet den Superausbruch
  • Die Akkretionsscheibe wächst während einer normalen Eruption soweit an, dass es am äußeren Rand der Scheibe unter dem Einfluss einer 3:1 Resonanz mit dem Begleiter zu erhöhter Reibung kommt. Dies führt zu einem erhöhten Materiefluss in Richtung auf den Weißen Zwerg und damit zu einem Superausbruch.
  • Nach dem dritten Modell ist ein Superausbruch das Ergebnis einer normalen Variation der Eruptionen. Auch die Prototypen SS Cyg und U Gem zeigen einen Wechsel zwischen schmalen und weiten Maxima. Der Unterschied zwischen den beiden Arten ist der Verlauf der Erwärmungsfront, die bei schmalen Eruptionen von innen nach außen läuft und bei den weiten Ausbrüchen von außen nach innen. Weil bei SU-UMa-Sternen die weiten Ausbrüche seltener sind zeigen sie sich als Superausbrüche.

Ununterbrochende Beobachtungen mit dem Kepler-Satelliten an den SU-UMa-Sternen V1504 Cyg und V344 Lyr unterstützen Modell 2, welches auch als Thermal-Tidal-Instability-Modell bezeichnet wird[13].

Zwergnovaoszillation[Bearbeiten]

Zwergnovaoszillation (engl. dwarf nova oscillation) beschreiben sinusförmige Helligkeitsschwankungen geringer Amplitude von bis 0,02 % mit Zyklendauern von 5 bis 40 Sekunden. Diese Oszillationen sind im Ausbruch bei einigen Zwergnovae und Novaähnlichen nachgewiesen worden. Jeder Stern hat seine eigene charakteristische Frequenz, die allerdings ebenso wie die Amplitude großen Schwankungen während eines Ausbruchs und zwischen verschiedenen Ausbrüchen unterworfen ist. Die Zwergnovaoszillationen sind im optischen, ultravioletten sowie im Bereich der weichen Röntgenstrahlung detektiert worden. Aufgrund der hohen Energie der Röntgenstrahlung wird der Ursprung der Zwergnovaoszillationen in der Nähe des Weißen Zwerges vermutet und könnte durch eine Modulation der Akkretion durch ein schwaches Magnetfeld des Weißen Zwerges hervorgerufen sein[14].

Ein ähnliches Phänomen stellen die quasiperiodischen Oszillationen dar, die parallel zu den Zwergnovaoszillationen bei einigen kataklysmischen Veränderlichen beobachtet wurden. Der Unterschied zwischen den beiden Helligkeitsschwankungen liegt in der Länge der Periode, die bei den quasiperiodischen Oszillationen in der Größenordnung von einigen 100 Sekunden liegt und der geringeren Periodenstabilität bei den quasiperiodischen Oszillationen. Eventuell entsprechen die quasiperiodischen Oszillationen bei den Zwergnovae denen bei Röntgendoppelsternen.

Zusammenhang mit Novaausbrüchen[Bearbeiten]

Klassische Novaausbrüche finden ebenso wie Zwergnovaausbrüche in kataklysmischen Veränderlichen statt, in denen ein Weißer Zwerg Materie von einem Begleitstern akkretiert. Während es bei Zwergnovae zu einem Aufleuchten der Akkretionsscheibe kommt, setzt bei Novae explosionsartig Wasserstoffbrennen auf der Oberfläche des Weißen Zwergs ein. Dabei wird ein Teil des akkretierten Materials abgeworfen und bildet einen Novaüberrest. Untersuchungen historischer Lichtkurven von Novae vor und nach ihren Eruptionen haben aber nie Zwergnovaausbrüche gezeigt, obwohl beide Eruptionen auf denselben Doppelsternen stattfinden sollten. Stattdessen zeigen sie stets einen novaähnlichen Lichtwechsel.

Dieser scheinbare Widerspruch wird durch das Winterschlafszenario erklärt. Während der Jahrtausende vor einem Novaausbruch ist die Rate des Massentransfers auf den Weißen Zwerg so hoch, dass die Akkretionsscheibe sich permanent in ihrem hohen Status befindet und als novaähnlicher Veränderlicher einer Zwergnova im ständigen Ausbruch gleicht. Zündet der akkumulierte Wasserstoff auf dem Weißen Zwerg, so heizt dies den Begleitstern auf und die Massentransferrate bleibt auch nach dem Ausbruch hoch genug, um das Doppelsternsystem als einen novaähnlichen Veränderlichen erscheinen zu lassen. Erst einige Jahrhunderte nach dem Novaausbruch sinkt die Massentransferrate so stark, dass die Akkretionsscheibe wenigstens zeitweise in einen Ruhezustand zurückfallen kann. Dies entspricht der Z-Cam-Untergruppe der Zwergnovae, und diese Sternklasse sollte der beste Kandidat für eine Suche nach Novaüberresten um Zwergnovae sein. In der Tat sind bisher nur um zwei Z-Cam-Sterne, Z Cam und AT Cnc, schwache Novaüberreste gefunden worden, deren Expansionsgeschwindigkeiten auf einen Ausbruch vor mehr als 1000 Jahren schließen lassen.[15]

Verwandte Ausbrüche[Bearbeiten]

Das Modell der Akkretionsscheibeninstabilität wird nicht nur für die Beschreibung der Ausbrüche von Zwergnovae verwendet. Bei den Röntgennovae oder Soft X-ray transits fällt durch eine Akkretionsscheibe Materie auf einen kompakten Stern, der wahrscheinlich ein Schwarzes Loch ist. Da der kompakte Begleiter einen kleineren Radius und ein größeres gravitatives Potential besitzt als ein Weißer Zwerg, kann die Materie auf engeren Bahnen um das Schwarze Loch kreisen und dabei höhere Temperaturen erreichen. Deshalb wird bei den Soft X-ray transits der überwiegende Teil der Strahlung im Bereich der Röntgenstrahlung beobachtet[7]. Die Röntgennovae erhalten wie die Zwergnovae die Materie von einem Begleiter in einem Doppelsternsystem, der seine Roche-Grenze überschritten hat.

Die AM-Canum-Venaticorum-Sterne entsprechen in vielen Eigenschaften den Zwergnovae. Nur die Umlaufdauer der ausbrechenden Doppelsternsysteme ist kürzer, da der Begleiter des Weißen Zwerges ein teilweise entarteten Heliumstern ist, und liegt zwischen 20 und 40 Minuten. Die zwergnovae-artigen Ausbrüche treten in einer Akkretionsscheibe um den Weißen Zwerg auf, die überwiegend aus Helium besteht. Daneben sind Superhumps auch bei kurzperiodischen AM-CVn-System mit Umlaufdauern zwischen 5 und 20 Minuten beobachtet worden[16].

Bei den FU-Orionis-Sternen wird die Akkretionsscheibe dagegen von einer protostellaren Wolke gespeist. Auch bei diesen jungen Einzelsternen kann es zu einer Überladung der Scheibe kommen, die bei einem erhöhten Massentransfer aufleuchtet. Da die protostellaren Akkretionsscheiben einen größeren Durchmesser haben als die Scheiben um einen Weißen Zwerg in einem kataklysmischen Doppelsternsystem dauern die Ausbrüche auch bis zu mehreren Jahrzehnten an[17].

Siehe auch[Bearbeiten]

Weblinks[Bearbeiten]

Einzelnachweise[Bearbeiten]

  1.  C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. 3 Auflage. Barth, Leipzig 1990, ISBN 3-335-00224-5.
  2. Michael F.Bode, A. Evans: Classical novae. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2008, ISBN 978-0-521-84330-0
  3.  S. N. Shore, M. Livio, E. P. J. van den Heuvel: Interacting Binaries. Springer, Berlin 1994, ISBN 3-540-57014-4.
  4.  Gavin Ramsay, John K. Cannizzo, Steve B. Howell, Matt A. Wood, Martin Still, Thomas Barclay, Alan Smale: Kepler Observations of V447 Lyr: An Eclipsing U Gem Cataclysmic Variable. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1207.1224v1.
  5.  Bo Wanga, Zhanwen Hana: Progenitors of type Ia supernovae. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1204.1155v1.
  6.  S. Balman, P. Godon, E.M. Sion, J.-U. Ness, E. Schlegel, P.E. Barrett, P. Szkody: XMM-Newton observations of the dwarf nova RU Peg in quiescence: Probe of the boundary layer. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1108.2662v1.
  7. a b  Walter Lewin, Michael van der Klies: Compact Stellar X-ray Sources (Cambridge Astrophysics). Cambridge University Press, Cambridge 2010, ISBN 978-0521158060.
  8.  Kei Saitou et al.: Suzaku X-Ray Observation of the Dwarf Nova Z Camelopardalis at the Onset of an Optical Outburst. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1202.6226v1.
  9.  Joseph Patterson, John R. Thorstensen, Robert Fried, David R. Skillman, Lewis M. Cook and Lasse Jensen: Superhumps in Cataclysmic Binaries. XX. V751 Cygni. In: Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 113, 2001, S. 72-81, doi:10.1086/317973.
  10.  Brian Warner: Cataclysmic Variable Stars. Cambridge University Press, New York 2003, ISBN 0-521-54209-X.
  11.  John K. Cannizzo: The Shape of Long Outbursts in U Gem Type Dwarf Novae from AAVSO Data. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1208.5477.
  12.  E. Kuulkers et al.: Secular changes in the quiescence of WZ Sge: the development of a cavity in the inner disk. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1001.4975.
  13.  Yoji Osaki et al.: The Cause of the Superoutburst in SU UMa Stars is Finally Revealed by Kepler Light Curve of V1504 Cygni. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1212.1516.
  14.  Patrick A. Woudt and Brian Warner: Dwarf Nova Oscillations and Quasi-Periodic Oscillations in Cataclysmic Variables: I. Observations of VW Hyi. In: Monthly Notice of teh Royal Astronomical Society. 333, 2002, S. 411-422, doi:10.1046/j.1365-8711.2002.05415.x.
  15.  Michael M. Shara, Trisha Mizusawa, Peter Wehinger, David Zurek, Christopher D. Martin, James D. Neill, Karl Forster, Mark Seibert: AT Cnc: A Second Dwarf Nova with a Classical Nova Shell. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2012, arXiv:1208.1280.
  16.  G. Nelemans: AM CVn stars. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2005, arXiv:0409.676v2.
  17.  Lee Hartmann: Accretion Processes in Star Formation (Cambridge Astrophysics). Cambridge University Press, Cambridge 2001, ISBN 978-0521785204.