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Heinrich Elijah Benedikt und Nova (Stern): Unterschied zwischen den Seiten
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Eine '''Nova''' ([[w:Plural|Pl.]] ''Novae'') ist ein Helligkeitsausbruch in einem engen [[Doppelsternsystem]] aufgrund einer explosiven Zündung des [[Wasserstoffbrennen]]s auf der Oberfläche eines [[Weißer Zwerg|Weißen Zwergs]]. | |||
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Der Begriff der Nova leitet sich ab von dem lateinischen Ausdruck „stella nova“ (neuer [[Stern]]) und geht zurück auf den von [[Tycho Brahe]] geprägten Namen einer Beobachtung eines [[w:SN 1572|''Tychonischen Sterns'' im Jahr 1572]].<ref>''Tycho Brahe.'' In: ''Der Brockhaus Astronomie.'' Mannheim 2006, S. 63.</ref> Er bezieht sich auf das plötzliche Auftauchen eines vorher nicht sichtbaren sternähnlichen Objektes am [[Firmament]]. Eine Nova war bis zur Mitte des 20. Jahrhunderts jede Art eines [[w:Eruptiv veränderlicher Stern|Helligkeitsausbruchs]] von einem Stern mit einem Anstieg zum Maximum in einem Zeitraum von Tagen bis Jahren und einer Rückkehr zur Ruhehelligkeit innerhalb von Wochen bis Jahrzehnten. Als die [[astrophysik]]alische Ursache der Eruptionen erkannt wurde, wandelte sich der Begriff zu der heutigen Definition: | |||
== | Eine Nova ist die Folge eines [[w:Thermisches Durchgehen|thermischen Durchgehens]] (einer explosiven Zündung [[Thermonukleare Reaktion|thermonuklearer Reaktionen]]) auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs. Die gezündete Materie stammt von einem relativ massearmen [[Hauptreihe|Hauptreihenstern]] in einem [[Doppelsternsystem]], der seine [[w:Roche-Grenze|Roche-Grenze]] überschritten hat, oder per [[w:Akkretion (Astronomie)|Akkretion]] aus dem Sternwind auf den Weißen Zwerg transferiert worden.<ref>S. N. Shore, M. Livio, E. P. J. van den Heuvel: ''Interacting Binaries.'' Springer, Berlin 1994, ISBN 3-540-57014-4.</ref> Sie bildet dort eine Akkretionsscheibe. An deren Oberfläche entsteht eine stetig wachsende, stark komprimierte Schicht, die an der Untergrenze immer mehr erhitzt wird, bis schließlich die Kernfusion des Wasserstoffs einsetzt und für einen weiteren Temperaturanstieg sorgt. Mit dem erreichen von 10 Millionen Kelvin setzt eine explosionsartige Expansion ein, die Geschwindigkeit liegt dabei bei 100 bis 1.000 km pro Sekunde. Das Helligkeitsmaximum wird erreicht, wenn die Gastemperatur auf etwa 7.000 bis 10.000 Kelvin gefallen ist. Der Hüllenradius ist dann auf das 1.000 bis 10.000-fache des Radius des Weißen Zwergs angestiegen (auf eine absolute Helligkeit zwischen −6 und −8,5 mag). Das Doppelsternsystem bleibt durch den Novaausbruch weitgehend unbeeinflusst. Erneut kann Materie von der anderen Komponente dem Weißen Zwerg zufließen. Novae gehören daher zu den kataklysmischen Veränderlichen.<ref name="Astrolexikon, A. Müller 2007">{{Internetquelle |url=https://www.spektrum.de/astrowissen/lexdt_n02.html#nov |titel=Nova |werk=Astro-Lexikon N2 in spektrum.de |datum=2007 |zugriff=17. März 2019}}</ref> | ||
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Version vom 14. Mai 2019, 08:46 Uhr
Eine Nova (Pl. Novae) ist ein Helligkeitsausbruch in einem engen Doppelsternsystem aufgrund einer explosiven Zündung des Wasserstoffbrennens auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs.
Definition
Der Begriff der Nova leitet sich ab von dem lateinischen Ausdruck „stella nova“ (neuer Stern) und geht zurück auf den von Tycho Brahe geprägten Namen einer Beobachtung eines Tychonischen Sterns im Jahr 1572.[1] Er bezieht sich auf das plötzliche Auftauchen eines vorher nicht sichtbaren sternähnlichen Objektes am Firmament. Eine Nova war bis zur Mitte des 20. Jahrhunderts jede Art eines Helligkeitsausbruchs von einem Stern mit einem Anstieg zum Maximum in einem Zeitraum von Tagen bis Jahren und einer Rückkehr zur Ruhehelligkeit innerhalb von Wochen bis Jahrzehnten. Als die astrophysikalische Ursache der Eruptionen erkannt wurde, wandelte sich der Begriff zu der heutigen Definition:
Eine Nova ist die Folge eines thermischen Durchgehens (einer explosiven Zündung thermonuklearer Reaktionen) auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs. Die gezündete Materie stammt von einem relativ massearmen Hauptreihenstern in einem Doppelsternsystem, der seine Roche-Grenze überschritten hat, oder per Akkretion aus dem Sternwind auf den Weißen Zwerg transferiert worden.[2] Sie bildet dort eine Akkretionsscheibe. An deren Oberfläche entsteht eine stetig wachsende, stark komprimierte Schicht, die an der Untergrenze immer mehr erhitzt wird, bis schließlich die Kernfusion des Wasserstoffs einsetzt und für einen weiteren Temperaturanstieg sorgt. Mit dem erreichen von 10 Millionen Kelvin setzt eine explosionsartige Expansion ein, die Geschwindigkeit liegt dabei bei 100 bis 1.000 km pro Sekunde. Das Helligkeitsmaximum wird erreicht, wenn die Gastemperatur auf etwa 7.000 bis 10.000 Kelvin gefallen ist. Der Hüllenradius ist dann auf das 1.000 bis 10.000-fache des Radius des Weißen Zwergs angestiegen (auf eine absolute Helligkeit zwischen −6 und −8,5 mag). Das Doppelsternsystem bleibt durch den Novaausbruch weitgehend unbeeinflusst. Erneut kann Materie von der anderen Komponente dem Weißen Zwerg zufließen. Novae gehören daher zu den kataklysmischen Veränderlichen.[3]
Siehe auch
- Nova (Stern) - Artikel in der deutschen Wikipedia
| Dieser Artikel basiert (teilweise) auf dem Artikel Nova (Stern) aus der freien Enzyklopädie Wikipedia und steht unter der Lizenz Creative Commons Attribution/Share Alike. In Wikipedia ist eine Liste der Autoren verfügbar. |
- ↑ Tycho Brahe. In: Der Brockhaus Astronomie. Mannheim 2006, S. 63.
- ↑ S. N. Shore, M. Livio, E. P. J. van den Heuvel: Interacting Binaries. Springer, Berlin 1994, ISBN 3-540-57014-4.
- ↑ Nova. In: Astro-Lexikon N2 in spektrum.de. 2007, abgerufen am 17. März 2019.
