Novae

Ein Novaausbruch geht auf thermonukleare Prozesse an der Oberfläche eines Weißen Zwerges (mit eine absoluten Helligkeit von etwa 5 mag) zurück, der Mitglied eines engen Doppelsternsystems ist. Novae gehören daher zu kataklysmischen Veränderlichen.Von der anderen Doppelsterkomponente, einem relativ massearmen Hauptreihenstern, fließt wasserstoffreiche Materie zum Weißen Zwerg. 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 1000 km pro Sekunde. Das Helligkeitsmaximum wird erreicht, wenn die Gastemperatur auf etwa 7000 bis 10000 Kelvin gefallen ist. Der Hüllenradius ist dann auf das 1000 bis 10000-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. 

Nach dem Verlauf der Lichtkurve und der erreichten Maximalhelligkeit unterscheidet man folgende Klassen der Novae:

• Na: sehr schnelle, schnelle und mittelschnelle (bei denen die Helligkeit um 3 Größenklassen in weniger als 100 Tagen abnimmt), Novae.
• Nb: langsame Novae (mehr als 100 Tage).
• Nc: sehr langsame Novae (, die viele Jahre im Maximum verharren).
• Nd: wiederkehrende Novae.

Im Milchstraßensystem leuchten innerhalb eines Jahres etwa 50 Novae auf, von denen nur ein kleiner Teil beobachtet wird, insgesamt aber bisher mehr als 250.

Supernovae

Klassifikation:
Supernovae werden im Allgemeinen nach ihrem optischen Spektrum klassifiziert.

Der Ausbruch einer Supernova ist viel spektakulärer und zerstörerischer als der einer Nova und kommt viel seltener vor, etwa 1 mal in 100 Jahren in einer Galaxie. Das ist auch gut so, denn wenn die Explosion näher als 100 Lichtjahre wäre, würde der Strahlungsausbruch an Röntgen- und Gammastrahlen alles Leben auf der Erde zerstören.

Die Helligkeit des Sterns steigt innerhalb eines Tages um das 100 millionenfache (bei einer Nova um die Hälfte).

Supernova Typ Ia:
Dieser Typ wird hauptsächlich von Sternen der Population II verursacht. 
Der Vornova-Stern ist Mitglied eines Doppelsternsystems. Dies besteht aus zwei Sternen unterschiedlicher Masse, einen schweren Stern mit 4 bis 8 Sonnenmassen und einem masseärmeren Stern mit 1 bis 4 Sonnenmassen, der sich schneller entwickelt hat. Er steht am Ende seiner Entwicklung und ist nun ein Weißen Zwerg, der in seinem Kern Sauerstoff und Kohlenstoff angereichert hat und im Laufe der Entwicklung seine wasserstoffreiche Außenhülle abwarf
Die massereichere Komponente ist ein Roter Riese, der sein  kritisches Volumen (halbgetrenntes Doppelsternsystem) ausfüllt. Wasserstoffreiche Materie strömt auf den Weißen Zwerg. Durch die zusätzliche Materie überwiegt die Gravitation und der Weiße Zwerg stürzt in sich zusammen. Dadurch erhöht sich die Temperatur und die Fusion von Sauerstoff und Kohlenstoff läuft an. Bei der plötzlich einsetzenden Energiegewinnung (etwa 100 Millionen  –fache Sonnenleuchtkraft) zerreist es den Stern vollständig.

Supernova Typ Ib und Ic
Bei Supernovae vom Typ Ib ist vor der Explosion die Wasserstoffhülle abgestoßen worden, so dass bei der Explosion keine Spektrallinien des Wasserstoffs beobachtet werden. Der Explosionstyp Ic tritt auf, wenn zusätzlich noch die Heliumhülle des Sterns abgestoßen wurde, so dass auch keine Spektrallinien des Heliums auftreten. Auch diese Explosionen werden durch einen Kernkollaps hervorgerufen, und es bleibt ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch zurück.

Supernova Typ II:
Der Sterne, der zur Supernova Typ II wird, gehört der Population I an, ist also in der Scheibe einer Galaxie zu finden.
Sie entstehen aus Sternen mit mehr als 8 Sonnenmassen. Ihr Kern besteht aus den in den voran gegangenen Entwicklungsphasen gebildeten schweren Elementen. Oberhalb einer Kernmasse von 1,39 Sonnenmassen können die Sterne mit Kohlenstoff-Sauerstoff-Kernen durch den Entartungsdruck nicht mehr stabilisiert werden. Die Gravitation gewinnt die Oberhand und führt zu einem sehr schnellen Kollaps, in dem Kohlenstoff und Sauerstoff schlagartig zu Eisen fusioniert werden. Durch die plötzlich freigesetzte Fusionsenergie entsteht eine Temperaturerhöhung, die die Geschwindigkeit der freien Elektronen soweit erhöht, dass sie in der Lage sind, in die Protonen einzudringen. Unter aussenden eines Neutrinos entsteht nun ein Neutron. Das damit entstandene Neutronengas kann jetzt als entartete Materie die Gegenkraft zur Gravitation aufbringen.  Dies erfolgt so plötzlich, dass das nachstürzende Gas gegen eine Mauer stößt und mit hoher Geschwindigkeit in den Weltraum zurückprallt. - Die Heftigkeit der Abstoßung ist etwa 30 bis 50 mal höher, als in planetarische Nebel bei denen die Ausbreitungsgeschwindigkeit bei 1000 bis 2000 km/sec liegt.- Es ist ein Neutronenstern entstanden.
Ist die Masse des Ausgangssterns noch höher, so ist die Gravitation größer und das zusammenstürzende Gas hat eine höhere Geschwindigkeit. Die Neutronenmauer kann durchbrochen werden, der Stern stürzt weiter zusammen, es entsteht ein Schwarzes Loch.

Hier als Beispiel die Bilder einiger Supernova-Überreste.

Supernova von 1987 in der Großen Magellanischen Wolke nach 11 Jahren

Einige Supernovae-Beobachtungen in unserer Galaxie wurden in den letzten 1000 Jahren dokumentiert:

Gruppe von kataklysmischen Sternen; unregelmäßig veränderliche Sterne, deren kurze Helligkeitsausbrüche Ähnlichkeit mit denen einer Nova haben. Die Ausbrüche von bis zu 8 Größenklassen wiederholen sich dabei innerhalb von Tagen oder wenigen Jahren. Nach ihren Prototypen unterscheidet man zwei Haupttypen von Zwergnovae: 1. U-Geminorum-Sterne (auch SS-Cygni-Sterne genannt), 2. Z-Camelopardalis-Sterne. Derzeit sind mehr als 300 Zwergnovae bekannt.

Zu den am längsten bekannten und am häufigsten beobachteten Zwergnovae gehören U Gem (Helligkeit 14.9 bis 8.2mag, etwa drei Ausbrüche pro Jahr) und SS Cyg (12.4 bis 7.7mag bei einer durchschnittlichen Periode von 50 Tagen). Die Form aufeinanderfolgender Ausbrüche kann sich deutlich voneinander unterschieden, wie bei der Lichtkurve von SS Cyg. Wegen des schnellen Lichtwechsels ist bei Eruptiven Sternen die Erstellung von Gemeinschaftslichtkurven des selben Sterns von verschiedenen Observatorien üblich, denn nur sehr selten gelingt es einem einzelnen Beobachter, dichte Lichtkurven zu erstellen.

Das Doppelsternsystem in dem eine Zwergnova auftritt, besteht aus einem Weißer Zwerg (von etwa 1 Sonnenmasse) der Primärstern, um den auf einer engen Bahn sein Partner, ein Roter Zwerg, der Sekundärstern von 0,1 bis 0,2 Sonnenmassen, kreist. Der Weiße Zwerg saugt aufgrund seiner Masse Materie aus der Atmosphäre seines Partners ab. Durch den geringen Abstand der Sterne ergeben sich sehr kurze Umlaufzeiten, die typischerweise zwischen 80 Minuten und 16 Stunden liegen. Die abgesaugte Materie fließt in einer Spiralbewegung auf den Weißen Zwerg, es bildet sich eine so genannte Akkretionsscheibe. Durch Instabilitäten in der Scheibe, die z.B. durch größere Übergänge von Material ausgelöst werden können, kommt es zu Ausbrüchen, die dann als Helligkeitsänderung beobachtet werden können. Über die Ursache der Ausbrüche gibt es bisher nur wage Theorien.

Die Ausbruchsintervalle bei den Zwergnovae sind nahezu periodisch, wobei die Intervallgröße innerhalb der Familie der Zwergnovae zwischen einigen Tagen bis hin zu mehreren Jahren variieren kann. Die Dauer eines Ausbruchs liegt in etwa zwischen 2 und 20 Tagen und ist abhängig von der Intervallgröße zwischen den Ausbrüchen. Dauer und Abstände zwischen zwei Ausbrüchen sind proportional zur Menge der zufließenden Materie

Hypernovae

Eine Hypernova ist ein theoretischer Typ einer Supernova. Eine Hypernova tritt möglicherweise auf, wenn ein extrem massereicher (größer als 25 Sonnenmassen) Stern am Ende seiner Sternentwicklung kollabiert und ein schwarzes Loch bildet. Da nur wenige Sterne existieren, die genügend Masse besitzen, um direkt zu einem Schwarzen Loch zu kollabieren, kann mit wenigen Hypernovae gerechnet werden.

Einige Wissenschaftler haben Eta Carinae als einen Kandidaten in der Milchstraße vorgeschlagen, der innerhalb der nächsten 20.000 Jahre als Hypernova enden könnte. Extrem massereiche Sterne verbrennen ihren Brennstoffvorrat sehr viel schneller als masseärmere Sterne wie die Sonne. Sie haben daher nur eine Lebensdauer von einigen Millionen statt einiger Milliarden Jahre.
Bei einer Hypernova fällt der Kern des Sterns direkt zu einem schwarzen Loch zusammen. An den beiden Polen entstehen extrem energiereiche Plasma-Jets, deren Teilchen fast mit Lichtgeschwindigkeit ausgestoßen werden. Die Jets geben außerden eine sehr starke Gammastrahlung ab. Zeigt einer der Jets in Richtung auf die Erde, werden hier möglicherweise Gammablitze (engl. gamma ray bursts, kurz GRB) gemessen. Die Radiostrahlung erreicht schon nach Tagen Ihr Maximum.

Die am 19. März 2008 beobachtete Gammablitzserie GRB 080319b könnte durch eine Hypernova in ca. 7,5 Milliarden Lichtjahren Entfernung erzeugt worden sein. Die scheinbare Helligkeit ihres Nachleuchtens im optischen Bereich erlangte zeitweise 5,76 mag. Sie ist damit das entfernteste Objekt, das mit bloßem Auge beobachtet werden konnte. Der hellste Gammablitz der Serie hatte eine absolute Helligkeit von etwa −36 Magnituden (ca. 3·1016 Sonnen) und ist somit das hellste je beobachtete Objekt überhaupt.

Eine Kilonova ist der Helligkeitsausbruch eines verschmelzenden Doppelsterns, dessen elektromagnetische Strahlung durch den radioaktiven Zerfall von Elementen angetrieben wird, die im r-Prozess gebildet wurden. Der Begriff Kilonova bezieht sich auf die freigesetzte Energie, die ungefähr den tausendfachen Wert einer klassischen Nova erreicht und lichtschwächer ist als eine normale Supernova.
Der r-Prozess: „r“ für englisch rapid ‚schnell‘.
Er ist ein Neutroneneinfangprozess, der im Gegensatz zum langsamen s-Prozess bei hohen Neutronen-Dichten und Temperaturen abläuft. Dabei werden durch einen hohen Neutronenfluss instabile neutronenreiche Atomkerne aufgebaut, die rasch zu stabilen neutronenreichen Kernen der schweren Elemente von Eisen bis Blei sowie den instabilen langlebigen Isotopen von Bismut, Thorium, Uran und Plutonium zerfallen.
Dies bedeutet, dass bei dem Neutroneneinfang Partikelstrahlung in elektromagnetische Strahlung umgewandelt wird – in Röntgenstrahlung, Ultraviolettstrahlung und Licht.

Paarinstabilitätssupernovae

Neue Modellrechnungen zeigen auf, dass ein weiterer Supernovae-Typ Vorkommen könnte, nämlich die PISN, die Paarinstabilitätssupernova
Eine Variante des Kernkollapsszenarios besteht in der Paarinstabilitätssupernova (pair instability supernova, PISN), bei der der Stern nicht zu einem kompakten Objekt kollabiert, sondern vollständig zerrissen wird. Die Vorläufersterne sind besonders arm an Elementen, die schwerer sind als Helium. Der Druck im Kern ist nicht hoch genug, um schwere Elemente wie Eisen bilden zu können, die Voraussetzung für einen Kern-Kollaps sind. In diesem Regime gelangt der Stern nach dem Ende des Heliumbrennens in Temperatur- und Dichtebereiche, in denen die Photonenenergien zur Erzeugung von Elektron-Positron-Paaren führen. Dies führt zu einer Verringerung des Strahlungsdrucks und damit zu einer weiteren schnellen Erhöhung der Dichte – und damit der Temperatur – des Kerns, bis es zu einem explosionsartigen Einsetzen des Sauerstoff- und Siliciumbrennens kommt, das einen erneuten Gegendruck gegen den Gravitationsdruck aufbaut. Abhängig von der Größe des Gravitationsdrucks – und damit der Masse des Kerns – kann diese Kernexplosion den weiteren Kollaps verhindern oder nur verlangsamen. Bei einer PISN entsteht kein kompakter Überrest, sondern der Stern wird vollständig zerrissen. Die dabei freiwerdenden Energien liegen mit bis zu 1053 erg um etwa einen Faktor 100 über denen einer „gewöhnlichen“ Kernkollapssupernova.

Modellrechnungen für verschwindende Häufigkeit von Elementen schwerer als Helium und ohne Berücksichtigung einer möglichen Rotation oder von Magnetfeldern liefern für das Einsetzen der Paarinstabilität eine kritische Masse des Heliumkerns von 64 Sonnenmassen. Wird die Masse des Heliumkerns größer als 133 Sonnenmassen, so kann die Kernexplosion den weiteren Kollaps nicht verhindern, der somit weiter zu einem Schwarzen Loch kollabiert. Rechnet man diese Helium-Kernmassen auf die notwendige Gesamtmasse eines Hauptreihensterns (unter Vernachlässigung von Massenverlusten) hoch, so ergibt sich für die PISN ein Massenbereich von etwa 140 bis 260 Sonnenmassen. Aus diesem Grund wird dieses Szenario im heutigen Universum als unrealistisch angesehen und vorwiegend bei der ersten Sterngeneration  (Population III, mit bis zu 300 Sonnenmassen, Sterne, die vor den Galaxien entstanden sind) in Betracht gezogen – dort könnte dieser Mechanismus jedoch eine bedeutende Rolle bei der Anreicherung des intergalaktischen Mediums mit schwereren Elementen gespielt haben.