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Die Nova V1974 Cygni

Die umfassenden Beobachtungen der hellsten Nova der letzten 17 Jahre bestätigten viele theoretische Vorstellungen – doch ihr unerwartet rasches Verschwinden hat noch mehr Fragen aufgeworfen.

Nie zuvor vermochten so viele Astronomen mit so vielen Instrumenten den Verlauf einer Nova-Explosion zu verfolgen wie bei V1974 Cygni. Seit dieses Objekt im Sternbild Schwan (Cygnus) Anfang 1992 aufleuchtete, wurde es im gesamten Wellenlängenbereich – von den Röntgenstrahlen bis zu den Radiowellen – sowie mit Instrumenten am Boden, in der Luft, auf Satelliten und interplanetaren Sonden beobachtet (Bild 3).

Die während des ersten Jahres nach dem Helligkeitsmaximum weggeschleuderten leuchtenden Gase verhielten sich so, wie es zwei Jahrzehnte zuvor in Modellen vorhergesagt worden war. Im zweiten Jahr aber erlosch die Nova unerwartet – diese kurze Erscheinungsdauer gibt noch immer Rätsel auf.

Peter Collins, ein Amateurastronom in Boulder (Colorado), hatte den aufleuchtenden Stern frühmorgens am 19. Februar 1992 als erster gesehen. Bereits wenige Stunden nach seiner Entdeckungsmeldung war der Satellit International Ultraviolet Explorer (IUE) darauf gerichtet. So konnten wir auch das sogenannte Feuerballstadium beobachten, in dem die Explosion noch in vollem Gang ist; in dieser Phase ähnelt die Erscheinung dem anfänglichen Feuerball einer Wasserstoffbombe, der aus erhitzten, expandierenden Gasen besteht (Bild 6). Ende 1993 versiegte die aus dem Zentrum der Nova stammende niederenergetische Röntgenstrahlung, was darauf hinwies, daß der thermonuklearen Reaktion der Brennstoff ausgegangen war. Damit sind sowohl Anfang als auch Ende der Nova V1974 Cygni gut dokumentiert – bis heute ist sie das einzige Objekt dieser Art, bei dem dies gelang.

Die Beobachtungsergebnisse bestätigten viele Vorstellungen der Astronomen über Novae, machten aber auch einige hinfällig. So haben sich etwa die ausgestoßenen Gase wie erwartet entwickelt, doch setzte die Explosion ungefähr zehnmal mehr Materie frei als vorhergesagt, einen Teil davon in Form dichter Knoten und Filamente. Diese Knoten liefern vielleicht den Schlüssel zum Verständnis der zusätzlich fortgeschleuderten Masse; sie weisen nämlich auf turbulente Prozesse hin, durch die Materie aus dem Kern der Nova in höhere Schichten gelangt sein könnte. Wenngleich die Forscher damit so manches Detail in den Modellen der Nova-Entwicklung neu überdenken müssen, bleiben jedoch die grundlegenden Vorstellungen darüber bestehen.


Entwicklung eines Nova-Systems

Trotz ihres Namens sind Novae keine neuen Sterne, sondern – wie man heute weiß – solche, deren Leuchtkraft infolge einer thermonuklearen Explosion für einige Zeit stark ansteigt. Die 1892 im Sternbild Fuhrmann aufleuchtende Nova T Aurigae war die erste, die aufgrund der Besonderheiten in ihrem Spektrum als Explosion gedeutet wurde; deren Ursache blieb allerdings noch ungeklärt.

Gelegenheit zu weiteren Untersuchungen bietet sich aber recht regelmäßig: Jedes Jahr entdecken die Astronomen ein oder zwei Novae; etwa einmal pro Jahrzehnt leuchtet eine sogar derart hell auf, daß sie wie V1974 Cygni leicht mit bloßem Auge zu sehen ist.

Vor etwa vier Jahrzehnten begann man diese Himmelserscheinungen zu verstehen. Merle F. Walker – damals an den Mount-Wilson- und Palomar-Observatorien in Kalifornien – erkannte 1954, daß die im Jahre 1934 aufgeleuchtete Nova DQ Herculis aus zwei Sternen besteht, die sich um einen gemeinsamen Schwerpunkt bewegen. Weil ein irdischer Beobachter direkt in die Umlaufebene dieses Doppelsternsystems blickt, bedecken sich die Komponenten in periodischen Intervallen. Daraus ließ sich die Umlaufperiode des Systems bestimmen: Sie erweist sich mit nur vier Stunden und 39 Minuten als ungewöhnlich kurz. Eine der Komponenten ist zudem sehr klein; inzwischen wissen wir, daß es sich um einen Weißen Zwerg handelt.

Ein derartiges Objekt ist ein Endprodukt der Sternentwicklung. Es vereint ungefähr die Masse der Sonne in einer Kugel von der Größe der Erde und erzeugt selbst keine Energie mehr. Robert P. Kraft, damals ebenfalls an den Mount-Wilson- und Palomar-Observatorien tätig, wies dann nach, daß auch andere alte Novae enge Doppelsternsysteme sind. Stets ist dabei eine der Komponenten relativ groß und noch nicht weit entwickelt, während die andere ein Weißer Zwerg ist.

Wie kann aber ein gleichsam toter Stern, der über keinen Brennstoff mehr für Kernfusionen verfügt, zusammen mit einem stabilen Begleiter explosionsartig zehntausendfach heller aufleuchten als die Sonne? Es stellte sich heraus, daß die beiden Komponenten eines solchen Systems auf besondere Weise gekoppelt sind und jede die Entwicklung der anderen beeinflußt.

Ein Nova-System kann sich bilden, wenn zwei Sterne einander anfangs in relativ großem Abstand umkreisen und ihre Massen sehr unterschiedlich sind (Bild 2a). Die massereichere Komponente verbrennt ihren Wasserstoff über den sogenannten CNO-Zyklus zu Helium: An dieser Kette von Kernverschmelzungsreaktionen sind Kohlenstoff (C), Stickstoff (N) und Sauerstoff (O) beteiligt. Am Ende dieses Stadiums bläht sich der Stern zu einem Roten Riesen auf; seine äußere Gashülle umschließt dabei die kleinere Komponente, die sich noch nicht so weit entwickelt hat (Bild 2b). Inzwischen hat im Kern des massereichen Sterns eine weitere thermonukleare Reaktion begonnen, durch die Helium zu Kohlenstoff und Sauerstoff verschmilzt.

Die beiden Partner umkreisen sich weiterhin innerhalb der nun gemeinsamen Gashülle, wobei sie durch Reibung Bahnenergie und Drehimpuls an das Gas übertragen. Infolgedessen nimmt nach und nach ihr Abstand ab, während Gas aus dem System hinausgetrieben wird, bis schließlich die gesamte Materie, die sich vom massereichen Stern bis über den kleineren hinaus erstreckt, abgestoßen ist – aus den anfangs weit voneinander umlaufenden Himmelskörpern ist ein enges Doppelsternsystem geworden. Aus der massereicheren Komponente ist dabei nach Aufbrauchen ihres gesamten Kernbrennstoffs ein kompakter Weißer Zwerg geworden, während ihr Begleiter fast unverändert blieb.

Das Geschehen verläuft sehr anders, falls die beiden Sterne anfänglich einen noch weiteren Abstand hatten und der größere die acht- bis zwölffache Sonnenmasse aufwies. Dann vermag dieser nach dem Ende des Heliumbrennens auch den Kohlenstoff in seinem Kern zu fusionieren, und zwar zu Magnesium (Mg) und Neon (Ne). Der letztlich entstehende Weiße Zwerg besteht also nicht aus Kohlenstoff und Sauerstoff (wie bei einer CO-Nova), sondern aus Sauerstoff, Neon und Magnesium – er ist dann, wie die Astronomen sagen, vom Typ ONeMg.

Kraft gelang auch die entscheidende Entdeckung, daß der Begleitstern Masse verliert: Wasserstoffreiches Gas strömt spiralförmig auf den Weißen Zwerg zu, bildet eine flache Akkretionsscheibe um ihn und stürzt schließlich auf seine Oberfläche (Bild 2c). Wie das akkretierte Gas die nachfolgende Explosion hervorruft, zeigten Computersimulationen, die einer von uns (Starrfield, damals am Thomas-J.-Watson-Forschungszentrum der Firma IBM in Yorktown Heights im US-Bundesstaat New York) gemeinsam mit Warren M. Sparks vom Goddard Space Flight Center der NASA in Greenbelt (Maryland), James W. Truran von der Yeshiva-Universität in New York und G. Siegfried Kutter von der Universität von Virginia in Charlottesville entwickelte.

Demnach komprimiert die hohe Schwerkraft auf der Oberfläche des Weißen Zwergs das einfallende Gas. Sobald sich etwa das Hundertfache der Erdmasse dort angesammelt hat, steigt die Dichte in der unteren Schicht auf mehr als 10000 Gramm pro Kubikzentimeter (das Zehntausendfache der Dichte von Wasser). Gleichzeitig erhöht sich die Temperatur infolge der Kompression auf einige Millionen Kelvin. Durch das Auftreffen des Gases auf die Oberfläche des Weißen Zwergs wird zudem Material aus dessen Kern in die darüberliegenden und einfallenden Schichten gemischt und dabei deren Zusammensetzung verändert.

Unter diesen Bedingungen beginnen die Wasserstoffkerne durch den gleichen CNO-Zyklus zu Helium zu verschmelzen, der auch in gewöhnlichen Sternen stattfindet. Die dabei freiwerdende Energie heizt die Materie weiter auf, was die Fusion noch beschleunigt – wie bei der Explosion einer Wasserstoffbombe kommen sich selbst verstärkende thermonukleare Reaktionen in Gang.

Unter normalen Verhältnissen würde das Gas nun auseinanderfliegen und abkühlen, wodurch die Kernfusion zusammenbräche. Aber das Material auf einem Weißen Zwerg befindet sich in einem besonderen, durch die Quantenmechanik beschriebenen Zustand. Es ist so dicht zusammengepackt, daß die Elektronen, die sich wie eine inkompressible Flüssigkeit verhalten, zur Quelle des Drucks werden. Anders als gewöhnliches Gas heizt sich die Materie zwar auf, vermag aber nicht mehr, sich auszudehnen und abzukühlen. Auch Strahlung kann die Hitze nicht schnell genug abführen.

Kohlenstoff und Sauerstoff, die aus dem Inneren des Weißen Zwergs beigemischt wurden, katalysieren den CNO-Zyklus und beschleunigen somit die thermonukleare Reaktion explosionsartig. Die Fusionsrate steigt rapide mit zunehmender Temperatur: Sie erhöht sich um einen Faktor zwischen 1016 und 1018, wenn die Temperatur auf das Zehnfache zunimmt.

Sobald das Innere der akkretierten Schichten sich auf mehr als 30 Millionen Kelvin erhitzt, beginnt diese Materie sich mit jener der darüberliegenden Schichten zu verwirbeln. Diese turbulente Durchmischungszone dehnt sich zur Oberfläche aus und transportiert dabei Hitze und Materie nach außen. Innerhalb weniger Minuten zerstieben die oberflächennahen Schichten – die Explosion läßt die Helligkeit gigantisch ansteigen und schleudert Fusionsprodukte und Elemente aus dem Kern des Weißen Zwergs in den Weltraum (Bilder 1 und 2d).

Beobachtungen von V1974 Cygni

Die ersten Minuten eines Nova-Ausbruchs sind noch nie beobachtet worden. Unseren Simulationen zufolge sollte die Oberflächentemperatur eine Million Kelvin übersteigen können und das heiße Gas mit mehr als 5000 Kilometer pro Sekunde weggeschleudert werden. Bei dieser raschen Expansion kühlt das Gas ab, so daß sich innerhalb weniger Stunden das Maximum der emittierten Strahlung vom Röntgenbereich in das niederenergetischere Ultraviolett verschiebt. Weil aber gleichzeitig die Oberfläche der Gaskugel zunimmt, steigt die Helligkeit der Nova dennoch weiter an. Daraus ergibt sich eine bemerkenswerte Veränderung.

Anfangs besteht die expandierende Hülle aus einem heißen, dichten Gas aus Elektronen und Ionen – Atomen, denen ein oder mehrere Elektronen fehlen. Dieses Plasma ist einigermaßen durchsichtig; doch während es expandiert, sinkt die Temperatur unter 10000 Kelvin, so daß die Elektronen mit den Ionen rekombinieren und Atome bilden können, denen nur ein oder gar kein Elektron fehlt, die also einfach ionisiert oder neutral sind. Weil sie zahlreiche Energieniveaus aufweisen, zwischen denen die Elektronen unter Aufnahme oder Abgabe von Photonen wechseln können, wird Licht unterschiedlichster Wellenlängen absorbiert – das Gas ist nahezu undurchsichtig geworden.

Die wichtigsten Absorber sind diejenigen mit einer Ordnungszahl um 26, also der des Eisens. Ihre Absorptionsspektren sind äußerst komplex. Diese Ionen und Atome blockieren den größten Teil der Strahlungsenergie, die im ultravioletten Bereich des elektromagnetischen Spektrums ausgesandt wird, wo nun das Maximum der emittierten Energie liegt. Der "eiserne Vorhang", wie wir diese Phase nannten, strahlt die absorbierte Energie bei längeren Wellenlängen – im optischen und infraroten Spektralbereich – wieder aus.

Unsere ersten Beobachtungen von V1974 Cygni bestätigten überzeugend das Vorhandensein einer solchen Phase. Nur wenige Stunden nach Entdeckung der Nova aktivierte George Sonneborn vom Goddard Space Flight Center das für dringliche Fälle vorgesehene Programm, das uns sofortigen Zugang zu dem IUE-Satelliten verschaffte. Diese erdumkreisende Sonde kann rasch auf neue Ziele ausgerichtet werden und nahm alsbald eine Reihe von Ultraviolett-Spektren auf.

Innerhalb einer Stunde, so war zu beobachten, nahm die Helligkeit der Nova im Ultravioletten leicht ab und diejenige im sichtbaren Licht zu (Bild 5). Eine so schnelle Veränderung ist bei astronomischen Objekten, deren Entwicklung im allgemeinen viele Jahrmillionen oder Jahrmilliarden braucht, wirklich selten zu sehen. Während der beiden nächsten Tage sank die Ultraviolett-Intensität auf drei Prozent ihres ursprünglichen Wertes, während die Nova optisch immer heller wurde. Erst beim Überschreiten des Helligkeitsmaximums im sichtbaren Licht begann die Intensität ultravioletter Strahlung wieder anzusteigen.

Denn während das Gas sich ausdehnt, seine Dichte also abnimmt, werden Eisen und die im Periodensystem benachbarten Elemente erneut ionisiert; es bildet sich mithin abermals ein transparentes Plasma. Infolgedessen vermag die im Inneren erzeugte Strahlung das Gas wieder zu durchdringen, was die Ionisation und damit auch die Transparenz noch verstärkt. Der eiserne Vorhang hebt sich gleichsam, und das ultraviolette Licht aus den heißen, tieferen Schichten dringt nach außen. Innerhalb von zwei Monaten hatte die Ultraviolett-Intensität von V1974 Cygni wieder den ursprünglichen Wert erreicht.

Unterdessen fiel der visuelle Strahlungsanteil der Nova weiter ab. Ihre gesamte – sogenannte bolometrische – Helligkeit veränderte sich allerdings kaum. Diese Phase konstanter bolometrischer Leuchtkraft entsprach unseren im Jahre 1972 durchgeführten Simulationen bis ins Detail.

In der Erwartung, daß sich das Strahlungsmaximum weiter zu kurzen Wellenlängen hin verschieben würde, beantragte Ronald S. Polidan vom Goddard Space Flight Center, daß die Sonde Voyager 2, die sich damals bereits außerhalb der Umlaufbahn des Neptun befand, Spektren von V1974 Cygni im fernen Ultraviolett aufnehmen sollte. Am 27. April 1992 bekam das Raumfahrzeug die Nova ins Visier – als erste, die jemals in diesem Bereich des elektromagnetischen Spektrums beobachtet wurde. Ihre Helligkeit im fernen Ultraviolett stieg während der Messungen an.

Das Strahlungsmaximum verschob sich zu noch kürzeren Wellenlängen. Joachim Krautter von der Landessternwarte Heidelberg, Hakki Ögelmann von der Universität von Wisconsin in Milwaukee und Starrfield beobachteten die Nova vom 22. April 1992 an mit dem Röntgensatelliten ROSAT. Das Röntgenspektrum war recht schwach, enthielt aber sehr hochenergetische Photonen (woher die energiereichsten von ihnen stammen, können wir noch nicht erklären). Im Laufe des nächsten Jahres stieg die Röntgenhelligkeit besonders im niederenergetischen Bereich stetig an – Ursache war das Ausdünnen der Hülle aus abgestoßenem Gas, die nach und nach den Blick auf den darunterliegenden heißen Weißen Zwerg freigab. Nach nur drei Monaten war die Nova zur hellsten Quelle weicher Röntgenstrahlung am gesamten Himmel geworden.

Solche Quellen (nach englisch supersoft sources auch SSS genannt) sollten eigentlich einige Jahrzehnte sichtbar bleiben. Zu unserer Überraschung wurde V1974 Cygni im Sommer 1993 rasch schwächer und konnte bereits im Dezember jenes Jahres mit ROSAT nicht mehr beobachtet werden.

Mit dem IUE vermochten wir jedoch weiterhin Messungen durchzuführen. Wir stellten fest, daß die Menge an hochionisiertem Stickstoff abnahm; dies bedeutete, daß Ionen und Elektronen sich zu niedriger ionisierten Atomen zusammenfügten. Zudem rekombinierten die Stickstoff-Ionen, denen vier Elektronen fehlten, schneller als solche, die nur dreifach ionisiert waren. Offensichtlich fehlte nun die für hohe Ionisation erforderliche intensive Strahlung – was mit dem Verschwinden der Röntgenstrahlung in Einklang stand. Dies konnte nur bedeuten, daß der Weiße Zwerg seinen gesamten Brennstoff aufgebraucht hatte und die thermonukleare Reaktion auf seiner Oberfläche zusammengebrochen war.

Der Nova-Ausbruch war nach etwa 18 Monaten vorüber. Maßgebend für diese Dauer ist die Masse des Weißen Zwergs. Je größer sie ist, desto stärker wird das angesammelte Gas komprimiert und desto früher zünden die Fusionsreaktionen. Der Brennstoff ist dann aber auch schneller aufgebraucht, so daß die Nova nur kurz aufleuchtet. Des weiteren stößt die Explosion weniger Materie ab, als es bei einem massearmen Weißen Zwerg der Fall wäre.

Legt man die kurze Ausbruchdauer von V1974 Cygni zugrunde, sollte nach unseren Modellen die Masse des Weißen Zwergs 20 bis 30 Prozent größer sein als diejenige der Sonne. Die abgestoßene Materie müßte dann etwa ein Hunderttausendstel der Sonnenmasse betragen. Die beobachtete Menge ist jedoch zehnmal größer. Diese Diskrepanz können wir nicht erklären.

Knoten und turbulente Prozesse

Möglicherweise können die knotigen Verdichtungen von freigesetzter Materie dieses Problem lösen helfen. Erstmals in voller Deutlichkeit sahen wir sie am 7. September 1992 mit dem hochauflösenden Spektrographen (Goddard High Resolution Spectrograph, GHRS) des Hubble-Weltraumteleskops. Mit diesem Instrument erhielten wir die besten Ultraviolettspektren, die je von einer Nova gemacht wurden. Jede Emissionslinie enthielt Anzeichen dafür, daß das Gas in zwei Stufen abgestoßen worden war – teils gleichförmig mit hoher Geschwindigkeit, teils langsamer und klumpig verdichtet.

Daraufhin werteten wir nochmals die früher gewonnenen IUE-Daten aus. In den Spektren, die wir kurz nach dem Verschwinden des eisernen Vorhangs aufgenommen hatten, ließen sich die Knoten bereits erkennen. Demnach mußten diese Strukturen während der Explosion entstanden sein.

Als wir die Nova am 1. April 1993 erneut mit dem GHRS beobachteten, fanden wir dieselben Knoten, die ihre Geschwindigkeit beibehalten hatten. Das schnellere Material war weitgehend verschwunden, so daß wir nun vollständig durch das abgestoßene Gas blickten.

Die räumliche Struktur der Hülle zeichnete Robert M. Hjellming vom National Radio Astronomy Observatory der USA im Dezember 1992 mit dem Very-Large-Array-Radioteleskop in Socorro (Neu-Mexiko) auf. Seine Radiobilder der expandierenden Materie bestätigten unsere Analyse der Knoten. Auf Bildern des Hubble-Weltraumteleskops erschien die Hülle ab Mai 1993 auch im Ultravioletten.

Dies war das erste Mal, daß wir die Überreste einer Nova-Explosion so deutlich und so früh sahen. Die Knoten schienen tief in die abgestoßene Materie eingebettet zu sein. Nun mußten wir noch klären, was sie verursachte und woraus sie bestehen.

Die ersten Hinweise auf die Zusammensetzung des ausgeworfenen Materials erhielten wir um den 1. April 1992, nachdem der eiserne Vorhang schließlich verschwunden war und ein Spektrum freigab, das helle Emissionslinien von Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff und anderen häufigen Elementen enthielt. Von früher her kannten wir solche Emissionslinien nur von Nova-Explosionen massereicher Weißer Zwerge vom Typ ONeMg; wir schlossen daraus, daß V1974 Cygni zu dieser Gruppe gehört. Thomas L. Hayward von der Cornell-Universität in Ithaca (New York) sowie Robert D. Gehrz von der Universität von Minnesota in Minneapolis und ihre Mitarbeiter, die kurz zuvor mit dem 5-Meter-Teleskop auf dem Mount Palomar (Kalifornien) Infrarotspektren der Nova gewonnen hatten, vermuteten dasselbe: Sie fanden die charakteristische 12-Mikrometer-Linie, die von ionisiertem Neon herrührt. Diese Linie ist in den Spektren von CO-Novae – wenn überhaupt – nur sehr schwach ausgeprägt, in denen von ONeMg-Novae aber deutlich zu sehen.

Im Herbst 1993 hatte sich das Gas schließlich so weit verdünnt, daß Scott Austin von der Arizona State University in Tempe, R. Mark Wagner von der Ohio State University in Columbus und wir beide endlich aus den optischen und ultravioletten Spektren die Häufigkeiten der chemischen Elemente im ausgeworfenen Material zu bestimmen vermochten. (Die Spektren waren bis dahin infolge der häufigen Zusammenstöße zwischen den Atomen im dichten Gas zu komplex gewesen.) Wir fanden große Mengen von Elementen aus dem Kern des Weißen Zwergs. In einer Veröffentlichung, die wir für das "Astrophysical Journal" vorbereiten, berichten wir, daß das ausgeworfene Material mehr als dreißigmal so viel Sauerstoff, Neon, Stickstoff und Aluminium enthält wie das der Sonne.

Diese Zusammensetzung ähnelt der anderer ONeMg-Novae. Dies ist ein Indiz, daß turbulente Prozesse, die in den bisherigen Modellen nicht enthalten sind, Materie aus Kern und Hülle vermischen, wodurch womöglich die Knoten erzeugt werden und letztlich auch Materie, die aus dem Kern stammt, herausgeschleudert wird.


Offene Fragen

Wie steht es um Elemente, die in der Explosion synthetisiert werden? Achim Weiss vom Max-Planck-Institut für Astrophysik in Garching, Irit Idan und Giora Shaviv vom Israelischen Institut für Technologie (Technion) in Haifa sowie Truran und Starrfield berechneten, daß in einer ONeMg-Nova Natrium-22 entstehen sollte. Dieses Isotop ist radioaktiv und sendet Gammastrahlung mit einer eindeutigen Signatur aus.

Unseren Berechnungen zufolge sollte V1974 Cygni davon große Mengen produziert haben. Mit dem Compton Gamma Ray Observatory suchten wir im September 1993 nach der zugehörigen Gammastrahlung – vergeblich. (Allerdings mußten wir einen Großteil unserer Beobachtungszeit kurzfristig für andere Projekte zur Verfügung stellen.)

Wenngleich wir Nova-Ausbrüche im großen und ganzen gut zu verstehen glauben, zeigen all diese Unstimmigkeiten die Grenzen unseres Wissens auf. So verstehen wir zwar die thermonuklearen Reaktionen, welche die Explosion hervorrufen, aber noch nicht ihre Dynamik. Mischen sich die Hülle und der Kern, während das Material akkretiert wird oder erst während der letzten Phasen der Explosion?

Auch die langfristigen Auswirkungen wiederholter Nova-Ausbrüche auf die Entwicklung Weißer Zwerge sind nicht bekannt. Alle Nova-Doppelsternsysteme durchlaufen den Zyklus von Akkretion und Explosion viele Male. Falls bei jedem Ausbruch Teile des Kerns verlorengehen, muß die Masse des Weißen Zwergs im Laufe der Zeit schwinden. Magert er sozusagen immer weiter ab, oder tritt irgendein Ereignis ein, das weitere Ausbrüche verhindert?

Aufgrund ihrer Helligkeit und der langsamen Entwicklung ihrer Überreste wird man Nova V1974 Cygni bis weit ins 21. Jahrhundert beobachten können. Wir hoffen, daß sich viele der Fragen, die sie aufgeworfen hat, beantworten lassen.

Literaturhinweise

- The Classical Nova Outburst. Von Sumner Starrfield in: Multiwavelength Astrophysics. Herausgegeben von France A. Córdova. Cambridge University Press, 1988.

– Thermonuclear Processes and the Classical Nova Outburst. Von Sumner Starrfield in: Classical Novae. Herausgegeben von Mike Bode und Nye Evans. Wiley 1989.

– Observations and Physical Processes in Binary Stars. Von Steven N. Shore in: Interacting Binaries. Herausgegeben von S.N. Shore, M. Livio und E.P.J. van den Heuvel. Springer, 1994.

– Topics in Close Binary Evolution. Von Edward P.J. van den Heuvel in: Interacting Binaries.

– Topics in the Theory of Cataclysmic Variables and X-Ray Binaries. Von Mario Livio in: Interacting Binaries.


Aus: Spektrum der Wissenschaft 3 / 1995, Seite 56
© Spektrum der Wissenschaft Verlagsgesellschaft mbH
3 / 1995

Dieser Artikel ist enthalten in Spektrum der Wissenschaft 3 / 1995

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