Meyers Großes Taschenlexikon in 25 Bänden
Novae
Novae[lat.] (Neue Sterne), eine Gruppe von Veränderlichen, deren absolute Helligkeit durch einen plötzl. Helligkeitsausbruch im Mittel um zehn Größenklassen (bezogen auf die Ausgangshelligkeit) innerhalb eines oder weniger Tage zunehmen kann. Jährlich erscheinen in unserem Milchstraßensystem etwa 40 Novae. Die N.-Prozesse spielen sich in der äußeren Sternschicht ab. Das Ausgangsstadium, die Praenova, ist ein Zwergstern hoher Oberflächentemperatur und meist konstanter Helligkeit (absolute Helligkeit um +4m). Die Helligkeitskurve zeigt eine rasche Zunahme um etwa 7-9 Größenklassen (Praemaximum) und steigt dann langsamer (meist in 1-7 Tagen) um etwa zwei Klassen weiter an. Nach der Zeitdauer des Helligkeitsabfalls vom Maximum um drei Größenklassen unterteilt man die N. in schnelle N. (Typ NA) und langsame N. (Typ NB), die dazu mehr bzw. weniger als 100 Tage benötigen. Nach dem ersten Abklingen und dem Übergangsstadium folgt das letzte Abklingen und das Postnova- oder Exnova-Stadium, bis zu dessen Erreichen Monate oder Jahre vergehen können. Das Novaspektrum zeigt zw. Praenova und Helligkeitsmaximum eine Doppler-Verschiebung, die auf expandierende Gashüllen mit Expansionsgeschwindigkeiten zw. 50 und 3 000 km/s hinweist. Die abgestoßenen Gasmassen betragen etwa 0,1-1 ‰ der Gesamtsternmasse. N., bei denen sich die Ausbrüche innerhalb von 10-100 Jahren wiederholen, werden als wiederkehrende oder rekurrierende N. oder Novula bezeichnet. N. werden als Entwicklungsstadien von weißen Zwergsternen (Weiße Zwerge) in engen Doppelsternsystemen angesehen (Sternentwicklung). - Den viel selteneren Supernovae (etwa eine je Sternsystem in 350 Jahren) liegt ein anderer Mechanismus zugrunde.
Novae[lat.] (Neue Sterne), eine Gruppe von Veränderlichen, deren absolute Helligkeit durch einen plötzl. Helligkeitsausbruch im Mittel um zehn Größenklassen (bezogen auf die Ausgangshelligkeit) innerhalb eines oder weniger Tage zunehmen kann. Jährlich erscheinen in unserem Milchstraßensystem etwa 40 Novae. Die N.-Prozesse spielen sich in der äußeren Sternschicht ab. Das Ausgangsstadium, die Praenova, ist ein Zwergstern hoher Oberflächentemperatur und meist konstanter Helligkeit (absolute Helligkeit um +4m). Die Helligkeitskurve zeigt eine rasche Zunahme um etwa 7-9 Größenklassen (Praemaximum) und steigt dann langsamer (meist in 1-7 Tagen) um etwa zwei Klassen weiter an. Nach der Zeitdauer des Helligkeitsabfalls vom Maximum um drei Größenklassen unterteilt man die N. in schnelle N. (Typ NA) und langsame N. (Typ NB), die dazu mehr bzw. weniger als 100 Tage benötigen. Nach dem ersten Abklingen und dem Übergangsstadium folgt das letzte Abklingen und das Postnova- oder Exnova-Stadium, bis zu dessen Erreichen Monate oder Jahre vergehen können. Das Novaspektrum zeigt zw. Praenova und Helligkeitsmaximum eine Doppler-Verschiebung, die auf expandierende Gashüllen mit Expansionsgeschwindigkeiten zw. 50 und 3 000 km/s hinweist. Die abgestoßenen Gasmassen betragen etwa 0,1-1 ‰ der Gesamtsternmasse. N., bei denen sich die Ausbrüche innerhalb von 10-100 Jahren wiederholen, werden als wiederkehrende oder rekurrierende N. oder Novula bezeichnet. N. werden als Entwicklungsstadien von weißen Zwergsternen (Weiße Zwerge) in engen Doppelsternsystemen angesehen (Sternentwicklung). - Den viel selteneren Supernovae (etwa eine je Sternsystem in 350 Jahren) liegt ein anderer Mechanismus zugrunde.