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Zwergnovae

Astronomie und Astrophysik, eine Untergruppe der eruptiven Veränderlichen Sterne. Es handelt sich dabei um enge Doppelsternsysteme, die aus einem Weissen Zwerg und einem entwickelten roten Zwergstern bestehen. Der rote Hauptreihenstern hat sich bereits aufgebläht und verliert Materie an den Weissen Zwerg, die sich zunächst in einer Akkretionsscheibe (Akkretion) um den Weissen Zwerg anlagert. Während der Helligkeitsminima wächst die Materiemenge in der Scheibe langsam an. Die Scheibe wird schliesslich instabil und ein Teil des Gases strömt abrupt aus der Scheibe auf den Weissen Zwerg. Die dabei freigesetzte potentielle Energie wird in Strahlung umgewandelt und erzeugt das Helligkeitsmaximum.

Auf Grund der Periodendauer und der Lichtkurve unterteilt man Zwergnovae in mehrere Gruppen, deren Besonderheiten man durch Unterschiede im Verhalten des Gasstroms erklärt. Die SS-Cygni-Sterne (auch als U-Geminorum-Sterne bezeichnet) zeigen einen Helligkeitsanstieg von zwei bis sechs Grössenklassen, der innerhalb von ein bis zwei Tagen auftritt. Der Helligkeitsabfall erfolgt innerhalb mehrerer Tage. Die SU-Ursae-Majoris-Sterne besitzen Perioden zwischen 13 und 34 Tagen. Ihre Helligkeitsausbrüche dauern mehrere Tage. Bisweilen zeigen diese Sterne besonders helle Maxima, in denen sie etwa eine Grössenklasse heller sind, als in ihren normalen Ausbrüchen. Z-Camelopardis-Sterne besitzen mittlere Perioden zwischen etwa 13 und 25 Tagen, wobei die Maxima weniger hell sind als bei anderen Zwergnovae und etwa 4 bis 12 Tage dauern. Diese Sterne zeigen nach einem Ausbruch bisweilen ein Helligkeitsplateau, das zwischen ihrem Minimum und Maximum liegt und in dem sie zwischen einigen Tagen und einigen Jahren verharren können.

 

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