Diese Animation über die Bewegung in einem solchen System stellt den Stern V348 Pup dar.
Der Film stammt von der Seite http://physics.open.ac.uk/research/astro/, ist dort aber nicht mehr auffindbar.
Neben den Mirasternen gibt es weitere Veränderliche mit großen Helligkeitsamplituden. Bei kataklysmischen Sternen, auch eruptive Sterne genannt, läuft insbesondere der Helligkeitsanstieg sehr schnell ab und vervielfacht die Helligkeit innerhalb von Stunden oder Tagen. Die Maximalhelligkeit wird häufig nur wenige Tage lang gehalten, bevor der je nach Sterntyp unterschiedliche lange Helligkeitsabstieg einsetzt.
Das plötzlichen Erscheinen eines neuen Sterns (daher der Begriff Nova) wurde schon im Altertum besonders gewürdigt und mit wichtigen politischen oder kriegerischen Ereignissen verknüpft. Während des Mittelalters wurden Novae in Mitteleuropa schlichtweg ignoriert, da sie nicht in das statische Weltbild paßten, so daß Astronomiehistoriker häufig auf chinesische Chronisten zurückgreifen müssen.
Heute wissen wir, daß es sich bei Novae um enge Doppelsternsysteme aus einem Weißen Zwerg und einem "normalen Stern" handelt. Von diesem fließt Materie auf den Weißen Zwerg, wo sie schließlich eine kritische Masse erreicht und unter enormer Energieerzeugung fusioniert. Diese Energie verursacht einen Helligkeitsanstieg von 8 bis 15 Größenklassen innerhalb weniger Tage (das entspricht etwa der 10.000fachen Helligkeit!).
Diese Animation über die Bewegung in einem solchen System stellt den Stern V348 Pup dar.
Der Film stammt von der Seite
http://physics.open.ac.uk/research/astro/, ist dort aber nicht mehr auffindbar.
Da sich Novae bisher nicht voraussehen lassen, gelang die Entdeckung bis vor wenigen Jahrzehnten nur zufällig und zumeist erst im oder nach dem Maximum. Erst mit der Entwicklung systematischer Himmelsüberwachungen und dem Aufkommen einer Zahl von Amateuren, die insbesondere in Japan regelrecht nach Kometen und Novae suchen, gelang es immer häufiger, Novae bereits in ihrer Anstiegsphase zu entdecken. Inzwischen betrifft dies die Mehrzahl der neuen Sterne. Aufgrund von im Internet verbreiteten Alarmmeldungen können auch Mitglieder der BAV Novae bereits vor dem Maximum beobachten.
Die Novae entscheiden sich stark in der Geschwindigkeit ihres Helligkeitsabfalls. Insbesondere die langsamen Novae können nach ihrem Maximum noch mehrere kleinere, nur wenige Tage dauernde Ausbrüche über bis zu 2 Größenklassen zeigen, wie die Nova 1995 Cas unten beispielhaft zeigt.
V723 Cas / Nova 1995: Beobachtungen aus der BAV (rot) und aus dem VSNET (schwarz)
Man vermutet, dass Novae über Zeiträume von hunderten bis tausenden Jahren erneut ausbrechen können. Tatsächlich kennt man Systeme, die zwar als Nova eingestuft werden, die aber auch schon mehrere Ausbrüche zeigten. Andererseits gibt es Novae mit späteren, kleineren Ausbrüchen, die wie bei Zwergnovae abliefen. Letztlich gibt es Fälle wie die "wiederkehrende" Nova WZ Sge, die im Jahr 1913 als solche klassifiziert wurde, in den Jahren 1946, 1978 und 2001 weitere Ausbrüche zeigte und sich dabei physikalisch von normalen Novae unterschied.
Bei Sternen mit wiederkehrenden Ausbrüchen in kürzeren Abständen, also von einigen Jahrzehnten bis hinunter zu einigen Tagen, spricht man von Zwergnovae. Genau wie bei ihren "großen Brüdern" handelt es sich hier um Doppelsternsysteme mit einem Weißen (oder mindestens einem heißen) Zwerg. Die Amplitude des Ausbruchs kann bis in Bereiche von 1-2 Größenklassen sinken, wobei man als grobe Regelung sagen kann, dass kleinere Amplituden mit kürzeren Abständen zwischen zwei Ausbrüchen einhergehen und größere Amplituden mit längeren Zeiträumen.
Zu den am längsten bekannten und am häufigsten beobachteten Zwergnovae gehören U Gem (Helligkeit 14.9 bis 8.2mag, ca. 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 die Lichtkurve von SS Cyg unten zeigt. Wegen des schnellen Lichtwechsels ist bei Kataklysmischen Sternen die Erstellung von Gemeinschaftslichtkurven üblich, denn nur sehr selten gelingt es einem einzelnen Beobachter, so dichte Lichtkurven wie die folgende zu erstellen.
SS Cyg: Beobachtungen aus der BAV (rot) und aus dem VSNET (schwarz)
Wer dachte, die Eruptiven Sterne bieten nur Helligkeitsexplosionen, kann mit den R-CrB-Sternen das Gegenteil beobachten. Bei diesen Veränderlichen sinkt die Helligkeit rapide in unregelmäßigen Abständen. Grund dafür sind riesige Rußwolken, die ein Roter Riese auswirft, wenn er an seiner Oberfläche viel Kohlenstoff zeigt. Diese Wolken können in kurzer Zeit den Stern bedecken und zu einem erheblichen Helligkeitseinbruch führen. Der Namensgeber R Coronae Borealis bietet normalerweise eine Helligkeit um 6mag (von minimalen Schwankungen abgesehen), kann aber bei einer Verrußung bis auf 15mag abfallen. Die Lichtkurve ist unregelmäßig eingeschnitten, manchmal mehrmals hintereinander, dann wieder für lange Zeit im Maximallicht.
Im Jahr 2004 wurde erstmals eine Staubwolke um einen Stern dieses Typs direkt beobachtet: First detection of dust clouds around R_CrB variable stars, de Laverny & Mekarnia (2004), A&A
R CrB: Beobachtungen aus der BAV (rot) und aus dem VSNET (schwarz)
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