Nova (Stern)

Eine Nova ist ein Helligkeitsausbruch in einem engen Doppelsternsystem aufgrund einer explosiven Zündung des Wasserstoffbrennens auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs.

Bild von Nova Eridani 2009

Definition

Der Begriff der Nova leitet sich ab von dem lateinischen Ausdruck „stella nova“ (neuer Stern) und geht zurück auf den von Tycho Brahe geprägten Namen einer Beobachtung eines Tychonischen Sterns im Jahr 1572^[1]. Er bezieht sich auf das plötzliche Auftauchen eines vorher nicht sichtbaren sternähnlichen Objektes am Firmament. Eine Nova war bis zur Mitte des letzten Jahrhunderts jede Art eines Helligkeitsausbruchs von einem Stern mit einem Anstieg zum Maximum in einem Zeitraum von Tagen bis Jahren und einer Rückkehr zur Ruhehelligkeit innerhalb von Wochen bis Jahrzehnten. Als die astrophysikalische Ursache der Eruptionen erkannt wurde, wandelte sich der Begriff zu der heutigen Definition:

Eine Nova ist die Folge eines thermonuklearen Runaways (einer explosiven Zündung thermonuklearer Reaktionen) auf der Oberfläche eines Weißen Zwergs. Die gezündete Materie ist von einem Begleiter in einem Doppelsternsystem, der seine Roche-Grenze überschritten hat oder per Akkretion aus dem Sternwind, auf den Weißen Zwerg transferiert worden^[2].

Nicht mehr zu den (klassischen) Novae zählen:

• die Supernovae sowie die hypothetischen Hypernovae, bei denen eine thermonukleare Reaktion den explodierenden Stern umwandelt oder vernichtet
• die Zwergnovae, bei denen eine Akkretionsscheibe um einen weißen Zwerg in zyklischen Abständen aufleuchtet
• die früher als extrem langsame Novae bezeichneten Ausbrüche von symbiotischen Sternen und FU-Orionis-Sternen, die ebenfalls die Folge eines Aufleuchtens einer Akkretionsscheibe sind
• die leuchtkräftigen roten Novae, die bei einer Verschmelzung zweier Sterne in einem Doppelsternsystem entstehen
• die Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen, deren Veränderlichkeit entsteht durch variable Sternwinde und der Bildung von Pseudophotosphären.

Künstlerische Darstellung des Szenarios

• Röntgennovae oder Soft X-ray transits, die wie Zwergnovae eine Instabilität in der Akkretionsscheibe aufweisen und aufgrund des kompakten Begleiters ihre Energie überwiegend als Röntgenstrahlung abgeben^[3].

Ausbruch

Bei jedem Helligkeitsausbruch einer Nova werden die folgenden Phasen durchlaufen^[4]

• der initiale Anstieg von der Praenova-Helligkeit innerhalb weniger Tage von circa 9 mag
• Ein Stillstand von einem bis einigen Tagen vor dem eigentlichen Maximum. In dieser Phase ändert sich die optische Helligkeit kaum. Ein Stillstand wird nicht immer beobachtet, was bedingt sein kann durch eine zu späte Entdeckung der Nova erst nach diesem Abschnitt oder die Phase des Stillstands tritt nicht bei allen Novae auf
• Der finale Anstieg zum Maximum innerhalb von Tagen bis Wochen. Die typische Amplitude beträgt 2 mag.
• Daran schließt sich die Phase des frühen Abstiegs an. Die Helligkeit fällt gleichmäßig in diesem Abschnitt ab um circa 3,5 mag und die Geschwindigkeit des Abfalls wird als Klassifizierungsmerkmal genutzt um schnelle von langsamen Novae zu unterscheiden. Allerdings gibt es keine einheitliche Definition dieser Begriffe.
• In der Übergangsphase fällt die Helligkeit um weitere 3 mag ab. Der Helligkeitsabfall kann gleichmäßig, mit einem tiefen Minima aufgrund von Staubbildung oder mit quasiperiodischen Schwankungen der Helligkeit erfolgen. Diese Phase kann einige Wochen bis Jahre andauern
• Danach schließt sich der endgültige Helligkeitsabfall über Jahre bis Jahrzehnte an

Die Entwicklung des optischen Spektrums ist komplex und verläuft parallel zur Änderung der Helligkeit:

• Im Praemaximum-Spektrum zeigen sich breite Absorptionslinien wie bei frühen Sternen mit überlagerten P-Cygni-Profilen. Die Expansionsgeschwindigkeit beträgt zwischen −1300 für schnelle und −100 km/s für langsame Novae
• Das Principal-Spektrum tritt im Maximum auf mit stärkeren und weiter ins Blaue verschobenen Absorptionslinien. Das Spektrum erinnert an einen A- oder F-Überriesen mit angereicherten Linien des Kohlenstoffs, Sauerstoffs und Stickstoffs. Die Expansionsgeschwindigkeit liegt zwischen −1000 und −150 km/s in Abhängigkeit von der Geschwindigkeitsklasse der Nova.
• das diffuse erweiterte Spektrum ist ähnlich dem Principal-Spektrum mit breiteren und stärker blauverschobenen Absorptionslinien und tritt kurz nach dem Zeitpunkt maximaler Helligkeit auf
• darauf folgt das Orion-Spektrum nach einem Helligkeitsabfall von 2 mag. Das Spektrum ist ähnlich dem von leuchtkräftigen O- oder B-Sternen mit starken Sternwinden. Die Expansionsgeschwindigkeit liegt zwischen −2700 und −1000 km/s in Abhängigkeit von der Geschwindigkeitsklasse der Nova
• Zum Schluss wird das nebelige Spektrum sichtbar, welches viele Eigenschaften eines Planetarischen Nebels wiedergibt. Es treten zahlreiche verbotene Linien des Sauerstoffs, Stickstoffs und manchmal des Neons auf. Die Anregungstemperatur beträgt ungefähr 10⁶ Kelvin.

Die Entwicklung des Spektrums wird als eine expandierende Gaswolke interpretiert, deren Durchsichtigkeit im Laufe der Expansion abnimmt und damit die Photosphäre, von der die Lichtquanten ohne erneute Absorption zur Erde gelangen, nach innen wandern lässt.

Im Infraroten kann insbesondere die Staubbildung der ausgestoßende Materie nachgewiesen werden. Die Spektrallinien im Ultraviolett folgen zunächst den oben beschriebenen im optischen Bereich. In der Phase des stabilen Wasserstoffbrennens auf dem Weißem Zwerg steigt die Ultraviolettstrahlung wieder an ebenso wie die Röntgenstrahlung. Beide Strahlungsarten haben ihren Ursprung überwiegend in der thermischen Strahlung aus der dünnen Atmosphäre um den Weißen Zwerg. Aufgrund der niedrigenergetischen Röntgenstrahlung zählt eine Nova in diesem Stadium zu den Super Soft X-ray Sources. Das Ende des Ausbruchs ist durch das Beenden des Wasserstoffbrennens auf der Oberfläche des Weißen Zwergs gekennzeichnet. Dies geschieht ungefähr 3 Jahre nach dem Beginn des Ausbruchs, wenn keine superweiche Röntgenstrahlung mehr von der Nova nachweisbar ist^[5].

Thermonuklearer Runaway

CNO-Zyklus

Für das Verständnis von Novae war die Beobachtung wesentlich, dass die bolometrische Helligkeit über Wochen bis Jahre konstant bleibt und damit die für den Helligkeitsausbruch verantwortliche Ursache viel länger andauert als das kurze optische Maximum einer Nova. Ein thermonuklearer Runaway stellt die Energie zur Verfügung für den Helligkeitsanstieg und die expandierende Hülle aus Gas ^[6].

Vor dem Ausbruch ist von dem Begleiter wasserstoffreiche Materie auf den Weißen Zwerg transferiert worden und mittels Konvektion mit der dünnen Atmosphäre des Weißen Zwerges vermischt. Die Abbremsung der Materie, sobald sie auf den Weißen Zwerg trifft, setzt Energie frei und erhöht die Temperatur in der Atmosphäre. Erreicht die Temperatur einige Millionen Kelvin so beginnt explosives Wasserstoffbrennen nach dem Bethe-Weizsäcker-Zyklus. Da die Materie entartet ist führt die frei werdende Energie nicht zu einer Expansion, sondern nur zu einer weiteren Erwärmung der Materie. In der Folge steigt die Temperatur weiter an auf bis 10⁸ K und der thermonukleare Runaway breitet sich über die gesamte Oberfläche des Weißen Zwerges aus.

Insbesondere der Strahlungsdruck beschleunigt die Materie und eine Hülle wird am Anfang des Novaausbruchs abgestoßen. Da die Zündung des thermonuklearen Runaways an der Untergrenze der Atmosphäre des Weißen Zwerges stattfand wird auch etwas Materie von CNO-Kruste ins Weltall beschleunigt und kann während des Principal-Spektrums nachgewiesen werden. Wenn die Entartung durch weitere Temperaturerhöhung aufgehoben wurde kommt es zu einem stabilen Wasserstoffbrennen auf dem Weißen Zwerg. Die meiste Strahlung wird zu diesem Zeitpunkt aufgrund der dünnen Atmosphäre als Ultraviolettstrahlung bzw. als gestreute Infrarotstrahlung abgegeben. Die ganze Zeit beschleunigt der Strahlungsdruck Materie über die Fluchtgeschwindigkeit hinaus und während eines Ausbruchs werden ungefähr 10⁻⁴ Sonnenmassen in das interstellare Medium ausgestoßen. Der Ausbruch endet nachdem der Wasserstoff in der Atmosphäre des Weißen Zwerges erschöpft ist.

In der Literatur finden sich zahlreiche Beobachtungen zu Helligkeitsanstiegen in den Monaten vor dem Novaausbruch. Dies ist nur schwerlich mit der Hypothese des thermonuklearen Runaways auf der Oberfläche eines Weißen Zwerges in Einklang zu bringen, da in einem ruhigen Kataklysmischen Veränderlichen der Hauptteil der optischen Strahlung aus der Akkretionsscheibe und im Fall von langperiodischen Systemen vom Begleiter kommt. Eine erneute Analyse der historischen Aufnahmen der Novae GK Per, CP Lac, LV Vul und BT Mon aus der Zeit vor dem Ausbruch konnte keine Helligkeitsanstiege nachweisen. Wahrscheinlich handelt es sich um eine Überinterpretation der fotografischen Platten. Nur im Fall von V533 Her ist in einem Zeitraum von anderthalb Jahren vor dem Ausbruch ein Helligkeitsanstieg von mehr als 1 Magnitudine zu erkennen^[7].

Arten von Novae

Es werden die folgenden Arten von Novae unterschieden:

Klassische Novae

Die klassischen Novae treten in kataklysmischen Doppelsternsystemen auf^[8]. Hierbei kreist der Weiße Zwerg und sein später Begleiter um den gemeinsamen Schwerpunkt. Der Begleiter hat seine Roche-Grenze überschritten und daher fließt Materie von ihm zum Weißen Zwerg. Dies kann über eine Akkretionsscheibe erfolgen oder wenn der Weiße Zwerg über ein starkes Magnetfeld verfügt direkt auf die magnetischen Pole prallen. Letztere Art von kataklysmischen Veränderlichen werden Polare oder AM-Herculis-Sterne genannt.

Symbiotische Novae

Die symbiotischen Novae sind thermonukleare Novae in symbiotischen Doppelsternsystemen bestehend aus einem Weißen Zwerg und einem Roten Riesen^[9]. Die Massen von Weißen Zwergen in symbiotischen Novae sind entweder größer als eine Sonnenmasse und führen dann zu schnellen Novae, die zu den rekurrierenden Novae gehören, oder die Masse liegt zwischen 0,4 und 0,6 Sonnenmassen und führt zu sehr langsamen Novae. Bereits der Anstieg einer symbiotischen Novae kann bis zu zwei Jahre oder länger dauern, z. B. dauerte bei AG Peg die Rückkehr zur Ruhehelligkeit 120 Jahre. Der Massentransfer bei symbiotischen Novae kann im Gegensatz zu klassischen Novae eine Folge von Windakkretion sein, wobei der Weiße Zwerg aus dem gleichmäßig in alle Raumrichtungen abgegebenen Sternwind des Roten Riesen Materie einfängt. Weiterhin fehlt bei den symbiotischen Novae mit einem massenarmen Weißen Zwerg der optisch dicke Wind^[10] und es wird nur eine geringe Masse von circa 10⁻⁷ Sonnenmassen in den interstellaren Raum ausgestoßen. Die Lichtkurve zeigt dann ein manchmal jahrelang anhaltendes Plateau des Maximumlichts. Dabei findet während des gesamten Ausbruchs ein stabiles Wasserstoffbrennen auf der Oberfläche des Weißen Zwerges statt, da am Anfang des Ausbruchs kein Sternwind den Großteil der Atmosphäre des Weißen Zwerges fortgetragen hat und damit mehr Wasserstoff für die thermonuklearen Reaktionen zur Verfügung steht.

Rekurrierende Novae

Rekurrierende oder wiederkehrende Novae sind Novae, die im historischen Zeitraum mehr als einmal ausgebrochen sind^[11]. Das GCVS-Systematikkürzel ist RN. Sie werden manchmal in der populärwissenschaftlichen Literatur auch als rekurrente Novae bezeichnet. Der Ausbruchsmechanismus ist die Folge eines thermonuklearen Runaways nahe der Oberfläche des Weißen Zwergs wie bei den klassischen Novae. Rekurrierende Novae treten in zwei Gruppen auf unterschieden nach der Umlaufdauer im Doppelsternsystem:

• Die Umlaufdauer ist kleiner als ein Tag.
• Die Umlaufdauer ist größer als 200 Tage.

Die erste Gruppe besteht aus engen Doppelsternsystemen wie bei den klassischen Novae. Allerdings wird vermutet, dass die Masse des Weißen Zwergs bei mehr als einer Sonnenmasse liegt. Aufgrund der inversen Beziehung zwischen der Masse des Weißen Zwerges und seines Radius erreichen schwere Weiße Zwerge viel eher die Dichten, bei denen es zu einer Zündung des Wasserstoffbrennens kommt. Die zweite Gruppe rekurrierender Novae ähnelt den symbiotischen Novae, wobei der Begleiter des Weißen Zwerges ein Roter Riese ist. Die häufigen Eruptionen bei diesen Sternen sind die Folge des stärken Massentransfers vom Begleiter zum weißen Zwerg und/oder einer Masse des Weißen Zwerges nahe der Chandrasekhar-Grenze von ungefähr 1,4 Sonnenmassen.

Rekurrienende Novae werden häufig mit TOADs verwechselt. Dies sind Zwergnovae, die nur Superausbrüche zeigen und diese Ausbrüche erfolgen im Abstand von mehreren Jahren bis Jahrzehnten.

Bekannte rekurrierende Novae : CI Aql, VY Aqr, T CrB, RS Oph, T Pyx, U Sco, V1017 Sgr

Neon-Nova

Bei circa 30% aller klassischen Novae wird eine Anreicherung des Spektrums mit Ionen mittlerer Masse, insbesondere Neon, beobachtet^[12]. Diese Verteilung der Elemente in dem ausgeworfenen Material kann aus theoretischen Überlegungen heraus nicht die Folge eines thermonuklearen Runaways auf einem Weißem Zwerg mit einer CO-Kruste sein. Massereiche Weiße Zwerge haben dagegen an ihrer Oberfläche eine Anreicherung von Sauerstoff, Magnesium und Neon. In Neon-Nova läuft neben dem oben geschilderten Bethe-Weizsäcker-Zyklus auch der Neon-Natrium-Zyklus ab, der instabile Elemente wie ²⁰Ne produziert. Ein Teil dieser instabilen Elemente konnte anhand der charakteristischen Zerfallslinien im Gammastrahlungsbereich nachgewiesen werden.

Helium-Nova

Theoretisch sind Helium-Novae oder Helium-Stickstoff-Novae bereits 1989 vorhergesagt worden. Bei dieser Art von kataklysmischen Veränderlichen wird heliumreiche Materie auf den Weißen Zwerg transferiert und diese zündet ebenfalls im entarteten Zustand zu einem explosiven Heliumbrennen. Heliumreiche Materie wird vom Sekundärstern auf den Weißen Zwerg übertragen, weil seine äußere wasserstoffreiche Atmosphäre bereits vom Weißen Zwerg akkretiert, durch Sternwind oder während einer gemeinsamen Hüllen-Phase abgegeben wurde. Der bisher beste Kandidat für eine Helium-Nova ist V445 Pup = Nova 2000 Puppis^[13]. Radialgeschwindigkeitsmessungen im Spektrum zeigen eine ungewöhnlich hohe Geschwindigkeit von über 6000 km/s für die expandierende Hülle. Weiterhin zeigte eine Untersuchung der Helligkeitsänderungen vor dem Ausbruch eine Lichtkurve, die eher zu einem verschmelzenden Doppelsternsystem als zu einem kataklysmischen Veränderlichen gehört^[14]. Damit bleibt offen, ob V445 Pup eine Helium-Nova oder eine ungewöhnliche Supernova vom Typ II ist.

Entdeckung und Statistik

In den letzten Jahren sind im Durchschnitt um die 12 Novae pro Jahr in der Milchstraße entdeckt worden. Diese Anzahl ist nur ein Teil der pro Jahr in unserer Galaxis ausbrechenden Novae aufgrund von Konjunktionen mit der Sonne, interstellare Extinktion sowie fehlender Beobachtungen besonders bei schnellen Novae. Die Rate der erwarteten Novae für die Milchstraße liegt bei 30–80 pro Jahr abgeleitet aus der Novahäufigkeit der Andromedagalaxie M31. Die Suche nach Novae wird hauptsächlich von Amateurastronomen betrieben^[15].

Novae als Entfernungsindikator

Empirisch ist eine Beziehung zwischen der Geschwindigkeit des Helligkeitsabfalls und der absoluten Helligkeit im Maximum gefunden worden: $M_V = 2,55 \cdot \log(t_2)-11,32$.^[16].

Hierbei ist M_V die absolute visuelle Helligkeit und t₂ die Zeit in Tagen, in der visuelle Helligkeit um zwei Magnitude vom Helligkeitsmaximum abgefallen ist. Die große Helligkeit von Novae erlaubt ihre Anwendung in extragalaktischen Systemen außerhalb der lokalen Gruppe. Dieses Verhalten lässt sich erklären, wenn die Maximalhelligkeit und die Geschwindigkeit nur von der Masse des Weißen Zwergs abhängen. Mit der Masse wird auch der Druck in der Atmosphäre des Weißen Zwerges zunehmen und entsprechend stärker verläuft der thermonukleare Runaway. Gleichzeitig nimmt auch die Masse der wasserstoffreichen Atmosphäre, die zur Zündung des Wasserstoffbrennens benötigt wird, ab und der Ausbruch ist schneller beendet. Allerdings scheint es neben wiederholenden Novae auch eine Untergruppe von Novae in extragalaktischen Systemen zu geben, die stark von der obigen Beziehung abweicht^[17].

Weiterhin hat sich herausgestellt, dass alle Novae 15 Tage nach dem Maximum ungefähr dieselbe absolute visuelle Helligkeit von −5,5 mag haben. Beide Methoden erfordern die genaue Bestimmung des Zeitpunkts der maximalen Helligkeit.

Novae als potentielle Vorläufer von Supernovae vom Typ Ia

Ein mögliches Szenario für die Entwicklung von Supernovae vom Typ Ia ist der gravitative Kollaps eines Weißen Zwerges in einem kataklysmischen Doppelsternsystem. Wenn die Masse eines Weißen Zwerges die Chandrasekhar-Grenze von circa 1,4 Sonnenmassen überschreitet kommt es zu einer Detonation im entarteten Kohlenstoff-Kern. Allerdings ist nicht klar, ob bei einem Novaeausbruch die Masse des Weißen Zwergs zu- oder abnimmt.

Beim Ausbruch wird ein Teil der Atmosphäre des Weißen Zwerges stark genug beschleunigt um das Doppelsternsystem zu verlassen. Dies erhöht den Drehimpuls und verlängert die Umlaufdauer einer Nova nach dem Ausbruch. Dem entgegen wirkt die Reibung der ausgeschleuderten Materie mit dem Begleitstern, die wahrscheinlich auch für die bipolare Struktur vieler Novareste verantwortlich ist. Des Weiteren folgt bei einem starken Magnetfeld des Weißen Zwerges die ionisierten ausgeschleuderten Materie den Magnetfeldlinien, was ebenfalls den Drehimpuls des Doppelsternsystems verringert^[18].

Trotz dieser Schwierigkeiten sollte es möglich sein anhand eines Bedeckungslichtwechsels die Änderung des Drehimpuls des Doppelsternsystems und damit auch der Masse des Weißen Zwergs vor und nach einem Ausbruch zu messen. Bei den beiden wiederholenden Novae CI Aql und U Sco ergaben sich Werte für die beim Novaausbruch abgeworfene Materie von einigen 10^-6 Sonnenmassen. Dies entspricht im Rahmen der Messgenauigkeit genau der akkretierten Masse zwischen den Ausbrüchen^[19].

Novaüberrest

Nova Cygni 1992 mit Novaüberrest einige Jahre nach dem Ausbruch

Wie bei Supernovae kann einige Jahre bis Jahrzehnte nach einem Novaausbruch ein Emissionsnebel nachgewiesen werden. Aus der Radialgeschwindigkeit während des Ausbruchs und anhand des beobachteten Winkels des Novaüberrestes ist es unabhängig möglich die Entfernung zu berechnen. Die Form der Nebel ist häufig elliptisch, wobei der Anteil elliptischer oder manchmal bipolarer Nebel mit der Abnahme der Novageschwindigkeit zunimmt. Die abgeplattete Achse liegt in der Bahnebene des Doppelsternsystems. Daher ist die Abweichung von der Kreisform eine Folge der Interaktion der ausgestossenen Materie mit der Akkretionsscheibe und dem Begleiter im Laufe der Expansion. Der optisch dicke Wind, aus dem sich der Novaüberrest bildet, kann auch im Radiobereich als Bremsstrahlung einige Wochen nach dem Ausbruch nachgewiesen werden.

Liste galaktischer Novae

Die folgende Tabelle zeigt einige Novae, die innerhalb unserer eigenen Galaxis, der Milchstraße, entdeckt wurden, und (bei guten Bedingungen) mit bloßem Auge sichtbar waren. Die Buchstaben und Zahlenkürzel vor den Namen geben gemäß den Konventionen zur Benennung veränderlicher Sterne an, als wievielter veränderlicher Stern innerhalb eines Sternbilds die jeweilige Nova entdeckt wurde. Der zweite Namensteil bezeichnet das Sternbild. Siehe auch die Sterne in der Kategorie: Nova

Jahr	Nova	Maximalhelligkeit
1891	T Aurigae	3,8 mag
1898	V1059 Sagittarii	4,5 mag
1899	V606 Aquilae	5,5 mag
1901	GK Persei	0,2 mag
1903	Nova Geminorum 1903	6 mag
1910	Nova Lacertae 1910	4,6 mag
1912	Nova Geminorum 1912	3,5 mag
1918	V603 Aquilae	-1,4 mag
1920	Nova Cygni 1920	2,0 mag
1925	RR Pictoris	1,2 mag
1934	DQ Herculis	1,5 mag
1936	CP Lacertae	2,1 mag
1939	BT Monocerotis	4,5 mag
1942	CP Puppis	0,3 mag
1950	DK Lacertae	5,0 mag
1960	V446 Herculis	2,8 mag
1963	V533 Herculis	3 mag
1970	FH Serpentis	4,4 mag
1975	V1500 Cygni	2,0 mag
1975	V373 Scuti	6 mag
1976	NQ Vulpeculae	6 mag
1978	V1668 Cygni	6 mag
1984	QU Vulpeculae	5,2 mag
1986	V842 Centauri	4,6 mag
1991	V838 Herculis	5,0 mag
1992	V1974 Cygni	4,2 mag
1999	V1494 Aquilae	5,03 mag
1999	V382 Velorum	2,6 mag

Siehe auch

• Eruptiv veränderlicher Stern
• Kataklysmisch veränderlicher Stern
• Diffusion-induzierte Nova

Weblinks

 Commons: Novae – Sammlung von Bildern, Videos und Audiodateien

• Aktuelle Liste von Novae der IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams

Einzelnachweise

1. ↑ Der Brockhaus Astronomie (Mannheim 2006): Eintrag zu Tycho Brahe S.63
2. ↑ S. N. Shore, M. Livio, E. P. J. van den Heuvel: Interacting Binaries. Springer, Berlin 1994, ISBN 3-540-57014-4
3. ↑ Walter Lewin, Michael van der Klies: Compact Stellar X-ray Sources (Cambridge Astrophysics). Cambridge University Press, Cambridge 2010, ISBN 978-0521158060.
4. ↑ Michael F.Bode, A. Evans: Classical novae. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2008, ISBN 978-0-521-84330-0
5. ↑ Greg J. Schwarz et al.: Swift X-RAY OBSERVATIONS OF CLASSICAL NOVAE. II. THE SUPER SOFT SOURCE SAMPLE. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1110.6224v1.
6. ↑ R.D. Gehrz, J.W. Truran, R.E. Williams, S. Starrfield: Nucleosynthesis in Classical Novae and Its Contribution to the Interstellar Medium. In: The Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 110, 1998, S. 3-26, doi:10.1086/316107..
7. ↑ Andrew C. Collazzi, Bradley E. Schaefer, Limin Xiao, Ashley Pagnotta, Peter Kroll, Klaus Lochel, Arne A. Henden: The Behavior of Novae Light Curves Before Eruption. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2009, arXiv:0909.4289v1.
8. ↑ Angelo Cassatella: Physics of classical novae. Springer, Berlin 1990, ISBN 3-540-53500-4
9. ↑ J. Mikolajewska: Symbiotic Novae. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2010, arXiv:1011.5657.
10. ↑ M. Kato: Quite Novae with Flat Maximum - No Optical Thick Winds. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1101.2554.
11. ↑ R. F. Webbink, M. Livio, and J. W. Truran: The Nature of the Recurrent Novae. In: Astrophysical Journal. 314, 1987, S. 653-772, doi:10.1086/165095.
12. ↑ Shafter, A. W., Misselt, K. A., Szkody, P., & Politano, M.: In: Astrophysical Journal Letters. 448, 1995, S. L33-36.
13. ↑ M. Kato, I.Hachisu: V445 PUPPIS: HELIUM NOVA ON A MASSIVE WHITE DWARF. In: The Astrophysical Journal. 598, 2003, S. L107-L110.
14. ↑ V.P. Goranskij, S.Yu. Shugarov, A.V. Zharova, P.Kroll, E.A. Barsukova: The progenitor and remnant of the helium nova V445 Puppis. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1011.6063.
15. ↑ B. Warner: Cataclysmic variable stars, 1995, ISBN 0-521-54209-X
16. ↑ R.A. Downes, H.W. Duerbeck: In: Astronomical Journal. 120, 2000, S. 2007-2037.
17. ↑ M. M. Kasliwal, S. B. Cenko, S. R. Kulkarni, E. O. Ofek, R. Quimby and A. Rau: In: The Astrophysical Journal. 735, Nr. 2, 2011, S. 94, doi:10.1088/0004-637X/735/2/94.
18. ↑ Rebecca G. Martin, Mario Livio, Bradley E. Schaefer: On Orbital Period Changes in Nova Outbursts. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1104.0864v1.
19. ↑ Bradley E. Schaefer: The Change of the Orbital Periods Across Eruptions and the Ejected Mass For Recurrent Novae CI Aquilae and U Scorpii. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1108.1215v1.