Superhump

Superhumps (auf deutsch etwa Superhöcker) sind eine annähernd sinusförmige Modulation in den Lichtkurven einiger Zwergnovae geringer Amplitude^[1].

Lichtkurve der Zwergnova HT Cas im Ausbruch. Neben den Superhumps ist noch ein Bedeckungslichtwechsel zusehen. Die untere Lichtkurve zeigt die Streuung bei der Beobachtung unveränderlicher Vergleichssterne

Eigenschaften

Die Superhumps treten bei allen Zwergnovae vom Typ SU UMa während der Supermaxima auf. Bei positiven oder gewöhnlichen Superhumps ist die Periode um einige Prozent länger als die Umlaufdauer in den engen Doppelsternsystemen, während sie bei negativen Superhumps einige Prozente kürzer ist. Positive und negative Superhumps können gleichzeitig auftreten.

Typischerweise sind Superhumps nicht am Anfang des Ausbruchs nachweisbar, sondern entwickeln sich erst nahe dem Maximum. Die Amplitude nimmt danach kontinuierlich ab, bis sie nach Tagen bis Wochen nicht mehr beobachtet werden können. Allerdings zeigen einige Sterne auch permanente Superhumps sowie selten auch frühe Superhumps, die bereits während des Anstiegs zum Supermaximum auftreten. Diese unterschiedlichen Eigenschaften können bei einigen Sternen abwechselnd auftreten, ebenso wie Superhumps mit einem doppelten Maximum^[2].

Die Amplituden, welche maximal 0,3 mag erreichen können, sind abhängig von der Bahnneigung des Doppelsternsystems. Neben den SU UMa-Sternen konnten Superhumps auch in permanenten Superhumpern beobachtet werden. Dabei handelt es sich um Zwergnovae in ständigem Ausbruch, den Nova-ähnlichen Sternen, als auch um Zwergnovae, die keinerlei Ausbrüche zeigen^[3]. Eine weitere Quelle von Superhumps sind die AM-Canum-Venaticorum-Sterne. Dabei handelt es sich um Doppelsternsysteme bestehend aus zwei Weißen Zwergen mit einem Materieaustausch über eine Akkretionsscheibe^[4]. Außerhalb der Gruppe der kataklysmischen Doppelsterne konnten Superhumps auch bei Röntgendoppelsternen geringer Masse nachgewiesen werden. Bei Röntgendoppelsternen ist der kompakte Stern ein Neutronenstern oder ein schwarzes Loch^[5].

Interpretation positiver Superhumps

Künstlerische Darstellung eines kataklysmischen Veränderlichen

Zwergnovae bestehen aus einem roten Zwerg, der einem weißen Zwerg so nahe steht, dass er Masse an diesen verliert. Das Gas trifft auf eine Akkretionsscheibe und bewegt sich spiralförmig durch diese bis es auf den weißen Zwerg trifft. Die Superhumps entstehen, wenn die Akkretionsscheibe während eines Superausbruchs nicht achsensymmetrisch rotiert und deshalb der Abstand zwischen dem roten Zwerg und der Akkretionsscheibe variiert. Damit wird auch mehr oder weniger potentielle Energie beim Aufprall des Gases auf die Akkretionsscheibe freigesetzt und dies führt zu den beobachteten Helligkeitsschwankungen^[6]. Eine alternative Interpretation geht von einem erhöhten Materiestrom vom Begleiter zur Akkretionsscheibe aus. An der Stelle in der Akkretionsscheibe, wo der Materiestrom auftrifft, bildet sich ein heißer Fleck. Die Leuchtkraft des heißen Flecks steigt aufgrund des erhöhten Materiestroms an und führt zu den Superhumps. Die etwas längere Superhumpperiode im Vergleich zur Umlaufdauer ist die Folge einer Expansion der Akkretionsscheibe während der Eruption^[7].

Negative Superhumps

Bei negativen Superhumps ist die Periode der Helligkeitsvariation in der Lichtkurve einige Prozente kürzer als die Umlaufdauer des Doppelsternsystems. Die Ursache liegt in einer gegen die Bahnebene gekippten Akkretionsscheibe, die weiterhin präzessiert. Die Helligkeitsänderung der Superhumps ist eine Folge der unterschiedlichen Tiefe im Gravitationsfeld, bei dem der Massenstrom vom Begleiter auf die präzessierende Akkretionsscheibe auftrift und die Bewegungsenergie in elektromagnetische Strahlung umwandelt. Beispiele für negative Superhumps sind TV Col und V344 Lyr^[8].

Siehe auch

• Kataklysmisch veränderlicher Stern
• U Geminorum

Literatur

1. ↑ C. Hoffmeister, G. Richter, W. Wenzel: Veränderliche Sterne. 3 Auflage. Springer Verlag, Berlin 1990, ISBN 3-335-00224-5.
2. ↑ Taichi Kato et al.: Survey of Period Variations of Superhumps in SU UMa-Type Dwarf Novae. III: The Third Year (2010-2011). In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1108.5252v1.
3. ↑ Brian Warner: Cataclysmic Variable Stars. Cambridge University Press, Cambridge 2003, ISBN 0-521-54209-X (Cambridge astrophysics series 28).
4. ↑ David Levitan et al: PTF1 J071912.13+485834.0: AN OUTBURSTING AM CVN SYSTEM DISCOVERED BY A SYNOPTIC SURVEY. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1107.1209v1.
5. ↑ Walter Lewin, Michael van der Klies: Compact Stellar X-ray Sources (Cambridge Astrophysics). Cambridge University Press, Cambridge 2010, ISBN 978-0521158060.
6. ↑ J. Smak: Superhumps and their Amplitudes. In: Acta Astronomica. 60, Nr. 4, 2010, ISSN 0567-7262, S. 357–371.
7. ↑ A. Olech, E. de Miguel, M. Otulakowska, J.R. Thorstensen, A. Rutkowski, R. Novak, G. Masi, M. Richmond, B. Staels, S. Lowther, W. Stein, T. Ak, D. Boyd, R. Koff, J. Patterson, Z. Eker: SDSS J162520.29+120308.7 - a new SU UMa star in the period gap. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1103.5754.
8. ↑ Matt A. Wood, Martin D. Still, Steve B. Howell, John K. Cannizzo, Alan P. Smale: V344 Lyrae: A Touchstone SU UMa Cataclysmic Variable in the Kepler Field. In: Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics. 2011, arXiv:1108.3083v1.