Leuchtkräftige Rote Novae, kurz Rote Novae, sind eine seltene Klasse von eruptiven veränderlichen Sternen (einer Unterklasse der veränderlichen Sterne). Diese Sternklasse entwickelt im Rahmen eines Ausbruchs eine intensive rote Farbe.
Leuchtkräftige Rote Novae, kurz Rote Novae, sind eine seltene Klasse von eruptiven veränderlichen Sternen (einer Unterklasse der veränderlichen Sterne). Diese Sternklasse entwickelt im Rahmen eines Ausbruchs eine intensive rote Farbe.
Zu den Leuchtkräftigen Roten Novae werden neben dem Prototyp V838 Mon V4332 Sgr auch V1309 Sco sowie die extragalaktischen Sterne M31RV, NGC300 OT2008, M85 OT2006-1 und M99 PTF10FQS gezählt. Obwohl ihre optische Lichtkurve mit einem steilen Anstieg und langsamen Abfall der von klassischen Novae ähnelt, gibt es eine Reihe von Differenzierungsmerkmalen:
Neben den Begriffen Rote Nova oder Leuchtkräftige Rote Nova werden diese Sterne auch als intermediate-luminosity transient, intermediate-iuminosity optical transients oder als intermediate-luminosity red transients bezeichnet. Diese Bezeichnungen werden etwas weiter aufgefasst als der Begriff Rote Nova, da sie alle Ausbrüche von Sternen enthalten, deren maximale Leuchtkraft zwischen der einer klassischen Nova und einer Supernova liegen. Eine Eruptionsart, die zu den intermediate-luminosity optical transients, aber nicht zu den Leuchtkräftigen Roten Novae gezählt wird, ist eine große Eruption eines Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen. Die Entdeckung dieser neuen Klasse von veränderlichen Sternen ist die Folge von systematischen Suchaktionen nach Supernovae in naheliegenden Galaxien.
Um die Eruptionen zu erklären, sind die folgenden Modelle vorgeschlagen worden:
Durch Beobachtungen bestätigt wurden die Modelle der Mergerbursts und die Ausbrüche von massiven AGB-Sternen mit starker Extinktion.
Für die im Jahre 2008 ausgebrochene leuchtkräftige rote Nova V1309 Sco liegen photometrische Daten aus den Jahren vor dem Ausbruch vor. In diesem Zeitraum zeigte sich ein Bedeckungslichtwechsel mit einer Periode von 1,4 Tagen. Der Lichtwechsel war typisch für ein Kontaktsystem. Die Periode hat in den sechs Jahren vor dem Ausbruch exponentiell abgenommen und die Lichtkurve war stark veränderlich. In dem Jahr vor dem Ausbruch war kein Bedeckungslichtwechsel mehr nachweisbar. Die Gesamthelligkeit von V1309 Sco stieg in den Jahren kontinuierlich an, um im Jahre 2007 um 1 mag abzufallen. Im folgenden Jahr ist die Helligkeit erst langsam angestiegen, um dann innerhalb weniger Wochen das Maximum mit einer Ausbruchsamplitude von 10 mag zu erreichen.
Der Vorgänger der Roten Nova war nach Simulationsrechnungen ein Doppelstern mit einer Gesamtmasse von circa 2 Sonnenmassen.
Der Ausbruch wurde am 6. Januar 2002 entdeckt. Durch einen Vergleich mit Archivbildern fand man heraus, dass er um den 1. Januar 2002 stattgefunden haben muss. Der erste Ausbruch war relativ unspektakulär und mit dem Verhalten eines Sterns vom Typ Nova vergleichbar. Ein zweiter Ausbruch wurde am 2. Februar 2002 entdeckt. V838 Mon verlor bei diesem Ausbruch im Gegensatz zu Novae oder Supernovae kaum Materie mit hoher Geschwindigkeit, sondern blähte sich enorm auf und verwandelte sich in einen kühlen Überriesen mit einem Durchmesser von über 1560 Millionen Kilometern. Von 2004 bis 2006 zeigten die Beobachtungen Anzeichen eines blauen Begleitsterns. Diesen scheint die sich immer weiter ausdehnende Hülle etwa im Dezember 2005 erreicht zu haben. Schließlich hat die Hülle im Oktober 2006 Dimensionen erreicht, bei welchen der Begleiter völlig verschluckt wurde.
Ein Mergerburst kann auch zu Eruptionen führen, deren Leuchtkräfte die von Leuchtkräftigen Roten Novae deutlich übersteigen. Der Supernova Impostor SN 2009ip könnte das Ergebnis einer Verschmelzung eines supermassiven Sterns mit einer Masse von um die 100 Sonnenmassen und eines massereichen Sterns von circa 30 Sonnenmassen sein. Die Zeitskalen bei diesem Ausbruch entsprechen denen eines Mergerbursts wie bei V838 Mon, aber die Leuchtkräfte sind um einige Größenordnungen höher. Allerdings kann das Ereignis auch durch eine ungewöhnliche Kernkollapssupernova oder eine große Eruption eines Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen hervorgerufen worden sein.
Zu der Gruppe von Roten Novae, die nicht aus einem Mergerburst hervorgehen, gehören SN 2008S, NGC300 OT2008, M85 OT2006-1, SN 2010da, SN 2010dn, PTF 10acbp und M99 PTF10FQS. Sie teilen die folgenden Eigenschaften:
Als Ursache für diese Untergruppe wurde die Geburt eines massiven Weißen Zwergs, eine lichtschwache Kernkollaps-Supernova oder der Ausbruch eines massiven Sterns diskutiert. Die Beobachtungsdaten entsprechen am besten der Interpretation der Geburt eines massiven Weißen Zwergs aus einem massereichen AGB-Stern von circa 10 Sonnenmassen. Allerdings ist nicht auszuschließen, dass es sich um ehemalige Rote Überriesen auf dem Entwicklungsweg zu wärmeren Temperaturen handelt.