Quelltext der Seite Mergerburst

Unter '''Mergerburst''' (aus {{enS|Mergerburst}}, auf deutsch etwa ''Verschmelzungsausbruch'') versteht man in der [[Astrophysik]] das kurzzeitige Aufleuchten eines [[Stern]]s infolge des [[Sternkollision|Verschmelzens]] mit einem [[Doppelstern|Begleitstern]].

Ob Mergebursts der Mechanismus zur Erzeugung von sogenannten [[Rote Nova|leuchtkräftigen roten Novae]] ist, oder ob andere Modelle ebenfalls für einige Ausbrüche verantwortlich sind, kann anhand der vorliegenden Daten noch nicht beantwortet werden.

== Theorie ==
=== Sternverschmelzung ===
Die Verschmelzung zweier Sterne in einem Doppelsternsystem wird schon länger als Ursache schnell rotierender Einzelsterne vom [[Rotationsveränderlicher Stern|Typ FK Comae Berenices]] angesehen. Als Vorläufer werden die [[Bedeckungsveränderlicher Stern|bedeckungsveränderlichen Kontaktsysteme]] vom Typ [[W-Ursae-Majoris-Stern]] vermutet. Bei diesen haben sich die zwei Sterne in einem Doppelsternsystem bereits so weit angenähert, dass sie eine [[gemeinsame Hülle]] bilden. Durch [[Reibung]] spiralt der kleinere Begleiter in die größere Komponente hinein und die Umsetzung der [[Bewegungsenergie]] kann zum Auswurf einer expandierenden Hülle führen. Die veränderte Massenverteilung beeinflusst eventuell das [[Schalenbrennen]] im neu entstandenen größeren Stern. Durch die unterschiedlichen Massen sowie die Massenverteilung in den beteiligten Doppelsternsystemen und in Abhängigkeit von der [[Bahnneigung]] kann eine Reihe von Ausbruchslichtkurven modelliert werden.
Einen Extremfall stellt die Verschmelzung zweier [[Neutronenstern]]e dar. Dieses Ereignis wird als [[Kilonova]] bezeichnet.

=== Absturz eines Planeten ===
Auch bei einer Verschmelzung zwischen einem Stern und einem [[Planet]]en<ref>{{Literatur |Autor=A. Retter, B. Zhang, L. Siess, A. Levinson, A. Marom, |Titel=The Planets-Capture Model of V838 Mon |Sammelwerk=Astronomical Society of the Pacific Conference Series |Band=324 |Datum=2007 |Seiten=271}}</ref> könnte es zu einem Mergerburst kommen.
Insbesondere [[Hot Jupiter|heiße Jupiter]] sind Kandidaten für einen Mergerburst. Diese [[Gasplanet]]en sind bereits in kurzperiodischen Umlaufbahnen um ihren Zentralstern. Die Bahnen können instabil sein z.&nbsp;B. aufgrund der [[Darwin-Instabilität]]. Die Verschmelzungsrate innerhalb der Milchstraße wird auf 0,1 bis 1 pro Jahr geschätzt. Der Verlauf des Ausbruchs ist abhängig von dem Verhältnis der Dichten des Sterns und des Planeten, da entweder der Planet als ein Objekt in die Atmosphäre des Stern eintritt und sich ein stabiler Massefluss vom Planeten zum Stern einstellt oder der Planet durch Gezeitenkräfte vor der Verschmelzung zerrissen wird. Ein Helligkeitsausbruch im optischen, ultravioletten sowie im Bereich der Röntgenstrahlung sollte eine Folge der thermischen Strahlung der [[Akkretionsscheibe]] sein sowie durch die Wechselwirkung von [[Jet (Astronomie)|Jets]] mit zirkumstellaren Material entstehen<ref>{{Literatur |Autor=B. D. Metzger, D. Giannios, D. S. Spiegel |Titel=Optical and X-ray Transients from Planet-Star Mergers |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1204.0796v1}}</ref>. Die beim Absturz freiwerdende Energie reicht eventuell auch zum Zünden des [[Deuteriumbrennen]]s in der Atmosphäre des Sterns und dadurch steigt die Helligkeit wie beobachtet innerhalb weniger Tage stark an.

Bei der Kollision eines [[Brauner Zwerg|Braunen Zwerges]] mit einem Planeten<ref>{{Literatur |Autor=Ealeal Bear, Amit Kashi, Noam Soker |Titel=Mergerburst transients of brown dwarfs with exoplanets |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1104.4106v1}}</ref> könnte es ebenfalls zu einem Ausbruch mit einer kleineren Amplitude und Dauer kommen. Eine Eruption mit einer Dauer von nur wenigen Tagen konnte allerdings noch nicht beobachtet werden.

=== Alternative Theorie ===
Für die Lichtkurven der Mergerbursts ist auch eine alternative Hypothese vorgeschlagen worden. Demnach wird für die beobachtete Periodenverkürzung vor dem Ausbruch eine unrealistisch hohe [[Opazität]] erforderlich und der langsame Anstieg zur Maximumhelligkeit dauert zu lange für einen Mergerburst. Stattdessen könnte es sich um den Beginn einer Kontaktphase eines Doppelsternsystems handeln, wodurch viel Material von einem Stern in eine [[Gemeinsame Hülle|gemeinsame nicht korotierende Hülle]] um den Doppelstern abgegeben wird. Innerhalb der gemeinsamen Hülle besteht demnach das Doppelsternsystem mit einer geringeren Periode immer noch<ref>{{Literatur |Autor=Ondrej Pejcha |Titel=Burying a Binary: Dynamical Mass Loss and an Optically-Thick Wind Explain the Candidate Stellar Merger V1309 Scorpii |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2013 |arXiv=1307.4088v1}}</ref>.

== Beispiele ==
=== V1309 Sco ===
Die im Jahr 2008 ausgebrochene leuchtkräftige rote Nova [[V1309 Sco]] liegt in einem Überwachungsfeld des Experiments [[OGLE]], deshalb liegen photometrische Daten aus den Jahren vor dem Ausbruch vor. In diesem Zeitraum zeigte sich ein [[Bedeckungsveränderlicher Stern|Bedeckungslichtwechsel]] mit einer [[Umlaufdauer|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 Jahr 2007 um 1&nbsp;[[Scheinbare Helligkeit|mag]] abzufallen. Im folgenden Jahr ist die Helligkeit erst langsam angestiegen, um dann innerhalb weniger Wochen das Maximum mit einer Ausbruchsamplitude von 10&nbsp;mag zu erreichen.<ref>{{Literatur |Autor=R. Tylenda, M. Hajduk, T. Kamiński, A. Udalski, I. Soszyński, M. K Szymański, M. Kubiak, G. Pietrzyński, R. Poleski, Ł Wyrzykowski, K. Ulaczyk |Titel=V1309 Scorpii: merger of a contact binary |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2010-11-01 |arXiv=1012.0163}}</ref>

Der Vorgänger der Roten Nova war nach Simulationsrechnungen ein Doppelstern mit einer Gesamtmasse von circa 2 Sonnenmassen<ref>{{Literatur |Autor=K. Stepien |Titel=Evolution of the progenitor binary of V1309 Scorpii before merger |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2011 |arXiv=1105.2627}}</ref>.

=== KIC 9832227 ===
[[KIC 9832227]] ist ein [[Doppelstern]]system dessen beide Komponenten in nur knapp 11 Stunden umeinander rotieren.<ref>Karen Kinemuchi, ''To Pulsate or to Eclipse? Status of KIC 9832227 Variable Star'', 1. Oktober 2013, .{{arXiv|1310.0544}}</ref> Die Umlaufperiode nimmt kontinuierlich ab. Die [[Sternkollision|Verschmelzung]] der beiden Sterne wurde zunächst für das Jahr 2022 {{Zukunft|2020}} <!--Dann sollte klar sein wann genau -->
vorhergesagt. Neue Berechnungen unter Einbeziehung älterer Messungen aus dem Jahre 2003 und ein entdeckter Fehler in der Dokumentation eines Messpunkts aus 1999, widerlegten jedoch die Vorhersage.<ref>[[Abenteuer Astronomie|Abenteuer-Astronomie.de]]: [https://abenteuer-astronomie.de/neue-falsche-zahlen-rote-nova-2022-im-schwan-ueberraschend-abgesagt/ ''„Rote Nova“ 2022 im Schwan überraschend abgesagt''.] Abgerufen am 11.&nbsp;Februar 2020.</ref> Wann das Ereignis eintreten wird, ist damit wieder offen. Die [[Leuchtkräftige Rote Nova|leuchtkräftige roten Nova]] sollte von der Erde aus mit bloßem Auge für Monate sichtbar sein.<ref>Lawrence A. Molnar, Daniel Van Noord, Karen Kinemuchi, Jason P. Smolinski, Cara E. Alexander, Henry A. Kobulnicky, Evan M. Cook, Byoungchan Jang, Steven D. Steenwyk: ''KIC 9832227: A red nova precursor'', American Astronomical Society Meeting 229, 2017, S. 417.04. {{bibcode|2017AAS...22941704M}}</ref>

=== V838 Mon ===
Der Ausbruch von [[V838 Monocerotis|V838 Mon]] wurde am 6. Januar 2002 entdeckt.<ref>{{IAUC|7785}}</ref> Durch einen Vergleich mit Archivbildern fand man heraus, dass er um den 1. Januar 2002 stattgefunden haben muss.<ref>{{IAUC|7790}}</ref> Der erste Ausbruch war relativ unspektakulär und mit dem Verhalten eines Sterns vom Typ [[Nova (Stern)|Nova]] vergleichbar. Ein zweiter Ausbruch wurde am 2. Februar 2002 entdeckt.<ref>{{IAUC|7816|3=#Item1}}</ref> V838 Mon verlor bei diesem Ausbruch im Gegensatz zu Novae oder Supernovae kaum [[Materie (Physik)|Materie]] mit hoher Geschwindigkeit, sondern blähte sich enorm auf und verwandelte sich in einen kühlen [[Überriese]]n mit einem Durchmesser von über 1560 Millionen Kilometern (Größenvergleich: Im [[Sonnensystem]] würde der Stern bis hinter die Saturnbahn reichen). Von 2004 bis 2006 zeigten die Beobachtungen Anzeichen eines blauen Begleitsterns.<ref>{{bibcode|2005A&A...434.1107M}}</ref> Diesen scheint die sich immer weiter ausdehnende Hülle etwa im Dezember 2005 erreicht zu haben.<ref>http://www.astronomerstelegram.org/?read=803</ref> Schließlich hat die Hülle im Oktober 2006 Dimensionen erreicht, bei welchen der Begleiter völlig verschluckt wurde.<ref>http://www.astronomerstelegram.org/?read=966</ref>

=== SN 2009ip ===
Ein Mergerburst kann auch zu Eruptionen führen, deren Leuchtkräfte die von leuchtkräftigen roten Novae deutlich übersteigen. Der [[Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher#Supernova Impostors|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 [[Supernova#Kernkollaps|Kernkollapssupernova]] oder eine große Eruption eines [[Leuchtkräftiger Blauer Veränderlicher|Leuchtkräftigen Blauen Veränderlichen]] hervorgerufen worden sein<ref>{{Literatur |Autor=Noam Soker, Amit Kashi |Titel=Explaining the supernova impostor sn 2009ip as mergerburst |Sammelwerk=Astrophysics. Solar and Stellar Astrophysics |Datum=2012 |arXiv=1211.5388}}</ref>.

=== GW170817 ===
[[GW170817]] war das erste Mal, dass Astronomen sowohl [[Gravitationswellen]] als auch [[elektromagnetische Strahlung]] vom selben astronomischen Ereignis messen konnten. Das Ereignis wird als Kilonova, die Kollision zweier Neutronensterne interpretiert<ref>http://www.sciencemag.org/news/2017/10/merging-neutron-stars-generate-gravitational-waves-and-celestial-light-show</ref>.

== Einzelnachweise ==
<references />

[[Kategorie:Astrophysikalischer Prozess]]