Nova - Nova

Wikipediasta, ilmaisesta tietosanakirjasta
Taiteilijan käsitys valkoisesta kääpiöstä, oikeassa, vedessä vedyn suuremman seuralainen tähden Roche- lohkosta

Nova (monikko novae tai Novas ) on ohimenevä astronominen tapahtuma , joka aiheuttaa äkillinen ilmaantuminen valoisa, ilmeisesti "uusi" tähti, joka hitaasti haalistuu usean viikon tai useita kuukausia. Novan dramaattisen ulkonäön syyt vaihtelevat kahden esiastetähden olosuhteiden mukaan. Kaikissa havaituissa noveissa on valkoinen kääpiö läheisessä binaarisessa järjestelmässä . Noveen pääalaluokat ovat klassinen novae, toistuva novae (RNe) ja kääpiö nova . Niitä kaikkia pidetään katastrofaalisina muuttuvina tähteinä .

Klassiset nova-purkaukset ovat yleisin tyyppi. Ne luodaan todennäköisesti läheisessä binaarisessa tähtijärjestelmässä, joka koostuu valkoisesta kääpiöstä ja joko pääjärjestyksestä , subgiantista tai punaisesta jättiläistähdestä . Kun kiertoratajakso on usean päivän ja yhden päivän välillä, valkoinen kääpiö on riittävän lähellä seuralais tähtiään aloittaakseen kiinnittyvän aineen vetämisen valkoisen kääpiön pinnalle, mikä luo tiheän mutta matalan ilmapiirin. Tämä pääosin vedystä koostuva ilmakehä kuumenee kuumalla valkoisella kääpiöllä ja saavuttaa lopulta kriittisen lämpötilan aiheuttaen nopean pakenevan fuusion syttymisen .

Äkillinen energian lisääntyminen karkottaa ilmakehän tähtienväliseen tilaan, mikä luo kirjekuoren, joka nähdään näkyvänä valona nova-tapahtuman aikana ja menneinä vuosisatoina virheellisesti "uudena" tähtinä. Muutamat noveet tuottavat lyhytaikaisia nova-jäänteitä , jotka kestävät ehkä useita vuosisatoja. Toistuvat nova-prosessit ovat samat kuin klassisen novan, paitsi että fuusiosytytys voi olla toistuva, koska seuralainen tähti voi jälleen ruokkia valkoisen kääpiön tiheää ilmakehää.

Novae esiintyy useimmiten taivaalla Linnunradan polkua pitkin , erityisesti lähellä havaittua Jousimiehen galaktista keskustaa ; ne voivat kuitenkin esiintyä missä tahansa taivaalla. Niitä esiintyy paljon useammin kuin galaktisia supernovoja , keskimäärin noin kymmenen vuodessa. Suurin osa löydetään teleskooppisesti, ehkä vain yksi 12–18 kuukauden välein saavuttaen paljain silmin näkyvyyden. Ensimmäisen tai toisen suuruuden saavuttavia noveita esiintyy vain useita kertoja vuosisadan aikana. Viimeinen kirkas nova oli V1369 Centauri, joka saavutti 3,3 suuruusluokan 14. joulukuuta 2013.

Etymologia

Tähtitieteilijä Tycho Brahe havaitsi 1600-luvulla supernovan SN 1572 Cassiopeian tähdistössä . Hän kuvaili sitä kirjassaan De nova stella ( latinankielinen sanalla "koskien uutta tähteä"), mikä johti nimen nova omaksumiseen . Tässä työssä hän väitti, että lähellä olevan kohteen pitäisi nähdä liikkuvan kiinteisiin tähtiin nähden ja että novan oli oltava hyvin kaukana. Vaikka tämä tapahtuma oli supernova eikä nova, termejä pidettiin vaihdettavissa 1930-luvulle saakka. Tämän jälkeen noveet luokiteltiin klassisiksi noveiksi erottaakseen ne supernoovista, koska niiden syiden ja energioiden ajateltiin olevan erilaisia, perustuen yksinomaan havainnointitodisteisiin.

Vaikka termi "stella nova" tarkoittaa "uutta tähteä", noveita esiintyy useimmiten valkoisten kääpiöiden seurauksena , jotka ovat jäännöksiä erittäin vanhoista tähdistä.

Novae-tähtien evoluutio

Potentiaalisten noveiden evoluutio alkaa kahdesta pääjärjestys tähdestä binaarisessa järjestelmässä. Yksi näistä kahdesta kehittyy punaiseksi jättiläiseksi , jättäen jäljelle jääneen valkoisen kääpiöytimen kiertoradalle jäljellä olevan tähden kanssa. Toinen tähti - joka voi olla joko pääsekvenssitähti tai ikääntyvä jättiläinen - alkaa irtoa kirjekuorensa valkoiselle kääpiökumppanilleen, kun se ylittää Roche-lohkonsa . Seurauksena on, että valkoinen kääpiö vangitsee tasaisesti seuralaisen ulomman ilmakehän aineen kasvatuslevylle ja puolestaan ​​kertyvä aine putoaa ilmakehään. Koska valkoinen kääpiö koostuu rappeutuneesta aineesta , kertyvä vety ei täyty, mutta sen lämpötila nousee. Runaway-fuusio tapahtuu, kun tämän ilmakerroksen lämpötila saavuttaa ~ 20 miljoonaa K , aloittaen ydinpolton CNO-syklin kautta .

Vetyfuusio voi tapahtua vakaana valkoisen kääpiön pinnalla kapealla kiihtyvyysnopeusalueella, mikä saa aikaan erittäin pehmeän röntgenlähteen , mutta useimmissa binäärisysteemiparametreissa vedyn palaminen on epävakaa termisesti ja muuntaa nopeasti suuri määrä vetyä muut, raskaampia alkuaineita on karannut reaktio, vapauttaen valtava määrä energiaa. Tämä puhaltaa jäljellä olevat kaasut pois valkoisen kääpiön pinnan pinnalta ja tuottaa erittäin kirkkaan valopurkauksen.

Huippukirkkauden nousu voi olla hyvin nopeaa tai asteittaista. Tämä liittyy novan nopeusluokkaan; kuitenkin huipun jälkeen kirkkaus vähenee tasaisesti. Aikaa, jonka nova hajoaa noin 2 tai 3 suuruudella suurimmasta optisesta kirkkaudesta, käytetään luokitukseen sen nopeusluokan kautta. Nopeat noveet hajoavat tyypillisesti alle 25 päivässä kahdella voimakkuudella, kun taas hitailla noveilla kestää yli 80 päivää.

Huolimatta niiden väkivaltaa, yleensä määrä materiaalia ruiskutetaan novae on vain noin 1 / 10000 on auringon massa , melko pieni suhteessa massaan valkoinen kääpiö. Lisäksi vain viisi prosenttia kerääntyneestä massasta sulautuu sähköpurkauksen aikana. Siitä huolimatta tämä on riittävä energia kiihdyttämään nova ejectaa jopa useita tuhansia kilometrejä sekunnissa - nopeammilla novaeilla nopeammin kuin hitailla - samalla kun valovoima nousee muutamasta aurinkokerrasta 50000 - 100000 kertaa aurinkoon. Vuonna 2010 NASAn Fermi Gamma-ray-avaruusteleskooppia käyttävät tutkijat havaitsivat, että nova voi myös lähettää gammasäteitä (> 100 MeV).

Potentiaalisesti valkoinen kääpiö voi synnyttää useita noveita ajan myötä, kun ylimääräistä vetyä kerääntyy edelleen pintaan seuralähteestään. Esimerkkinä tästä on RS Ophiuchi , jonka tiedetään syttyneen kuusi kertaa (vuosina 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 ja 2006). Lopulta valkoinen kääpiö voi räjähtää tyypin  Ia supernovana, jos se lähestyy Chandrasekhar-rajaa .

Toisinaan novaat ovat riittävän kirkkaita ja riittävän lähellä maapalloa, jotta ne näkyisivät avomattomalle silmälle. Viime aikojen kirkkain esimerkki oli Nova Cygni 1975 . Tämä nova ilmestyi 29. elokuuta 1975 Cygnus- tähdistössä noin viisi astetta Denebistä pohjoiseen ja saavutti voimakkuuden  2.0 (melkein yhtä kirkas kuin Deneb ). Viimeisimmät olivat V1280 Scorpii , jonka arvo oli 3,7 17. helmikuuta 2007, ja Nova Delphini 2013 . Nova Centauri 2013 löydettiin 2. joulukuuta 2013, ja se on toistaiseksi tämän vuosituhannen kirkkain nova, saavuttaen voimakkuuden 3.3.

Helium novae

Helium nova (helium flash) on ehdotettu nova-tapahtumaluokka, jonka spektristä puuttuu vetylinjoja. Tämä voi johtua heliumkuoren räjähdyksestä valkoisella kääpiöllä. Teoriaa ehdotettiin ensimmäisen kerran vuonna 1989, ja ensimmäinen havaittu ehdokas helium nova oli V445 Puppis vuonna 2000. Sittemmin on ehdotettu neljä muuta noveea helium novaeksi.

Esiintymisnopeus ja astrofyysinen merkitys

Tähtitieteilijät arvioivat, että Linnunrata kokee noin 30-60 nova vuodessa, mutta äskettäin tehdyssä tutkimuksessa on havaittu todennäköisesti parantunut nopeus noin 50 ± 27. Linnunradalta löydettyjen noveiden määrä on vuosittain paljon pienempi, noin 10, johtuen todennäköisesti kaukaisista noveista, jotka on peitetty kaasun ja pölyn imeytymisen avulla. Andromedan galaksista löytyy vuosittain noin 25 kirkkaampaa kuin noin kahdennenkymmenennen voimakkuuden nova, ja pienempiä määriä nähdään muissa läheisissä galakseissa. Vuodesta 2019 alkaen Linnunradalla on kirjattu 407 todennäköistä novaattia.

Nova ejecta -sumun spektroskooppinen havainnointi on osoittanut, että ne ovat rikastuneet alkuaineilla, kuten helium, hiili, typpi, happi, neon ja magnesium. Novaen vaikutus tähtienväliseen väliaineeseen ei ole suuri; novae valmistavat vain 1 / 50 niin paljon materiaalia Galaxy samoin supernovat, ja vain 1 / 200 niin paljon kuin punainen jättiläinen ja supergiant tähdet.

Toistuvat noveet, kuten RS Ophiuchi (ne, joiden jaksot ovat vuosikymmenien luokkaa), ovat harvinaisia. Tähtitieteilijät teorioivat kuitenkin, että suurin osa, ellei kaikki, novaat ovat toistuvia, vaikkakin aikaskaalilla, jotka vaihtelevat 1000: sta 100 000 vuoteen. Novan toistumisväli on vähemmän riippuvainen valkoisen kääpiön kertymisnopeudesta kuin sen massasta; voimakkaalla painovoimallaan massiiviset valkoiset kääpiöt vaativat vähemmän taipumusta purkauksen polttoaineeksi kuin pienemmät. Näin ollen väli on lyhyempi suuren massan valkoisille kääpiöille.

V Sagittae on epätavallinen siinä mielessä , että voimme nyt ennustaa, että siitä tulee nova noin 2083, plus tai miinus noin 11 vuotta.

Tähtitieteilijät ilmoittivat 27. toukokuuta 2020, että klassiset novae-räjähdykset ovat litium- alkuaineen galaktisia tuottajia .

Alatyypit

Novae luokitellaan valokäyrän kehitysnopeuden mukaan, joten sisään

  • NA : nopea novae, jossa on nopea vaaleuden lisäys, jota seurasi kirkkaus lasku 3 suuruuksia - noin 1 / 16 kirkkaus - kuluessa 100 päivä.
  • Huom : hidas nova, jonka suuruus on 3, vähenee vähintään 150 päivässä.
  • NC : erittäin hidas novae, joka tunnetaan myös nimellä symbioottinen novae , joka pysyy suurimmalla valolla vähintään vuosikymmenen ajan ja sitten häipyy hyvin hitaasti.
  • NR / RN : toistuvia noveita, noveita, joissa on kaksi tai useampia purkauksia 10–80 vuoden välein.

Jäännökset

GK Persei : Nova vuodelta 1901

Jotkut novaatit jättävät jälkeensä näkyvän sumutuksen , nova-räjähdyksessä tai useissa räjähdyksissä karkotetun materiaalin.

Novae etäisyysindikaattoreina

Novaella on jonkin verran lupa käyttää vakio kynttilämittauksena . Esimerkiksi niiden absoluuttisen suuruuden jakauma on bimodaalinen , päähuipun suuruus on −8,8 ja pienempi −7,5. Noveilla on myös suunnilleen sama absoluuttinen suuruus 15 päivää huippunsa jälkeen (−5,5). Nova-pohjaisten etäisyysestimaattien vertailu läheisiin galakseihin ja galaksijoukkoihin niiden kanssa, jotka on mitattu kefeidimuuttuvilla tähdillä , ovat osoittaneet niiden olevan vertailukelpoisia.

Toistuvat novae

Toistuvat novae ( RNe ) ovat esineitä, joiden on nähty kokevan useita nova-purkauksia. Vuodesta 2009 lähtien on olemassa kymmenen tunnettua galaktista toistuvaa novaattia sekä useita ekstragalaktisia ( Andromedan galaksissa (M31) ja Suuressa Magellanic Cloudissa ). Yksi näistä ekstragalaktisista noveista , M31N 2008-12a , puhkeaa niin usein kuin kerran 12 kuukaudessa. Toistuva nova kirkastuu tyypillisesti noin 8,6 magnitudilla, kun taas klassinen nova voi kirkastua yli 12 magnitudilla. Kymmenen tunnettua galaktista toistuvaa novaattia on lueteltu alla.

Koko nimi
Löytäjä
suuruusluokka
alue
Päivää pudottaa
3 suuruusluokkaa
huipusta
Tunnetut purkausvuodet Aikaväli (vuotta) Vuosia viimeisimmästä purkauksesta
CI Aquilae K. Reinmuth 8.6–16.3 40 2000, 1941, 1917 24–59 20
V394 Coronae Australis LE Erro 7.2–19.7 6 1987, 1949 38 33
T Coronae Borealis J. Birmingham 2,5–10,8 6 1946, 1866 80 74
IM Normae IE Woods 8,5–18,5 70 2002, 1920 ≤82 18
RS Ophiuchi W. Fleming 4.8–11 14 2006, 1985, 1967, 1958, 1933, 1898 9–35 14
V2487 Ophiuchi K. Takamizawa (1998) 9.5–17.5 9 1998, 1900 98 22
T Pyxidis H. Leavitt 6.4–15.5 62 2011, 1967, 1944, 1920, 1902, 1890 12–44 9
V3890 Sagittarii H. Dinerstein 8.1–18.4 14 2019, 1990, 1962 28–29 1
U Scorpii NR Pogson 7,5–17,6 2.6 2010, 1999, 1987, 1979, 1936, 1917, 1906, 1863 8–43 10
V745 Scorpii L. Plaut 9.4–19.3 7 2014, 1989, 1937 25–52 6

Extragalactic novae

Novae ovat suhteellisen yleisiä Andromedan galaksissa (M31). M31: stä löydetään vuosittain noin useita kymmeniä noveita (kirkkaampia kuin näennäinen suuruus 20). Keskustoimisto tähtitieteellinen Sähkeitä (CBAT) seurataan novae vuonna M31, M33 ja M81 .

Katso myös

Viitteet

Lisälukemista

  • Payne-Gaposchkin, C. (1957). Galaktinen Novae . North Holland Publishing Co.
  • Hernanz, M .; Josè, J. (2002). Klassinen Nova-räjähdys . American Institute of Physics.
  • Bode, MF; Evans, E. (2008). Klassinen Novae . Cambridge University Press.

Ulkoiset linkit