Nova - Nova

Vikipedi, özgür ansiklopedi
Sanatçının beyaz cüce kavramı , daha büyük yoldaş yıldızının Roche lobundan hidrojen biriktiriyor.

Bir nova (çoğul nova veya novas ), birkaç hafta veya birkaç ay içinde yavaşça kaybolan parlak, görünüşte "yeni" bir yıldızın aniden ortaya çıkmasına neden olan geçici bir astronomik olaydır . Bir nova'nın dramatik görünümünün nedenleri, iki öncü yıldızın koşullarına bağlı olarak değişir. Gözlemlenen tüm novalar, yakın bir ikili sistemde beyaz bir cüce içerir . Novae'nin ana alt sınıfları, klasik nova, tekrarlayan nova (RNe) ve cüce novadır . Bunların hepsi dehşet verici değişken yıldızlar olarak kabul edilir .

Klasik nova püskürmeleri en yaygın türdür. Muhtemelen beyaz bir cüce ve bir ana sekans , subgiant veya kırmızı dev yıldızdan oluşan yakın bir ikili yıldız sisteminde yaratılmışlardır . Yörünge periyodu birkaç günden bir güne düştüğünde , beyaz cüce, yoğun ama sığ bir atmosfer yaratan beyaz cücenin yüzeyine birikmiş maddeyi çekmeye başlamak için yoldaşı yıldızına yeterince yakındır . Çoğunlukla hidrojenden oluşan bu atmosfer, sıcak beyaz cüce tarafından termal olarak ısıtılır ve sonunda kritik bir sıcaklığa ulaşır ve hızlı bir kaçak füzyonun tutuşmasına neden olur .

Enerjideki ani artış, atmosferi yıldızlararası uzaya fırlatarak, nova olayı sırasında görünür ışık olarak görülen ve geçmiş yüzyıllarda "yeni" bir yıldız olarak yanlış anılan zarfı yaratır. Birkaç nova , belki birkaç yüzyıl süren kısa ömürlü nova kalıntıları üretir . Tekrarlayan nova süreçleri, klasik nova ile aynıdır, ancak füzyon ateşlemesi tekrarlanabilir çünkü yoldaş yıldız beyaz cücenin yoğun atmosferini yeniden besleyebilir.

Novae en sık Samanyolu yolu boyunca gökyüzünde , özellikle de Yay burcunda gözlemlenen galaktik merkezin yakınında meydana gelir ; ancak, gökyüzünün herhangi bir yerinde görünebilirler. Yılda ortalama on olarak galaktik süpernovalardan çok daha sık meydana gelirler . Çoğu teleskopla bulunur, belki de sadece 12–18 ayda bir tanesi çıplak gözle görülebilmektedir. Birinci veya ikinci büyüklüğe ulaşan Novae, yüzyılda yalnızca birkaç kez meydana gelir. Son parlak nova, 14 Aralık 2013'te 3.3 büyüklüğe ulaşan V1369 Centauri idi .

Etimoloji

On altıncı yüzyılda gökbilimci Tycho Brahe , Cassiopeia takımyıldızında SN 1572 süpernova'yı gözlemledi . O adlı kitabında bunu tarif De nova stella ( Latince adıyla benimsenmesine yol açan "yeni yıldızı ilişkin" için) nova . Bu çalışmada, yakındaki bir nesnenin sabit yıldızlara göre hareket ettiği görülmesi gerektiğini ve nova'nın çok uzakta olması gerektiğini savundu. Bu olay bir nova değil bir süpernova olmasına rağmen, terimler 1930'lara kadar birbirinin yerine kullanılabilir olarak kabul edildi. Bundan sonra, sadece gözlemsel kanıtlara dayanarak nedenleri ve enerjilerinin farklı olduğu düşünüldüğünden, novalar onları süpernovalardan ayırmak için klasik nova olarak sınıflandırıldı .

"Stella nova" terimi "yeni yıldız" anlamına gelse de, novae genellikle çok eski yıldızların kalıntıları olan beyaz cücelerin bir sonucu olarak ortaya çıkar .

Novae'nin yıldız evrimi

Potansiyel novae'nin evrimi, ikili bir sistemde iki ana dizi yıldızıyla başlar. İkisinden biri kırmızı bir deve dönüşerek , kalan beyaz cüce çekirdeğini kalan yıldızla yörüngede bırakır. Bir ana sekans yıldızı ya da yaşlanan bir dev olabilecek ikinci yıldız, Roche lobundan taştığında zarfı beyaz cüce arkadaşının üzerine dökmeye başlar . Sonuç olarak, beyaz cüce, yoldaşın dış atmosferindeki maddeyi bir toplama diskinde sürekli olarak yakalar ve bunun karşılığında biriken madde atmosfere düşer. Beyaz cüce dejenere maddeden oluştuğundan , biriken hidrojen şişmez, ancak sıcaklığı artar. Kaçak füzyon, bu atmosferik katmanın sıcaklığı ~ 20 milyon K'ye ulaştığında ve CNO döngüsü yoluyla nükleer yanmayı başlattığında meydana gelir .

Hidrojen füzyonu, beyaz cücenin yüzeyinde, dar bir büyüme oranları aralığı için kararlı bir şekilde meydana gelebilir ve süper yumuşak bir X-ışını kaynağına yol açar , ancak çoğu ikili sistem parametresi için, hidrojen yanması kararsızdır ve termal olarak hızla dönüşür. Büyük miktarda hidrojeni , devasa miktarda enerji açığa çıkaran bir kontrolden çıkma reaksiyonunda diğer, daha ağır kimyasal elementlere dönüştürür . Bu, kalan gazları beyaz cüce yüzeyinin yüzeyinden uzaklaştırır ve son derece parlak bir ışık patlaması üretir.

En yüksek parlaklığa yükselme çok hızlı veya kademeli olabilir. Bu, nova'nın hız sınıfıyla ilgilidir; ancak zirveden sonra parlaklık giderek azalır. Bir nova'nın maksimum optik parlaklıktan yaklaşık 2 veya 3 büyüklük kadar bozunması için geçen süre, hız sınıfı aracılığıyla sınıflandırma için kullanılır. Hızlı novaların 2 kademe bozunması 25 günden az sürer, yavaş novae ise 80 günden fazla sürer.

Bunların şiddeti rağmen, malzeme, genellikle bir miktar novanın içinde püskürtülen sadece yaklaşık 1 / 10,000 a güneş kütlesi , beyaz cüce kütlesine oldukça küçük göreli. Dahası, güç patlaması sırasında biriken kütlenin yalnızca yüzde beşi kaynaşıyor. Bununla birlikte, bu, nova püskürtmeyi saniyede birkaç bin kilometreye varan hızlara hızlandırmak için yeterli enerjidir - hızlı nova için yavaş olanlardan daha yüksektir - parlaklıkta birkaç kez güneşten 50.000-100.000 kez güneşe eşzamanlı bir artışla birlikte . 2010'da NASA'nın Fermi Gama Işını Uzay Teleskobu'nu kullanan bilim adamları , bir nova'nın da gama ışınları (> 100 MeV) yayabildiğini keşfettiler.

Potansiyel olarak, beyaz bir cüce, yoldaşı yıldızdan yüzeyine ek hidrojen birikmeye devam ettikçe zamanla birden fazla nova üretebilir. Bir örnek, altı kez patladığı bilinen RS Ophiuchi'dir (1898, 1933, 1958, 1967, 1985 ve 2006'da). Sonunda, beyaz cüce Chandrasekhar sınırına yaklaşırsa Tip Ia süpernova olarak patlayabilir  .

Nadiren, Novae yeterince parlak ve çıplak gözle farkedilebilecek kadar Dünya'ya yakın. En parlak yeni örnek, Nova Cygni 1975'ti . Bu nova, 29 Ağustos 1975'te, Kuğu takımyıldızında Deneb'in yaklaşık beş derece kuzeyinde ortaya çıktı ve  2.0 büyüklüğüne (neredeyse Deneb kadar parlak ) ulaştı . En yenileri , 17 Şubat 2007'de 3.7 büyüklüğe ulaşan V1280 Scorpii ve Nova Delphini 2013'tür . Nova Centauri 2013 , 2 Aralık 2013'te keşfedildi ve şu ana kadar bu milenyumun en parlak yenisi olup 3.3 büyüklüğe ulaştı.

Helyum novae

Helyum nova (helyum parlaması geçiren), spektrumunda hidrojen çizgileri olmayan önerilen bir nova olayları kategorisidir. Bu, beyaz bir cüce üzerinde bir helyum kabuğunun patlamasından kaynaklanıyor olabilir. Teori ilk olarak 1989'da önerildi ve gözlemlenecek ilk aday helyum nova , 2000'de V445 Puppis oldu. O zamandan beri, helyum nova olarak dört başka nova önerildi.

Oluş oranı ve astrofiziksel önemi

Gökbilimciler, Samanyolu'nun yılda yaklaşık 30 ila 60 novae deneyimlediğini tahmin ediyorlar , ancak son zamanlarda yapılan bir araştırma, muhtemelen yaklaşık 50 ± 27'lik bir iyileşme oranı buldu. Her yıl Samanyolu'nda keşfedilen novaların sayısı çok daha düşüktür, muhtemelen uzaktaki novaların gaz ve toz emilimi nedeniyle gizlenmesi nedeniyle yaklaşık 10'dur. Andromeda Gökadasında her yıl yirminci büyüklükten yaklaşık 25 tane daha parlak olan yaklaşık 25 tane daha parlak yeni keşfediliyor ve yakınlardaki diğer gökadalarda daha küçük sayılar görülüyor. 2019 itibariyle, Samanyolu'nda 407 olası nova kaydedildi.

Nova ejecta bulutsularının spektroskopik gözlemi, helyum, karbon, nitrojen, oksijen, neon ve magnezyum gibi elementler açısından zengin olduklarını göstermiştir. Novae'nin yıldızlararası ortama katkısı çok büyük değil; novalar beslemesi sadece 1 / 50 do süpernova olarak Galaxy fazla malzeme olarak ve sadece 1 / 200 olduğu kadar kırmızı dev ve üstdev yıldızlı.

RS Ophiuchi gibi tekrarlayan yenilikler (onlarca yıllık dönemlere sahip olanlar) nadirdir. Bununla birlikte, gökbilimciler, hepsi olmasa da çoğu novae'nin, 1000 ila 100.000 yıl arasında değişen zaman ölçeklerinde de olsa, yinelendiğini teorize ediyorlar. Bir nova için tekrarlama aralığı, beyaz cücenin toplanma hızına kütlesinden daha az bağlıdır; Güçlü yerçekimleriyle, devasa beyaz cüceler bir püskürmeyi beslemek için düşük kütleli olanlara göre daha az birikime ihtiyaç duyar. Sonuç olarak, aralık, yüksek kütleli beyaz cüceler için daha kısadır.

V Sagittae , yaklaşık 2083, artı veya eksi yaklaşık 11 yıl içinde nova olacağını tahmin edebildiğimiz için alışılmadık bir durum.

27 Mayıs 2020'de gökbilimciler, klasik novae patlamalarının lityum elementinin galaktik üreticileri olduğunu bildirdi .

Alt türler

Novae, ışık eğrisi geliştirme hızına göre sınıflandırılır.

  • NA : 3 büyüklüklerinin bir parlaklık düşüş izledi hızlı bir parlaklık artışı ile hızlı nova, - yaklaşık 1 / 16 parlaklık - 100 gün içinde.
  • Not : 3 büyüklüğünde yavaş novae, 150 gün veya daha uzun bir süre içinde azalır.
  • NC : aynı zamanda simbiyotik nova olarak da bilinen çok yavaş novae, on yıl veya daha fazla bir süre maksimum ışıkta kalıyor ve sonra çok yavaş soluyor.
  • NR / RN : tekrarlayan nova, 10–80 yıl arayla iki veya daha fazla püskürmesi olan novalar gözlenmiştir.

Kalıntılar

GK Persei : 1901 Nova

Bazı novae , arkalarında görünür bulutsu , nova patlamasında veya çoklu patlamalarda dışarı atılan materyal bırakır .

Mesafe göstergeleri olarak Novae

Novae, standart mum ölçümleri olarak kullanım için bazı sözler veriyor . Örneğin, mutlak büyüklüklerinin dağılımı iki modludur, ana tepe noktası −8,8 ve daha küçük olanı 7,5'dir. Novae ayrıca zirvelerinden 15 gün sonra (−5,5) kabaca aynı mutlak büyüklüğe sahiptir. Nova tabanlı mesafe tahminlerinin çeşitli yakın galaksiler ve galaksi kümeleri ile Cepheid değişken yıldızlarıyla ölçülenlerle karşılaştırılması, bunların karşılaştırılabilir doğrulukta olduğunu göstermiştir.

Tekrarlayan novae

Tekrarlayan novae ( RNe ), birden fazla nova patlaması yaşadığı görülen nesnelerdir. 2009 itibariyle, bilinen on galaktik tekrarlayan nova ve birkaç ekstra galaktik ( Andromeda Gökadası (M31) ve Büyük Macellan Bulutu ) vardır. Bu ekstragalaktik yeniliklerden biri olan M31N 2008-12a , her 12 ayda bir patlak veriyor . Tekrarlayan nova tipik olarak yaklaşık 8.6 büyüklük kadar parlarken, klasik bir nova 12'den fazla büyüklükte parlayabilir. Bilinen on galaktik tekrarlayan nova aşağıda listelenmiştir.

Ad Soyad
Discoverer
Büyüklük
aralığı
Zirveden
3 kadir düşecek günler
Bilinen patlama yılları Zaman aralığı (yıl) Son patlamadan bu yana yıllar
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 Akrep L. Plaut 9.4–19.3 7 2014, 1989, 1937 25–52 6

Ekstragalaktik novalar

Novae, Andromeda Gökadasında (M31) nispeten yaygındır . M31'de her yıl yaklaşık birkaç düzine nova ( görünen büyüklük 20'den daha parlak ) keşfediliyor. Astronomik telgraflar Merkez Bürosu (TDSYD) M31, içinde nova izlenen M33 ve M81 .

Ayrıca bakınız

Referanslar

daha fazla okuma

  • Payne-Gaposchkin, C. (1957). Galaktik Novae . North Holland Publishing Co.
  • Hernanz, M .; Josè, J. (2002). Klasik Nova Patlamaları . Amerikan Fizik Enstitüsü.
  • Bode, MF; Evans, E. (2008). Klasik Novae . Cambridge University Press.

Dış bağlantılar