Nova - Nova

z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Umělecké pojetí bílého trpaslíka, správně, akumulujícího vodík z laloku Roche jeho větší doprovodné hvězdy

Nova (množné číslo novy nebo novy ) je přechodný astronomická událost , která způsobí náhlé vzhled světlé, zřejmě „nové“ hvězdy, které pomalu mizí během několika týdnů nebo několik měsíců. Příčiny dramatického vzhledu novy se liší v závislosti na okolnostech dvou předků hvězd. Všechny pozorované novy zahrnují bílého trpaslíka v blízké binární soustavě . Hlavními podtřídami nov jsou klasické novy, opakující se novy (RNe) a trpasličí novy . Všechny jsou považovány za kataklyzmatické proměnné hvězdy .

Nejběžnějším typem jsou klasické erupce nova. Pravděpodobně jsou vytvořeny v blízkém binárním hvězdném systému skládajícím se z bílého trpaslíka a buď hlavní sekvence , subgiantu nebo hvězdy červeného obra . Když orbitální období klesne na několik dní až jeden den, bílý trpaslík je dostatečně blízko své doprovodné hvězdě, aby začal kreslit nahromaděnou hmotu na povrch bílého trpaslíka, což vytváří hustou, ale mělkou atmosféru. Tato atmosféra, většinou sestávající z vodíku, je tepelně ohřívána horkým bílým trpaslíkem a nakonec dosáhne kritické teploty, která způsobí vznícení rychlé fúze .

Náhlý nárůst energie vytlačuje atmosféru do mezihvězdného prostoru a vytváří obálku viditelnou jako viditelné světlo během události novy a v minulých stoletích mylnou jako „nová“ hvězda. Několik novů produkuje krátkodobé zbytky novy , které trvají možná několik století. Opakující se nova procesy jsou stejné jako klasické novy, kromě toho, že fúzní zapalování může být opakované, protože společenská hvězda může znovu napájet hustou atmosféru bílého trpaslíka.

Novae se nejčastěji vyskytují na obloze podél cesty Mléčné dráhy , zejména v blízkosti pozorovaného galaktického centra ve Střelci; mohou se však objevit kdekoli na obloze. Vyskytují se mnohem častěji než galaktické supernovy , v průměru asi deset ročně. Většina z nich se nachází teleskopicky, snad jen jeden každých 12–18 měsíců dosahuje viditelnosti pouhým okem . Novae dosahující první nebo druhé velikosti se vyskytují jen několikrát za století. Poslední jasnou novou byla V1369 Centauri, která 14. prosince 2013 dosáhla velikosti 3,3.

Etymologie

Během šestnáctého století astronom Tycho Brahe pozoroval supernovu SN 1572 v souhvězdí Cassiopeia . Popsal to ve své knize De nova stella ( latinsky „týkající se nové hvězdy“), která vedla k přijetí jména nova . V této práci tvrdil, že je třeba vidět, že blízký objekt se pohybuje ve vztahu k stálým hvězdám, a že nova musí být velmi daleko. Ačkoli tato událost byla supernova a ne nova, termíny byly až do 30. let považovány za zaměnitelné. Poté byly nové knihy klasifikovány jako klasické nové, aby se odlišily od supernov, protože jejich příčiny a energie byly považovány za odlišné, založené pouze na pozorovacích důkazech.

Ačkoli termín „stella nova“ znamená „nová hvězda“, nové se nejčastěji odehrávají jako výsledek bílých trpaslíků , kteří jsou pozůstatky extrémně starých hvězd.

Hvězdná evoluce nov

Vývoj potenciálních nov začíná v binární soustavě dvěma hvězdami hlavní posloupnosti. Jeden z nich se vyvinul v rudého obra a jeho zbývající bílé trpasličí jádro zůstalo na oběžné dráze se zbývající hvězdou. Druhá hvězda - která může být buď hvězdou hlavní sekvence, nebo stárnoucím obrem - začne vrhat svou obálku na svého bílého trpasličího společníka, když přeteče přes Rocheův lalok . Výsledkem je, že bílý trpaslík stabilně zachycuje hmotu z vnější atmosféry společníka na akrečním disku a na oplátku spadá hmota do atmosféry. Jelikož bílý trpaslík sestává z degenerované hmoty , akumulovaný vodík se nenafoukne, ale jeho teplota se zvýší. K fúzi na útěku dochází, když teplota této atmosférické vrstvy dosáhne ~ 20 milionů K , což iniciuje jaderné spalování, prostřednictvím cyklu CNO .

K fúzi vodíku může dojít stabilním způsobem na povrchu bílého trpaslíka pro úzký rozsah akrečních rychlostí, což vede k super měkkému rentgenovému zdroji , ale pro většinu parametrů binárního systému je spalování vodíku tepelně nestabilní a rychle se převádí velké množství vodíku do jiných, těžších chemických prvků v reakci na útěk , uvolňující obrovské množství energie. Tím se odfouknou zbývající plyny od povrchu povrchu bílého trpaslíka a vytvoří se extrémně jasný výbuch světla.

Vzestup k maximálnímu jasu může být velmi rychlý nebo postupný. To souvisí s rychlostní třídou novy; po vrcholu však jas ustavičně klesá. Čas potřebný k rozpadu novy o přibližně 2 nebo 3 velikosti z maximálního optického jasu se používá pro klasifikaci prostřednictvím jeho rychlostní třídy. Rychlá nova bude obvykle trvat méně než 25 dní, než se rozpadne o 2 magnitudy, zatímco pomalá nová bude trvat déle než 80 dní.

I přes jejich násilí, obvykle množství materiálu vysunuta nov je pouze asi 1 / 10000 části solárního hmotnosti , poměrně malý vzhledem k hmotnosti bílý trpaslík. Kromě toho je během výbuchu energie kondenzováno pouze pět procent akumulované hmoty. To je však dost energie na zrychlení vysunutí novy na rychlosti až několik tisíc kilometrů za sekundu - vyšší pro rychlé nové než pomalé - se současným nárůstem svítivosti z několikrát sluneční na 50 000–100 000krát sluneční. V roce 2010 vědci využívající kosmický dalekohled Fermi Gamma- NASA NASA zjistili, že nova může také vyzařovat gama záření (> 100 MeV).

Potenciálně může bílý trpaslík v průběhu času generovat několik nov, protože se na jeho povrch z jeho doprovodné hvězdy stále hromadí další vodík. Příkladem je RS Ophiuchi , o kterém je známo, že vzplanul šestkrát (v letech 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 a 2006). Nakonec by bílý trpaslík mohl explodovat jako supernova typu  Ia, pokud se přiblíží limitu Chandrasekhar .

Občas jsou novy dostatečně jasné a dostatečně blízko Země, aby byly viditelné pouhým okem. Nejjasnějším nedávným příkladem byla Nova Cygni 1975 . Tato nova se objevila 29. srpna 1975 v souhvězdí Labutě asi pět stupňů severně od Denebu a dosáhla velikosti  2,0 (téměř stejně jasná jako Deneb ). Nejnovějšími byly V1280 Scorpii , které 17. února 2007 dosáhly hodnoty 3,7, a Nova Delphini 2013 . Nova Centauri 2013 byla objevena 2. prosince 2013 a dosud je nejjasnější novou tohoto tisíciletí a dosahuje magnitudy 3,3.

Helium novae

Hélium nova (prochází heliovým zábleskem) je navrhovaná kategorie událostí nova, která ve svém spektru postrádá vodíkové linie. To může být způsobeno výbuchem heliové skořápky na bílém trpaslíkovi. Teorie byla poprvé navržena v roce 1989 a prvním pozorovaným kandidátským heliem nova byla V445 Puppis v roce 2000. Od té doby byly jako heliové novy navrženy další čtyři nové.

Míra výskytu a astrofyzikální význam

Astronomové odhadují, že Mléčná dráha prožívá zhruba 30 až 60 nových ročně, ale nedávná zkouška zjistila pravděpodobnou zlepšenou míru asi 50 ± 27. Počet nových objevů v Mléčné dráze je každoročně mnohem nižší, přibližně 10, pravděpodobně kvůli tomu, že vzdálené novy jsou zakryty absorpcí plynů a prachu. V galaxii Andromeda jsou každý rok objeveny zhruba 25 novy jasnější než přibližně dvacátá velikost a menší počet je vidět v dalších blízkých galaxiích. Od roku 2019 je v Mléčné dráze zaznamenáno 407 pravděpodobných nov.

Spektroskopické pozorování mlhovin nova ejecta ukázalo, že jsou obohaceny o prvky, jako je helium, uhlík, dusík, kyslík, neon a hořčík. Příspěvek nov k mezihvězdnému médiu není velký; novy přívod pouze 1 / 50 tolik materiálu po galaxii stejně jako supernovy, a jen 1 / 200 , stejně jako červené obří a supergiant hvězd.

Opakující se novy, jako je RS Ophiuchi (ty s obdobími řádově desetiletí), jsou vzácné. Astronomové se domnívají, že většina, ne-li všechny, nové se opakují, i když v časovém měřítku od 1 000 do 100 000 let. Interval opakování pro novu je méně závislý na rychlosti narůstání bílého trpaslíka než na jeho hmotnosti; díky své silné gravitaci vyžadují mohutní bílí trpaslíci menší narůstání k vyvolání erupce než ti s nižší hmotností. V důsledku toho je interval u bílých trpaslíků s vysokou hmotností kratší.

V Sagittae je neobvyklý v tom, že nyní můžeme předpovídat, že se stane novou přibližně v roce 2083, plus nebo minus asi 11 let.

Dne 27. května 2020 astronomové uvedli, že výbuchy klasických nov jsou galaktickými producenty prvku lithia .

Podtypy

Novae jsou klasifikovány podle rychlosti vývoje světelné křivky, takže v

  • NA : rychlý novy, se zvýšením rychlým jasu, následoval pokles jasu 3 velikostí - až o 1 / 16 jasu - do 100 dnů.
  • POZN . : pomalé nové, s magnitudy 3, pokles za 150 dní nebo více.
  • NC : velmi pomalé novy, známé také jako symbiotické novy , které zůstávají na maximálním světle alespoň deset let a poté velmi pomalu mizí.
  • NR / RN : byly pozorovány rekurentní novy, nové s dvěma nebo více erupcemi oddělenými 10–80 lety.

Zbytky

GK Persei : Nova z roku 1901

Některé novy po sobě zanechávají viditelnou mlhovinu , materiál vytlačený při výbuchu novy nebo při několika výbuchech.

Novae jako ukazatele vzdálenosti

Novae mají určitý příslib pro použití jako standardní měření vzdáleností při svíčkách . Například distribuce jejich absolutní velikosti je bimodální , s hlavním vrcholem o velikosti -8,8 a menším o -7,5. Novae mají také zhruba stejnou absolutní velikost 15 dní po svém vrcholu (-5,5). Srovnání odhadů vzdálenosti založených na nově k různým blízkým galaxiím a shlukům galaxií s těmi, které byly měřeny proměnnými hvězdami Cepheid , ukázaly, že mají srovnatelnou přesnost.

Opakující se nové

Rekurentní novy ( RNe ) jsou objekty, u kterých bylo vidět, že zažívají několik erupcí novy. Od roku 2009 existuje deset známých galaktických rekurentních nov, stejně jako několik extragalaktických (v galaxii Andromeda (M31) a ve Velkém Magellanově mračnu ). Jeden z těchto extragalaktických nov, M31N 2008-12a , vybuchuje tak často, jak jednou za 12 měsíců. Opakující se nova se obvykle rozjasní asi o 8,6 magnitud, zatímco klasická nova může zjasnit o více než 12 magnitud. Níže je uvedeno deset známých galaktických rekurentních nov.

Celé jméno
Objevitel
rozsah
rozsah
Dny k poklesu o
3 veličiny
z vrcholu
Známé roky erupce Časové rozpětí (roky) Let od poslední erupce
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

Extragalaktické nové

Novae jsou v galaxii Andromeda (M31) relativně běžná . Přibližně několik desítek nov (jasnější než o zdánlivé velikosti 20) se objevil v M31 každý rok. The Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT) tracked novae in M31, M33 , and M81 .

Viz také

Reference

Další čtení

  • Payne-Gaposchkin, C. (1957). Galaktické Novae . North Holland Publishing Co.
  • Hernanz, M .; Josè, J. (2002). Klasické výbuchy Nova . Americký fyzikální institut.
  • Bode, MF; Evans, E. (2008). Klasické Novae . Cambridge University Press.

externí odkazy