Nova (stea)

Imagine de KT Eridani (Nova Eridani 2009)

O nova ( plural novae ) este o explozie de strălucire într-un sistem de stele binare apropiate datorită unei aprinderi explozive a hidrogenului care arde pe suprafața unui pitic alb .

definiție

Termenul nova derivă din expresia latină „stella nova” ( stea nouă ) și revine la numele, inventat de Tycho Brahe , al unei observații a unei stele tychonice în 1572 . Se referă la apariția bruscă a unui obiect anterior asemănător unei stele în firmament . Până la mijlocul secolului al XX-lea, o nova era orice tip de explozie de strălucire a stelei, cu o creștere maximă pe o perioadă de zile până la ani și o revenire la luminozitatea de odihnă în câteva săptămâni până la decenii. Când a fost recunoscută cauza astrofizică a erupțiilor, termenul s-a schimbat în definiția actuală:

O nova este rezultatul unei fugi termonucleare (o aprindere explozivă a reacțiilor termonucleare ) pe suprafața unui pitic alb. Problema aprins vine de la un nivel relativ scăzut de masă principală stele secvență într - un binar stea sistem care a trecut de limita Roche sau care a fost transferat la pitica albă prin acreție de vânt stelar. Acolo formează un disc de acumulare . La suprafață se creează un strat foarte comprimat, în continuă creștere, care este încălzit din ce în ce mai mult la limita inferioară, până când în cele din urmă se instalează fuziunea nucleară a hidrogenului și asigură o creștere a temperaturii. Când se ajunge la 10 milioane Kelvin, se instalează o expansiune explozivă, viteza fiind de 100 până la 1.000 km pe secundă. Luminozitatea maximă este atinsă atunci când temperatura gazului a scăzut la aproximativ 7.000 - 10.000 Kelvin. Raza plicului a crescut apoi la 1.000 până la 10.000 de ori mai mult decât raza piticii albe (până la o luminozitate absolută între -6 și -8.5 mag). Sistemul de stele binare rămâne în mare parte neafectat de focarul de nova. Din nou, materia din cealaltă componentă poate curge către piticul alb. Prin urmare, noile aparțin variabilelor cataclismice .

Nu se mai numără printre noile (clasice):

Impresia artistului asupra scenariului

• Supernove precum și ipotetic hipernovă , în care o transformă reacție termonucleare sau distruge steaua explodează.
• Pitic Novae , în care un disc de acreție în jurul unei lumini albe pitice la intervale ciclice.
• Erupțiile stelelor simbiotice și ale stelelor FU Orionis , cunoscute anterior ca novae extrem de lente , care sunt, de asemenea, rezultatul iluminării unui disc de acumulare.
• Luminos Red Novae , care sunt create atunci când două stele fuzionează într - un sistem binar.
• The Variabile Luminous albastre , a caror variabilitate provine din variabile vânturi stelare și formarea pseudophotospheres.
• Noveile cu raze X sau tranzitele moi cu raze X, care, la fel ca noile pitice, au instabilitate în discul de acumulare și, datorită însoțitorului lor compact, își emit energia în principal ca raze X.
• Ipoteticul quark novae . Aceste detonații rezultă din modele teoretice atunci când o stea de neutroni nu mai poate rezista presiunii cauzate de gravitație și se prăbușește într-o stea ipotetică de quark .
• Mini-supernove sau kilo-novae au de o mie de ori mai multă luminozitate decât cele noi și se formează probabil atunci când o stea de neutroni fuzionează cu o stea de neutroni sau o stea de neutroni cu o gaură neagră. Luminozitatea lor este rezultatul decăderii nuclizilor radioactivi , care sunt sintetizați într-o undă de șoc într-o astfel de fuziune.
• O macro nova este rezultatul ipotetic al unei fuziuni a două stele de neutroni , rezultând un magnetar de milisecunde . Într - un Makronova o rotație rapidă stea masivă de neutroni trebuie cu un câmp magnetic puternic de 10 ¹¹  T format. O cantitate de energie de 10 ⁴⁶  J poate fi extrasă din câmpul magnetic și cuplul în decurs de 100 până la 10.000 de secunde, iar modelul macro-novae este utilizat pentru a descrie lumina ulterioară a exploziilor de raze gamma .
• Un-Novae sunt eșuat supernove colaps de bază în care steaua precursoare se prăbușește direct într - o gaură neagră și emite prea puțină radiație electromagnetică.
• O nouă fuziune ipotetică apare atunci când două stele de neutroni fuzionează, creând o stea de neutroni cu rotație rapidă și puternic magnetică, cu o masă mare. Câmpul magnetic al magnetarului interacționează cu mediul circumstelar și generează o scurtă explozie de radiație electromagnetică, a cărei luminozitate o depășește pe cea a unei supernove.

Spre deosebire, exploziile de raze X de tip I în unele binare de raze X sunt echivalente cu exploziile de nova din variabilele cataclismice . Steaua compactă care acumulează materia de la partenerul său este o stea cu neutroni . Materia bogată în hidrogen și / sau heliu se acumulează pe suprafața stelei de neutroni și apare o fugă termonucleară. Radiația scapă aproape exclusiv ca raze X , deoarece nu se formează vânt stelar gros din punct de vedere optic. Datorită densității și temperaturii mai mari pe o stea de neutroni, reacțiile termonucleare au loc din nou după luni. În schimb, pe suprafețele piticelor albe cu variabile cataclismice, durează de obicei milenii înainte ca suficientă materie să fie disponibilă pentru un nou fugit termonuclear.

izbucnire

Cu fiecare focar de luminozitate al unei nova se parcurg următoarele faze:

• Creșterea inițială a luminozității Praenova cu aproximativ 9 mag în câteva zile 
• O oprire de la una la câteva zile înainte de maximul real. În această fază luminozitatea optică se schimbă cu greu. Nu se observă întotdeauna un blocaj, care se poate datora unei descoperiri târzii a nova după această secțiune, sau faza de blocare nu are loc în toate nova.
• Creșterea finală la maxim în câteva zile până la săptămâni. Amplitudinea tipică este de 2 mag.
• Aceasta este urmată de faza coborârii timpurii. Luminozitatea scade uniform în această secțiune cu aproximativ 3,5 mag, iar viteza căderii este utilizată ca o caracteristică de clasificare pentru a distinge rapid de noile lente. Cu toate acestea, nu există o definiție standard a acestor termeni.
• În faza de tranziție, luminozitatea scade cu încă 3 mag. Scăderea luminozității poate fi uniformă, cu un minim profund din cauza formării de praf sau cu fluctuații cvasi-periodice ale luminozității. Această fază poate dura de la câteva săptămâni la ani.
• Aceasta este urmată de scăderea finală a luminozității de-a lungul anilor sau deceniilor.

Dezvoltarea spectrului optic este complexă și se desfășoară paralel cu schimbarea luminozității:

• În spectrul premaxim, liniile largi de absorbție pot fi văzute ca în stelele timpurii cu profiluri P-Cygni suprapuse . Rata de expansiune este între -1300 pentru rapid și -100 km / s pentru noua lentă. Este, de asemenea, cunoscut sub numele de spectru Fireball și mediul este încălzit de unda de șoc a exploziei.
• Spectrul principal apare la maxim, cu linii de absorbție mai puternice deplasate în albastru . Spectrul amintește de un supergigant A sau F cu linii îmbogățite de carbon , oxigen și azot . Viteza de expansiune este cuprinsă între -1000 și -150 km / s, în funcție de clasa de viteză a Nova.
• Spectrul difuz extins este similar spectrului principal cu linii de absorbție mai largi și mai puternic schimbate în albastru și apare la scurt timp după momentul în care luminozitatea maximă este.
• Acesta este urmat de spectrul Orion după o scădere a luminozității de 2  mag . Spectrul este similar cu cel al stelelor strălucitoare O sau B cu vânt puternic stelar. Viteza de expansiune este cuprinsă între -2700 și -1000 km / s, în funcție de clasa de viteză a Nova. În plus, apar primele semne slabe ale liniilor interzise.
• La sfârșit, spectrul nebulos devine vizibil, ceea ce arată multe proprietăți ale unei nebuloase planetare . Apar numeroase linii interzise de oxigen, azot și uneori neon . Excitație temperatura este de aproximativ 10 ⁶  Kelvin .

Evoluția spectrului este interpretat ca un nor de expansiune a gazelor a cărui transparență scade în timpul expansiunii, și astfel fotosfera din care cuantele de lumină fără re- absorbție muta pe pământ, în interiorul poate migra.

În infraroșu , în special, se poate observa formarea prafului din materia evacuată. Creșterea rapidă a particulelor de pulbere carbonată necesită ca, pe lângă substanța bogată în hidrogen, o parte a straturilor exterioare ale piticii albe să fie accelerată și dincolo de viteza de evacuare . Hidrocarburi , carburi de siliciu și carburi amorfe au fost detectate în praf . Liniile spectrale din ultraviolet urmează inițial cele descrise mai sus în domeniul optic. În faza de ardere stabilă pe pitica albă hidrogen, ultraviolete radiației crește din nou, la fel ca radiografiile . Ambele tipuri de radiații își au originea în principal în radiația termică din atmosfera subțire din jurul piticului alb. Datorită radiației cu raze X cu energie redusă, o nova este una dintre sursele de raze X super moi în acest stadiu . Sfârșitul erupției este marcat de încetarea arderii hidrogenului pe suprafața piticii albe. Acest lucru se întâmplă la aproximativ 3 ani de la debutul focarului, când razele X super-moi nu mai sunt detectabile din nova.

Fugire termonucleară

Ciclul CNO

Pentru înțelegerea novaelor, era esențial să observăm că luminozitatea bolometrică rămâne constantă în decurs de săptămâni sau ani și, astfel, cauza responsabilă pentru izbucnirea luminozității durează mult mai mult decât maximul optic scurt al unei nova. O fugă termonucleară furnizează energia pentru creșterea luminozității și a anvelopei în expansiune a gazului.

Înainte de erupție, materia bogată în hidrogen a fost transferată de la însoțitor la pitica albă și amestecată cu atmosfera subțire a piticului alb prin convecție . Decelerarea materiei de îndată ce lovește pitica albă eliberează energie și crește temperatura în atmosferă. Când temperatura atinge câteva milioane de Kelvin , arderea explozivă a hidrogenului începe conform ciclului Bethe-Weizsäcker . Deoarece materia este degenerată , energia eliberată nu duce la o expansiune, ci doar la o încălzire suplimentară a materiei. Drept urmare, temperatura continuă să crească la 10 ⁸  K și fuga termonucleară se răspândește pe întreaga suprafață a piticii albe.

În special, presiunea radiației accelerează materia și o coajă este respinsă la începutul erupției nova. Deoarece aprinderea fugarului termonuclear a avut loc la limita inferioară a atmosferei piticii albe, unele materii din scoarța CNO sunt, de asemenea, accelerate în spațiu și pot fi detectate în timpul spectrului principal. Dacă degenerarea a fost inversată prin creșterea în continuare a temperaturii, are loc o ardere stabilă de hidrogen pe pitica albă. Majoritatea radiațiilor în acest moment sunt emise ca radiații ultraviolete sau ca radiații infraroșii împrăștiate datorită atmosferei subțiri . Pe parcursul întregii erupții, presiunea radiației accelerează materia dincolo de viteza sa de evacuare , aproximativ ^10-4 mase solare sunt evacuate în mediul interstelar . Erupția se termină atunci când hidrogenul din atmosfera piticului alb este epuizat.

Numeroase observații ale luminozității cresc în lunile dinaintea erupției nova pot fi găsite în literatura de specialitate. Acest lucru este dificil de reconciliat cu ipoteza fugarului termonuclear de pe suprafața unei pitici albe, deoarece într-o variabilă cataclismică calmă, cea mai mare parte a radiației optice provine de pe discul de acumulare și, în cazul sistemelor de lungă durată, de la însoțitor. O analiză reînnoită a înregistrărilor istorice ale Novae GK Per , CP Lac , LV Vul și BT Mon din timpul dinaintea erupției nu a putut detecta nicio creștere a luminozității. Este probabil o suprainterpretare a plăcilor fotografice. Doar în cazul V533 Her se poate observa o creștere a luminozității de peste 1 magnitudine într-o perioadă de un an și jumătate înainte de focar  .

Tipuri de Novae

Acestea sunt din nou împărțite în subcategorii:

• NA: noile foarte rapide, rapide și mediu-rapide au o scădere a luminozității de peste trei magnitudini în decurs de 100 de zile sau mai puțin (exemplu: GK Persei ).
• NB: noile lente au o scădere a luminozității de trei magnitudini în decurs de 150 de zile sau mai mult (exemplu: RR Pictoris ).
• NC: noile foarte lente au o ușoară creștere a luminozității, care rămâne la maxim timp de mulți ani (exemplu: RR Telescopii ).
• NR: noi recurente sau recurente care au erupt de mai multe ori în perioada istorică (exemplu: CI Aquilae ).
• NL: variabile noi, obiecte care seamănă cu noile, dar care nu au fost investigate în mod adecvat din cauza modificărilor lor de luminozitate sau a proprietăților lor spectrale.

Classic Novae

Novele clasice apar în sistemele stelare binare cataclismice. Aici piticul alb și însoțitorul său ulterior circulă în jurul centrului de greutate comun . Tovarășul și-a depășit limita Roche și, prin urmare, materia curge de la ea la piticul alb. Acest lucru se poate face printr-un disc de acumulare sau, dacă pitica albă are un câmp magnetic puternic , lovește direct polii magnetici. Ultimul tip de variabilă cataclismică se numește stele polare sau AM Herculis .

Simbiotic Novae

Novae simbiotică , de asemenea , cunoscut sub numele de tip NC, sunt sisteme termonucleare Novae în simbioză binar de stele constând dintr - un pitic alb și un gigant roșu . Masele piticelor albe din noile simbiotice sunt fie mai mari decât o masă solară și apoi conduc la noi rapide, care aparțin noilor recurente, sau masa este cuprinsă între 0,4 și 0,6 mase solare și duce la noi foarte lente. Chiar și apariția unei noi simbiotice poate dura până la doi ani sau mai mult, de ex. De exemplu, AG Peg a durat 120 de ani pentru a reveni la luminozitatea liniștită. Transferul de masă în novas simbiotice poate fi, spre deosebire de novas clasice, o consecință a acumulării vântului , prin care pitica albă captează materia din vântul stelar al gigantului roșu, care este emis în mod uniform în toate direcțiile spațiale. Mai mult, noilor simbiotice cu o pitică albă cu masă redusă, le lipsește vântul optic gros și doar o mică masă de aproximativ ^10-7 mase solare este expulzată în spațiul interstelar. Curba luminii arată apoi un platou de lumină maximă care uneori durează ani de zile. Pe parcursul întregii erupții, are loc o ardere stabilă de hidrogen pe suprafața piticului alb, deoarece la începutul erupției niciun vânt stelar nu a dus cea mai mare parte a atmosferei piticului alb și, astfel, mai mult hidrogen este disponibil pentru reacțiile termonucleare.

Novele recurente

Novaele recurente sau recurente de tip NR sunt noi care au erupt de mai multe ori într-o perioadă istorică. Uneori sunt denumite noi recurente în literatura de științe populare. Mecanismul de erupție este rezultatul unei fugi termonucleare lângă suprafața piticii albe ca în noua clasică. Novaele recurente sunt împărțite în trei grupe:

• RS-Oph / T-CrB-RNe,
• U-Sco-RNe,
• T-Pyx RNe.

Primele două grupuri sunt sisteme stelare binare apropiate precum Novae clasice. Cu toate acestea, se crede că masa piticului alb este aproape de limita Chandrasekhar și că există o rată ridicată de acumulare. Datorită relației inverse dintre masa piticii albe și raza acesteia, piticele albe grele au mult mai multe șanse să atingă densități la care arderea hidrogenului se va aprinde . Grupul RS-Oph / T-CrB de noi recurente este similar cu noua simbiotică, însoțitorul piticului alb fiind un gigant roșu și durata orbitală fiind de ordinul a 100 de zile. Pe de altă parte, în grupul U-Sco, tovarășul piticului alb este o stea pitică roșie, iar perioada orbitală este de ordinul a câteva ore.

Grupul T-Pyx este un grup eterogen de noi care este posibil să prezinte doar focare intermitente. Un focar normal de nova încălzește steaua însoțitoare astfel încât să se extindă și să transfere mai multă materie piticului alb. Acest lucru duce la focare reînnoite până când steaua însoțitoare încetează să se extindă și se micșorează din nou sub limita Roche . Faza erupțiilor recurente se încheie după câteva sute de ani.

Novele recurente sunt adesea confundate cu TOAD-urile. Acestea sunt novae pitice care prezintă doar super-erupții, iar aceste erupții apar la intervale de câțiva ani până la decenii.

Novae recurente galactice : CI Aql , V394 CrA , T CrB , IM Nor , RS Oph , V2487 Oph , T Pyx , V3890 Sgr , U Sco și V745 Sco .

Neon nova

O îmbogățire a spectrului cu ioni de masă medie, în special neon , se observă la aproximativ 30% din toate nouele clasice . Pe baza considerațiilor teoretice, această distribuție a elementelor din materialul expulzat nu poate fi rezultatul unei fugi termonucleare pe o pitică albă cu o crustă de CO. Piticii albi masivi, pe de altă parte, au la suprafață o îmbogățire a oxigenului , magneziului și neonului. La neon novae, pe lângă ciclul Bethe-Weizsäcker descris mai sus , are loc și ciclul neon-sodiu, care produce elemente instabile precum ²⁰ Ne. Unele dintre aceste elemente instabile ar putea fi detectate pe baza liniilor de descompunere caracteristice din gama radiațiilor gamma .

Helium nova

Teoretic, helium novae sau helium-azot novae au fost prezise încă din 1989. Cu acest tip de variabilă cataclismică , materia bogată în heliu este transferată la pitica albă și aceasta se aprinde, de asemenea, într-o stare degenerată la o arsură explozivă de heliu . Materia bogată în heliu este transferată de la steaua secundară la pitica albă, deoarece atmosfera sa externă bogată în hidrogen a fost deja acumulată de pitica albă , degajată de vânturile stelare sau în timpul unei faze comune a anvelopei . Cel mai bun candidat pentru o heliu nova de până acum este V445 Puppis = Nova Puppis 2000. Măsurătorile vitezei radiale din spectru arată o viteză neobișnuit de mare de peste 6000 km / s pentru anvelopa în expansiune. Mai mult, o examinare a modificărilor de luminozitate înainte de focar a arătat o curbă de lumină care aparține mai mult unui sistem de stele binare care fuzionează decât unei variabile cataclismice. Acest lucru lasă deschis dacă V445 Pup este o helium nova sau o supernova neobișnuită de tip II.

Gamma-ray nova

Noua cu raze gamma este un grup mic de noi clasice și simbiotice , dintre care radiația gamma ar putea fi detectată la câteva săptămâni după focar . Toate arată un spectru gamma destul de moale cu energii de până la câteva GeV . În cazul simbioticului Nova V407 Cygni, este probabil ca radiația de mare energie să fi provenit dintr-o accelerație a particulelor din unda de șoc dintre ejecta Nova și vântul gigantului roșu. În schimb, nu este cunoscută cauza radiației gamma în noua neon V1324 Scorpii și V959 Monocerotis .

Ar trebui să fie posibil să se detecteze radiațiile gamma de la toate noile, deoarece fuga termonucleară produce elemente radioactive precum ⁷ Be și ²² Na, care pot fi identificate folosind linii specifice atunci când acestea se descompun. Acestea au fost observate până acum la fel de puțin ca linia de anihilare 511 keV , care este de așteptat atunci când pozitronii și electronii sunt anihilati în timpul reacțiilor termonucleare.

Apariție în cataloage de stele

Catalogul general al Variabila Stele în prezent liste de aproximativ 400 de stele (aproape 1% din stelele din acest catalog), care sunt divizate într - un subgrup de Novae. Cu aproximativ 250 de stele , clasicul NA Novae este cel mai mare grup. Celelalte grupuri din acest catalog sunt NB , NC , NL și NR și N nespecific .

Descoperire și statistici

În ultimii ani, în Calea Lactee au fost descoperite în medie aproximativ 12 Novae pe an . Aceasta este doar o parte a noilor care erup în fiecare an în galaxia noastră datorită conjuncțiilor cu soarele , dispariției interstelare și lipsei de observații, în special în cazul noilor rapide. Rata noilor așteptate pentru Calea Lactee este de 30-80 pe an, derivată din frecvența nova a Galaxy Andromeda M31 . Căutarea noilor se face în principal de astronomi amatori . In galaxii spirala ale grupului locală, novarate legată de luminozitatea întotdeauna pare să aibă o valoare de aproximativ 2 Novas pe 10 ¹⁰ luminozități solare și an și să fie independent de tipul Hubble . S-a sugerat că există diferențe semnificative în distribuția noilor rapide și lente pentru diferitele tipuri de Hubble și că există o dependență de metalicitatea medie a galaxiei.

Novae ca indicator de distanță

Empiric, o relație între viteza de pierdere a luminii , iar luminozitatea absolută a fost găsit în maxim: .${\ displaystyle M_ {V} = 2 {,} 55 \ cdot \ log (t_ {2}) - 11 {,} 32}$

Aici, M _{V este} luminozitatea vizuală absolută și t _{2 este} timpul din zile în care luminozitatea vizuală a scăzut cu două magnitudini față de luminozitatea maximă. Luminozitatea mare a novaelor le permite să fie folosite în sisteme extragalactice în afara grupului local . Acest comportament poate fi explicat dacă luminozitatea maximă și viteza depind doar de masa piticii albe. Odată cu masa, presiunea din atmosfera piticii albe va crește, de asemenea, iar fuga termonucleară va fi în mod corespunzător mai puternică . În același timp, masa atmosferei bogate în hidrogen necesară pentru a aprinde arderea cu hidrogen scade și erupția se termină mai repede. Cu toate acestea, pe lângă noile recurente, pare să existe și un subset de noi în sistemele extragalactice care diferă foarte mult de relația de mai sus.

Mai mult, s-a constatat că toate noile au aproximativ aceeași luminozitate vizuală absolută de -5,5 mag la 15 zile după maxim. Ambele metode necesită determinarea precisă a punctului în timp de luminozitate maximă.

Novae ca potențiali precursori ai supernovelor de tip Ia

Un posibil scenariu pentru dezvoltarea supernovelor de tip Ia este prăbușirea gravitațională a unei pitici albe într-un sistem stelar binar cataclismic . Când masa unui pitic alb depășește limita Chandrasekhar de aproximativ 1,4 mase solare, are loc o detonare în nucleul de carbon degenerat . Cu toate acestea, nu este clar dacă masa piticii albe crește sau scade în timpul unui focar de nova.

În timpul erupției, o parte din atmosfera piticului alb este suficient de accelerată pentru a părăsi sistemul stelelor binare. Acest lucru crește impulsul unghiular și extinde durata orbitală a unei nova după erupție. Acest lucru este contracarat de fricțiunea materiei evacuate cu steaua însoțitoare, care este probabil responsabilă și pentru structura bipolară a multor reziduuri de nova. Mai mult, cu un câmp magnetic puternic al piticii albe, materia ionizată ejectată urmează liniile câmpului magnetic, ceea ce reduce și impulsul unghiular al sistemului stelar binar.

În ciuda acestor dificultăți, ar trebui să fie posibilă măsurarea schimbării impulsului unghiular al sistemului stelar binar și, astfel, și a masei piticului alb înainte și după o erupție, prin schimbarea luminii de acoperire . Cele două Novae recurente CI Aql și U Scoala au dus la valori pentru materia aruncată în timpul erupției Nova a aproximativ ^10-6 mase solare. În cadrul preciziei măsurării, aceasta corespunde exact masei acumulate între focare. Cu recurenta Nova T Pyx, totuși, se elimină mult mai multă materie decât este acumulată de steaua însoțitoare între erupții.

Există dovezi indirecte că noile simbiotice sunt precursorii pentru o fracțiune de aproximativ 10% din toate supernovele de tip Ia. În timpul expansiunii plicului expulzat al supernei, acest material se ciocnește cu plicurile de gaz și praf în mișcare mai lentă. Aceste coliziuni ar putea z. B. supernova 2011km (= PTF 11kx) poate fi detectată. Viteza de expansiune a vechilor plicuri de gaz și praf este prea lentă pentru a fi cauzată de supernova în sine și mult prea rapidă pentru a fi cauzată de un vânt stelar. În plus, se pare că există o componentă continuă, cu densitate scăzută, în mediul circumstelar al supernovei, densitatea și viteza de expansiune a acestui anvelopă indicând valori tipice pentru vântul stelar al unui gigant roșu. Pătrunderile multiple ale frontului de șoc supernova prin plicurile vechi sugerează o ejectare ciclică a plicurilor de gaz și praf cu un interval de câteva decenii. Aceste proprietăți se potrivesc cu proprietățile binecunoscute ale noilor simbiotice.

Nova rămășiță

Nova Cygni 1992 cu rămășiță de nova la câțiva ani după erupție

La fel ca în cazul supernovelor , o nebuloasă de emisie poate fi detectată la câțiva ani până la decenii după un focar de nova . Din viteza radială din timpul erupției și din unghiul observat al rămășiței nova, este posibil să se calculeze distanța în mod independent . Forma nebuloaselor este adesea eliptică , proporția dintre nebuloasele eliptice sau uneori bipolare crește odată cu scăderea vitezei noilor. Aplatizat axa constă în planul orbitei sistemului de dublu stele . Prin urmare, abaterea de la forma circulară este rezultatul interacțiunii materiei evacuate cu discul de acumulare și însoțitorul în cursul expansiunii. Vântul optic gros din care se formează rămășița nova poate fi detectat în zona radio ca bremsstrahlung la câteva săptămâni după erupție. Masa materiei evacuate într-un focar de nova este de 10 ^-5 până la ^10-4 masele solare. Această valoare este cu un ordin de mărime mai mare decât s-ar aștepta din modelele teoretice. Cu toate acestea, această abatere ar putea fi cauzată de o structură asemănătoare unei bucăți a ejectelor, prin care partea materiei evacuate cu cea mai mare densitate determină curba de lumină radio printr-o interacțiune cu materia circumstelară înconjurătoare și simulează o masă mai mare.

Scenariul de hibernare

După scenariul de hibernare ( modelul englezesc de hibernare ) s-au dezvoltat variabile cataclismice pentru un focar Nova înapoi într-un sistem binar separat . Datorită pierderii de masă în timpul spargerii, distanța dintre componente crește. Piticul alb încălzit crește, de asemenea, temperatura stelei sale însoțitoare, care datorită rotației legate întotdeauna se rotește aceeași parte și o alungă din echilibrul termic . Acest lucru duce la o creștere temporară a fluxului de masă către pitica albă. După sfârșitul erupției nova, ambele stele se răcesc și fluxul de masă se oprește. Scenariul este susținut de o scădere observată a luminozității noilor vechi de 0,0015 magnitudini pe an și de unele cazuri, cum ar fi GK Persei sau RR Pictoris , care arată focare de nova pitică la câteva decenii după focarele lor de nova .

Acest scenariu de dezvoltare este, de asemenea, susținut de descoperirea unui vechi plic Nova extins în jurul Nova pitic Z Camelopardalis . Din rata de expansiune nedetectabilă, s-ar putea calcula o limită superioară de 1300 de ani, deoarece învelișul Nova a interacționat cu materia interstelară . Tipul de nova pitic de tipul Z Cam, un subgrup de nova pitic cu rate mari de transfer de masă, corespunde și așteptărilor teoretice. Prin urmare, Z Cam ar fi trebuit să se prezinte ca un sistem de stele binare asemănător unei noi imediat după erupție. Următorul pas de dezvoltare este o nova pitică de tipul Z Cam și în câteva secole o nova pitică normală de tipul U Geminorum . Ulterior, transferul de masă ar trebui să se oprească pentru o perioadă de 1.000 până la 100.000 de ani, până când dezvoltarea în ordine inversă va duce la un nou focar de nova.

Forme speciale

Novaele sunt o explozie de strălucire ca urmare a aprinderii unei flăcări de hidrogen pe suprafața unui pitic alb. În Novae normale, gazul bogat în hidrogen este acumulat de un însoțitor. Cu toate acestea, în literatură sunt discutate scenarii în care hidrogenul provine din alte surse:

• Sistemul stelar binar închis format din doi pitici albi își pierde cuplul din cauza radiației undelor gravitaționale. Dacă unul dintre piticii albi are un miez de carbon / oxigen și o cochilie bogată în hidrogen, suficientă căldură este depusă pe piticul alb din cauza forțelor mareelor într-o perioadă orbitală mai mică de 20 de minute pentru a atinge temperatura de aprindere pentru arderea hidrogenului. Aceasta ar fi o explozie de nova cu 10.000 până la 100.000 de ani înainte ca sistemul stelelor binare să se contopească.
• Observațiile din ultimele decenii au arătat că stelele din grupurile globulare au doar o compoziție chimică uniformă ca primă aproximare. O problemă remarcabilă este variația abundenței de heliu din grupurile de stele. În plus față de îmbogățirea materiei pentru a doua generație de stele de către vântul stelar al stelelor masive care se rotesc rapid și vânturile stelare ale stelelor AGB , se discută și ipoteza că piticii albi individuali masivi au adunat gazul rămas câteva sute de milioane de ani după formarea unui cluster globular ar putea. În timpul exploziei nova, gazul îmbogățit chimic a fost returnat mediului interstelar și unda de șoc a declanșat o nouă fază de formare a stelelor.
• Când o pitică albă formează un sistem stelar binar strâns cu o stea Be , poate acumula hidrogen ca în sistemele cataclismice. O stea Be este o stea timpurie care se rotește foarte repede și care formează ocazional un disc de decreție . Pitica albă trece prin discul circumstelar și colectează hidrogen proaspăt, care se aprinde ca o nova pe suprafața piticului alb. Deoarece steaua timpurie este mai luminoasă decât nova, nu se înregistrează nicio explozie optică, ci mai degrabă o sursă temporară de raze X moale, ca și la sursele de raze X super- moi .

Lista noilor galactice

Tabelul următor prezintă câteva noi descoperite în propria noastră galaxie , Calea Lactee și (atunci când condițiile sunt bune) vizibile cu ochiul liber. Literele și abrevierile numerice din fața numelor indică, în conformitate cu convențiile pentru denumirea stelelor variabile , câte stele variabile dintr-o constelație a fost descoperită nova respectivă. A doua parte a numelui denotă constelația. Vezi și stelele din categoria: Nova

Vezi si

• Stea variabilă eruptivă
• Nova indusă de difuzie

Link-uri web

Wikționar: Nova  - explicații privind semnificațiile, originea cuvintelor, sinonime, traduceri

• Biroul central pentru telegrame astronomice: CBAT List of Novae in the Milky Way.
• A fost descoperită bomba cu ceas. Astronomii găsesc candidați pentru supernove de tip Ia. Cu fotografii și animații. La: ESO.org. 17 noiembrie 2009. Adus la 25 aprilie 2018.

Dovezi individuale

1. ↑ Tycho Brahe. În: Astronomia Brockhaus. Mannheim 2006, p. 63.
2. ↑ SN Shore, M. Livio, EPJ van den Heuvel: Interacting Binaries. Springer, Berlin 1994, ISBN 3-540-57014-4 .
3. ↑ Nova. În: Astro-Lexicon N2 în Spektrum.de. 2007, accesat la 17 martie 2019 . 
4. ^ Walter Lewin, Michael van der Klies: Surse compacte de raze X stelare (Cambridge Astrophysics) . Cambridge University Press, Cambridge 2010, ISBN 978-0-521-15806-0 . 
5. ↑ R. Ouyed, M. Kostka, N. Koning, DA Leahy, W. Steffen: amprenta quark nova în explozia extremă de supernova SN 2006gy . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2010, arxiv : 1010.5530v1 . 
6. ↑ Jens Hjorth, Joshua S. Bloom: Conexiunea GRB-Supernova . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2011, arxiv : 1104.2274 . 
7. ↑ He Gao, Xuan Ding, Xue-Feng Wu, Bing Zhang, Zi-Gao Dai: luminile de bandă largă strălucitoare ale undelor gravitaționale izbucnesc din fuziunile de stele neutronice binare ca o sondă de magnetis de milisecundă . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2013, arxiv : 1301.0439 . 
8. ↑ CS Kochanek și colab.: A Survey About Nothing: Monitoring a Million Supergiants for Failed Supernovae . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2008, arxiv : 0802.0456v1 . 
9. ↑ Yun-Wei Yu, Bing Zhang, He Gao: „fuziune-nova” strălucitoare din rămășița unei fuziuni binare a stelelor de neutroni: semnătura unui magnetar nou-născut, masiv, milisecundă . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2013, arxiv : 1308.0876v1 . 
10. ↑ AKH Kong, E. Kuulkers, PA Charles L. Homer: Starea „oprită” a GX 339-4 . În: Notificare lunară a Royal Astronomical Society . bandă 312 , 2000, pp. L49-L54 , doi : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03334.x . 
11. ↑ Michael F. Bode, A. Evans: Novae clasice. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2008, ISBN 978-0-521-84330-0 .
12. ↑ Steven N. Shore: Spectroscopy of Novae - Un manual de utilizare . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2012, arxiv : 1211.3176 . 
13. ↑ A. Evans, RD Gehrz: emisie în infraroșu de la noi . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2012, arxiv : 1209.3193 . 
14. ^ Greg J. Schwarz și colab.: OBSERVAȚII RAPIDE X-RAY A NOVELOR CLASICE. II. EȘANTIONUL SUPER SOFT SOFT . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2011, arxiv : 1110.6224v1 . 
15. ↑ RD Gehrz, JW Truran, RE Williams, S. Starr Field: Nucleosinteza în Novae clasice și contribuția sa la mediul interstelar . În: Publicațiile Societății Astronomice din Pacific . bandă 110 , 1998, pp. 3-26 , doi : 10.1086 / 316107 . 
16. ^ Andrew C. Collazzi, Bradley E. Schaefer, Limin Xiao, Ashley Pagnotta, Peter Kroll, Klaus Lochel, Arne A. Henden: Comportamentul curbelor de lumină Novae înainte de erupție . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2009, arxiv : 0909.4289v1 . 
17. ↑ Novae. În: Observatorul Eberfing. 2018, accesat la 17 martie 2019 . 
18. ^ RF Webbink, M. Livio, JW Truran: Nature of the Recurrent Novae În: Astrophysical Journal , vol. 314, pp. 653-772, 1987, doi: 10.1086 / 165095
19. ↑ Samus NN, Kazarovets EV, Durlevich OV, Kireeva NN, Pastukhova EN: General Catalog of Variable Stars, Versiunea GCVS 5.1 În: Astronomy Reports , 2017, vol. 61, nr. 1, pp. 80-88, doi: 10.1134 / S1063772917010085
20. ↑ Angelo Cassatella: Physics of Classical Novae. Springer, Berlin 1990, ISBN 3-540-53500-4 .
21. ^ J. Mikolajewska: Symbiotic Novae . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2010, arxiv : 1011.5657 . 
22. ↑ M. Kato: Destule Novae cu maxim plat - fără vânturi groase optice . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2011, arxiv : 1101.2554 . 
23. ^ RF Webbink, M. Livio, JW Truran: Nature of the Recurrent Novae . În: Astrophysical Journal . bandă 314 , 1987, pp. 653-772 , doi : 10.1086 / 165095 . 
24. ^ MF Bode: Ieșiri Nova clasice și recurente . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2011, arxiv : 1111.4941v1 . 
25. ^ BE Schaefer și colab.: Erupția din 2011 a recidivei Nova T Pyxidis; descoperirea, creșterea pre-erupției, perioada orbitală pre-erupție și motivul întârzierii lungi . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2011, arxiv : 1109.0065v1 . 
26. ↑ AW Shafter, CA Misselt, P. Szkody, M. Politano: QU Vulpeculae: An Eclipsing Neon Nova in the Gap periodic . În: The Astrophysical Journal Letters . bandă 448 , nr. 1 , 1995, ISSN  1538-4357 , pp. L33-L36 , doi : 10.1086 / 309587 . 
27. ↑ M. Kato, I. Hachisu: V445 PUPPIS: HELIUM NOVA PE UN NAR MASIV ALB . În: Jurnalul astrofizic . bandă 598 , 2003, p. L107-L110 . 
28. ↑ VP Goranskij, S. Yu. Shugarov, AV Zharova, P. Kroll, EA Barsukova: progenitorul și rămășița helium nova V445 Puppis . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2011, arxiv : 1011.6063 . 
29. ^ CC Cheung: Fermi descoperă o nouă populație de raze gamma Novae . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2013, arxiv : 1304.3475v1 . 
30. ↑ M. Hernanz: emisie de raze gamma din explozii de nova . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2013, arxiv : 1305.0769v1 . 
31. ↑ Tipuri de variabilitate Catalogul general al stelelor variabile, Institutul Astronomic Sternberg, Moscova, Rusia. Adus pe 20 octombrie 2019 . 
32. ^ B. Warner: Stele variabile cataclismice. 1995, ISBN 0-521-54209-X .
33. ^ JR Franck, AW Shafter, K. Hornoch, KA Misselt: The Nova Rate in NGC 2403 . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2012, arxiv : 1210.0604 . 
34. ↑ Ronald A. Downes, Hilmar W. Duerbeck: Imagistica optică a coajelor Nova și magnitudinea maximă-rata relației de declin . În: Astronomical Journal . bandă 120 , nr. 4 , 30 iunie 2000, ISSN  0004-6256 , p. 2007–2037 , doi : 10.1086 / 301551 , arxiv : astro-ph / 0006458 . 
35. ↑ MM Kasliwal, SB Cenko, SR Kulkarni, EO Ofek, R. Quimby, A. Rau: Discovery of a New Photometric sub-class of Faint and Fast Classical novae . În: Jurnalul astrofizic . bandă 735 , nr. 2 , 2011, ISSN  0004-637X , p. 94 , doi : 10.1088 / 0004-637X / 735/2/94 . 
36. ^ Rebecca G. Martin, Mario Livio, Bradley E. Schaefer: Despre schimbările perioadei orbitale în izbucnirile Nova . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2011, arxiv : 1104.0864v1 . 
37. ^ Bradley E. Schaefer: Schimbarea perioadelor orbitale de-a lungul erupțiilor și masa expulzată pentru recurente Novae CI Aquilae și U Scorpii . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2011, arxiv : 1108.1215v1 . 
38. ↑ Joseph Patterson și colab.: Spirala morții lui T Pyxidis . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2013, arxiv : 1303.0736v1 . 
39. ↑ B. Dilday și colab.: PTF 11kx: O supernovă de tip Ia cu un progenitor Nova simbiotic . În: Știință . bandă 337 , 2012, p. 942-945 , doi : 10.1126 / science.1219164 . 
40. ↑ Nirupam Roy și colab.:. Studii radio ale noilor: un raport de stare curent și evidențierea noilor rezultate . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2013, arxiv : 1302.4455v1 . 
41. ↑ C. Tappert, A. Ederoclite, RE Mennickent, L. Schmidtobreick, N. Vogt: Viața după erupție - I. Observații spectroscopice a zece candidați nova . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2012, arxiv : 1204.1501v1 . 
42. ↑ Michael M. Shara și colab.: The Inter-Eruption Timescale of Classical Novae from Expansion of the Z Camelopardalis Shell . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2012, arxiv : 1205.3531v1 . 
43. ↑ Jim Fuller și Dong Lai: NOI DE MAREA ÎN NAPĂ ALBĂ BINARĂ COMPACTĂ . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2012, arxiv : 1206.0470 . 
44. ↑ Thomas J. Maccarone și David R. Zurek: Novae de la pitici albi izolați ca sursă de heliu pentru stelele de a doua generație în grupuri globulare . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2011, arxiv : 1112.0571 . 
45. ↑ M. Morii și colab.: Extraordinar de luminos, luminos, cu raze X, tranzitoriu MAXI J0158-744 ca aprindere a unei nova pe un pitic alb O-Ne foarte masiv . În: Astrofizică. Astrofizică solară și stelară . 2013, arxiv : 1310.1175v1 .