Nova (stjärna)

Bild av KT Eridani (Nova Eridani 2009)

En nova ( plural novae ) är en ljusstyrka i ett nära binärt stjärnsystem på grund av en explosiv antändning av väte som brinner på ytan av en vit dvärg .

definition

Termen nova härstammar från det latinska uttrycket "stella nova" (ny stjärna ) och går tillbaka till namnet, myntat av Tycho Brahe , av en observation av en tychonic stjärna 1572 . Det hänvisar till det plötsliga utseendet på ett tidigare osynligt stjärnliknande föremål på himlen . Fram till mitten av 1900-talet var en nova vilken typ av stjärnans ljusstyrka som helst med en ökning till sitt maximala under en period av dagar till år och en återgång till viloljus inom veckor till decennier. När den astrofysiska orsaken till utbrottet erkändes ändrades termen till den nuvarande definitionen:

En nova är resultatet av en termonukleär flykt (en explosiv antändning av termonukleära reaktioner ) på ytan av en vit dvärg. Glödgad materia kommer från en relativt låg massa huvudserien stjärna i ett binärt stjärnsystemet som har passerat dess Roche-gräns eller som överförts till den vita dvärg genom accretion från stjärnvind. Där bildar det en ackretionsskiva . Ett stadigt växande, högt komprimerat skikt skapas på ytan, som värms mer och mer vid den nedre gränsen tills slutligen kärnfusionen av vätet sätter igång och säkerställer en ytterligare temperaturökning. När 10 miljoner Kelvin uppnås, börjar en explosiv expansion, hastigheten är 100 till 1000 km per sekund. Den maximala ljusstyrkan uppnås när gastemperaturen har sjunkit till cirka 7 000 till 10 000 Kelvin. Kuvertradien ökade sedan till 1000 till 10 000 gånger den vita dvärgens radie (till en absolut ljusstyrka mellan −6 och −8,5 mag). Det binära stjärnsystemet förblir till stor del opåverkat av novautbrottet. Återigen kan materia från den andra komponenten rinna till den vita dvärgen. Novas tillhör därför de katastrofala variablerna .

Räknas inte längre bland de (klassiska) novorna:

Konstnärens intryck av scenariot

• Den supernovor samt den hypotetiska hypernova , i vilken en termonukleär reaktion transformler eller förstör den exploderande stjärnan.
• Den dvärg novae , där en anhopning disk runt en vit dvärg tänds vid cykliska intervall.
• Utbrottet av symbiotiska stjärnor och FU Orionis-stjärnor , tidigare kända som extremt långsam nova , som också är resultatet av att en accretionsskiva tänds.
• The Luminous Red Novae , som skapas när två stjärnor slås samman i ett binärt system.
• De lysande blå variablerna , vars variabilitet uppstår från variabla stjärnvindar och bildandet av pseudofotosfärer.
• Röntgen novaer eller mjuka röntgenöverföringar, som, precis som dvärgnovaer, har instabilitet i ackretionsskivan och på grund av sin kompakta följeslagare avger de sin energi främst som röntgenstrålar .
• Den hypotetiska kvarken novae . Dessa detonationer beror på teoretiska modeller när en neutronstjärna inte längre tål trycket orsakat av gravitationen och kollapsar i en hypotetisk kvarkstjärna .
• Mini-supernovaer eller kilo-nova har tusen gånger mer ljusstyrka än normala novaer och bildas troligtvis när en neutronstjärna smälter samman med en neutronstjärna eller en neutronstjärna med ett svart hål. Deras ljusstyrka är resultatet av förfallet av radioaktiva nuklider , som syntetiseras i en chockvåg i en sådan sammanslagning.
• En makronova är det hypotetiska resultatet av en sammanslagning av två neutronstjärnor , vilket resulterar i en millisekundmagnetar . I en Makronova bör en snabbt roterande massiv neutronstjärna med ett starkt magnetfält på ¹⁰¹¹  T bildas. En mängd energi på 10 ⁴⁶  J kan extraheras från magnetfältet och vridmomentet inom 100 till 10 000 sekunder och makro-nova-modellen används för att beskriva efterstrålningen av gammastrålning .
• Den Un-Novae är misslyckades kärn kollaps supernovor i vilket prekursorn stjärnan kollapsar direkt in i en svart hål och avger liten eller ingen elektromagnetisk strålning.
• En hypotetisk fusionsnova uppstår när två neutronstjärnor smälter samman och skapar en snabbt roterande och starkt magnetisk neutronstjärna med en stor massa. Magnetarns magnetfält samverkar med den omgivande miljön och genererar en kort burst av elektromagnetisk strålning, vars ljusstyrka överstiger den för en supernova.

Däremot motsvarar röntgenstrålar av typ I i vissa röntgenbinarier nova-brister i katastrofala variabler . Den kompakta stjärnan som tillför materia från sin följeslagare är en neutronstjärna . Det vätgas och / eller heliumrika ämnet ackumuleras på ytan av neutronstjärnan och en termonukleär flykt uppstår. Strålningen slipper nästan uteslutande som röntgen , eftersom ingen optiskt tjock stjärnvind bildas. På grund av den högre densiteten och temperaturen på en neutronstjärna sker termonukleära reaktioner igen efter månader. Däremot tar det vanligtvis årtusenden på ytor av vita dvärgar av katastrofala variabler innan tillräckligt med material finns tillgängligt för en ny termonukleär runaway.

utbrott

Vid varje novas utbrott av ljusstyrka körs följande faser igenom:

• Den initiala ökningen av Praenovas ljusstyrka med cirka 9 mag inom några dagar 
• Ett stillastående från en till några dagar före det faktiska maximumet. I denna fas ändras knappast den optiska ljusstyrkan . En stillestånd observeras inte alltid, vilket kan bero på en sen upptäckt av nova efter detta avsnitt, eller att stillastående fas inte förekommer i alla novas.
• Den slutliga höjningen till maximalt inom dagar till veckor. Den typiska amplituden är 2 mag.
• Detta följs av fasen av tidig härkomst. Ljusstyrkan faller jämnt i detta avsnitt med cirka 3,5 mag och fallhastigheten används som en klassificeringsfunktion för att skilja snabbt från långsamma novor. Det finns dock ingen standarddefinition av dessa termer.
• I övergångsfasen sjunker ljusstyrkan med ytterligare 3 mag. Minskningen i ljusstyrka kan vara enhetlig, med ett djupt minimum på grund av dammbildning eller med kvasi-periodiska fluktuationer i ljusstyrka. Denna fas kan pågå från några veckor till år.
• Detta följs av den slutliga minskningen av ljusstyrka över år eller årtionden.

Utvecklingen av det optiska spektrumet är komplex och går parallellt med ljusförändringen:

• I det maximala spektrumet kan breda absorptionslinjer ses som i tidiga stjärnor med överlagrade P-Cygni-profiler . Expansionshastigheten är mellan −1300 för snabba och −100 km / s för långsam nova. Det är också känt som Fireball-spektrumet och mediet värms upp av explosionens chockvåg .
• Huvudspektrumet uppträder maximalt med starkare absorptionslinjer förskjutna längre in i det blå . Spektrumet påminner om en A- eller F- superris med berikade linjer av kol , syre och kväve . Expansionshastigheten ligger mellan −1000 och −150 km / s, beroende på Nova-hastighetsklassen.
• Det diffusa utökade spektrumet liknar det huvudsakliga spektrumet med bredare och starkare blåförskjutna absorptionslinjer och inträffar strax efter tidpunkten för maximal ljusstyrka.
• Detta följs av Orion-spektrumet efter en minskning av ljusstyrkan på 2  mag . Spektrumet liknar det för ljusa O- eller B-stjärnor med starka stjärnvindar. Expansionshastigheten är mellan −2700 och −1000 km / s, beroende på Nova-hastighetsklassen. Dessutom visas de första svaga tecknen på förbjudna linjer.
• I slutet blir det nebulösa spektrumet synligt, vilket visar många egenskaper hos en planetnebulosa . Många förbjudna linjer av syre, kväve och ibland neon förekommer. Den exciteringstemperaturen är ca 10 ⁶  Kelvin .

Utvecklingen av spektrumet tolkas som en expanderande moln av gas, vars transparens minskar under expansionen, och således den fotosfär från vilken ljuskvanta utan re- absorption flytta till jorden, kan insidan migrera.

Speciellt i det infraröda kan bildningen av damm från det utkastade materialet observeras. Den snabba tillväxten av kolhaltiga dammpartiklar kräver att, i tillägg till den bildade väterika material, en del av de yttre skikten av vit dvärg också accelereras bortom flykthastigheten. Kolväten , kisel karbider och amorfa karbider har detekterats i dammet . De spektrallinjer i ultraviolett initialt följer de som beskrivits ovan i det optiska intervallet. I fasen av stabil väteförbränning på den vita dvärgen ökar ultraviolett strålning igen, liksom röntgenstrålarna . Båda typerna av strålning har sitt ursprung huvudsakligen i termisk strålning från den tunna atmosfären runt den vita dvärgen. På grund av röntgenstrålningen med låg energi är en nova en av de supermjuka röntgenkällorna i detta skede . Slutet på utbrottet markeras av att väteförbränningen upphör på ytan av den vita dvärgen. Detta händer ungefär tre år efter att utbrottet började, när supermjuka röntgenstrålar inte längre kan detekteras från novan.

Termonukleär flykt

CNO-cykel

För att förstå novaerna var det viktigt att observera att den bolometriska ljusstyrkan förblir konstant under veckor eller år och därmed varar orsaken till utbrottet av ljusstyrka mycket längre än det korta optiska maximumet för en nova. En termonuclear runaway ger energi för ökningen av ljusstyrka och det expanderande höljet av gas.

Före utbrottet överfördes väterik materia från följeslagaren till den vita dvärgen och blandades med den tunna atmosfären hos den vita dvärgen genom konvektion . Retardationen av materien så snart den träffar den vita dvärgen frigör energi och ökar temperaturen i atmosfären. När temperaturen når några miljoner Kelvin börjar explosiv vätgasförbränning enligt Bethe-Weizsäcker-cykeln . Eftersom materien är degenererad leder den frigjorda energin inte till en expansion utan bara till en ytterligare uppvärmning av saken. Som ett resultat fortsätter temperaturen att stiga till 10 ⁸  K och den termonukleära runawayen sprids över hela ytan av den vita dvärgen.

Speciellt accelererar strålningstrycket saken och ett skal avvisas i början av novautbrottet. Eftersom antändningen av den termonukleära runawayen ägde rum vid den nedre gränsen för den vita dvärgens atmosfär, accelereras även en del material från CNO-skorpan i rymden och kan detekteras under huvudspektrumet. Om degenerationen har vänt genom att temperaturen ytterligare höjs uppstår en stabil väteförbränning på den vita dvärgen. Det mesta av strålningen vid denna tid emitteras som ultraviolett strålning eller som spridd infraröd strålning på grund av den tunna atmosfären . Under hela utbrottet accelererar strålningstrycket materien bortom dess flykthastighet , cirka 10 ⁻⁴ solmassor matas ut i det interstellära mediet . Utbrottet slutar när vätet i den vita dvärgens atmosfär tappas ut.

Många observationer av ljusstyrka ökar under månaderna innan novautbrottet finns i litteraturen. Detta är svårt att förena med hypotesen om den termonukleära runaway på ytan av en vit dvärg, eftersom i en lugn katastrofal variabel det mesta av den optiska strålningen kommer från ackretionsskivan och i fallet med långvariga system från följeslagaren. En förnyad analys av de historiska inspelningarna av Novae GK Per , CP Lac , LV Vul och BT Mon från tiden före utbrottet kunde inte upptäcka någon ökning av ljusstyrkan. Det är förmodligen en övertolkning av fotografiska plattor. Endast i fallet med V533 Her kan en ljusstyrka på mer än 1 styrka ses under en och ett halvt år före utbrottet  .

Typer av Novae

Dessa delas upp igen i underkategorier:

• NA: mycket snabba, snabba och medelhastiga novaer har en minskning av ljusstyrkan på mer än tre magnituder inom 100 dagar eller mindre (exempel: GK Persei ).
• OBS: långsam nova har minskat ljusstyrkan med tre magnituder inom 150 dagar eller mer (exempel: RR Pictoris ).
• NC: väldigt långsam nova har en liten ökning av ljusstyrkan, vilket är maximalt under många år (exempel: RR Telescopii ).
• NR: återkommande eller återkommande nova som har brutit ut mer än en gång under den historiska perioden (exempel: CI Aquilae ).
• NL: novalike variabler, objekt som liknar novae men inte har undersökts tillräckligt på grund av deras ljusförändringar eller deras spektrala egenskaper.

Klassisk Novae

De klassiska novorna förekommer i katastrofala binära stjärnsystem. Här cirklar den vita dvärgen och hans senare följeslagare runt det gemensamma tyngdpunkten . Ledsagaren har överskridit sin Roche- gräns och därför rinner materia från den till den vita dvärgen. Detta kan göras via en ackretionsskiva eller, om den vita dvärgen har ett starkt magnetfält , träffar de magnetiska polerna direkt. Den senare typen av katastrofala variabel kallas polar eller AM Herculis-stjärnor .

Symbiotisk nova

De symbiotiska noverna , även kända som typ NC, är termonukleära novor i symbiotiska binära stjärnsystem bestående av en vit dvärg och en röd jätte . Massorna av vita dvärgar i symbiotiska novor är antingen större än en solmassa och leder sedan till snabba nova, som tillhör de återkommande noverna, eller massan är mellan 0,4 och 0,6 solmassor och leder till mycket långsam nova. Till och med ökningen av en symbiotisk nova kan ta upp till två år eller mer, t.ex. Till exempel tog AG Peg 120 år att återgå till tyst ljusstyrka. Massöverföringen i symbiotiska novor kan, till skillnad från klassiska novor, vara en konsekvens av vindtillväxt , varigenom den vita dvärgen fångar upp materien från den röda jättens stjärnvind, som avges jämnt i alla rumsliga riktningar. Dessutom saknar de symbiotiska noverna med en lågmassad vit dvärg den optiskt tjocka vinden och endast en liten massa på cirka 10 ⁻⁷ solmassor matas ut i det interstellära rummet. Ljuskurvan visar sedan en platå med maximalt ljus som ibland varar i flera år. Under hela utbrottet sker en stabil vätgasförbränning på ytan av den vita dvärgen, eftersom det i början av utbrottet inte ledde någon stjärnvind bort det mesta av den vita dvärgens atmosfär och därmed finns mer väte tillgängligt för de termonukleära reaktionerna.

Återkommande nova

Återkommande eller återkommande nova av typen NR är nova som har brutit ut mer än en gång under en historisk period. De kallas ibland återkommande nover i populärvetenskaplig litteratur. Utbrottsmekanismen är resultatet av en termonukleär flykt nära ytan av den vita dvärgen som i de klassiska noverna. Återkommande novéer är indelade i tre grupper:

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

De två första grupperna är nära binära stjärnsystem som den klassiska Novae. Man tror dock att massan av den vita dvärgen ligger nära Chandrasekhar-gränsen och att det finns en hög tillväxttakt. På grund av det omvända förhållandet mellan massan av den vita dvärgen och dess radie är det mycket mer troligt att tunga vita dvärgar når tätheter där väteförbränning kommer att antändas . RS-Oph / T-CrB-gruppen av återkommande novéer liknar de symbiotiska noverna, med följeslagaren till den vita dvärgen som en röd jätte och omloppstiden är i storleksordningen 100 dagar. I U-Sco-gruppen är den vita dvärgens följeslagare däremot en röd dvärgstjärna och omloppstiden är i storleksordningen några timmar.

T-Pyx-gruppen är en heterogen grupp nova som sannolikt endast visar intermittenta utbrott. Ett normalt nova-utbrott värmer följeslagaren så att den expanderar och överför mer materia till den vita dvärgen. Detta leder till förnyade utbrott tills den medföljande stjärnan slutar expandera och krymper igen under Roche-gränsen . Fasen av återkommande utbrott slutar efter några hundra år.

Återkommande nova förväxlas ofta med TOAD. Dessa är dvärgnovaer som bara visar superutbrott, och dessa utbrott inträffar med flera år till decennier.

Galaktiska återkommande nova: CI Aql , V394 CrA , T CrB , IM Nor , RS Oph , V2487 Oph , T Pyx , V3890 Sgr , U Sco och V745 Sco .

Neon nova

En berikning av spektrumet med joner av medelviktig massa, särskilt neon , observeras i cirka 30% av alla klassiska nover . Baserat på teoretiska överväganden kan denna fördelning av elementen i det utkastade materialet inte vara resultatet av en termonukleär flykt på en vit dvärg med en CO-skorpa. Massiva vita dvärgar har å andra sidan en anrikning av syre , magnesium och neon på sin yta . I neon novae, förutom Bethe-Weizsäcker-cykeln som beskrivs ovan , sker även neon-natriumcykeln, som producerar instabila element som ²⁰ Ne. Några av dessa instabila element kunde detekteras på grundval av de karakteristiska sönderfallslinjerna i gammastrålningsområdet .

Helium nova

Teoretiskt förutspåddes helium novae eller helium-kväve novae redan 1989. Med denna typ av katastrofala variabel överförs heliumrik materia till den vita dvärgen och detta antänds också i ett degenererat tillstånd till en explosiv heliumförbränning . Heliumrikt materia överförs från sekundärstjärnan till den vita dvärgen eftersom dess yttre vätgasrika atmosfär redan har accreterats av den vita dvärgen , avges av stjärnvindar eller under en gemensam kuvertfas . Den bästa kandidaten för en helium nova hittills är V445 Puppis = Nova Puppis 2000. Radiella hastighetsmätningar i spektrumet visar en ovanligt hög hastighet på över 6000 km / s för det expanderande kuvertet. Vidare visade en undersökning av ljusförändringarna före utbrottet en ljuskurva som tillhör mer ett sammanslagande binärt stjärnsystem än en katastrofal variabel. Detta lämnar öppet oavsett om V445 Pup är en helium nova eller en ovanlig supernova av typ II.

Gamma-ray nova

Gamma-ray novae är en liten grupp av klassiska och symbiotiska nova , av vilka gammastrålning kunde detekteras några veckor efter utbrottet . De visar alla ett ganska mjukt gammaspektrum med energier upp till några GeV . När det gäller den symbiotiska Nova V407 Cygni är det troligt att högenergistrålningen har sitt ursprung i en acceleration av partiklar i chockvågen mellan Nova-utkastet och vinden från den röda jätten. Däremot är orsaken till gammastrålningen i neon novae V1324 Scorpii och V959 Monocerotis inte känd.

Det bör vara möjligt att detektera gammastrålning från alla nova, eftersom den termonukleära runawayen producerar radioaktiva element som ⁷ Be och ²² Na, som kan identifieras med hjälp av specifika linjer när de förfaller. Dessa har hittills observerats lika lite som 511 keV- förintelselinjen , vilket förväntas när positroner och elektroner förintas under termonukleära reaktioner.

Förekomst i stjärnkataloger

Den allmänna katalogen över variabla stjärnor listar för närvarande cirka 400 stjärnor (nästan 1% av stjärnorna i denna katalog), som är indelade i en undergrupp av Novae. Med cirka 250 stjärnor är den klassiska NA Novae den största gruppen. De andra grupperna i denna katalog är NB , NC , NL och NR och den icke-specifika N .

Upptäckt och statistik

Under de senaste åren har ett genomsnitt på cirka 12 novor per år upptäckts i Vintergatan . Detta är bara en del av noverna som bryter ut varje år i vår galax på grund av samband med solen , interstellär utrotning och brist på observationer, särskilt när det gäller snabba novor. Graden av förväntad nova för Vintergatan är 30–80 per år, härledd från novafrekvensen för Andromedagalaxen M31 . Sökandet efter nova görs huvudsakligen av amatörastronomer . I spiralgalaxerna i den lokala gruppen verkar novaraten relaterad till ljusstyrkan alltid ha ett värde på cirka 2 novor per 10 ¹⁰ solstrålar och år och vara oberoende av Hubble-typen . Det har föreslagits att det finns signifikanta skillnader i fördelningen av snabba och långsamma novor för de olika Hubble-typerna och att det finns ett beroende av galaxens genomsnittliga metallicitet .

Novae som avståndsindikator

Empiriskt ett förhållande mellan ljusets hastighet förlust och absolut ljus fann varit max: .${\ displaystyle M_ {V} = 2 {,} 55 \ cdot \ log (t_ {2}) - 11 {,} 32}$

Här är M _V den absoluta visuella ljusstyrkan och t _{2 är} tiden i dagar då den visuella ljusstyrkan har sjunkit med två magnituder från ljusstyrkan maximalt. Den stora ljusstyrkan hos nova gör att de kan användas i extragalaktiska system utanför den lokala gruppen . Detta beteende kan förklaras om maximal ljusstyrka och hastighet bara beror på massan av den vita dvärgen. Med massan ökar också trycket i den vita dvärgens atmosfär och den termonukleära utflykten blir motsvarande starkare . Samtidigt minskar massan av den vätgasrika atmosfären som krävs för att antända vätgasförbränningen och utbrottet slutar snabbare. Förutom återkommande nover verkar det emellertid också finnas en delmängd nova i extragalaktiska system som skiljer sig mycket från ovanstående förhållande.

Dessutom har det visat sig att alla novor har ungefär samma absoluta visuella ljusstyrka på -5,5 mag 15 dagar efter det maximala. Båda metoderna kräver en exakt bestämning av tidpunkten för maximal ljusstyrka.

Novae som potentiella föregångare av typ Ia supernovaer

Ett möjligt scenario för utvecklingen av typ Ia-supernovor är gravitationskollapsen för en vit dvärg i ett katastrofalt binärt stjärnsystem . När massan av en vit dvärg överskrider Chandrasekhar-gränsen på cirka 1,4 solmassor inträffar en detonation i den degenererade kolkärnan. Det är dock inte klart om massan av den vita dvärgen ökar eller minskar under ett novautbrott.

Under utbrottet accelereras en del av den vita dvärgens atmosfär för att lämna det binära stjärnsystemet. Detta ökar vinkelmomentet och förlänger en novas omloppstid efter utbrottet. Detta motverkas av friktionen av den utkastade materien med den medföljande stjärnan, som förmodligen också är ansvarig för den bipolära strukturen hos många novarester. Dessutom, med ett starkt magnetfält hos den vita dvärgen, följer det joniserade utkastade materialet magnetfältlinjerna, vilket också minskar det binära stjärnsystemets vinkelmoment.

Trots dessa svårigheter bör det vara möjligt att mäta förändringen i det binära stjärnsystemets vinkelmoment och därmed också den vita dvärgens massa före och efter ett utbrott med hjälp av en förändring i täckljuset . De två återkommande noverna CI Aql och U Sco resulterade i värden för den materia som kastades bort under novautbrottet av cirka 10 ⁻⁶ solmassor. Inom ramen för mätnoggrannheten motsvarar detta exakt den ackreterade massan mellan utbrotten. Med den återkommande Nova T Pyx tappas emellertid betydligt mer materia än vad som följeslagarstjärnan tillhör mellan utbrotten.

Det finns indirekt bevis för att symbiotiska novor är föregångarna till en bråkdel av cirka 10% av alla typ Ia-supernovor. Under utvidgningen av supernovas utkastade kuvert kolliderar detta material med långsammare rörliga gas- och dammhöljen. Dessa kollisioner kan z. B. supernova 2011km (= PTF 11kx) kan detekteras. Expansionshastigheten för de gamla gas- och dammhöljena är för långsam för att orsakas av supernovan själv och alldeles för snabb för att orsakas av en stjärnvind. Dessutom verkar det finnas en kontinuerlig komponent med låg densitet i supernovornas omständliga miljö, med densitet och expansionshastighet för detta kuvert som visar typiska värden för en röd jätts stjärnvind. Supernova- chockfrontens multipla genomträngningar genom de gamla höljena antyder en cyklisk utkastning av gas- och dammhöljena med ett intervall på flera decennier. Dessa egenskaper matchar de välkända egenskaperna hos symbiotiska novéer.

Nova kvarleva

Nova Cygni 1992 med novarest några år efter utbrottet

Som med supernovor kan en utsläppsnebulosa upptäckas några år till decennier efter ett novautbrott . Från den radiella hastigheten under utbrottet och från den observerade vinkeln för novaresten är det möjligt att beräkna avståndet självständigt . Nebulosornas form är ofta elliptisk , varvid andelen elliptiska eller ibland bipolära nebulosor ökar med minskningen av novas hastighet. Den tillplattade axeln ligger i omloppsbana planet för den dubbla stjärnsystem . Därför är avvikelsen från den cirkulära formen ett resultat av interaktionen mellan det utkastade materialet och ackretionsskivan och följeslagaren under expansionen. Den optiskt tjocka vinden från vilken novaresten bildas kan detekteras i radioområdet som bremsstrahlung några veckor efter utbrottet. Massan av det utkastade ämnet vid ett novautbrott är 10 ⁻⁵ till 10 ⁻⁴ solmassor. Detta värde är en storleksordning högre än vad som förväntas av teoretiska modeller. Denna avvikelse kan emellertid orsakas av en klumpliknande struktur av utkastet, varigenom den del av det utkastade materialet med störst densitet bestämmer strålkastarkurvan genom en växelverkan med det omgivande omgivande materiet och simulerar en större massa.

Vilolägesscenariot

Efter viloläge ( engelsk vilolägesmodell ) utvecklade en katastrofal variabler för ett Nova-utbrott tillbaka till ett separat binärt system . På grund av förlusten av massa under utbrottet ökar avståndet mellan komponenterna. Den uppvärmda vita dvärgen ökar också temperaturen på sin medföljande stjärna, som på grund av den bundna rotationen alltid vänder samma sida och driver den ut ur termisk jämvikt . Detta leder till ett tillfälligt ökat massflöde till den vita dvärgen. Efter slutet av novautbrottet svalnar båda stjärnorna och massflödet stannar. Scenariot stöds av en observerad minskning av ljusstyrkan hos gamla nova med 0,0015 magnituder per år och av vissa fall som GK Persei eller RR Pictoris , som visar dvärgnovautbrott decennier efter deras novautbrott .

Detta utvecklingsscenario stöds också av upptäckten av ett gammalt, omfattande Nova-kuvert runt dvärgnova Z Camelopardalis . Från den oupptäckbara expansionshastigheten kan en övre gräns på 1300 år beräknas eftersom Nova-kuvertet har interagerat med interstellär materia . Den typ av dvärgnova av typen Z Cam, en undergrupp av dvärgnova med höga massöverföringshastigheter, motsvarar också teoretiska förväntningar. Z Cam borde därför ha presenterat sig som ett novaliknande binärt stjärnsystem direkt efter utbrottet. Nästa utvecklingssteg är en dvärgnova av Z Cam-typen och på några århundraden en normal dvärgnova av U Geminorum- typen . Därefter bör massöverföringen stoppa under en period av 1000 till 100 000 år, tills utvecklingen i omvänd ordning leder till ett nytt novautbrott.

Särskilda blanketter

Novae är en ljusstyrka som ett resultat av antändningen av en väteflamma på ytan av en vit dvärg. I normala Novae ackreteras den vätgasrika gasen av en följeslagare. I litteraturen diskuteras emellertid också scenarier där väte kommer från andra källor:

• Nära binärt stjärnsystem bestående av två vita dvärgar förlorar vridmoment på grund av strålning från gravitationella vågor. Om en av de vita dvärgarna har en kol / syrekärna och ett vätgas skal deponeras tillräckligt med värme på den vita dvärgen på grund av tidvattenkrafter under en omloppstid på mindre än 20 minuter för att nå antändningstemperaturen för väteförbränning. Detta skulle vara en novaexplosion 10 000 till 100 000 år innan det binära stjärnsystemet slogs samman.
• Observationer under de senaste decennierna har visat att stjärnorna i klotformiga kluster endast har en enhetlig kemisk sammansättning som första approximation. Ett enastående problem är variationen i överflödet av helium i stjärnklusterna. Förutom en anrikning av materien för en andra generation av stjärnor av stjärnvinden hos snabbt roterande massiva stjärnor och AGB-stjärnornas stjärnvindar diskuteras också hypotesen att enskilda massiva vita dvärgar tillförde den återstående gasen några hundra miljoner år efter bildandet av ett klotformigt kluster kunde. Under novaexplosionen återfördes den kemiskt anrikade gasen till det interstellära mediet och chockvågen utlöste en ny fas av stjärnbildningen.
• När en vit dvärg bildar ett nära binärt stjärnsystem med en Be-stjärna , kan den väta väte som i katastrofala system. En Be-stjärna är en mycket snabb snurrande tidig stjärna som ibland bildar en diskretionsskiva . Den vita dvärgen passerar genom den cirkelformade skivan och samlar på nytt väte som antänds som en nova på den vita dvärgens yta. Eftersom den tidiga stjärnan är mer lysande än novan registreras inget optiskt utbrott utan snarare en tillfällig mjuk röntgenkälla som med de supermjuka röntgenkällorna .

Lista över galaktiska novor

Följande tabell visar några novéer som har upptäckts inom vår egen galax , Vintergatan , och (när förhållandena är goda) synliga för blotta ögat. Bokstäverna och siffraförkortningarna framför namnen indikerar, i enlighet med konventionerna för namngivning av variabla stjärnor , hur många variabla stjärnor i en konstellation respektive nova upptäcktes. Den andra delen av namnet betecknar konstellationen. Se även stjärnorna i kategorin: Nova

Se även

• Eruptiv variabel stjärna
• Diffusionsinducerad nova

webb-länkar

Wiktionary: Nova  - förklaringar av betydelser, ordets ursprung, synonymer, översättningar

• Central Bureau for Astronomical Telegrams: CBAT List of Novae in the Milky Way.
• Stellar tidsbomb upptäcktes Astronomer hittar kandidater för typ Ia-supernovor. Med foton och animationer. På: ESO.org. 17 november 2009. Hämtad 25 april 2018.

Individuella bevis

1. ↑ Tycho Brahe. I: The Brockhaus Astronomy. Mannheim 2006, s.63.
2. Sh SN Shore, M. Livio, EPJ van den Heuvel: Interacting Binaries. Springer, Berlin 1994, ISBN 3-540-57014-4 .
3. ↑ Nova. I: Astro-Lexicon N2 i Spektrum.de. 2007, nås 17 mars 2019 . 
4. ^ Walter Lewin, Michael van der Klies: Kompakta röntgenkällor (Cambridge Astrophysics) . Cambridge University Press, Cambridge 2010, ISBN 978-0-521-15806-0 . 
5. ↑ R. Ouyed, M. Kostka, N. Koning, DA Leahy, W. Steffen: kvark nova avtryck i den extrema supernovaexplosion SN 2006GY . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2010, arxiv : 1010.5530v1 . 
6. ↑ Jens Hjorth, Joshua S. Bloom: GRB-Supernova-anslutningen . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2011, arxiv : 1104.2274 . 
7. ↑ Han Gao, Xuan Ding, Xue-Feng Wu, Bing Zhang, Zi-Gao Dai: Ljusa bredband efterglöd av gravitationella vågsprängningar från binära neutronstjärnsammanfogningar som en sond av millisekundmagneter . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2013, arxiv : 1301.0439 . 
8. ↑ CS Kochanek et al.: A Survey About Nothing: Monitoring a Million Supergiants for Failed Supernovae . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2008, arxiv : 0802.0456v1 . 
9. ↑ Yun-Wei Yu, Bing Zhang, He Gao: Ljus "fusion-nova" från resten av en binär sammanslagning av neutronstjärnor: En signatur av en nyfödd, massiv, millisekundmagnetar . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2013, arxiv : 1308.0876v1 . 
10. ↑ AKH Kong, E. Kuulkers, PA Charles L. Homer: GX 339-4 'av-tillstånd' . I: Månadsmeddelande från Royal Astronomical Society . tejp 312 , 2000, sid. L49-L54 , doi : 10.1046 / j.1365-8711.2000.03334.x . 
11. ↑ Michael F. Bode, A. Evans: Klassisk nova. Cambridge Univ. Press, Cambridge 2008, ISBN 978-0-521-84330-0 .
12. ↑ Steven N. Shore: Spectroscopy av Novae - En bruksanvisning . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2012, arxiv : 1211.3176 . 
13. ↑ A. Evans, RD Gehrz: Infraröd emission från novae . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2012, arxiv : 1209.3193 . 
14. ^ Greg J. Schwarz et al.: Snabba röntgenobservationer av klassisk nova. II SUPER MJUK KÄLLPROV . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2011, arxiv : 1110.6224v1 . 
15. ↑ RD Gehrz, JW Truran, RE Williams, S. Starr Field: Nukleosyntes i klassisk nova och dess bidrag till det interstellära mediet . I: Publikationerna från Astronomical Society of the Pacific . tejp 110 , 1998, sid. 3-26 , doi : 10.1086 / 316107 . 
16. ^ Andrew C. Collazzi, Bradley E. Schaefer, Limin Xiao, Ashley Pagnotta, Peter Kroll, Klaus Lochel, Arne A. Henden: Uppförandet av Novae-ljuskurvor före utbrott . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2009, arxiv : 0909.4289v1 . 
17. ↑ Novae. I: Eberfing Observatory. 2018, nås 17 mars 2019 . 
18. ^ RF Webbink, M. Livio, JW Truran: The Nature of the Recurrent Novae In: Astrophysical Journal , vol. 314, sid 653-772, 1987, doi: 10.1086 / 165095
19. ↑ Samus NN, Kazarovets EV, Durlevich OV, Kireeva NN, Pastukhova EN: General Catalog of Variable Stars, Version GCVS 5.1 I: Astronomy Reports , 2017, vol. 61, nr. 1, s. 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 . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2010, arxiv : 1011.5657 . 
22. ↑ M. Kato: Ganska nova med platt maximal - inga optiska tjocka vindar . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2011, arxiv : 1101.2554 . 
23. ^ RF Webbink, M. Livio, JW Truran: The Nature of the Recurrent Novae . I: Astrophysical Journal . tejp 314 , 1987, sid. 653-772 , doi : 10.1086 / 165095 . 
24. ^ MF Bode: Klassiska och återkommande Nova-utbrott . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2011, arxiv : 1111.4941v1 . 
25. ^ BE Schaefer et al.: 2011-utbrottet av den återkommande Nova T Pyxidis; upptäckten, förhöjningen före utbrottet, orbitalperioden före utbrottet och orsaken till den långa förseningen . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2011, arxiv : 1109.0065v1 . 
26. ↑ AW Shafter, CA Misselt, P. Szkody, M. Politano: QU Vulpeculae: An Eclipsing Neon Nova in the periodic Gap . I: The Astrophysical Journal Letters . tejp 448 , nr. 1 , 1995, ISSN  1538-4357 , sid. L33-L36 , doi : 10.1086 / 309587 . 
27. ↑ M. Kato, I. Hachisu: V445 PUPPIS: HELIUM NOVA PÅ EN MASSIV VIT DWARF . I: The Astrophysical Journal . tejp 598 , 2003, s. L107-L110 . 
28. ↑ VP Goranskij, S. Yu. Shugarov, AV Zharova, P. Kroll, EA Barsukova: stamfader och kvarleva av helium nova V445 Puppis . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2011, arxiv : 1011.6063 . 
29. ^ CC Cheung: Fermi upptäcker en ny befolkning av gammastrålning Novae . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2013, arxiv : 1304.3475v1 . 
30. ↑ M. Hernanz: Gamma-strålning från novautbrott . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2013, arxiv : 1305.0769v1 . 
31. ↑ Variabilitetstyper Allmän katalog över variabla stjärnor, Sternberg Astronomical Institute, Moskva, Ryssland. Hämtad 20 oktober 2019 . 
32. ^ B. Warner: Kataklysmiska variabla stjärnor. 1995, ISBN 0-521-54209-X .
33. ^ JR Franck, AW Shafter, K. Hornoch, KA Misselt: Nova Rate i NGC 2403 . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2012, arxiv : 1210.0604 . 
34. ↑ Ronald A Downes, Hilmar W. Duerbeck: Optisk avbildning av Nova Shells och Maximal Magnitude-minskningstakten Förhållande . I: Astronomical Journal . tejp 120 , nr. 4 , 30 juni 2000, ISSN  0004-6256 , s. 2007–2037 , doi : 10.1086 / 301551 , arxiv : astro-ph / 0006458 . 
35. Kas 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 . I: The Astrophysical Journal . tejp 735 , nr. 2 , 2011, ISSN  0004-637X , s. 94 , doi : 10.1088 / 0004-637X / 735/2/94 . 
36. ^ Rebecca G. Martin, Mario Livio, Bradley E. Schaefer: Om förändringar i omloppsperioden i Nova-utbrott . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2011, arxiv : 1104.0864v1 . 
37. ^ Bradley E. Schaefer: Förändringen av orbitalperioderna över utbrott och den utkastade massan för återkommande Novae CI Aquilae och U Scorpii . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2011, arxiv : 1108.1215v1 . 
38. ↑ Joseph Patterson et al.: Dödsspiralen av T Pyxidis . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2013, arxiv : 1303.0736v1 . 
39. ↑ B. Dilday et al:. PTF 11kx: A Typ Ia Hal med en Symbiotiskt Nova Progenitor . I: Vetenskap . tejp 337 , 2012, s. 942-945 , doi : 10.1126 / science.1219164 . 
40. Ir Nirupam Roy et al.:. Radiostudier av nova: en aktuell statusrapport och höjdpunkter av nya resultat . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2013, arxiv : 1302.4455v1 . 
41. ↑ C. Tappert, A. Ederoclite, RE Mennickent, L. Schmidtobreick, N. Vogt: Liv efter utbrott - I. Spektroskopiska observationer av tio novakandidater . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2012, arxiv : 1204.1501v1 . 
42. ↑ Michael M. Shara et al.: Inter-Eruption Timescale of Classical Novae from Expansion of the Z Camelopardalis Shell . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2012, arxiv : 1205.3531v1 . 
43. ↑ Jim Fuller och Dong Lai: TIDAL NOVAE IN COMPACT BINARY WHITE DWARFS . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2012, arxiv : 1206.0470 . 
44. ↑ Thomas J. Maccarone och David R. Zurek: Novae från isolerade vita dvärgar som en källa av helium för andra generationens stjärnor i globulära kluster . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2011, arxiv : 1112.0571 . 
45. ↑ M. Morii et al.: Extraordinär ljusmjuk röntgen övergående MAXI J0158-744 som en antändning av en nova på en mycket massiv O-Ne vit dvärg . I: Astrofysik. Sol- och stjärnastrofysik . 2013, arxiv : 1310.1175v1 .