Nova

S Vikipedije, slobodne enciklopedije
(preusmereno sa Нова (звезда))

Za druge upotrebe pogledajte stranicu Nova (višeznačna odrednica).
Shematski prikaz binarnog sistema u kome se javlja nova: materijal sa zvezde koja prepunjava svoju Rošovu površ formira akrecioni disk oko belog patuljka u kome dolazi do fuzije nakon što temperatura dovoljno poraste.
Nova Labud 1992. Na slici su centralna zvezda i oblak širećeg gasa.

Nova (lat. Nova, množ. Novae) je jedan od najbolje proučenih tipova eruptivnih promenljivih zvezda. Dele se na obične nove, rekurentne nove i promenljive nalik novim. Patuljaste nove su zvezde koje često eruptiraju i, mada su nalik novim, imaju određene posebne karakteristike.[1]

Luminoznost novih pri erupciji skače rapidno — za 7 — 18 magnituda u toku od svega nekoliko dana. Nakon ovog perioda sledi postepeno opadanje sjaja, koje može trajati nekoliko meseci ili nekoliko godina. Sjaj rekurentnih novih se povećava za nešto manje od 10 magnituda, a patuljastih novih za 2 — 6 magnituda. Rekurentne nove su periodične — do erupcije dolazi na svakih nekoliko decenija. Kod patuljastih novih period između dve erupcije je još kraći — od 20 do 600 dana. Povećanje sjaja zavisi od perioda između dve erupcije — što je period duži, erupcija je intenzivnija (povećanje sjaja izraženo u magnitudama je približno proporcionalno logaritmu perioda). Moguće je da isto važi i za obične nove, ali je kod njih period više hiljada ili miliona godina.[1]

Posmatranja ukazuju na to da su sve nove i patuljaste nove deo bliskih binarnih sistema, od kojih je jedna normalna zvezda a druga beli patuljak okružen gasnim diskom. Normalna zvezda ispunjava svoju Rošovu površ i materijal sa nje teče ka belom patuljku oko koga formira akrecioni disk. Materijal se zagreva dok ne počne fuzija vodonika, i spoljašnji omotač bude izbačen. Sjaj zvezde brzo raste, a zatim — dok se omotač širi — postepeno opada. Transfer materijala se ipak ne prekida, tako da posle novog perioda nakupljanja materijala sa normalne zvezde dolazi do nove erupcije.[1] U slučaju kada temperatura dovoljno poraste da može da dođe do fuzije ugljenika u jezgru belog patuljka, nastaje supernova tipa Ia. U galaksiji veličine Mlečnog puta se javlja pedesetak novih godišnje, a jedna supernova tipa Ia u veku.[2]

U spektru novih prisutne su emisione i apsorpcione linije širećeg gasa. Na osnovu Doplerovog efekta procenjena brzina širenja gasa je oko 1000 km/s. Kako ekspanzija teče, tako spektar gasa sve više postaje nalik na spektar emisionih maglina. Omotač koji se širi se nekada može i direktno videti na fotografijama novih.[1]

Promenljive nalik novim (nekada se nazivaju i simbiotskim zvezdama) dele neke karakteristike sa novima, kao što su emisione linije koje potiču iz cirkumstelarnog gasa i brza promena sjaja. U pitanju su takođe bliski binarni sistemi, kod kojih materijal prelazi sa jedne zvezde na drugu, ali bez erupcija.[1]

Zvezdana evolucija nova[uredi | uredi izvor]

Nova Eridani 2009 (prividna zvezdana veličina ~8.4)

Evolucija potencijalnih nova počinje sa dve zvezde glavnog niza u binarnom sistemu. Jedan od njih evoluira u crvenog džina, ostavljajući svoje jezgro belog patuljaka u orbiti sa preostalom zvezdom. Druga zvezda, koja može biti ili zvezda glavne sekvence ili ostareli džin, počinje da odbacuje svoj omotač na svog belog patuljka saputnika kada preplavi svoj Rošov režanj. Kao rezultat toga, beli patuljak stalno hvata materiju iz spoljašnje atmosfere pratioca u akrecioni disk, a zauzvrat, akretirana materija pada u atmosferu. Kako se beli patuljak sastoji od degenerisane materije, nagomilani vodonik se ne naduvava, već se njegova temperatura povećava. Nezadrživa fuzija se dešava kada temperatura ovog atmosferskog sloja dostigne ~20 miliona K, pokrećući nuklearno sagorevanje, preko CNO ciklusa.[3]

Fuzija vodonika može se stabilno odvijati na površini belog patuljka za uski opseg stopa akrecije, što dovodi do super mekog izvora rendgenskih zraka, ali za većinu parametara binarnog sistema, sagorevanje vodonika je termički nestabilno i brzo se pretvara velika količina vodonika u druge, teže hemijske elemente u nekontrolisanoj reakciji,[4] oslobađajući ogromnu količinu energije. Ovo oduva preostale gasove sa površine belog patuljka i proizvodi izuzetno jak izliv svetlosti.

Porast do vrhunske osvetljenosti može biti veoma brz ili postepen. Ovo je povezano sa klasom brzine nove; ipak nakon vrhunca, osvetljenost stalno opada.[5] Vreme koje je potrebno da nova propadne za oko 2 ili 3 magnitude od maksimalne optičke svetlosti koristi se za klasifikaciju, preko njene klase brzine. Brzim novama će obično biti potrebno manje od 25 dana da se raspadnu za 2 magnitude, dok će sporim novima biti potrebno više od 80 dana.[6]

Uprkos njihovoj nasilnosti, obično je količina materijala izbačenog u novima samo oko ​1⁄10,000 solarne mase, prilično mala u odnosu na masu belog patuljka. Štaviše, samo pet procenata narasle mase se stapa tokom izbijanja energije.[4] Bez obzira na to, ovo je dovoljno energije da ubrza izbacivanje nove do brzina od nekoliko hiljada kilometara u sekundi, veše za brze nove nego spore, uz istovremeni porast osvetljenosti od nekoliko puta solarne do 50.000–100.000 puta solarne.[4][7] Godine 2010. naučnici su koristeći NASA-in Fermi gama-svemirski teleskop otkrili da nova takođe može da emituje gama-zrake (>100 MeV).[8]

Potencijalno, beli patuljak može da generiše više nova tokom vremena, jer dodatni vodonik nastavlja da se nagomilava na njegovu površinu od njegove zvezde pratioca. Primer je RS Ofijući, za koju se zna da se palila sedam puta (1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006. i 2021. godine). Na kraju, beli patuljak bi mogao eksplodirati kao supernova tipa Ia ako se približi Čandrasekarovoj granici.

Povremeno, nove su dovoljno svetle i dovoljno blizu Zemlji da bi bile uočljive golim okom. Najsjajniji nedavni primer je Nova Labud 1975. Ova nova se pojavila 29. avgusta 1975. u sazvežđu Labud oko pet stepeni severno od Deneba i dostigla magnitudu 2,0 (skoro sjajnu kao Deneb). Najnovije su bile V1280 Scorpii, koja je dostigla magnitudu 3,7 17. februara 2007. i Nova Delfini 2013. Nova Kentauri 2013 je otkrivena 2. decembra 2013. i do sada je najsjajnija nova ovog milenijuma, dostižući magnitudu 3,3.

Helijumske nove[uredi | uredi izvor]

Helijumska nova (koja prolazi kroz helijumski bljesak) je predložena kategorija događaja nove kojoj nedostaju vodonične linije u spektru. Ovo može biti uzrokovano eksplozijom helijumske školjke na belom patuljku. Teorija je prvi put predložena 1989. godine, a prvi kandidat helijumske nove koji je posmatran bio je V445 Puppis 2000. godine.[9] Od tada, četiri druge nove su predložene kao helijum nove.[10]

Stopa pojavljivanja i astrofizički značaj[uredi | uredi izvor]

Astronomi procenjuju da Mlečni put doživljava otprilike 30 do 60 novih zvezda godišnje. Jedno nedavno ispitivanje je utvrdilao verovatno poboljšanu stopu od oko 50±27.[11] Broj nova koje se otkriju u Mlečnom putu svake godine je mnogo manji, oko 10,[12] verovatno zbog udaljenih nova koje su zaklonjene apsorpcijom gasa i prašine.[12] Otprilike 25 nova svetlijih od otprilike dvadesetine magnitude se otkrije u galaksiji Andromeda svake godine, a manji brojevi se vide u drugim obližnjim galaksijama.[13] Od 2019. godine, 407 verovatnih nova je zabeleženo u Mlečnom putu.[12]

Spektroskopsko posmatranje maglina koje nove ejektiraju pokazalo je da su one obogaćene elementima kao što su helijum, ugljenik, azot, kiseonik, neon i magnezijum.[4] Doprinos nova međuzvezdanom mediju nije veliki; nove daju samo ​1⁄50 materijala galaksiji u poređenju sa supernovama, i samo ​1⁄200 količine koju stvaraju crveni giganti i zvezde superdžinovi.[4]

Rekurentne nove kao što je RS Zmijonik (oni sa periodima od nekoliko decenija) su retke. Astronomi, međutim, teoretiziraju da se većina, ako ne i sve, nove ponavljaju, iako na vremenskim skalama u rasponu od 1.000 do 100.000 godina.[14] Interval ponavljanja za novu je manje zavisan od brzine akrecije belog patuljka nego od njegove mase; sa svojom snažnom gravitacijom, masivnim belim patuljcima je potrebno manje prirasta da bi podstakli erupciju od onih manje mase.[4] Shodno tome, interval je kraći za bele patuljke velike mase.[4]

V Strelac je neobična po tome što sada može predvideti da će postati nova za otprilike 2083, plus ili minus oko 11 godina.[15]

Dana 27. maja 2020, astronomi su izvestili da su klasične eksplozije nova galaktički proizvođači elementa litijum.[16][17]

Podtipovi[uredi | uredi izvor]

Nove su klasifikovane prema brzini razvoja svetlosne krive.

  • NA: brze nove, sa brzim povećanjem sjaja, praćeno padom sjaja od 3 magnitude — na oko ​1⁄16 sjaja — u roku od 100 dana.[18]
  • NB: spore nove, sa magnitudama od 3, opadaju tokom 150 dana ili više.
  • NC: veoma spore nove, poznate i kao simbiotske nove, koje ostaju na maksimalnoj svetlosti deceniju ili više, a zatim veoma sporo blede.
  • NR/RN: ponavljajuće nove, nove sa dve ili više erupcija razdvojenih za 10–80 godina.[19]

Vidi još[uredi | uredi izvor]

Reference[uredi | uredi izvor]

  1. ^ a b v g d Hannu, Karttunen; Pekka Kröger; Heikki Oja; Markku Poutanen; Karl J. Donner (2007). Fundamental Astronomy (Fifth Edition). Berlin Heidelberg: Springer-Verlag. str. 286. ISBN 978-3-540-34143-7. 
  2. ^ Kay, Laura; Stacy Palen; Brad Smith; George Blumenthal (2013). 21st Century Astronomy (Fourth Edition). New York — London: W. W. Norton & Company. str. 511. ISBN 978-0-393-91878-6. 
  3. ^ M.J. Darnley; et al. (10. 2. 2012). „On the Progenitors of Galactic Novae”. The Astrophysical Journal. 746 (61): 61. Bibcode:2012ApJ...746...61D. S2CID 119291027. arXiv:1112.2589 Slobodan pristup. doi:10.1088/0004-637x/746/1/61. 
  4. ^ a b v g d đ e Prialnik, Dina (2001). „Novae”. Ur.: Paul Murdin. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Institute of Physics Publishing/Nature Publishing Group. str. 1846—1856. ISBN 978-1-56159-268-5. 
  5. ^ AAVSO Variable Star Of The Month: May 2001: Novae Arhivirano na sajtu Wayback Machine (19. maj 2007)
  6. ^ Warner, Brian (1995). Cataclysmic Variable Stars. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-41231-5. 
  7. ^ Zeilik, Michael (1993). Conceptual Astronomy. John Wiley & Sons. ISBN 978-0-471-50996-7. 
  8. ^ „Fermi detects 'shocking' surprise from supernova's little cousin”. PhysOrg. JPL/NASA. 12. 8. 2010. Pristupljeno 15. 8. 2010. 
  9. ^ Kato, Mariko; Hachisu, Izumi (decembar 2005). „V445 Puppis: Helium Nova on a Massive White Dwarf”. The Astrophysical Journal. 598 (2): L107—L110. Bibcode:2003ApJ...598L.107K. S2CID 17055772. arXiv:astro-ph/0310351 Slobodan pristup. doi:10.1086/380597. 
  10. ^ Rosenbush, A. E. (17—21. 9. 2007). Klaus Werner; Thomas Rauch, ur. „List of Helium Novae”. Hydrogen-Deficient Stars. Eberhard Karls University, Tübingen, Germany (objavljeno jul 2008). 391: 271. Bibcode:2008ASPC..391..271R. 
  11. ^ Shafter, A.W. (januar 2017). „The Galactic Nova Rate Revisited”. The Astrophysical Journal. 834 (2): 192—203. Bibcode:2017ApJ...834..196S. S2CID 118652484. arXiv:1606.02358 Slobodan pristup. doi:10.3847/1538-4357/834/2/196. 
  12. ^ a b v „CBAT List of Novae in the Milky Way”. IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams. 
  13. ^ „M31 (Apparent) Novae Page”. IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams. Pristupljeno 2009-02-24. 
  14. ^ Seeds, Michael A. (1998). Horizons: Exploring the Universe (5th izd.). Wadsworth Publishing Company. str. 194. ISBN 978-0-534-52434-0. 
  15. ^ „Binary star V Sagittae to explode as very bright nova by century's end”. phys.org (na jeziku: engleski). Pristupljeno 2020-01-20. 
  16. ^ „Class of stellar explosions found to be galactic producers of lithium”. EurekAlert!. Arizona State University. 1. 6. 2020. Pristupljeno 2. 6. 2020. 
  17. ^ Starrfield, Sumner; et al. (27. 5. 2020). „Carbon–Oxygen Classical Novae Are Galactic 7Li Producers as well as Potential Supernova Ia Progenitors”. The Astrophysical Journal. 895 (1): 70. Bibcode:2020ApJ...895...70S. S2CID 203610207. arXiv:1910.00575 Slobodan pristup. doi:10.3847/1538-4357/ab8d23. 
  18. ^ „Ritter Cataclysmic Binaries Catalog (7th Edition, Rev. 7.13)”. High Energy Astrophysics Science Archive Research Center. 31. 3. 2010. Pristupljeno 2010-09-25. 
  19. ^ GCVS' vartype.txt at VizieR

Literatura[uredi | uredi izvor]

Spoljašnje veze[uredi | uredi izvor]

Nova na Vikimedijinoj ostavi.
Preuzeto iz „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Нова&oldid=27602866”