Gołym jest obserwować rozbłysk przykładem w gwiazdozbiorze cyg okiem gwiazdy nowej można sierpnia łabędzia najlepszym która czasami rozbłysła nova.

Dalsza ewolucja gwiazdy nie jest jasna: albo masa białego karła w wyniku wybuchów zmaleje, albo mimo wszystko masa wzrośnie skutkiem akrecji, i biały karzeł wybuchnie jako gwiazda supernowa typu Ia, zamieniając się w gwiazdę neutronową, albo też masa białego karła będzie rosła na tyle wolno, że układ przestanie być układem półrozdzielonym i ustanie przepływ masy, a z nim rozbłyski typu nowej (Sarna i in. 2005).

Nowa klasyczna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii

Nowa klasyczna (ang. classical nova) – gwiazda wybuchowa, w rzeczywistości ciasny układ podwójny złożony z białego karła i gwiazdy ciągu głównego lub nieco odewoluowanej gwiazdy. Mechanizm wybuchu to eksplozja termojądrowa na powierzchni białego karła. Z definicji, w nowych klasycznych wybuch zaobserwowano tylko raz. Układy, w których zaobserwowano rozbłysk kilkukrotnie ze względów historycznych należą do odrębnej klasy gwiazd typu nowa powrotna, a te, których wybuchu jeszcze nie zaobserwowano, należą do klasy gwiazd typu zmienna nowopodobna.

Klasyfikacja nowych

Nowe dzieli się według tempa spadku ich blasku. Nowe szybkie (NA) to te, w których po gwałtownym wzroście jasności następuje spadek o 3 magnitudo w czasie poniżej 100 dni. Nowe powolne (NB) to te, w których spadek jasności o 3 magnitudo zajmuje ponad 150 dni. Bardzo powolne nowe (NC) pozostają w maksimum blasku przez kilka lat, a następnie bardzo powoli słabną.

Z kolei 15 dni po wybuchu, wszystkie nowe mają mniej więcej taką samą jasność i jest to około -5.6 magnitudo. Podstawą kalibracji jest zależność między maksimum blasku a tempem spadku jasności. Rozrzut tej zależności jest niewielki ( 1 sigma = około 0.1 mag) i wynika przede wszystkim z rozrzutu mas i temperatur białych karłów, różnic tempa akrecji oraz natężenia pola magnetycznego.

Zobacz też

Bibliografia

  • Marcin Kubiak, Gwiazdy i materia międzygwiazdowa, PWN
  • Sarna i in. 2005, "The recurrent nova U Scorpii – an evolutionary considerations"
  • D. Alloin, W. Gieren (eds.), "Stellar candles for the Extragalactic distance scale", Springer, 2003,
  • Extragalactic Novae

Nowe powrotne wykazują dwa lub więcej rozbłyski obserwowane w odstępach 10-80 lat.

Odstępy czasu między wybuchami są na ogół na tyle długie, że z danego układu obserwujemy tylko jeden rozbłysk. Są jednak takie źródła, w których rozbłyski zachodzą częściej, jak np. RS Ophiuchi, która rozbłysła sześciokrotnie (w roku 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, i ponownie w 2006), i wtedy gwiazdy takie określamy mianem nowa powrotna.

Typowe amplitudy wybuchów mieszczą się pomiędzy 8 a 15 magnitudo. Z wielkością amplitudy wiąże się tempo spadku jasności po wybuchu. Gwiazdy, które znacząco jaśnieją, obniżają swoją jasność w tempie rzędu dni, a które nie jaśnieją tak bardzo – w tempie rzędu miesięcy. Co roku odkrywa się w naszej Galaktyce kilka do kilkunastu nowych klasycznych.

Nazwa tej gwiazdy pochodzi stąd, że z gwiazdy niewidocznej gołym okiem w ciągu krótkiego odcinka czasu staje się gwiazdą łatwo dostrzegalną. Pierwszą gwiazdę nową zaobserwował Hipparch w gwiazdozbiorze Skorpiona.

Rozbłysk jest tak jasny, ponieważ reakcje termojądrowe wytwarzają 10 do 100 razy więcej energii z jednostki masy niż czyni to grawitacja w przypadku opadania materii na białego karła. Natomiast odrzucona materia stanowi nieznaczną część masy gwiazdy (ok. 1/10 000).

Rozbłysk gwiazdy nowej można czasami obserwować gołym okiem. Najlepszym przykładem jest Nova Cyg 1975, która rozbłysła 29 sierpnia 1975 w gwiazdozbiorze Łabędzia.

Mechanizm wybuchu

Jeśli biały karzeł jest w układzie kataklizmicznym, to znaczy ma bliskiego towarzysza – gwiazdę wypełniającą powierzchnię Roche’a, to materia z atmosfery towarzysza przepływa w sposób ciągły w stronę białego karła i stopniowo osiada na jego powierzchni. Opadający gaz to przede wszystkim wodór i hel, główne składniki materii we Wszechświecie. Opadający gaz jest sprasowywany na powierzchni białego karła przez bardzo silne pole grawitacyjne, a ciągle opadające nowe warstwy materii dodatkowo przyczyniają się do systematycznego wzrostu grubości i temperatury warstwy. Ponieważ biały karzeł zbudowany jest z materii zdegenerowanej, to u podstawy otoczki wodorowo-helowej też dominować zaczyna ciśnienie zdegenerowanych elektronów. W momencie, gdy temperatura u podstawy warstwy przekroczy wartość, w której efektywnie zajść mogą reakcje termojądrowe (ok. 20 milionów K), proces spalania wodoru następuje lawinowo, poprzez cykl CNO, ponieważ wzrost temperatury w wyniku spalania nie powoduje natychmiastowego wzrostu ciśnienia powodującego ekspansję i schłodzenie otoczki. Dlatego istotnym parametrem układu podwójnego jest tempo dopływu masy do białego karła (tempo akrecji): gdy jest zbyt duże, powyżej ok. 10-9 masy słońca/rok, opadająca materia nie ulega kompletnej degeneracji, ciśnienie powodujące ekspansję warstwy wodorowo-helowej może odgrywać stabilizująca rolę i wybuch nie następuje. Typowe tempo akrecji w układzie jest mniejsze, spalanie zachodzi wybuchowo i w krótkim czasie wyzwolona jest ogromna ilość energii. To powoduje odrzucenie zewnętrznych warstw białego karła, z prędkościami rzędu kilkuset do kilku tysięcy km/s. Ekspandująca otoczka nagrzewa się i zjawisko widzimy jako gwałtowne pojaśnienie gwiazdy. Po osiągnięciu maksimum jasność spada, w miarę jak ekspandująca otoczka staje się coraz rzadsza. Całe zjawisko trwa typowo od 20 do 80 dni.

Nowe jako wskaźniki odległości

Gwiazdy nowe są z kilku powodów dobrymi kandydatami na świece standardowe. Są przede wszystkim jasne, w maksimum blasku o około 2 magnitudo jaśniejesze od długookresowych Cefeid. Występują zarówno w galaktykach spiralnych, jak i eliptycznych. Rozkład jasności absolutnych nowych w naszej Galaktyce oraz w M31 wykazuje dwa wyraźne piki, około MV = -7,5 i -8,8 magnitudo.