Nova
Nova, bir beyaz cüce üzerinde görülen kataklismik nükleer patlamadır, yıldızın ani ışımasına sebep olur. Novalar diğer ışıma fenomenleri süpernovalar ya da parlak kırmızı nova ile karıştırılmamalıdır. Novanın bir çift yıldız sistemindeki beyaz cüce üzerinde olduğu düşünülür.
Sistemin iki yıldızı birbirine yeteri derecede yakınsa madde beyaz cücenin üstüne eşi olan yıldızdan düşebilir. Kontrolsüz bir füzyon reaksiyonu başlar ve nova yıldızın üstüne hidrojen dökülmesiyle oluşur.
Novaların yıldızsal evrimi
[değiştir | kaynağı değiştir]Eğer beyaz cücenin yakın bir eşi varsa, roche lobundan akan, beyaz cüce eşinin dış atmosferinden düzenli olarak madde alacaktır. eşi bir ana sıra yıldızı olabilir ya da bir kırmızı dev ya da bir kırmızı deve genişliyor olabilir. Beyaz cücenin yüzeyindeki yakalanan gazlar bir CNO çevrimi yolu ile yanmaya başlar.
Helyum novaları
[değiştir | kaynağı değiştir]Helyum novası önerilen bir kategoridir, hidrojen hatları içermez, beyaz cücenin helyum kabuğunun patlamasıyla oluşabilir. 1989'da Kato, Saio and Hachisu tarafından önerilmiştir. İlk helyum nova adayı 2000 yılında gözlenen V445 puppis'dir. sonrasında ise dört nova patlaması helyum novası olarak önerilmiştir.
Oluşum oranı ve astrofiziksel önemi
[değiştir | kaynağı değiştir]Astronomlara göre samanyolunda her yıl 30 ile 60 arası, yaklaşık olarak 40 nova görülür. samanyolunda keşfedilen novaların sayısı ise oldukça düşüktür, yılda 10. Andromeda galaksisinde ise her yıl 20 mag. dan büyük 25 nova keşfedilmiştir. Diğer yakın galaksilerde ise daha küçük sayılar görülmüştür.
Nova ejecta nebula spektroskopik gözlemi göstermiştir ki helyum, karbon, azot, oksijen, neon ve magnezyum bakımından zengindirler. Yıldızlararası ortama novanın katılımı büyük değildir. Nova bir süpernovanın 1/50 si bir kırmızı dev ya da süperdevin 1/200 ü kadar madde sağlar.
RS ophiuchi gibi tekrarlayan novalar nadirdir.
Alt türler
[değiştir | kaynağı değiştir]Işık eğrisi hızı gelişimine göre sınıflandırılır.
NA: hızlı novadır, ani parlaklık artışıdır, 100 günde 3 mag. parlaklık düşüşü görülür, parlaklığın 1/16 sına düşüş.
NB: yavaş nova, 150 veya daha fazla günde 3 mag. düşme görülür.
NC: çok yavaş nova. bu tip nova normal novadan oldukça farklıdır. Örnegin Wolf-Rayet yıldızı gibi özellikler sergileyen oluşumdaki bir gezegensel nebula gibi.
NR/RN: tekrarlayan nova, 10-80 yıl ara ile ayrılmış iki veya daha fazla patlama novaları gözlenmiştir.
Bilinen on galaktik tekrarlayan nova vardır.
Tekrarlayan Nova
[değiştir | kaynağı değiştir]Novaların diğer bir sınıfı da tekrarlanan novalardır. Bu novalar, tarihi zamanlarda sadece bir patlama göstermesiyle bilinen klasik novaların tam tersidir. Düzensiz aralıklarla çok kere patlamalar gösterirler. Yinelenen novaların bazıları, klasik novaların bir alt sınıfına ve bazıları da büyük olasılıkla nova benzeri değişenlerin sınıfına dahil edilirler.
Yinelenen novalar genellikle hızlı novalardır, sık sık çok büyük yoldaşlara sahiptirler. Ayrıca kütle kazanan beyaz cüceler muhtemelen Chandrasekhar limitinin yakınındadır ki bu limit yüksek basınç altında madde yığılımı sırasındaki patlamalara izin veren bir durum içerir.[not 1] Bunlarda yığılma diskin topladığı kütle yaklaşık olarak klasik novalardaki kütleden 10 katı daha azdır.
M31 (Andromeda gökadası) ve Küçük Macellan Bulutsusunda 8 yinelenen nova keşfedildi. İlk keşfedilen yinelenen nova T Coronae Borealis (1866, 1944) olmuştur. En iyi gözlenen yinelenen nova RS Ophiuchi'dir, bunun patlama zamanları 1898, 1933, 1958, 1967 olmak üzere patlama sıklığı 23 yıldır. Bu çiftin yoldaşı gM6 olarak bulunmuştur.
Ekstragalaktik novalar
[değiştir | kaynağı değiştir]M31 deki nispeten yaygındır. Her yıl M31 de bir çift düzine nova keşfedilmiştir. Astronomik telegram merkez bürosu M31, M33, M81 deki novaları izlemektedir.
Patlama birkaç saat içinde olur, sonra haftalar, aylar, belki de yıllar sonra hemen hemen eski düzeyine ulaşır. Patlamalar tekrarlanabilir. Patlamada, kütlesinin on binde birinden az bir kısmını genişleyen kabuk olarak dışarıya atar. Örneğin; 1918'de patlayan Nova Aquilae parlaklığını + 5 den - 8 kadir'e (13 kadir) artırdı, attığı gazın hızının 1700 km/s ye ulaştığı gözlendi.
Gözlemler novaların, bileşenlerden birisi beyaz cüce olan çift yıldız olduklarını göstermektedir; diğer yıldız bir kırmızı devdir ve atmosferi genişlemektedir. Genişleyen maddenin bir kısmı beyaz cücenin kütleçekimi alanına girer ve beyaz cüce üzerine dökülür. Hidrojenini daha önce tüketmiş olan beyaz cüce, yeni toplanan ve hidrojence zengin gazı yeterince biriktirince yüzeyde çekirdek tepkimeleri başlar, ısınan gaz patlamalı olarak atılır, sonunda beyaz cüce eski durumuna döner. İşlem tekrarlanabilir.
1890'dan bu yana parlak Novalar
[değiştir | kaynağı değiştir]Ayrıca bakınız
[değiştir | kaynağı değiştir]Notlar
[değiştir | kaynağı değiştir]Kaynakça
[değiştir | kaynağı değiştir]- Prialnik, Dina. "Novae", pp. 1846–56, in Paul Murdin, ed. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. London: Institute of Physics Publishing Ltd and Nature Publishing Group, 2001. ISBN 1-56159-268-4
- Alloin, D., and W. Gieren, eds. Stellar Candles for the Extragalactic Distance Scale. Robert Gilmozzi and Massimo Della Valle, "Novae as Distance Indicators", pp. 229–241. Berlin: Springer, 2003. ISBN 3-540-20128-9
Dış bağlantılar
[değiştir | kaynağı değiştir]- General Catalog of Variable Stars11 Kasım 2010 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi., Sternberg Astronomical Institute, Moskova
| Zonklayan |
|    .jpg) | ||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Püsküren |
| |||||||||
| Kataklizmik | ||||||||||
| Dönen |
| |||||||||
| Örten | ||||||||||
