Nova (estrela)

Imagem de KT Eridani (Nova Eridani 2009)

Uma nova ( plural novae ) é uma explosão de brilho em um sistema estelar binário próximo, devido a uma ignição explosiva de hidrogênio queimando na superfície de uma anã branca .

definição

O termo nova é derivado da expressão latina "stella nova" (nova estrela ) e remonta ao nome, cunhado por Tycho Brahe , de uma observação de uma estrela Tychonic em 1572 . Refere-se ao súbito aparecimento de um objeto parecido com uma estrela anteriormente invisível no firmamento . Até meados do século 20, uma nova era qualquer tipo de explosão de brilho de estrela com um aumento ao máximo em um período de dias a anos e um retorno ao brilho de repouso em semanas a décadas. Quando a causa astrofísica das erupções foi reconhecida, o termo mudou para a definição atual:

Uma nova é o resultado de uma fuga termonuclear (uma ignição explosiva de reações termonucleares ) na superfície de uma anã branca. A matéria inflamada vem de uma estrela de sequência principal de massa relativamente baixa em um sistema estelar binário que cruzou seu limite de Roche ou que foi transferido para a anã branca por acréscimo do vento estelar. Lá ele forma um disco de acreção . Uma camada de crescimento constante e altamente comprimida é criada na superfície, que é cada vez mais aquecida no limite inferior, até que finalmente a fusão nuclear do hidrogênio se estabelece e garante uma nova elevação da temperatura. Quando 10 milhões de Kelvin são alcançados, uma expansão explosiva se instala, a velocidade é de 100 a 1.000 km por segundo. O brilho máximo é alcançado quando a temperatura do gás cai para cerca de 7.000 a 10.000 Kelvin. O raio do envelope então aumentou para 1.000 a 10.000 vezes o raio da anã branca (para um brilho absoluto entre -6 e -8,5 mag). O sistema estelar binário permanece praticamente inalterado pelo surto de nova. Novamente, a matéria do outro componente pode fluir para a anã branca. Novas, portanto, pertencem às variáveis ​​cataclísmicas .

Não contando mais entre as novas (clássicas):

Impressão artística do cenário

• As supernovas , bem como as hipnovas hipotéticas , nas quais uma reação termonuclear transforma ou destrói a estrela em explosão.
• As novas anãs , em que um disco de acreção ao redor de uma anã branca acende em intervalos cíclicos.
• As erupções de estrelas simbióticas e estrelas FU Orionis , anteriormente conhecidas como novas extremamente lentas , que também são o resultado do acendimento de um disco de acreção.
• As Luminous Red Novae , que são criadas quando duas estrelas se fundem em um sistema binário.
• As variáveis ​​azuis luminosas , cuja variabilidade decorre de ventos estelares variáveis e da formação de pseudofotosferas.
• Novas de raios-X ou trânsitos suaves de raios-X, que, como as novas anãs, apresentam instabilidade no disco de acreção e, devido ao seu companheiro compacto, emitem sua energia principalmente como raios-X .
• O hipotético quark nova . Essas detonações resultam de modelos teóricos quando uma estrela de nêutrons não consegue mais suportar a pressão causada pela gravidade e colapsa em uma hipotética estrela de quark .
• As minissupernovas ou quilo-novas têm mil vezes mais luminosidade do que as novas normais e são provavelmente formadas quando uma estrela de nêutrons se funde com uma estrela de nêutrons ou uma estrela de nêutrons com um buraco negro. Sua luminosidade é o resultado da decadência de nuclídeos radioativos , que são sintetizados em uma onda de choque em tal fusão.
• Uma macro nova é o resultado hipotético da fusão de duas estrelas de nêutrons , resultando em um magnetar em milissegundo . Numa Makronova uma estrela de neutrões maciça de rotação rápida deve com um forte campo magnético de 10 ¹¹  t formado. Uma quantidade de energia de 10 ⁴⁶  J pode ser extraída do campo magnético e o torque dentro de 100 a 10.000 segundos e o modelo macro-nova é usado para descrever o brilho residual de explosões de raios gama .
• Os Un-Novae são supernovas de colapso de núcleo falhado, nas quais a estrela precursora colapsa diretamente em um buraco negro e emite pouca ou nenhuma radiação eletromagnética.
• Uma hipotética fusão nova ocorre quando duas estrelas de nêutrons se fundem, criando uma estrela de nêutrons fortemente magnética e girando rapidamente com uma grande massa. O campo magnético do magnetar interage com o ambiente circunstelar e gera uma breve explosão de radiação eletromagnética, cuja luminosidade excede a de uma supernova.

Em contraste, as explosões de raios-X do Tipo I em alguns binários de raios-X são equivalentes às explosões de Nova em variáveis ​​cataclísmicas . A estrela compacta que acrescenta matéria de sua companheira é uma estrela de nêutrons . A matéria rica em hidrogênio e / ou hélio se acumula na superfície da estrela de nêutrons e ocorre uma fuga termonuclear. A radiação escapa quase exclusivamente como raios X , uma vez que nenhum vento estelar opticamente espesso se forma. Devido à densidade e temperatura mais altas em uma estrela de nêutrons, as reações termonucleares ocorrem novamente após meses. Em contraste, nas superfícies das anãs brancas de variáveis ​​cataclísmicas, geralmente leva milênios até que matéria suficiente esteja disponível para uma nova fuga termonuclear.

surto

Com cada surto de brilho de uma nova, as seguintes fases são executadas:

• O aumento inicial no brilho de Praenova em cerca de 9 mag dentro de alguns dias 
• Uma paralisação de um a alguns dias antes do máximo real. Nesta fase, o brilho óptico dificilmente muda. Nem sempre é observada uma paralisação, o que pode ser devido a uma descoberta tardia da nova após esta seção, ou a fase de paralisação não ocorre em todas as novas.
• O aumento final para o máximo dentro de dias a semanas. A amplitude típica é 2 mag.
• Isso é seguido pela fase de descida precoce. O brilho cai uniformemente nesta seção em cerca de 3,5 mag e a velocidade da queda é usada como um recurso de classificação para distinguir as novas rápidas das lentas. No entanto, não existe uma definição padrão desses termos.
• Na fase de transição, o brilho cai mais 3 mag. A diminuição do brilho pode ser uniforme, com um mínimo profundo devido à formação de poeira ou com flutuações quase periódicas no brilho. Essa fase pode durar de algumas semanas a anos.
• Isso é seguido pela diminuição final do brilho ao longo dos anos ou décadas.

O desenvolvimento do espectro óptico é complexo e ocorre em paralelo à mudança no brilho:

• No espectro pré-máximo, linhas de absorção largas podem ser vistas como em estrelas primitivas com perfis P-Cygni sobrepostos . A taxa de expansão está entre −1300 para novas rápidas e −100 km / s para novas lentas. É também conhecido como espectro da bola de fogo e o meio é aquecido pela onda de choque da explosão.
• O espectro principal aparece em seu máximo com linhas de absorção mais fortes deslocadas ainda mais para o azul . O espectro é uma reminiscência de uma supergigante A ou F com linhas enriquecidas de carbono , oxigênio e nitrogênio . A velocidade de expansão está entre -1000 e -150 km / s, dependendo da classe de velocidade do Nova.
• O espectro estendido difuso é semelhante ao espectro principal com linhas de absorção mais amplas e mais fortemente deslocadas para o azul e ocorre logo após o ponto no tempo de brilho máximo.
• Isso é seguido pelo espectro de Orion após uma diminuição no brilho de 2  mag . O espectro é semelhante ao das estrelas brilhantes O ou B com fortes ventos estelares. A velocidade de expansão está entre -2700 e -1000 km / s, dependendo da classe de velocidade do Nova. Além disso, aparecem os primeiros sinais fracos de linhas proibidas.
• No final, o espectro nebuloso se torna visível, o que mostra muitas propriedades de uma nebulosa planetária . Numerosas linhas proibidas de oxigênio, nitrogênio e às vezes neon ocorrem. A temperatura de excitação é de aproximadamente 10 ⁶  Kelvin .

A evolução do espectro é interpretada como uma nuvem de gás em expansão cuja transparência diminui durante a expansão, e assim a fotosfera da qual os quanta de luz sem reabsorção se movem para a terra, no interior pode migrar.

No infravermelho , em particular, pode-se observar a formação de poeira a partir da matéria ejetada. O rápido crescimento das partículas de poeira carbonosa requer que, além da matéria rica em hidrogênio agregada, parte das camadas externas da anã branca também seja acelerada além da velocidade de escape . Hidrocarbonetos , carbonetos de silício e carbonetos amorfos foram detectados na poeira . As linhas espectrais no ultravioleta seguem inicialmente as descritas acima na faixa óptica. Na fase de queima estável de hidrogênio na anã branca, a radiação ultravioleta aumenta novamente, assim como os raios-X . Ambos os tipos de radiação têm sua origem predominantemente na radiação térmica da fina atmosfera ao redor da anã branca. Devido à radiação de raios-X de baixa energia , uma nova é uma das fontes de raios-X supermacias neste estágio . O fim da erupção é marcado pela cessação da queima de hidrogênio na superfície da anã branca. Isso acontece aproximadamente 3 anos após o início do surto, quando os raios X supermacios não são mais detectáveis ​​da nova.

Fuga termonuclear

Ciclo CNO

Para a compreensão das novas, foi essencial observar que o brilho bolométrico permanece constante ao longo de semanas ou anos e, portanto, a causa responsável pela eclosão do brilho dura muito mais do que o curto máximo ótico de uma nova. Uma fuga termonuclear fornece a energia para o aumento do brilho e a expansão do envelope de gás.

Antes da erupção, matéria rica em hidrogênio foi transferida da companheira para a anã branca e misturada com a fina atmosfera da anã branca por meio de convecção . A desaceleração da matéria assim que atinge a anã branca libera energia e aumenta a temperatura da atmosfera. Quando a temperatura atinge alguns milhões de Kelvin , a queima explosiva do hidrogênio começa de acordo com o ciclo de Bethe-Weizsäcker . Como a matéria está degenerada , a energia liberada não leva a uma expansão, mas apenas a um novo aquecimento da matéria. Como resultado, a temperatura continua subindo para ¹⁰⁸  K e a fuga termonuclear se espalha por toda a superfície da anã branca.

Em particular, a pressão da radiação acelera a matéria e um projétil é repelido no início da erupção da nova. Como a ignição da fuga termonuclear ocorreu no limite inferior da atmosfera da anã branca, alguma matéria da crosta CNO também é acelerada para o espaço e pode ser detectada durante o espectro principal. Se a degeneração foi revertida aumentando ainda mais a temperatura, uma queima de hidrogênio estável ocorre na anã branca. A maior parte da radiação neste momento é emitida como radiação ultravioleta ou como radiação infravermelha espalhada devido à fina atmosfera . Durante toda a erupção, a pressão da radiação acelera a matéria além de sua velocidade de escape , aproximadamente ^10-4 massas solares são ejetadas no meio interestelar . A erupção termina quando o hidrogênio na atmosfera da anã branca se esgota.

Numerosas observações de aumentos de brilho nos meses antes da erupção da nova podem ser encontradas na literatura. Isso é difícil de conciliar com a hipótese da fuga termonuclear na superfície de uma anã branca, já que em uma variável cataclísmica calma a maior parte da radiação óptica vem do disco de acreção e, no caso de sistemas de longo período, do companheiro. Uma análise renovada das gravações históricas do Novae GK Per , CP Lac , LV Vul e BT Mon da época anterior à erupção não conseguiu detectar nenhum aumento no brilho. É provavelmente uma interpretação exagerada das chapas fotográficas. Apenas no caso do V533 Her pode ser visto um aumento no brilho de mais de 1 magnitude em um período de um ano e meio antes do surto  .

Tipos de Novae

Eles são novamente divididos em subcategorias:

• NA: as novas muito rápidas, rápidas e médio-rápidas têm uma diminuição no brilho de mais de três magnitudes em 100 dias ou menos (exemplo: GK Persei ).
• NB: as novas lentas têm uma diminuição no brilho de três magnitudes em 150 dias ou mais (exemplo: RR Pictoris ).
• NC: as novas muito lentas têm um ligeiro aumento no brilho, que permanece no máximo por muitos anos (exemplo: RR Telescopii ).
• NR: novas recorrentes ou recorrentes que eclodiram mais de uma vez no período histórico (exemplo: CI Aquilae ).
• NL: variáveis ​​semelhantes a novas, objetos que se assemelham a novas, mas não foram investigados adequadamente devido a suas mudanças no brilho ou propriedades espectrais.

Novae Clássica

As novas clássicas ocorrem em sistemas estelares binários cataclísmicos. Aqui, a anã branca e sua companheira posterior circulam em torno do centro de gravidade comum . A companheira excedeu seu limite Roche e, portanto, a matéria flui dele para a anã branca. Isso pode ser feito por meio de um disco de acreção ou, se a anã branca tiver um campo magnético forte , acerte os pólos magnéticos diretamente. O último tipo de variável cataclísmica é chamado de estrelas polares ou AM Herculis .

Symbiotic Novae

As novas simbióticas , também conhecidas como tipo NC, são novas termonucleares em sistemas estelares binários simbióticos que consistem em uma anã branca e uma gigante vermelha . As massas das anãs brancas nas novas simbióticas são maiores do que uma massa solar e então levam a novas rápidas, que pertencem às novas recorrentes, ou a massa está entre 0,4 e 0,6 massas solares e leva a novas muito lentas. Mesmo o surgimento de uma nova simbiótica pode levar até dois anos ou mais, por ex. Por exemplo, AG Peg levou 120 anos para retornar ao brilho silencioso. A transferência de massa em novas simbióticas pode, em contraste com as novas clássicas, ser uma consequência do acréscimo do vento , por meio do qual a anã branca captura matéria do vento estelar da gigante vermelha, que é emitido uniformemente em todas as direções espaciais. Além disso, as novas simbióticas com uma anã branca de baixa massa não têm o vento opticamente espesso e apenas uma pequena massa de cerca de ^10-7 massas solares é ejetada para o espaço interestelar. A curva de luz mostra então um platô de luz máxima que às vezes dura anos. Durante toda a erupção, uma queima de hidrogênio estável ocorre na superfície da anã branca, já que no início da erupção nenhum vento estelar carregou a maior parte da atmosfera da anã branca e, portanto, mais hidrogênio está disponível para as reações termonucleares.

Novas recorrentes

Novas recorrentes ou recorrentes do tipo NR são novas que eclodiram mais de uma vez em um período histórico. Às vezes, são chamadas de novas recorrentes na literatura científica popular. O mecanismo de erupção é o resultado de uma fuga termonuclear perto da superfície da anã branca como nas novas clássicas. Novas recorrentes são divididas em três grupos:

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

Os primeiros dois grupos são sistemas estelares binários próximos, como o clássico Novae. Porém, acredita-se que a massa da anã branca esteja próxima ao limite de Chandrasekhar e que haja uma alta taxa de acreção. Por causa da relação inversa entre a massa da anã branca e seu raio, as anãs brancas pesadas têm muito mais probabilidade de atingir densidades nas quais as queimaduras de hidrogênio se acendem . O grupo RS-Oph / T-CrB de novas recorrentes é semelhante às novas simbióticas, com a companheira da anã branca sendo uma gigante vermelha e a duração orbital sendo da ordem de 100 dias. Já no grupo U-Sco, a companheira da anã branca é uma estrela anã vermelha e o período orbital é da ordem de algumas horas.

O grupo T-Pyx é um grupo heterogêneo de novas que provavelmente mostram apenas surtos intermitentes. Um surto normal de nova aquece a estrela companheira de modo que ela se expande e transfere mais matéria para a anã branca. Isso leva a novos surtos até que a estrela companheira pare de se expandir e encolha novamente abaixo do limite de Roche . A fase de erupções recorrentes termina depois de algumas centenas de anos.

Novas recorrentes são freqüentemente confundidas com TOADs. Estas são novas anãs que mostram apenas supererupções, e essas erupções ocorrem em intervalos de vários anos a décadas.

Novas recorrentes galácticas : CI Aql , V394 CrA , T CrB , IM Nor , RS Oph , V2487 Oph , T Pyx , V3890 Sgr , U Sco e V745 Sco .

Neon nova

Um enriquecimento do espectro com íons de massa média, especialmente neon , é observado em cerca de 30% de todas as novas clássicas . Com base em considerações teóricas, esta distribuição dos elementos no material ejetado não pode ser o resultado de uma fuga termonuclear em uma anã branca com crosta de CO. Por outro lado, as anãs brancas enormes têm um enriquecimento de oxigênio , magnésio e neon em sua superfície . Em neon novae, além do ciclo Bethe-Weizsäcker descrito acima , o ciclo neon-sódio também ocorre, o que produz elementos instáveis ​​como ²⁰ Ne. Alguns desses elementos instáveis ​​podem ser detectados com base nas linhas de decaimento características na faixa de radiação gama.

Helium Nova

Teoricamente, novas de hélio ou novas de hélio-nitrogênio foram previstas já em 1989. Com este tipo de variável cataclísmica , a matéria rica em hélio é transferida para a anã branca e esta também se inflama em um estado degenerado em uma queima explosiva de hélio . A matéria rica em hélio é transferida da estrela secundária para a anã branca porque sua atmosfera externa rica em hidrogênio já foi agregada pela anã branca , emitida por ventos estelares ou durante uma fase de envelope comum . O melhor candidato para um hélio nova até agora é V445 Puppis = Nova Puppis 2000. As medições de velocidade radial no espectro mostram uma velocidade excepcionalmente alta de mais de 6.000 km / s para o envelope em expansão. Além disso, um exame das mudanças no brilho antes do surto mostrou uma curva de luz que pertence mais a um sistema estelar binário em fusão do que a uma variável cataclísmica. Isso deixa em aberto se o V445 Pup é uma hélio nova ou uma incomum supernova tipo II.

Nova de raios gama

As novas de raios gama são um pequeno grupo de novas clássicas e simbióticas , das quais a radiação gama pode ser detectada algumas semanas após o surto . Todos eles mostram um espectro gama bastante suave com energias de até alguns GeV . No caso do simbiótico Nova V407 Cygni, a radiação de alta energia provavelmente se originou de uma aceleração de partículas na onda de choque entre o material ejetado Nova e o vento da gigante vermelha. Em contraste, a causa da radiação gama no neon novae V1324 Scorpii e V959 Monocerotis não é conhecida.

Deveria ser possível detectar a radiação gama de todas as novas, uma vez que a fuga termonuclear produz elementos radioativos como ⁷ Be e ²² Na, que podem ser identificados por linhas específicas quando eles decaem. Até agora, eles foram observados tão pouco quanto a linha de aniquilação de 511 keV , que é esperada quando pósitrons e elétrons são aniquilados durante reações termonucleares.

Ocorrência em catálogos de estrelas

O Catálogo Geral de Estrelas Variáveis lista atualmente cerca de 400 estrelas (quase 1% das estrelas neste catálogo), que são divididas em um subgrupo de Novae. Com cerca de 250 estrelas , os clássicos NA Novae são o maior grupo. Os outros grupos neste catálogo são NB , NC , NL e NR e o N não específico .

Descoberta e Estatísticas

Nos últimos anos, uma média de cerca de 12 Novae por ano foram descobertos na Via Láctea . Esta é apenas parte das novas que eclodem a cada ano em nossa galáxia devido a conjunções com o sol , extinção interestelar e falta de observações, especialmente no caso de novas rápidas. A taxa de novas esperadas para a Via Láctea é de 30-80 por ano, derivada da frequência de novas da Galáxia de Andrômeda M31 . A busca por novas é feita principalmente por astrônomos amadores . Nos galáxias espirais do grupo local, o novarate relacionada com a luminosidade sempre parece ter um valor de cerca de 2 Novas por 10 ^{a 10} luminosidades solares e ano e ser independente do tipo Hubble . Foi sugerido que existem diferenças significativas na distribuição de novas rápidas e lentas para os diferentes tipos de Hubble e que existe uma dependência da metalicidade média da galáxia.

Novae como indicador de distância

Empiricamente, uma relação entre a velocidade de perda de luz e o brilho absoluto sido encontrado em máxima: .${\ displaystyle M_ {V} = 2 {,} 55 \ cdot \ log (t_ {2}) - 11 {,} 32}$

Aqui, M _{V é} o brilho visual absoluto e t _{2 é} o tempo em dias em que o brilho visual caiu duas magnitudes em relação ao brilho máximo. O grande brilho das novas permite que sejam usadas em sistemas extragaláticos fora do grupo local . Este comportamento pode ser explicado se o brilho máximo e a velocidade dependerem apenas da massa da anã branca. Com a massa, a pressão na atmosfera da anã branca também aumentará e a fuga termonuclear será correspondentemente mais forte . Ao mesmo tempo, a massa da atmosfera rica em hidrogênio necessária para acender a queima de hidrogênio diminui e a erupção termina mais rapidamente. No entanto, além das novas recorrentes, também parece haver um subconjunto de novas em sistemas extragaláticos que difere muito da relação acima.

Além disso, foi descoberto que todas as novas têm aproximadamente o mesmo brilho visual absoluto de -5,5 mag 15 dias após o máximo. Ambos os métodos requerem a determinação precisa do ponto no tempo de brilho máximo.

Novae como potenciais precursores de supernovas do tipo Ia

Um cenário possível para o desenvolvimento de supernovas do tipo Ia é o colapso gravitacional de uma anã branca em um sistema estelar binário cataclísmico . Quando a massa de uma anã branca excede o limite de Chandrasekhar de cerca de 1,4 massas solares, ocorre uma detonação no núcleo de carbono degenerado . No entanto, não está claro se a massa da anã branca aumenta ou diminui durante um surto de nova.

Durante a erupção, parte da atmosfera da anã branca é acelerada o suficiente para deixar o sistema estelar binário. Isso aumenta o momento angular e estende a duração orbital de uma nova após a erupção. Isso é neutralizado pelo atrito da matéria ejetada com a estrela companheira, que provavelmente também é responsável pela estrutura bipolar de muitos resíduos de nova. Além disso, com um forte campo magnético da anã branca, a matéria ejetada ionizada segue as linhas do campo magnético, o que também reduz o momento angular do sistema estelar binário.

Apesar dessas dificuldades, deveria ser possível medir a mudança no momento angular do sistema estelar binário e, portanto, também a massa da anã branca antes e depois de uma erupção por meio de uma mudança na luz de cobertura . Os dois recorrentes novae CI Aql e U Sco resultou em valores para a matéria jogado fora durante a erupção nova de cerca de 10 ^-6 massas solares. No âmbito da precisão da medição, isso corresponde exatamente à massa acumulada entre os surtos. Com a recorrente Nova T Pyx, entretanto, consideravelmente mais matéria é derramada do que a acumulada pela estrela companheira entre as erupções.

Há evidências indiretas de que novas simbióticas são os precursores de uma fração de cerca de 10% de todas as supernovas do tipo Ia. Durante a expansão do envelope ejetado da supernova, este material colide com gases de movimento lento e envelopes de poeira. Essas colisões podem z. B. a supernova 2011km (= PTF 11kx) pode ser detectada. A velocidade de expansão dos antigos envoltórios de gás e poeira é muito lenta para ser causada pela própria supernova e muito rápida para ser causada por um vento estelar. Além disso, parece haver um componente contínuo de baixa densidade no ambiente circunstelar das supernovas, com a densidade e a velocidade de expansão desse envelope mostrando valores típicos para o vento estelar de uma gigante vermelha. As múltiplas penetrações da frente de choque da supernova através dos envelopes antigos sugerem uma ejeção cíclica dos envelopes de gás e poeira com um intervalo de várias décadas. Essas propriedades correspondem às propriedades bem conhecidas das novas simbióticas.

Nova remanescente

Nova Cygni 1992 com nova remanescente alguns anos após a erupção

Tal como acontece com as supernovas , uma nebulosa de emissão pode ser detectada alguns anos a décadas após a erupção de uma nova . A partir da velocidade radial durante a erupção e do ângulo observado do remanescente da nova, é possível calcular a distância independentemente . A forma das nebulosas é freqüentemente elíptica , com a proporção de nebulosas elípticas ou às vezes bipolares aumentando com a diminuição da velocidade das novas. O achatada eixo reside no plano da órbita do sistema de estrela dupla . Portanto, o desvio da forma circular é resultado da interação da matéria ejetada com o disco de acreção e o companheiro no curso da expansão. O vento opticamente espesso do qual o remanescente de nova é formado pode ser detectado na área de rádio como bremsstrahlung algumas semanas após a erupção. A massa da matéria ejetada em um surto de nova é de 10 ⁻⁵ a 10 ⁻⁴ massas solares. Este valor é uma ordem de magnitude maior do que seria esperado de modelos teóricos. No entanto, esse desvio pode ser causado por uma estrutura semelhante a um caroço do material ejetado, em que a parte da matéria ejetada com a maior densidade determina a curva de radioluz por meio de uma interação com a matéria circunstelar circundante e simula uma massa maior.

O cenário de hibernação

Após o cenário de hibernação ( modelo de hibernação em inglês ) desenvolveu uma variável cataclísmica para um surto de Nova em um sistema binário separado . Devido à perda de massa durante o rompimento, o espaçamento entre os componentes aumenta. A anã branca aquecida também aumenta a temperatura de sua estrela companheira, que devido à rotação limitada sempre vira para o mesmo lado e a tira do equilíbrio térmico . Isso leva a um fluxo de massa temporariamente aumentado para a anã branca. Após o fim da erupção da nova, ambas as estrelas esfriam e o fluxo de massa para. O cenário é apoiado por uma diminuição observada no brilho de novas velhas de 0,0015 magnitudes por ano e por alguns casos, como GK Persei ou RR Pictoris , que mostram surtos de novas anãs décadas após seus surtos de novas .

Este cenário de desenvolvimento também é apoiado pela descoberta de um antigo e extenso envelope Nova ao redor da anã nova Z Camelopardalis . A partir da taxa de expansão indetectável, um limite superior de 1300 anos pode ser calculado, uma vez que o envelope Nova interagiu com a matéria interestelar . O tipo de nova anã do tipo Z Cam, um subgrupo da nova anã com altas taxas de transferência de massa, também corresponde às expectativas teóricas. Z Cam deveria, portanto, ter se apresentado como um sistema estelar binário semelhante a uma nova imediatamente após a erupção. A próxima etapa de desenvolvimento é uma nova anã do tipo Z Cam e, em alguns séculos, uma nova anã normal do tipo U Geminorum . Depois disso, a transferência de massa deve parar por um período de 1.000 a 100.000 anos, até que o desenvolvimento na ordem reversa leve a um novo surto de nova.

Formulários especiais

Novae são uma explosão de brilho como resultado da ignição de uma chama de hidrogênio na superfície de uma anã branca. Em Novae normal, o gás rico em hidrogênio é adicionado por um companheiro. Na literatura, no entanto, os cenários também são discutidos em que o hidrogênio vem de outras fontes:

• O sistema estelar binário próximo que consiste em duas anãs brancas perde torque devido à radiação das ondas gravitacionais. Se uma das anãs brancas tem um núcleo de carbono / oxigênio e uma casca rica em hidrogênio, calor suficiente é depositado na anã branca devido às forças da maré em um período orbital de menos de 20 minutos para atingir a temperatura de ignição para queima de hidrogênio. Esta seria uma explosão nova de 10.000 a 100.000 anos antes do sistema estelar binário se fundir.
• Observações nas últimas décadas mostraram que as estrelas em aglomerados globulares têm apenas uma composição química uniforme como uma primeira aproximação. Um problema importante é a variação na abundância de hélio dentro dos aglomerados de estrelas. Além de um enriquecimento da matéria para uma segunda geração de estrelas pelo vento estelar de estrelas massivas em rotação rápida e os ventos estelares de estrelas AGB , a hipótese também está sendo discutida de que anãs brancas maciças individuais agregaram o gás remanescente por algumas centenas de milhões de anos após a formação de um cluster globular poderia. Durante a explosão da nova, o gás quimicamente enriquecido foi devolvido ao meio interestelar e a onda de choque desencadeou uma nova fase de formação estelar.
• Quando uma anã branca forma um sistema estelar binário próximo com uma estrela Be , ela pode agregar hidrogênio como em sistemas cataclísmicos. Uma estrela Be é uma estrela precoce de rotação muito rápida que ocasionalmente forma um disco de decreção . A anã branca atravessa o disco circunstelar e coleta hidrogênio fresco, que se inflama como uma nova na superfície da anã branca. Uma vez que a estrela primitiva é mais luminosa do que a nova, nenhuma explosão óptica é registrada, mas uma fonte temporária de raios-X suave, como acontece com as fontes de raios- X supermacias .

Lista de novas galácticas

A tabela a seguir mostra algumas novas que foram descobertas em nossa própria galáxia , a Via Láctea , e (quando as condições são boas) visíveis a olho nu. As letras e abreviações de números na frente dos nomes indicam, de acordo com as convenções para nomear estrelas variáveis , quantas estrelas variáveis dentro de uma constelação a respectiva nova foi descoberta. A segunda parte do nome denota a constelação. Veja também as estrelas na categoria: Nova

Veja também

• Estrela variável eruptiva
• Nova induzida por difusão

Links da web

Wikcionário: Nova  - explicações de significados, origens das palavras, sinônimos, traduções

• Departamento Central de Telegramas Astronômicos: Lista CBAT de Novae na Via Láctea.
• Bomba-relógio estelar descoberta. Os astrônomos encontram candidatos para supernovas do Tipo Ia. Com fotos e animações. Em: ESO.org. 17 de novembro de 2009. Recuperado em 25 de abril de 2018.

Evidência individual

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