Nova

Sağda, daha büyük yoldaş yıldızının Roche lobundan hidrojen biriktiren bir beyaz cücenin sanatsal tasviri

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]

Yıl	Nova	Maksimum parlaklık^{[not 2]}
1891	T Aurigae	+3.8
1898	V1059 Sagittarii	+4.5
1899	V606 Aquilae	+5.5
1901	GK Persei	+0.2
1903	DM Geminorum	+4.8
1905	V604 Aquilae	+7.3
1910	DI Lacertae	+4.6
1912	DN Geminorum	+3.5
1918	V603 Aquilae	−1.4
1919	HR Lyrae	+6.5
1919	V849 Ophiuchi	+7.4
1920	V476 Cygni	+2.0
1920	T Pyxidis	+6.4
1925	RR Pictoris	+1.2
1927	EL Aquilae	+5.5
1927	XX Tauri	+5.9
1933	RS Ophiuchi	+4.3
1934	DQ Herculis	+1.4
1936	CP Lacertae	+2.1
1936	V368 Aquilae	+5.0
1939	BT Monocerotis	+4.5
1942	V450 Cygni	+7.0
1942	CP Puppis	+0.3
1943	V500 Aquilae	+6.1
1944	T Pyxidis	+7.1
1945	V528 Aquilae	+7.0
1946	T Coronae Borealis	+3.0
1948	CT Serpentis	+6.0
1948	V465 Cygni	+7.3
1950	DK Lacertae	+5.0
1956	RW Ursae Minoris	+6.0
1958	RS Ophiuchi	+5.0
1960	V446 Herculis	+2.8
1963	V533 Herculis	+3.0
1964	QZ Aurigae	+6.0
1967	T Pyxidis	+6.7
1967	HR Delphini	+3.7
1967	RS Ophiuchi	+5.0
1968	LV Vulpeculae	+5.2
1970	FH Serpentis	+4.4
1970	V1229 Aquilae	+6.7
1970	V1330 Cygni	+7.5
1971	IV Cephei	+7.0
1975	V1500 Cygni	+1.7
1975	V373 Scuti	+6.0
1976	NQ Vulpeculae	+6.0
1977	HS Sagittae	+7.2
1978	V1668 Cygni	+6.0
1982	V1370 Aquilae	+6.0
1984	PW Vulpeculae	+6.4
1984	QU Vulpeculae	+5.2
1985	RS Ophiuchi	+5.4
1986	V842 Centauri	+4.6
1986	OS Andromedae	+6.3
1987	V827 Herculis	+7.5
1987	QV Vulpeculae	+7.0
1991	V838 Herculis	+5.0
1992	V1974 Cygni	+4.2
1993	V705 Cassiopeiae	+5.8
1999	V382 Velorum	+2.6
1999	V1494 Aquilae	+4.0
2006	RS Ophiuchi	+4.5
2009	V1280 Scorpii	+3.9 [1]4 Haziran 2012 tarihinde Archive.is sitesinde arşivlendi,[2]2 Mart 2007 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

Ayrıca bakınız[değiştir | kaynağı değiştir]

Notlar[değiştir | kaynağı değiştir]

^ Chandrasekhar Limiti : Beyaz cücelerin kütlesi 1,4M’i geçmez. Bu limit değere Chandrasekhar limiti denir.
^ Daha yüksek büyüklük, daha düşük bir parlaklık anlamına gelir. Yani (+3.8) T Aurigae, (+6,5) HR Lyrae'den daha parlaktır.

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

[1] Chandrasekhar Limiti : Beyaz cücelerin kütlesi 1,4M’i geçmez. Bu limit değere Chandrasekhar limiti denir.

[2] Daha yüksek büyüklük, daha düşük bir parlaklık anlamına gelir. Yani (+3.8) T Aurigae, (+6,5) HR Lyrae'den daha parlaktır.

[not 1]

[not 2]

Tekrarlayan nova nedir?, Tekrarlayan nova anlamı nedir?, Tekrarlayan nova ne demektir?