Ein (Mehrzahl-) nova ist eine erschütternde Kernexplosion in einem Stern, der durch die Zunahme von Wasserstoff auf der Oberfläche eines weißen Zwergsterns verursacht ist, der entzündet und Kernfusion auf eine flüchtige Weise anfängt. Novae sollen mit supernovae oder leuchtendem rotem novae nicht verwirrt sein.

Entwicklung

Wenn ein weißer Zwerg einen nahen dazugehörigen Stern hat, der seinen Lappen von Roche überflutet, wird der weiße Zwerg Benzin von der Außenatmosphäre des Begleiters fest anwachsen lassen. Der Begleiter kann ein Hauptfolge-Stern oder derjenige sein, der alt wird und sich in einen roten Riesen ausbreitet. Das gewonnene Benzin besteht in erster Linie aus Wasserstoff und Helium, den zwei Hauptbestandteilen der gewöhnlichen Sache im Weltall. Das Benzin wird auf der Oberfläche des weißen Zwergs durch seinen intensiven Ernst zusammengepresst, hat zusammengepresst und hat zu sehr hohen Temperaturen geheizt, weil zusätzliches Material darin gezogen wird. Der weiße Zwerg besteht aus der degenerierten Sache, und bläst an der vergrößerten Hitze so nicht auf, während der anwachsen lassene Wasserstoff auf die Oberfläche zusammengepresst wird. Die Abhängigkeit der Wasserstofffusionsrate auf der Temperatur und dem Druck bedeutet, dass es nur ist, wenn es zusammengepresst und an der Oberfläche des weißen Zwergs zu einer Temperatur von ungefähr 20 Millionen kelvin geheizt wird, dass eine Kernfusionsreaktion vorkommt; bei diesen Temperaturen brennt Wasserstoff über den CNO Zyklus.

Für die meisten binären Systemrahmen ist das Wasserstoffbrennen thermisch nicht stabil und wandelt schnell einen großen Betrag des Wasserstoffs in andere schwerere Elemente in einer flüchtigen Reaktion um. (Wasserstofffusion kann auf eine stabile Weise auf der Oberfläche, aber nur für eine schmale Reihe von Akkretionsraten vorkommen.) Bläst der enorme Betrag der durch diesen Prozess befreiten Energie das restliche Benzin von der Oberfläche des weißen Zwergs weg und erzeugt einen äußerst hellen Ausbruch des Lichtes. Der Anstieg, um zu kulminieren, kann Helligkeit sehr schnell oder allmählich sein, der mit der Geschwindigkeitsklasse des nova verbunden ist; nach der Spitze neigt sich die Helligkeit fest. Die für einen nova genommene Zeit, um durch 2 oder 3 Umfänge von der maximalen optischen Helligkeit zu verfallen, wird verwendet, um einen nova über seine Geschwindigkeitsklasse zu klassifizieren. Ein schneller nova wird normalerweise weniger als 25 Tage bringen, um durch 2 Umfänge zu verfallen, und ein langsamer nova wird 80 Tage übernehmen.

Trotz ihrer Gewalt ist der Betrag des in novae vertriebenen Materials gewöhnlich nur über von einer Sonnenmasse, die hinsichtlich der Masse des weißen Zwergs ziemlich klein ist. Außerdem werden nur fünf Prozent der anwachsen lassenen Masse verschmolzen, um den Ausbruch anzutreiben. Dennoch ist das genug Energie, nova ejecta zu Geschwindigkeiten nicht weniger als mehrere tausend Kilometer pro Sekunde — höher für schnellen novae zu beschleunigen, als langsame — mit einem gleichzeitigen Anstieg der Lichtstärke von ein paar Malen, die zu Sonnen-50,000-100,000mal Sonnen-sind. 2010 war das Fermi Gammastrahl-Raumfernrohr der NASA des Verwendens von Wissenschaftlern überrascht, zum ersten Mal zu entdecken, dass ein nova auch Gammastrahlung (> 100 MeV) ausstrahlen kann.

Ein Helium nova ist eine vorgeschlagene Kategorie der nova Explosion, die an Wasserstofflinien im Spektrum Mangel hat. Das kann durch die Explosion einer Helium-Schale auf einem weißen Zwerg verursacht werden. Es wurde von Kato, Saio und Hachisu 1989 vorgeschlagen. Das erste Kandidat-Helium nova, um beobachtet zu werden, war V445 Puppis 2000. Seitdem sind vier andere novae Explosionen als Helium novae vorgeschlagen worden.

Ein weißer Zwerg kann vielfachen novae mit der Zeit potenziell erzeugen, als zusätzlicher Wasserstoff fortsetzt, sich auf seine Oberfläche von seinem dazugehörigen Stern zu vereinigen. Ein Beispiel ist RS Ophiuchi, der, wie man bekannt, sechsmal (1898, 1933, 1958, 1967, 1985, und wieder 2006) geflackert hat. Schließlich konnte der weiße Zwerg als eine Supernova des Typs Ia explodieren, wenn sie die Grenze von Chandrasekhar überschreitet.

Gelegentlich ist ein nova hell genug und nah genug, um zum Auge ohne Unterstützung auffallend zu sein. Das hellste neue Beispiel war Nova Cygni 1975. Dieser nova ist am 29. August 1975, in der Konstellation Cygnus ungefähr fünf Grade nördlich von Deneb erschienen und hat Umfang 2.0 (fast so hell erreicht wie Deneb). Das neuste war V1280 Scorpii, der Umfang 3.7 am 17. Februar 2007 erreicht hat.

Ereignis-Rate und astrophysical Bedeutung

Astronomen schätzen ein, dass die Milchstraße ungefähr 30 bis 60 novae pro Jahr, mit einer wahrscheinlichen Rate von ungefähr 40 erfährt. Die Zahl von novae, der in der Milchstraße jedes Jahr entdeckt ist, ist ungefähr 10 viel niedriger. Ungefähr 25 novae heller als über den Umfang 20 werden in der Milchstraße von Andromeda jedes Jahr entdeckt, und kleinere Zahlen werden in anderen nahe gelegenen Milchstraßen gesehen.

Die spektroskopische Beobachtung von nova ejecta Nebelflecke hat gezeigt, dass sie in Elementen wie Helium, Kohlenstoff, Stickstoff, Sauerstoff, Neon und Magnesium bereichert werden. Der Beitrag von novae zum interstellaren Medium ist nicht groß; novae liefern nur so viel Material zur Milchstraße wie supernovae, und nur so viel wie rote riesige und superriesige Sterne.

Wiederkehrende novae wie RS Ophiuchi (diejenigen mit Perioden auf der Ordnung von Jahrzehnten) sind selten. Astronomen theoretisieren jedoch, dass die meisten, wenn nicht alle, novae, obgleich auf zeitlichen Rahmen im Intervall von 1,000 bis 100,000 Jahren wiederkehrend sind. Der Wiederauftreten-Zwischenraum für einen nova ist von der Akkretionsrate des weißen Zwergs weniger abhängig als auf seiner Masse; mit ihrem starken Ernst ragt massives Weiß über verlangen, dass weniger Zunahme einem Ausbruch Brennstoff liefert als Niedrig-Massen-. Folglich ist der Zwischenraum für das Hoch-Massenweiß kürzer ragt über.

Subtypen

Novae werden gemäß der leichten Kurve-Entwicklungsgeschwindigkeit so in klassifiziert

• NA: Schneller novae, mit einer schnellen Helligkeitszunahme, die von einem Helligkeitsniedergang von 3 Umfängen — zu um die Helligkeit — innerhalb von 100 Tagen gefolgt ist.
• NB: Verlangsamen Sie novae mit einem 3 Umfang-Niedergang in 150 Tagen oder mehr.
• NC: Sehr langsamer novae, am maximalen Licht seit einem Jahrzehnt oder mehr bleibend, sehr langsam verwelkend. Es ist möglich, dass Typ NC novae Gegenstände ist, die sich physisch sehr viel von normalem novae, zum Beispiel planetarische Nebelflecke in der Bildung unterscheiden. Das Ausstellen des Sterns von Wolf-Rayet wie Eigenschaften.
• NR/RN: Wiederkehrende novae, novae mit zwei oder mehr Ausbrüchen (statt eines einzelnen) getrennt um 10-80 Jahre sind beobachtet worden.

Etymologie

Der Astronom Tycho Brahe hat die Supernova SN 1572 in der Konstellation Cassiopeia beobachtet, und hat es in seinem Buch de stella nova (Latein für "bezüglich des neuen Sterns") beschrieben, den Namen nova verursachend. In dieser Arbeit hat er behauptet, dass, wie man sehen sollte, sich ein nahe gelegener Gegenstand hinsichtlich der festen Sterne bewegt, und dass der nova sehr weit weg sein musste. Obwohl das eine Supernova und nicht ein klassischer nova war, wurden die Begriffe austauschbar bis zu den 1930er Jahren betrachtet.

Novae als Entfernungshinweise

Novae haben etwas Versprechung für den Gebrauch als Standardkerzen. Zum Beispiel ist der Vertrieb ihres absoluten Umfangs bimodal, mit einer Hauptspitze am Umfang 8.8 und einer kleineren an 7.5. Novae haben auch grob denselben absoluten Umfang 15 Tage nach ihrer Spitze (5.5). Vergleiche von mit Sitz in nova Entfernungsschätzungen zu verschiedenen nahe gelegenen Milchstraßen und Milchstraße-Trauben mit denjenigen, die mit Variable-Sternen von Cepheid getan sind, haben sich ihnen gezeigt, um der vergleichbaren Genauigkeit zu sein.

Heller novae seit 1890

Mehr als 53 novae sind seit 1890 eingeschrieben worden.

Wiederkehrender novae

Es gibt zehn bekannte galaktische wiederkehrende novae. Der wiederkehrende nova hellt sich normalerweise durch ungefähr 8.6 Umfang auf, wohingegen sich ein klassischer nova durch mehr als 12 Umfang aufhellt. Etwas besser bekannten und leichter beobachteter wiederkehrender novae wird unten verzeichnet.

Extragalactic novae

Novae in M31 sind relativ üblich. Es gibt grob ein Paar ein Dutzend novae um (heller entdeckt zu werden, als über den offenbaren Umfang 20) in M31 jedes Jahr. Das Hauptbüro für Astronomische Telegramme (CBAT) verfolgt novae in M31, M33 und M81.

Siehe auch

• Ragen Sie nova über
• Supernova
• Hypernova
• Leuchtender roter nova
• Rest von Nova
• Erschütternde Variable
• Krabbe-Nebelfleck
• Gast-Stern (Astronomie)
• Extragalactic Entfernungsskala
• Supernova impostor

Außenverbindungen

• Allgemeiner Katalog von variablen Sternen, Sternberg astronomisches Institut, Moskau
• AAVSO Variable-Stern des Monats. Novae: Mai 2001
• Long Vorausgesehener Ausbruch von U Scorpii Hat (Weltall Heute 2010 Jan 28) Begonnen
• Extragalactic Novae