FANDOM


Καινοφανής Αστήρ

nova


Stars-Spectral-Types-02-goog

Αστρική Κύρια Ακολουθία
Ειδικοί Φασματικοί Αστέρες Ειδικοί Αστέρες

Main-Sequence-02-goog

Αστροφυσική
Αστρική Εξέλιξη Ειδικοί Αστέρες
Νεφέλωμα (Nebula) Πρωταστέρας (Protostar)
Δι-υπέρ-Γίγας Αστέρας (Hypergiant Star)
(Type: O)
Υπερ-Γίγας Αστέρας (Supergiant Star)
(Type: I)
Λαμπρός Γίγας Αστέρας (Bright Giant Star)
(Type: II)
Γίγας Αστέρας (Giant Star)
(Type: III)
Υπο-Γίγας Αστέρας (Subgiant Star)
(Type: IV)
Νάνος Αστέρας (Dwarf Star)
(Type: V)
Υπο-Νάνος Αστέρας (Subdwarf Star)
(Type: VI)
Λευκός Νάνος Αστέρας (White Dwarf Star)
(Type: VI)

Κυανός Γίγας Αστέρας (Blue Giant Star) Ερυθρός Γίγας Αστέρας (Red Giant Star) Κυανός Νάνος Αστέρας (Blue Dwarf Star) Ερυθρός Νάνος Αστέρας (Red Dwarf Star) Καστανός Νάνος Αστέρας (Brown Dwarf Star) Μέλας Νάνος Αστέρας (Black Dwarf Star)
Μεταβλητός Αστέρας (Variable star)
Καινοφανής Αστέρας (Nova Star) Υπερκαινοφανής Αστέρας (Super Nova Star)
Νετρονικός Αστέρας (Neutron Star) Κυρκονικός Αστέρας (Quark Star) Λεπτονικός Αστέρας (Electroweak Star) Βοσονικός Αστέρας (Boson Star) Πρεονικός Αστέρας (Preon Star)
Βαρυταστέρας (Gravastar) Μαγναστέρας (Magnetar)
Σκοτεινός Ενεργειακός Αστέρας
(Dark Energy Star)
Σκοτεινός Υλικός Αστέρας
(Dark Matter Star)

Σιδηραστέρας (Iron Star) Αστέρας Planck (Planck Star)
Φαιά Οπή (Gray Hole) Μελανή Οπή (Black Hole) Αστρική Μελανή Οπή (Stellar Black Hole)

- Αστέρας ειδικού τύπου.

ΕτυμολογίαEdit

Η ονομασία "Καινοφανής" σχετίζεται ετυμολογικά με την λέξη "καινός" ( = νέος).

ΕισαγωγήEdit

Model4Novae

Μοντέλο Καινοφανούς Αστέρα

Πρόκειται για έναν εκρηκτικώς μεταβλητό αστέρα. Ως καινοφανής (stella nova), χαρακτηρίζεται ένας αστέρας, που εμφανίζει απότομη μεταβολή της φωτεινότητας και της φαινόμενης λαμπρότητάς του.

Εμφανίζεται ξαφνικά σε μια περιοχή του ουρανού, όπου συνήθως υπήρχε ένα άστρο αόρατο δια γυμνού οφθαλμού, αυξάνοντας την φαινόμενη λαμπρότητά του από 7 μέχρι και 12 μεγέθη σε χρονικό διάστημα που διαφέρει για κάθε καινοφανή και κυμαίνεται από 1 έως 100 ημέρες. Στη συνέχεια επιστρέφει αργά στην αρχική του λαμπρότητα, σε διάστημα ημερών, εβδομάδων ή και μηνών. Σε γενικές γραμμές οι ταχύτεροι novae είναι ισχυρότεροι.

Οι εκρήξεις των καινοφανών είναι βίαιες κι εκτοξεύουν στον μεσοαστρικό χώρο μεγάλα ποσά ύλης κι ενέργειας. Μία καινοφανής ανάλαμψη μπορεί να απελευθερώσει σε διάστημα μερικών εκατοντάδων ημερών όση ενέργεια απελευθερώνει ο ήλιος σε περισσότερα από 105 έτη. Ωστόσο δεν μπορούν να συγκριθούν σε ισχύ με εκείνες των υπερκαινοφανών αστέρων (supernova), καθώς η αποβολή υλικού είναι πολύ μικρότερη (περίπου 10-4 - 10-5 ηλιακές μάζες με ταχύτητα ~103 km/s) και αφήνει το σύστημα σχεδόν αναλλοίωτο. Για τον λόγο αυτόν η καινοφανής ανάλαμψη είναι δυνατόν να επαναληφθεί.

Οι καινοφανείς εκρήξεις λαμβάνουν χώρα στα επιφανειακά στρώματα αστέρων που στην προ-nova φάση τους ήταν λευκοί νάνοι ή υπονάνοι. Στο διάγραμμα Hertzsprung – Russell οι καινοφανείς αστέρες βρίσκονται συνήθως κάτω από την Κύρια Ακολουθία και πάνω από τους λευκούς νάνους.

Η συχνότητα εμφάνισής τους στην Ουράνια Σφαίρα είναι μικρή. Σε γενικές γραμμές παρατηρούνται περί τους 40 καινοφανείς ανά έτος. Στον Γαλαξία μας υπολογίζεται πως αναλάμπoυν 50 καινοφανείς ανά έτος από τους οποίους είναι παρατηρήσιμοι 2 έως 3.

Οι καινοφανείς αποτελούν ένα ακόμη πολύτιμο εργαστήριο της φύσης, η παρατήρηση και μελέτη του οποίου συμβάλλει εξαιρετικά στην κατανόηση ενός ευρέου φάσματος αστροφυσικών φαινομένων. Τέτοια φαινόμενα είναι για παράδειγμα η μεταφορά μάζας σε στενά δυαδικά αστρικά συστήματα, οι θερμοπυρηνικές εκρήξεις (nuclear powered outbursts), ο σχηματισμός σκόνης, η απώλεια μάζας από ερυθρούς γίγαντες και πολλά άλλα.

Όπως θα δούμε στη συνέχεια, οι επαναληπτικοί καινοφανείς έχουν προταθεί ως πρόδρομοι (προγεννήτορες) των Supernovae Ia αναλάμψεων.

Εξάλλου η συστηματική εξερεύνηση των νεφελωδών υπολειμμάτων των καινοφανών μπορεί, μέσω της μελέτης των οπτικών εικόνων (όπου είναι διαθέσιμες), της φασματοσκοπικής τους ανάλυσης και της σύγκρισης των παρατηρησιακών δεδομένων με τα υπάρχοντα μοντέλα, να έχει μία ευρύτερη -της προφανούς- εφαρμογή, όπως για παράδειγμα στην κατανόηση του τρόπου σχηματισμού των πρωτοπλανητικών νεφελωμάτων.

Ιστορικά στοιχείαEdit

Η ονομασία των καινοφανών αστέρων οφείλεται μάλλον στον αστρονόμο Τύχωνα Μπραχέ (Tycho Brahé ), ο οποίος το 1572 μ.Χ. εντόπισε τον υπερκαινοφανή που φέρει το όνομά του, στην περιοχή του αστερισμού της Κασσιόπης, αποδίδοντάς του το όνομα nova stella (νέο αστέρι).

Καθώς οι καινοφανείς εμφανίζονται ξαφνικά σε ένα σημείο, όπου προηγουμένως δεν φαινόταν να υπάρχει τίποτε, έδιναν την εντύπωση στους αστρονόμους του μεσαίωνα ότι επρόκειτο για καινούρια άστρα. Ουσιαστικά όμως αποτελούν γερασμένους αστέρες, η ανάλαμψη των οποίων είναι ένα μεγαλειώδες σημάδι του τέλους που πλησιάζει.

Παρόλο που οι καινοφανείς αναλάμψεις έχουν παρατηρηθεί εδώ και 2.000 χρόνια, μόνο σχετικά πρόσφατα άρχισε να γίνεται κατανοητός ο μηχανισμός δημιουργίας τους.

  • Το 1783 ο νεαρός κωφός αστρονόμος John Goodricke μελετώντας την περιοδικότητα στην λαμπρότητα του μεταβλητού αστέρα Algol/β Περσέα, εισήγαγε για πρώτη φορά την ιδέα των διπλών μεταβλητών αστέρων.
  • Το 1866 οι Haggins και Miller παρουσιάζουν την πρώτη οπτική φασματοσκοπική μελέτη καινοφανούς.
  • Το 1901 ο Sidgreaves βρίσκει φασματικές γραμμές Νέου 3869, 3968 Ǻ στον nova GK Per, κάνοντας λόγο για διαφορετικούς (χημικά) τύπους καινοφανών.
  • Οι Pickering (1894), Pike (1929) και άλλοι ερμηνεύουν τα φασματοσκοπικά χαρακτηριστικά των καινοφανών με την εκτίναξη ενός αερίου κελύφους από τον αστέρα.
  • Οι Stratton και Manning το 1939 υποδεικνύουν ότι το ελάχιστο της καμπύλης φωτός των καινοφανών οφείλεται στον σχηματισμό σκόνης.
  • Ο Schatzmann το 1951 διατυπώνει την άποψη ότι η έκρηξη προκαλείται από πυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης [3He]
  • Ο Walker το 1954 ανακαλύπτει την δυαδική φύση των καινοφανών.
  • Ο Robert Kraft (1963, 1964) αποδεικνύει ότι η δυαδικότητα είναι μια κοινή ιδιότητα των κατακλυσμικών μεταβλητών (των καινοφανών συγκεκριμένα), συμβάλλοντας αποφασιστικά στην εξέλιξη των ιδεών του μηχανισμού δημιουργίας των novae-εκρήξεων.
  • Ο Sparks το 1969 παρουσιάζει την πρώτη υδροδυναμική προσομοίωση μιας καινοφανούς ανάλαμψης.

Μηχανισμός δημιουργίας έκρηξης καινοφανούςEdit

Την θεωρία του Kraft για τους novae ενστερνίστηκαν πολλοί αστρονόμοι, καθώς φαίνεται να αποτελεί μια αρκετά καλή προσέγγιση της πραγματικότητας και να συμφωνεί με τις φασματοσκοπικές παρατηρήσεις.

Binary-star-orbits

Τροχιές Διπλού Συστήματος Αστέρων.

Σύμφωνα λοιπόν με την κρατούσα άποψη, οι καινοφανείς εκρήξεις είναι το αποτέλεσμα της αλληλεπίδρασης αστέρων που είναι μέλη διπλών ημιαποχωρισμένων συστημάτων, οι οποίοι λόγω της αμοιβαίας βαρυτικής τους αλληλεπίδρασης περιστρέφονται συγχρονισμένα γύρω από το κοινό κέντρο μάζας τους (έτσι ώστε να έχουν την ίδια περίοδο περιφοράς και περιστροφής), και στους οποίους ο θερμός αστέρας (αποχωρισμένο μέλος) συσσωρεύει υλικό από τον ψυχρό συνοδό του.

Κατά την οπτική παρατήρηση τέτοιων συστημάτων, δεν μπορούμε να διακρίνουμε τα δύο μέλη. Έτσι, εμφανίζονται στον ουρανό ως σημειακή πηγή.

Εφόσον τα μέλη των διπλών και πολλαπλών συστημάτων εκτιμάται ότι υπερβαίνουν το 60% του συνόλου των αστέρων του Σύμπαντος, παρουσιάζει ενδιαφέρον η μελέτη της εξέλιξής τους, ιδιαίτερα εκείνων που συσχετίζονται με τις καινοφανείς εκρήξεις και που ανήκουν στα στενά δυαδικά αστρικά συστήματα (με τον όρο στενά δυαδικά αστρικά συστήματα, χαρακτηρίζονται γενικά ζεύγη αστέρων η απόσταση των οποίων είναι τέτοια ώστε η εξέλιξή τους να μην είναι ανεξάρτητη). Αποτελούνται από αστέρες, μεταξύ των οποίων ο ένας παρουσιάζει ταχύτερη εξέλιξη από τον άλλον, καταλήγοντας σε ένα μικρό, συμπαγές αντικείμενο (Λευκός Νάνος). Το άλλο μέλος είναι ένας αστέρας μικρής επιφανειακής θερμοκρασίας που έχει εξαντλήσει τα πυρηνικά του αποθέματα υδρογόνου και διογκούμενο μετατρέπεται σε υπογίγαντα.

Semidetached-binary-star-system

Σύστημα Ημιαποχωρισμένων δυαδικών αστέρων.

Καθώς το σύστημα των αστέρων χάνει τροχιακή στροφορμή, εξ' αιτίας του αστρικού ανέμου, τα δύο μέλη πλησιάζουν ολοένα μεταξύ τους. Η εξέλιξη αστέρων τέτοιων στενών δυαδικών συστημάτων, οι οποίοι όπως προαναφέρθηκε περιφέρονται συγχρονισμένα, περιγράφεται πολύ καλά με το γεωμετρικό μοντέλο του Roche. Σύμφωνα με το μοντέλο αυτό, κάθε αστέρας του συστήματος χαρακτηρίζεται από μία ισοδυναμική επιφάνεια, η οποία οριοθετεί την περιοχή γύρω του, όπου το υλικό είναι βαρυτικά παγιδευμένο από αυτόν και ονομάζεται λοβός Roche. Ο λοβός Roche ουσιαστικά οριοθετεί το μέγιστο μέγεθος που μπορεί να έχει ο αστέρας, ώστε να μην λαβάνει χώρα μεταφορά μάζας προς τον συνοδό του. Το σημείο στο οποίο τέμνονται οι λοβοί Roche ενός διπλού συστήματος αστέρων βρίσκεται πάνω στην ευθεία που ενώνει τα κέντρα των δύο αστέρων και ονομάζεται πρώτο σημείο Lagrange (L1).

The-Nova-Mechanism

O Mηχανισμός της Καινοφανούς Ανάλαμψης.

Επιστρέφοντας στο σύστημά μας, που οδεύει προς καινοφανή ανάλαμψη, σημειώνουμε ότι καθώς ο υπογίγαντας αστέρας διογκώνεται, «γεμίζει» κάποτε τον λοβό Roche. Οι παλιρροϊκές δυνάμεις που αναπτύσσονται μεταξύ των δύο αστέρων, έχουν σαν αποτέλεσμα την ροή της μάζας που υπερχειλίζει τον λοβό Roche, από τον συνοδό αστέρα προς τον λευκό νάνο, δια μέσω του σημείου L1.

Λόγω της διατήρησης της στροφορμής, το υλικό αυτό δεν μπορεί να φτάσει κατευθείαν στην επιφάνεια του λευκού νάνου. Έτσι σε συστήματα των οποίων ο Λευκός Νάνος δεν διαθέτει ένα σημαντικό Μαγνητικό Πεδίο, το προσπίπτον αέριο δημιουργεί γύρω του έναν δίσκο ύλης, ο οποίος ονομάζεται δίσκος επαύξησης ή συσσώρευσης (accretion disk) που συνήθως επισκιάζει τα δύο άστρα στο ορατό φως.

Για την κατανόηση του τρόπου μεταφοράς της μάζας από τον συνοδό προς τον πρωτεύοντα αστέρα και των φαινομένων που αυτή συνεπάγεται, είναι σημαντικό να τονιστεί ότι αυτή δεν προστίθεται απλά σε ένα «κανονικό» αστέρα της Κύριας Ακολουθίας, αλλά ουσιαστικά καταποντίζεται προς ένα μικροσκοπικό ουράνιο σώμα με τεράστια πυκνότητα ύλης σε εκφυλισμένη μορφή (ένας λευκός νάνος έχει μάζα συγκρίσιμη με την ηλιακή και διαστάσεις συγκρίσιμες με τις γήινες).

Ο δίσκος επαύξησης (συσσώρευσης) μάζας που σχηματίζεται γύρω από τον λευκό νάνο, ομοιάζει σε πολλά σημεία με τον δίσκοεπαύξησηςπου σχηματίζεται γύρω από έναν πρωτοαστέρα. Όπως και κατά την διαδικασία σχηματισμού ενός αστέρα, ο δίσκος αυτός ουσιαστικά παρέχει έναν απαραίτητο «σταθμό» στην πορεία του υλικού που κατευθύνεται προς τον λευκό νάνο, καθώς η στροφορμή του είναι μεγάλη ώστε να μπορεί απλά να «προσγειωθεί» στην επιφάνειά του.

Το βαρυτικό πεδίο του λευκού νάνου είναι ιδιαίτερα ισχυρό με αποτέλεσμα το υλικό του συνοδού αστέρα που καταλήγει σε αυτόν, ουσιαστικά να πέφτει προς μια απίστευτα βαθειά βαρυτική «παγίδα». Η διαδικασία αυτή απελευθερώνει ένα τεράστιο ποσό βαρυτικής δυναμικής ενέργειας που μετατρέπεται σε Θερμική Ενέργεια. Η θερμοκρασία του σημείου στο οποίο η ροή του υλικού συναντά τον δίσκοεπαύξησης μπορεί να ανέλθει σε μερικά εκατομμύρια βαθμούς Kelvin, με αποτέλεσμα να ακτινοβολεί έντονα, τόσο στην υπεριώδη περιοχή όσο και στην περιοχή των ακτίνων – Χ του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος.

Τελικά το υλικό που προσωρινά σταθμεύει στον δίσκοεπαύξησης εξαναγκάζεται σε σπειροειδή τροχιά προς την επιφάνεια του θερμού – εκφυλισμένου λευκού νάνου και συμπιέζεται από το τεράστιο Βαρυτικό Πεδίο του, αποκτώντας πυκνότητα που αγγίζει εκείνην του ίδιου του αστέρα. Καθώς συσσωρεύεται υλικό στην επιφάνειά του λευκού νάνου, αρχίζει να συρρικνώνεται. Η πυκνότητά του ολοένα αυξάνεται ενώ η συνεχιζόμενη απελευθέρωση βαρυτικής δυναμικής ενέργειας θερμαίνει περισσότερο τον αστέρα.

Υπό την προϋπόθεση ότι τo υλικό του δίσκουεπαύξησηςτου λευκού νάνου προέρχεται από τα ανώτερα στρώματα του συνοδού αστέρα, στα οποία δεν έχει ξεκινήσει ακόμη η καύση του Υδρογόνου προς βαρύτερα στοιχεία, συνάγεται το συμπέρασμα ότι είναι πλούσιο σε Υδρογόνο (Η) και δευτερευόντως σε Ήλιο (He).

Έτσι, καθώς η πυκνότητα του άστρου αυξάνεται, η θερμοκρασία ανέρχεται στο σημείο πυροδότησης της καύσης του Υδρογόνου. Όμως εδώ δεν πρόκειται για την ελεγχόμενη σύντηξη του υδρογόνου που λαμβάνει χώρα στο εσωτερικό του ήλιου αλλά για μία ανεξέλεγκτη διεργασία εκρηκτικών θερμοπυρηνικών αντιδράσεων, η οποία για θερμοκρασίες σχετικά μικρές (Τ<107 Κ), λαμβάνει χώρα σε αέριο που βρίσκεται σε εκφυλισμένη κατάσταση, δηλαδή δεν υπακούει στους νόμους των ιδανικών αερίων και η πίεση είναι ανεξάρτητη της θερμοκρασίας και περίπου σταθερή.

Η διεργασία αυτή απελευθερώνει ταχύτατα μεγάλα ποσά ενέργειας που αυξάνει ακόμη περισσότερο την θερμοκρασία και αυτή με την σειρά της αυξάνει τον ρυθμό καύσης του Υδρογόνου. Όταν η θερμοκρασία υπερβεί το όριο των 107 Κ ο εκφυλισμός αίρεται και η πίεση αυξάνει ανάλογα με την θερμοκρασία, όπως ακριβώς αναμένεται για ένα ιδανικό αέριο. Επομένως, από αυτό το σημείο και μετά, την ραγδαία αύξηση της θερμοκρασίας ακολουθεί μια εξίσου ραγδαία αύξηση της πίεσης.

Το αποτέλεσμα είναι μία μεγάλης ισχύος (nova) έκρηξη, που εκτινάσσει με πολύ μεγάλη ταχύτητα ένα λεπτό επιφανειακό στρώμα του αστέρα στο Διάστημα.

Οι καινοφανείς φτάνουν στο μέγιστο της λαμπρότητάς τους σε λίγες μόνο ώρες, και για ένα σύντομο χρονικό διάστημα, μπορούν να ειναι 5.106 φορές λαμπρότερος από τον ήλιο. Στις εβδομάδες που ακολουθούν την έκρηξη η φωτεινότητά τους μειώνεται γρήγορα. Μερικές φορές είναι δυνατόν να είναι ορατοί για αρκετά έτη. Σε αυτό το χρονικό διάστημα η λάμψη του διαστελλόμενου νέφους του υλικού που εκτοξεύτηκε, τροφοδοτείται από την διάσπαση των ραδιενεργών ισοτόπων που δημιουργούνται κατά την διάρκεια της ανάλαμψης.

Μετά την έκρηξη αποκαθίσταται εκ νέου η ροή μάζας από τον γίγαντα προς τον λευκό νάνο και είναι δυνατόν να προκληθεί νέα ανάλαμψη. Έτσι, η παραπάνω διαδικασία μπορεί να επαναληφθεί αρκετές φορές, με υλικό που επικάθεται και αναφλέγεται επαναλαμβανόμενα στην επιφάνεια του λευκού νάνου.

Η χρονική περίοδος μεταξύ δύο διαδοχικών nova εκρήξεων εξαρτάται από τον ρυθμό συσσώρευσης ύλης στην επιφάνεια του λευκού νάνου. Στις περισσότερες περιπτώσεις οι αναλάμψεις απέχουν χιλιάδες χρόνια, ώστε οι περισσότεροι έχουν παρατηρηθεί μόνο μια φορά κατά τους ιστορικούς χρόνους. Ωστόσο ορισμένοι καινοφανείς εκρήγνυνται εκ νέου σε πολύ κοντινά χρονικά διαστήματα (π.χ. μία φορά ανά δεκαετία).

Είναι πολύ πιθανόν, η επαναλαμβανόμενη αυτή διαδικασία σε ένα αστρικό δυαδικό σύστημα μικρής μάζας, να οδηγήσει τελικά στον σχηματισμό ενός δεύτερου λευκού νάνου και την δημιουργία ενός συστήματος δύο συμπαγών ουράνιων αντικειμένων.

Σήμερα πιστεύεται ότι η συν τω χρόνω προσαύξηση μάζας στον λευκό νάνο ενός κατακλυσμικού διπλού συστήματος αστέρων και η επαγόμενη αυτής εκρηκτική ανάφλεξη του άνθρακα (που είναι το κύριο συστατικό του), είναι η γενεσιουργός αιτία της κολοσσιαίας αστρικής ανάλαμψης κάποιων υπερκαινοφανών τύπου Ia.

Μετά από μία μακρόχρονη ροή μάζας από τον συνοδό αστέρα προς τον λευκό νάνο (διάρκειας εκατομυρίων ετών), και πιθανότατα αμέτρητες καινοφανείς αναλάμψεις, η μάζα του λευκού νάνου αυξάνεται αργά. Όταν υπερβει το όριο Chandrasekhar (1,4 ηλιακές μάζες), η θερμοκρασία του έχει αυξηθεί τόσο ώστε να αρχίσουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης του Άνθρακα στον κεντρικό πυρήνα, οι οποίες γίνονται ταχύτατα και εκλύουν τεράστια ποσά ενέργειας που θερμαίνει και εκτινάσσει τα εξωτερικά στρώματα του Άστρου. Η έκρηξη είναι τόσο βίαιη που καταστρέφει ολοκληρωτικά τον λευκό νάνο, χωρίς να αφήσει πίσω της κάποιο συμπαγές υπόλειμμά του.

Ταξινόμηση καινοφανώνEdit

Μία τυπική ταξινόμηση των καινοφανών αστέρων περιλαμβάνει τις ακόλουθες κατηγορίες:

  • Κλασσικούς καινοφανείς (classical novæ). Στην κατηγορία αυτή ανήκουν καινοφανείς αστέρες για τους οποίους έχει παρατηρηθεί μία μόνο ανάλαμψη. Πρόκειται ουσιαστικά για καινοφανείς αστέρες οι διαδοχικές αναλαμπές των οποίων απέχουν 10.000-100.000 έτη. Η μεγάλη χρονική αυτή απόσταση, καθιστά αδύνατη την καταγραφή περισσότερων από μία αναλαμπών κατά τους ιστορικούς χρόνους. Η συμπεριφορά τους ερμηνεύεται ικανοποιητικά με το προαναφερθέν μοντέλο θερμοπυρηνικής έκρηξης του πλούσιου σε Υδρογόνο υλικού, το οποίο επισυσσωρεύεται στην επιφάνεια του πρωτεύοντος αστέρα (λευκού νάνου), σε ένα κλειστό δυαδικό σύστημα αστέρων.
  • Mικροκαινοφανείς ή νάνους καινοφανείς (dwarf novæ). Χαρακτηρίζονται έτσι θερμοί, μικρού μεγέθους μεταβλητοί αστέρες, που δίνουν ξαφνικές αναλάμψεις εναλλασσόμενες με περιόδους ηρεμίας. Τα χρονικά διαστήματα μεταξύ των αναλάμψεων κυμαίνονται από 10 ημέρες έως μερικές δεκάδες έτη, Η διάρκεια μιας μέσης ανάλαμψης κυμαίνεται από 2 - 20 ημέρες. Διακρίνουμε τρεις υποκατηγορίες μικροκαινοφανών, ανάλογα με την μορφολογία της καμπύλης φωτός της ανάλαμψης:
    • Z-Cam (Ζ-Καμηλοπάρδαλης),
    • SU UMa (SU Μεγάλης Άρκτου)
    • U Gem (U Διδύμων)
  • Επαναληπτικούς καινοφανείς (recurrent novæ). Πρόκειται για καινοφανείς που δίνουν επαναλαμβανόμενες εκρήξεις, σε σύντομα σχετικά χρονικά διαστήματα, έτσι ώστε να έχουν καταγραφεί αρκετές από αυτές από Γήινους παρατηρητές. Είναι σημαντικοί διότι επιτρέπουν την παρατήρηση των καινοφανών αστέρων πριν και μετά το γεγονός της ανάλαμψης. Η διάκριση μεταξύ επαναληπτικών και νάνων καινοφανών γίνεται φασματοσκοπικά: στους επαναληπτικούς (όπως και στους κλασικούς καινοφανείς) εκτινάσσεται ένα αέριο κέλυφος με υψηλή ταχύτητα. Στους νάνους καινοφανείς δεν λαμβάνει χώρα βίαιη εκτίναξη ύλης, αλλά μπορεί να υπάρχει απλά ένας ενισχυμένος αστρικός άνεμος κατά τη διάρκεια της ανάλαμψης.
X-ray nova

Καινοφανής ακτίνων Χ, καλλιτεχνική αναπαράσταση.

  • Καινοφανείς ακτίνων Χ (X-ray novæ). Ουράνιες πηγές ακτινων Χ, που εμφανίζονται ξαφνικά στον ουρανό, αυξάνοντας την ισχύ τους σε ένα διάστημα λίγων ημερών και στη συνέχεια εξασθενούν γοργά, με συνολική διάρκεια ζωής λίγων μηνών. Δεν εμφανίζουν σταθερή περιοδικότητα. Πρόκειται για διπλά, κλειστά συστήματα αστέρων, στα οποία το συμπαγές, πρωτεύον ουράνιο αντικείμενο, είναι ένας αστέρας νετρονίων ή μια μελανή οπή. Μια καινοφανής ανάλαμψη ακτίνων Χ δημιουργείται από μία ξαφνική, δραματική αύξηση της μάζας που προσπίπτει στον δίσκο επαύξησης του συμπαγούς αστέρα, συμπιέζεται και θερμαίνεται ισχυρά, εκπέμποντας ακτίνες Χ. Κατά την διάρκεια μίας ανάλαμψης, η οπτική λαμπρότητα επίσης αυξάνεται σημαντικά (έως και 5 μεγέθη), δίνοντας το χαρακτηριστικό φάσμα ενός λαμπερού δίσκου επαύξησης. Μια έκρηξη ακτίνων Χ είναι δυνατόν να συνοδεύεται από μία έκρηξη ραδιοκυμάτων. Σε ορισμένες περιπτώσεις έχουν ανακαλυφθεί πίδακες σχετικιστικής ύλης, όμοιοι με αυτούς των Ενεργών Γαλαξιακών Πυρήνων, αλλά πολύ μικρότεροι σε μέγεθος και ισχύ. Το γεγονός αυτό καταδεικνύει ότι, πράγματι, μια εκρηκτική εκτίναξη μάζας εμφανίζεται ως αποτέλεσμα ξαφνικής προσαύξησης μάζας.
  • Καινοφανείς Ηλίου (Helium novæ). Καινοφανείς αναλάμψεις από το φάσμα των οποίων απουσιάζουν οι γραμμές του Υδρογόνου ενώ το αέριο που εκτοξεύεται εμφανίζεται εμπλουτισμένο σε Ήλιο και Άνθρακα. Η ύπαρξή τους προβλέφθηκε θεωρητικά από τους Kato, Saio & Hachisu, το 1989 (11 χρόνια, πριν την πανηγυρική τους επιβεβαίωση από τον καινοφανή V445 Puppis), ως μία καινοφανής έκρηξη που προκαλείται από μία αναλαμπή Ηλίου (Helium shell flash), στην επιφάνεια ενός λευκού νάνου. Η θεωρία τους περιλαμβάνει δύο περιπτώσεις προσαύξησης Ηλίου: Ροή Ηλίου από έναν μάλλον «ηλικιωμένο» συνοδό αστέρα ή ροή πλούσιας σε υδρογόνο ύλης από έναν κανονικό συνοδό αστέρα, με μεγάλο ρυθμό επισυσσώρευσης . Στην δεύτερη περίπτωση, ένα μέρος του πλούσιου σε υδρογόνο υλικού, μετατρέπεται σε Ήλιο και συσσωρεύεται στον λευκό νάνο. Όταν η μάζα του στρώματος Ηλίου φτάσει σε μια κρίσιμη τιμή, προκαλείται μία ασταθής, αδύναμη αναλαμπή Ηλίου. Σε έναν καινοφανή Ηλίου η απώλεια μάζας είναι σχετικά ασθενής ενώ το μεγαλύτερο μέρος του Ηλίου καίγεται προς Άνθρακα και Οξυγόνο, παραμένοντας στον λευκό νάνο. Μετά από πολλές περιοδικές αναλαμπές ηλίου, ο λευκός νάνος μεγαλώνει σταδιακά σε μάζα, καταρρέοντας εν τέλει σε έναν αστέρα νετρονίων ή εκρήγνυται ως υπερκαινοφανής τύπου Ia.

ΥποσημειώσειςEdit

Εσωτερική ΑρθρογραφίαEdit

ΒιβλιογραφίαEdit

  • Warner, Brian: Cataclysmic variable stars, Cambridge University Press, Cambridge (1995)
  • Δανέζης, Μάνος & Θεοδοσίου, Στράτος: Το Σύμπαν που αγάπησα - Εισαγωγή στην Αστροφυσική, τ. Α, Δίαυλος, Αθήνα (1999)
  • Percy, John R.: Understanding Variable Stars, Cambridge University Press, New York (2007)
  • Hester, Jeff, Smith, Bradford, Blumenthal, George, Kay, Laura & Voss, Howard G.: Twenty-first century astronomy, 3rd Edition, W. W. Norton & Company, New York (2010)

ΙστογραφίαEdit


Ikl Κίνδυνοι ΧρήσηςIkl

Αν και θα βρείτε εξακριβωμένες πληροφορίες
σε αυτήν την εγκυκλοπαίδεια
ωστόσο, παρακαλούμε να λάβετε σοβαρά υπ' όψη ότι
η "Sciencepedia" δεν μπορεί να εγγυηθεί, από καμιά άποψη,
την εγκυρότητα των πληροφοριών που περιλαμβάνει.

"Οι πληροφορίες αυτές μπορεί πρόσφατα
να έχουν αλλοιωθεί, βανδαλισθεί ή μεταβληθεί από κάποιο άτομο,
η άποψη του οποίου δεν συνάδει με το "επίπεδο γνώσης"
του ιδιαίτερου γνωστικού τομέα που σας ενδιαφέρει."

Πρέπει να λάβετε υπ' όψη ότι
όλα τα άρθρα μπορεί να είναι ακριβή, γενικώς,
και για μακρά χρονική περίοδο,
αλλά να υποστούν κάποιο βανδαλισμό ή ακατάλληλη επεξεργασία,
ελάχιστο χρονικό διάστημα, πριν τα δείτε.



Επίσης,
Οι διάφοροι "Εξωτερικοί Σύνδεσμοι (Links)"
(όχι μόνον, της Sciencepedia
αλλά και κάθε διαδικτυακού ιστότοπου (ή αλλιώς site)),
αν και άκρως απαραίτητοι,
είναι αδύνατον να ελεγχθούν
(λόγω της ρευστής φύσης του Web),
και επομένως είναι ενδεχόμενο να οδηγήσουν
σε παραπλανητικό, κακόβουλο ή άσεμνο περιεχόμενο.
Ο αναγνώστης πρέπει να είναι
εξαιρετικά προσεκτικός όταν τους χρησιμοποιεί.

- Μην κάνετε χρήση του περιεχομένου της παρούσας εγκυκλοπαίδειας
αν διαφωνείτε με όσα αναγράφονται σε αυτήν

IonnKorr-System-00-goog



>>Διαμαρτυρία προς την wikia<<

- Όχι, στις διαφημίσεις που περιέχουν απαράδεκτο περιεχόμενο (άσεμνες εικόνες, ροζ αγγελίες κλπ.)


Community content is available under CC-BY-SA unless otherwise noted.