Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων του «Καινοφανής αστέρας»

μ
καμία σύνοψη επεξεργασίας
μ (αφαιρέθηκε η Κατηγορία:Αστροφυσική (με το HotCat))
μ
Από την αρχαιότητα είχε γίνει αντιληπτή η αιφνίδια εμφάνιση «νέων άστρων» στον ουρανό, και μέχρι σήμερα τους δίνεται το αντίστοιχο όνομα: '''καινοφανείς αστέρες''' ή '''(stellae) novae''' («νέοι αστέρες»). Σε ελάχιστες περιπτώσεις οι νέοι αστέρες ήταν τόσο φωτεινοί, ώστε διακρίνονταν με γυμνό μάτι και την ημέρα, οπότε ονομάζονταν supernovae («υπερνέοι») ή [[υπερκαινοφανείς αστέρες]]. Οι όροι αυτοί διατηρούνται σήμερα, αλλά έχουν προσλάβει διαφορετική έννοια και αναφέρονται σε δύο ξεχωριστές ομάδες φυσικών διαδικασιών. Υπό τις σημερινές σημασίες οι ελληνικοί όροι «καινοφανής» και «υπερκαινοφανής» είναι πολύ ορθότεροι των [[Λατινικά|λατινικών]], επειδή αναφέρονται σε αντικείμενα που προϋπήρχαν αόρατα στο γυμνό μάτι και απλώς «φάνηκαν» όταν η [[λαμπρότητα|λαμπρότητά]] τους αυξήθηκε απότομα κατά χιλιάδες ως δεκάδες χιλιάδες (καινοφανείς) ή κατά εκατομμύρια φορές (υπερκαινοφανείς). Παραδόξως, οι καινοφανείς προκαλούνται από ένα και μόνο ειδικό τύπο ουράνιων σωμάτων, ενώ οι συγκριτικά ελάχιστοι υπερκαινοφανείς οφείλονται σε δύο διαφορετικούς μηχανισμούς.
 
Πλέον γνωρίζουμε ότι οι καινοφανείς αστέρες είναι κατακλυσμικές πυρηνικές εκρήξεις που προκαλούνται από τον δίσκο επισυσσώρευσης που βρίσκεται γύρω από ένα [[λευκός νάνος|λευκό νάνο]], που είναι συνοδός ενός άλλου άστρου, ο οποίος κάποια στιγμή υπόκειται σε πυρηνική σύντηξη με ανεξέλεχτοανεξέλεγκτο τρόπο. Για να εξεληχθείεξελιχθεί ένα διπλό σύστημα σε καινοφανή πρέπει τα δύο μέλη βρίσκονται σε μικρή απόσταση. Η έκρηξη κάνει το σύστημα να λάμπει 7 με 16 μεγέθη λαμπρότερο για κάποια ώρα, η οποία ποικίλει από καινοφανή σε καινοφανή. Οι καινοφανείς αστέρες αναγνωρίζονται τώρα ως [[μεταβλητοί αστέρες]] και γι'αυτό και έχουν την αντίστοιχη ονοματολογία.
 
== Εξέλιξη καινοφανούς ==
| doi = 10.1086/155273 |bibcode = 1977ApJ...214..478E
| url = http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/155273
| accessdate= 29-07-2010}}</ref> Ενδεικτικά, βρέθηκε ότι ο Καινοφανής της Αλώπεκος 1987 (QV Αλώπεκος) παρήγαγε και τα 4 παραπάνω είδη κόκκων. Η διάρκεια ζωής της φωτεινής αναλαμπής που από την αρχαιότητα γινόταν αντιληπτή ως «καινοφανής» εξαρτάται από τη μάζα του φορέα της λευκού νάνου. Λευκοί νάνοι με μεγαλύτερη μάζα (το ανώτατο όριο είναι 1,4 φορές η μάζα του `Ηλιου, γνωστό ως «[[Όριο Τσαντρασεκάρ]]») συμπιέζουν εντονότερα το συσσωρευμένο αέριο. Στην περίπτωση αυτή η θερμοπυρηνική σύντηξη αρχίζει πριν συσσωρευθεί μεγάλη ποσότητα αερίου και το απόθεμα εξαντλείται γρήγορα, πράγμα που έχει ως ορατό αποτέλεσμα έναν βραχύβιο καινοφανή. Συνήθως όμως οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στην επιφάνεια του λευκού νάνου διαρκούν πολλούς μήνες μετά την αρχική έκρηξη. Αν ένας λευκός νάνος υπερβεί το όριο Chandrasekhar τότε εκρυχνέταιεκρήγνυνται όχι ως καινοφανής αλλά ως [[υπερκαινοφανής αστέρας]].<ref name="collapse">[http://www.arxiv.org/abs/astro-ph/9701225v1 The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection], R. Canal and J. Gutierrez, arXiv:astro-ph/9701225v1, January 29, 1997.</ref>
 
Ένα ενδιαφέρον χαρακτηριστικό είναι ότι η μάζα που εκτοξεύεται παρ'όλη την βιαιότητα του φαινομένου δεν ξεπερνά το 1/10.000 της μάζας του Ήλιου, σχετικά μικρό σε σχέση με τη μάζα του λευκού νάνου. Επίσης μόνο το 5% του δίσκου προσαύξησης [[πυρηνική σύντηξη|συντήκεται]] κατά τη διάρκεια της έκρηξης.<ref name="encyc" />
2

επεξεργασίες