노바

Nova
기타 용도는 Nova(명확화), Novas(동음이의) 및 Novae(동음이의)를 참조하십시오.
발광 적색 노바, 초신성, 킬로노바 또는 미크로노바와 혼동하지 마십시오.
더 큰 동반성의 로체엽에서 수소를 축적하는 백색왜성에 대한 예술가의 개념

노바(복수성 노바 또는 노바)는 밝고 "새로운" 별(따라서 "새로운"을 뜻하는 라틴어 "nova")이 몇 주 또는 몇 달에 걸쳐 서서히 사라지는 일시적인 천문학적 사건입니다.노바의 극적인 출현의 원인은 두 조상별의 상황에 따라 다양합니다.관측된 모든 신성은 근접 쌍성계의 백색왜성과 관련이 있다.노배의 주요 하위 분류는 고전 노배, 재발 노배, 난쟁이 노배이다.이들은 모두 대격변 변광성으로 여겨진다.

고전적인 노바 분출은 가장 흔한 유형이다.이들은 백색왜성과 주계열성, 준거성 또는 적색거성으로 구성된 근접 쌍성계에서 생성되었을 가능성이 있습니다.공전 주기가 며칠에서 하루의 범위로 떨어지면 백색왜성은 백색왜성의 표면에 부착된 물질을 끌어당기기 시작할 정도로 동반성 근처에 있으며, 백색왜성은 밀도가 높지만 얕은 대기를 형성합니다.대부분 수소로 구성된 이 대기는 뜨거운 백색 왜성에 의해 열적으로 가열되고, 결국 임계 온도에 도달하여 빠른 폭주 핵융합이 점화됩니다.

에너지의 갑작스러운 증가는 대기를 성간 공간으로 방출하여 노바 이벤트 동안 가시광선으로 보여지고 지난 수 세기 동안 "새로운" 별로 오인되는 외피를 만듭니다.몇몇 노바에는 수 세기 동안 지속된 단명 노바 잔해가 있다.반복 노바 과정은 동반성이 백색왜성의 밀도 높은 대기를 다시 공급할 수 있기 때문에 핵융합 점화 과정이 반복될 수 있다는 점을 제외하면 고전 노바와 동일합니다.

노배는 은하수의 경로를 따라 하늘에서, 특히 궁수자리에서 관측된 은하 중심 부근에서 가장 자주 발생하지만, 하늘 어디에나 나타날 수 있습니다.그것들은 은하 초신성보다 훨씬 더 자주 발생하며, 연평균 약 10회 정도 발생합니다.대부분은 망원경으로 볼 수 있으며, 아마도 12-18개월에 한 번 정도만 육안으로 볼 수 있을 것이다.진도 1 또는 2에 도달하는 노배는 한 세기에 몇 번밖에 발생하지 않는다.마지막으로 밝은 [1]노바는 2013년 12월 14일 V1369 센타우리에서 3.3 등급에 도달했다.

어원학

16세기 천문학자 티코 브라헤는 카시오페이아 별자리에서 초신성 SN 1572를 관찰했다.그는 그의 책 De nova stella (라틴어로 "새로운 별에 대하여"라는 뜻)에서 그것을 묘사하여 nova라는 이름을 채택하게 되었다.이 연구에서 그는 가까운 물체가 고정된 별에 대해 상대적으로 움직이는 것을 보여야 하며, 노바는 매우 멀리 떨어져 있어야 한다고 주장했다.비록 이 사건은 초신성이며 신성이 아니지만,[2] 1930년대까지 이 용어는 서로 바꿔 쓸 수 있는 것으로 여겨졌습니다.이후 노배는 초신성과 구별하기 위해 고전적인 노배(novae)로 분류되었는데, 그 원인과 에너지가 관측 증거만으로 다른 것으로 생각되었기 때문이다.

비록 "스텔라 노바"라는 용어가 "새로운 별"을 의미하지만, 노바에는 매우 오래된 별의 잔해인 백색왜성의 결과로 일어나는 경우가 많습니다.

노배의 항성진화

노바 에리다니 2009(외관 등급 ~ 8.4)

잠재적 노베의 진화는 쌍성계의 두 개의 주계열성으로부터 시작된다.둘 중 하나는 적색거성으로 진화하며, 남은 백색왜성의 중심핵은 남은 별과 함께 궤도에 남습니다.주계열성이거나 나이든 거성이거나 둘 중 하나일 수 있는 두 번째 별은 로체엽이 넘칠 때 백색왜성 위로 봉투를 떨어트리기 시작합니다.그 결과 백색왜성은 동반자의 외부 대기에서 착실하게 물질을 강착 원반으로 포착하고, 그 결과 축적된 물질이 대기 중으로 낙하한다.백색왜성은 퇴화물질로 구성되어 있기 때문에 축적된 수소는 팽창하지 않지만 온도는 상승한다.폭주 핵융합은 이 대기층의 온도가 CNO [3]사이클을 통해 2000만 K에 도달하여 핵연소를 시작할 때 발생한다.

수소 융합은 백색왜성의 표면에서 매우 연성 X선원을 발생시키면서 매우 안정적인 방식으로 일어날 수 있지만, 대부분의 2진법 매개변수의 경우, 열적으로 불안정하고 많은 양의 수소를 폭주 반응에서 다른 무거운 화학 원소로 빠르게 변환합니다.이온이 엄청난 양의 에너지를 [2]방출합니다.이것은 백색왜성 표면에서 남은 가스를 날려 보내 매우 밝은 빛의 폭발을 일으킵니다.

최대 밝기의 상승은 매우 빠르거나 점진적일 수 있습니다.이것은 노바의 속도 등급과 관련이 있지만, 피크 후에는 [4]밝기가 꾸준히 감소합니다.노바가 최대 광학적 밝기에서 약 2~3등급까지 붕괴하는 데 걸리는 시간은 속도 클래스를 통해 분류에 사용됩니다.빠른 새싹은 보통 2등급까지 썩는 데 25일 미만이 걸리지만 느린 새싹은 [5]80일 이상이 걸립니다.

그들의 폭력성에도 불구하고, 보통 novae에서 배출되는 물질의 양은 단지 약 2배입니다.태양 질량의 1/10,000으로 백색 왜성의 질량에 비해 상당히 작습니다.또한 전력 분출 [2]시 축적된 질량의 5%만이 용융된다.그럼에도 불구하고, 이것은 태양 광도가 몇 배에서 [2][6]50,000배에서 100,000배까지 동시에 상승하면서, 노바 방출을 초속 수천 킬로미터까지 가속하기에 충분한 에너지이다.2010년 나사의 페르미 감마선 우주 망원경을 사용하는 과학자들은 노바가 [7]감마선을 방출할 수도 있다는 것을 발견했다.

잠재적으로 백색왜성은 동반성에서 표면으로 수소가 계속 축적됨에 따라 시간이 지남에 따라 여러 개의 새천체를 만들어 낼 수 있다.예를 들어 RS Ophiuchi는 7회(1989년, 1933년, 1958년, 1967년, 1985년, 2006년, 2021년) 폭발한 것으로 알려져 있다.결국 백색왜성은 찬드라세카르 한계에 가까워지면 Ia형 초신성으로 폭발할 수 있다.

때때로, 노배는 육안으로 볼 수 있을 정도로 충분히 밝고 지구에 가까이 있다.가장 밝은 최근의 예는 1975년 노바 시그니입니다.이 노바는 1975년 8월 29일 데네브에서 북쪽으로 약 5도 떨어진 백조자리에서 나타났으며 진도 2.0(데네브와 거의 같은 밝기)에 도달했다.가장 최근의 것은 2007년 2월 17일 진도 3.7에 도달한 V1280 Scorpii와 Nova Delphini 2013이다.2013년 12월 2일 센타우루스자리 노바 2013이 발견되었으며, 지금까지 이 천년 중 가장 밝은 노바로서 진도 3.3에 도달했습니다.

헬륨노바에

헬륨 노바(헬륨 섬광 중)는 스펙트럼에 수소선이 없는 노바 현상 중 제안된 범주입니다.이것은 백색왜성의 헬륨 껍데기 폭발로 인해 발생할 수 있다.이 이론은 1989년에 처음 제안되었고,[8] 최초로 관측된 헬륨 노바는 2000년에 V445 퍼피스였다.그 이후로 헬륨 [9]노배로서 4개의 다른 노배들이 제안되었다.

발생률 및 천체물리학적 중요성

천문학자들은 우리 은하수가 매년 약 30에서 60회의 새로운 현상을 겪는 것으로 추정하지만, 최근의 조사에 따르면 약 50±[10]27의 향상된 속도를 발견할 수 있었다.은하수에서 매년 발견되는 노배의 수는 훨씬 적어 약 [11]10개 정도인데, 아마도 먼 곳의 노배가 가스와 먼지 [11]흡수에 의해 가려졌기 때문일 것이다.안드로메다 은하에서는 매년 약 20등급보다 밝은 약 25개의 노베가 발견되며, 근처의 다른 [12]은하에서는 더 적은 수의 노베가 발견됩니다.2019년 현재 우리 [11]은하에는 407개의 신생아가 기록돼 있다.

노바 분출 성운의 분광학적 관찰 결과 헬륨, 탄소, 질소, 산소, 네온, 마그네슘 등의 [2]원소가 풍부하게 들어 있는 것으로 나타났습니다.성간 매체에 대한 novae의 기여는 크지 않습니다. novae는 은하에 초신성만큼 50분의 1의 물질만을 공급하고 적색 거성과 초거성 [2]별만큼만 공급합니다.

RS 오피우치(수십년 정도의 생리를 가진 것)와 같은 재발성 노바에는 드물다.그러나 천문학자들은 천년에서 [13]십만년 사이의 시간적 척도로는 하지만, 전부는 아니더라도 대부분의 노배는 재발한다고 이론화한다.노바의 재발 간격은 질량보다 백색왜성의 부착 속도에 덜 의존합니다; 강력한 중력 때문에 질량이 큰 백색왜성은 질량이 작은 [2]백색왜성보다 폭발을 부채질하는 데 덜 많은 부착을 필요로 합니다.따라서 고질량 [2]백색왜성은 간격이 짧아진다.

궁수자리 V는 현재 약 2083년,[14] 플러스 또는 마이너스 약 11년 후에 노바가 될 것이라고 예측할 수 있다는 점에서 특이합니다.

2020년 5월 27일, 천문학자들은 고전적인 노배 폭발이 리튬 [15][16]원소의 은하 생성물이라고 보고했다.

서브타입

Novae는 광도곡선 전개속도에 따라 분류되어 있습니다. 따라서,

  • NA: 빠른 novae로 밝기가 빠르게 증가하고, 그 후 [17]100일 이내에 밝기가 약 1⁄16까지 3등급 감소합니다.
  • NB: 진도 3의 느린 신생아는 150일 이상 후에 감소합니다.
  • 공생 노배라고도 불리는 매우 느린 노배는 10년 또는 그 이상 최대 빛에 머물다가 아주 천천히 사라집니다.
  • NR/RN: 10-80년 간격으로 두 개 이상의 분화가 있는 반복성 노베, 노베가 [18]관찰되었다.

잔존물

GK 페르세이:1901년 노바
주요 기사:노바 잔존물

어떤 새들은 눈에 보이는 성운을 남깁니다. 물질이 노바 폭발이나 여러 번의 [19]폭발로 방출됩니다.

거리 표시기로서 Novae

노배는 거리의 표준 촛불 측정으로 사용될 가능성이 있다.예를 들어, 절대 등급의 분포는 -8.8의 주 피크와 -7.5의 작은 피크를 갖는 쌍모달 분포입니다.노바에 역시 절정기(-5.5) 이후 15일 동안 절대 등급은 거의 동일하다.근처의 다양한 은하와 은하단에 대한 노바 기반 거리 추정치와 세페이드 변광성을 사용하여 측정한 거리 추정치를 비교한 결과, 이와 비슷한 정확성을 보였습니다.[20]

재발성 노바에

반복 노바(RNe)는 여러 번의 노바 분출을 경험하는 것으로 보여지는 물체이다.2009년 현재, 10개의 알려진 은하 재발 노베와 몇 개의 은하외 은하([21]안드로메다 은하(M31) 및 대마젤란 구름)가 있습니다.이 은하계 밖의 새들 중 하나인 M31N 2008-12a는 12개월에 한 번씩 자주 폭발합니다.전형적인 노바는 12등급 이상 밝아지는 반면, 재발 노바는 보통 8.6등급만큼 [21]밝아집니다.10개의 알려진 은하 반복 노베는 아래에 나열되어 있습니다.

풀네임
 디스커버
 매그니튜드
범위
 폐기 일수
3등급
절정부터		 알려진 분화 연도 기간(년) 최근 분화로부터 몇 년
CI Aquilae K. 라인무트 8.6–16.3 40 2000, 1941, 1917 24–59 22
V394 오스트레일리아 코로나에 L. E. 에로 7.2–19.7 6 1987, 1949 38 35
티코로네보렐리스 J. 버밍엄 2.5–10.8 6 1946, 1866 80 76
IM 노르마에 I. E. 우즈 8.5–18.5 70 2002, 1920 ≤82 20
RS 오피우치 W. 플레밍 4.8–11 14 2021, 2006, 1985, 1967, 1958, 1933, 1907, 1898 9–26 0
오피우치 V2487 K. 다카미자와 (1998년) 9.5–17.5 9 1998, 1900 98 24
티폭시디스 H. 레빗 6.4–15.5 62 2011, 1967, 1944, 1920, 1902, 1890 12–44 11
궁수자리 V3890 H. 디너스타인 8.1–18.4 14 2019, 1990, 1962 28–29 2
전갈자리 U N. R. 포그슨 7.5–17.6 2.6 2022, 2010, 1999, 1987, 1979, 1936, 1917, 1906, 1863 8–43 0
전갈자리 V745 L. 플라우트 9.4–19.3 7 2014, 1989, 1937 25–52 8

은하외노바에

안드로메다 은하의 노바

노배는 안드로메다 은하(M31)[12]에서 비교적 흔하다.M31에서는 매년 [12]수십 개의 novae(외관 등급 20보다 밝음)가 발견됩니다.중앙천문전보국(CBAT)은 M31, M33, M81의 [22]새우를 추적했다.

「 」를 참조해 주세요.

레퍼런스

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추가 정보

  • Payne-Gaposchkin, C. (1957). The Galactic Novae. North Holland Publishing Co.
  • Hernanz, M.; Josè, J. (2002). Classical Nova Explosions. American Institute of Physics.
  • Bode, M.F.; Evans, E. (2008). Classical Novae. Cambridge University Press.

외부 링크

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