Kääpiönova

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Kääpiönova U Geminorumin valokäyrä.

Kääpiönova on novaa muistuttava tähti, jonka kirkastumiset tapahtuvat melko usein ja ovat suhteellisen pieniä. Novan tavoin kääpiönovakin on lähekkäinen kaksoistähti, jossa toisesta tähdestä virtaa ainetta kaasukiekon kautta toiseen tähteen. Kirkkaat purkaukset johtuvat nykynäkemyksen mukaan siitä, että massaa kertyy kaasukiekkoon nopeammin kuin sitä putoaa valkoiseen kääpiöön. Tällöin kaasukiekon tiheys kasvaa ajan mukana. Lopulta saavutetaan kriittinen tiheys, jossa kaasun ominaisuudet muuttuvat. Tällöin kuumentunut kaasu romahtaa valkoiseen kääpiöön synnyttäen pudotessaan suuren määrän lämpöä ja säteilyä. Tunnettuja kääpiönovia ovat muun muassa U Geminorum ja SS Cygni. Kääpiönovien lyhenne on DN. Kääpiönovia sanotaan myös U Geminorum -tähdiksi, lyhenne UG tai DNUG.

Kääpiönova[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kääpiönovia tunnetaan muutamia satoja. Niiden purkausjakso on epäsäännöllinen ja vaihtelee välillä 20[1] -- 600 vuorokautta. Purkauksissa kääpiönova kirkastuu 2 -- 6 magnitudia eli 5 -- 250-kertaiseksi. Kirkastuminen vie 1-5 vuorokautta ja himmeneminen 10-15 vuorokautta[2]. Kirkkaus voi maksimissa olla jonkin aikaa suunnilleen sama. Mitä suurempia kirkastumiset ovat, sitä harvemmin ne tapahtuvat.

Kääpiönovat jaetaan SS Cygni tai U Geminorum (UG), SU Ursae Majoris (SU) ja Z Camelopardalis (ZC) -tyyppeihin. WZ Sagittae -tähti on pitkäjaksoinen SU Ursae Majoris -tähti. SS Cygni ja SU Ursae Majoris -tyypeillä (UGSS ja UGSU) tapahtuu nopeita purkauksia. SS Cygni-tähdillä on leveitä ja kirkkaita supermaksimeita. Z Camelopardalis -tähdillä (UGZ) on pitkiä "lepovaiheita" joiden aikana ei tapahdu purkauksia.

Kääpiönovan rakenne[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

A Normaali tähti, vk valkoinen kääpiö. Kiekko on kaasusta kertynyt kiekko, jonka kuumaan pisteeseen HS osuu normaalista tähdestä tuleva massavirta mv. Massavirta päätyy lopulta valkoisen kääpiön pinnalle kaasukuoreksi kk.


Kääpiönova on ahdas kaksoistähti, jossa on tavallinen tähti ja tiivis valkoinen kääpiö. Tavallinen tähti on paisunut niin suureksi, että valkoinen kääpiö imee siitä vetovoimallaan kaasua. Koska valkoinen kääpiö ja toinen tähti kiertävät toisiaan, normaalista tähdestä irtoavalla kaasulla on ratanopeutta ja se kertyy kiekoksi valkean kääpiön ympärille. Tähdestä melko tasaisesti virtaava kaasu osuu ensin niin sanottuun kuumaan pilkkuun, jossa kaasu kuumenee kitkan vaikutuksesta. Kiekon kaasua putoaa hiljalleen valkoisen kääpiön pinnalle. Valkoisen kääpiön painovoima on niin valtava, että siihen putoava kaasu vapauttaa valkoiseen kääpiöön osuessaan suuren määrän energiaa, joka vapautuu säteilynä. Normaalisti tähdestä kaasukiekkoon tulee enemmän kaasua kuin mitä kiekosta putoaa valkoisen kääpiön pinnalle. Mutta kun kiekon ulko-osien massa on kasvanut kyllin, sen lämpötila ja tiheys ylittävät kriittisen rajan. Tällöin kaasun sitkaus muuttuu, kaasu laajenee ja se putoaa nopeasti valkoisen kääpiön pinnalle. Kaasu kuumenee nopeasti pudotessaan valkoiseen kääpiöön. Tällöin tapahtuu purkaus. Tämä teoria selittää monia kääpiönovien kirkkausvaihtelun piirteitä. Massavirtaa rajoittaa putoavan kaasun painovoimaenergian ansiosta aiheuttama säteilyntuotto. Jos massavirta ylittää Eddingtonin rajan, valkean kääpiön pinnalla oleva säteily työntää ainetta pois. On myös väitetty purkausten johtuvan epätasaisesta massavirrasta.

Kääpiönovat, novat ja supernovat[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kääpiönovissa on K- tai M-spektriluokan alijättiläinen, joka kiertää lähellä valkeata kääpiötä tai sinistä alikääpiötä. Molempien tähtien massa on 0,5 -- 1 Auringon massaa ja tähtien kiertoaika 3 -- 15 tuntia. Kun kääpiönova kehittyy, lopulta suurempi tähti on enää muutaman kymmenen Jupiterin massainen ruskea kääpiö. Kääpiönovissakin saattaa tapahtua novapurkauksia, joissa valkean kääpiön pinnelle kertynyt aine palaa vetyfuusiossa. Tällöin kääpiönova olisi novan eräs kehitysvaihe. Kääpiönovan kehitys saattaa johtaa myös tyypin Ia supernovaan, kun valkean kääpiön pinnalle kertyy niin paljon ainetta, että sen massa yrittää Chandrasekharin rajan.

SS Cygni-tähti[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Näillä tähdillä tapahtuu purkauksia, joissa on nopea päivän-parin nousu 2 -- 6 magnitudia ja viikkojen lasku. Purkauksia on suuria ja pieniä. Purkauksien väli on 10 päivää -- useita vuosia. Suuret purkaukset eivät ole samanlaisia kuin SU UMa-tähtien suuret purkauset. U Geminorumin purkaukset tapahtuvat 40 -- 130 vuorokauden jaksoissa. Purkauksessa U Geminorumin kirkkaus nousee 4 magnitudia päivässä tai parissa.

SU Ursae Majoris-tähti[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Näillä on 3 -- 10 normaalia 1 -- 3 päivän levyistä purkausta kohti 10 -- 18 päivän levyisiä suurpurkauksia, joiden kirkkaus on 1 --2 magnitudia normaalia purkauksia suurempi. Suurpurkaus on 5 -- 10 kertaa normaalia pidempi. Suurten purkausten aikana esiintyy valonvaihteluja (kyhmyjä) jotka ovat 2 -- 5% kaksoistähden kiertojaksoa pidempiä. Kiertojakso näillä tähdillä on melkein aina alle 2 tuntia eli lyhyempi kuin muille kääpiönovilla. Suurpurkaukset johtuvat kiekon laajenemisesta tietyn kokoiseksi, jolloin vuorovesivoimat aiheuttavat suuremman epävakaisuuden kuin normaaleissa purkauksissa. Tällöin kiekon koko vastaa 3:1 resonanssia, eli kiekon kiertoaika on silloin 1:3 kaksoistähden kiertoajasta. Resonanssi voimistaa kaksoistähden toisen komponentin aiheuttamia painovoimahäiriöitä. Kyhmyjä ei koskaan havaita normaaleissa purkauksissa. Kyhmyt havaitaan noin päivä suurpurkauksen alkamisen jälkeen ja heikkenevät suurpurkauksen himmetessä. Kyhmyt syntyvät soikean kaasukiekon vaihtaessa kulmaansa. Suurpurkausten väli eli suurjakso on yleensä muutamia satoja päiviä mutta voi olla paljon lyhyempi tai pidempi. Lyhyt suurjakso on ER Ursae Majoris-tähdillä ja pitkä WZ Sagittae-tähdillä. ER Uma-tähdillä suurjakso on vain 20 -- 50 päivää ja normaali purkausjakso 4 päivää, suurpurkaus vie 1/3 -- 1/2 koko ajasta. WZ Sagittae-tähdellä suurpurkauksia on toistunut 33, 32 ja 23 vuoden välein. Jakso on niin pitkä, koska massavirta on hyvin pieni, vain 1012 kg/s. Kaksoistähden on pienin kääpiönovilla tunnettu, vain 81 minuuttia 38 sekuntia. Oletetaan myös, että koska suurpurkausten välillä on vain muutamia pienempiä purkauksia. Joko näiden tähtien kaasukiekon viskositeetti on hyvin alhainen tai magneettikenttä pyyhkii sisemmän kaasukiekon ainakin ajoittain pois. WZ Sagittae-tähtiä ovat myös AL Com ja EG Cnc, joilla suurpurkausjakso on noin 20 vuotta.

Z Camelopardalis-tähti[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Z Camelopardalis-tähdillä on kääpiönoville ominaisten 1 -- 3 päivän 2 -- 6 magnitudin kirkkauden nousujen lisäksi muutaman päivän -- 1000 päivän jaksoja, jolloin purkauksia ei tapahdu. Oletetaan, että tämä johtuu liian suuresta massavirrasta suuremmasta tähdestä pienempään tähteen jolloin massavirta estäisi purkaukset. Z Camelopardaliksen kiertoaika on 7 tunnin 21 minuuttia ja purkaukset tapahtuvat 20 päivän välein. Z Camelopardaliksessa on Aurinkoa muistuttava G -spektriluokan tähti ja valkea kääpiö. UX Ursae Majoris-tähdillä hiljaiset jaksot ovat hyvin pitkiä.

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Kaila 1991, s 48
  2. Kaila 1991, Tähtitaivaan opas, s 48

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]