Kääpiönova
Wikipedia
Kääpiönova on novaa muistuttava lähekkäinen kaksoistähti, jossa tapahtuu usein purkauksia. Purkaukset johtuvat valkoisen kääpiön lähellä olevan materiakiekon, ns. kertymäkiekon epävakaisuudesta. Kääpiönovien lyhenne on DN. Kääpiönovia sanotaan myös U Geminorum -tähdiksi, lyhenne UG tai DNUG.
Kääpiönovia tunnetaan muutamia satoja. Niiden purkausjakso on epäsäännöllinen ja vaihtelee välillä 100 -- 600 vuorokautta. Purkauksissa kääpiönova kirkastuu 2 -- 6 magnitudia eli 5 -- 250-kertaiseksi. 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.
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.
Sisällysluettelo |
[muokkaa] Kääpiönovan rakenne
Kääpiönovassa virtaa normaalista tähdestä A kaasua valkoisen kääpiön vk ympärillä olevaan kiekkoon. Kaasuvirtaus synnyttää kiekkoon osuessaan värähtelevän kuuman pisteen (HS, "hot spot"). Kiekosta putoaa hiljalleen kaasua valkoisen kääpiön pinnalle, johon törmätessään massavirta vapauttaa lämpösäteilyä. Massavirtaa rajoittaa putoavan kaasun painovoimaenergian ansiosta aiheuttama säteilyntuotto. Jos massavirta ylittää Eddingtonin rajan, valkean kääpiön pinnalla oleva säteily työntää ainetta pois. Materiakiekossa tapahtuvat häiriöt aiheuttavat voimakkaita purkauksia. Ei osata tarkkaan sanoa, mistä häiriöt johtuvat. Oletetaan, että massa virtaa valkoisen kääpiön ympärillä olevaan kiekkoon tasaiseen tahtiin. Kun massaa on virrannut kiekon ulko-osiin riittävästi, saavutetaan kriittinen tiheys, jolloin kaasu alkaa laajeta ja putoaa valkeaan kääpiöön, johon pudotessan kehittää säteilyä. Tämä teoria selittää monia kääpiönovien kirkkausvaightelun piirteitä. Toinen teoria väittää purkausten johtuvat epätasaisesta massavirrasta. U Geminorumin purkaukset tapahtuvat 40 -- 130 vuorokauden jaksoissa. Purkauksessa U Geminorumin kirkkaus nousee 4 magnitudia päivässä tai parissa. 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. Kääpiönovan kehitys saattaa johtaa myös tyypin Ia supernovaan, kun valkean kääpiön pinnalle kertyy niin paljon ainetta, että sen massa yrittää Chandrasekharin rajan.
[muokkaa] SS Cygni-tähti
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.
[muokkaa] SU Ursae Majoris-tähti
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 johtuven 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 muutamie 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 massvirta 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.
[muokkaa] Z Camelopardalis-tähti
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 suuremmesta tähdestä pienempään tähteen. 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.
