Kataklysminen muuttuja

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun

Kataklysminen muuttuja tai "novamainen muuttuja" on tähti, jossa tapahtuu räjähdysmäisiä kirkkauden muutoksia. Nämä johtuvat valkoisen kääpiötähden pinnalla fuusioreaktiossa äkillisesti palavasta vetykaasusta. Toiset purkaukset johtuvat valkoisen kääpiön ympärillä materiakiekon epävakaisuuksista.

Valkoisen kääpiötähden (vastaanottajatähden) pinnalle virtaa ainetta toisesta tähdestä, joka on monesti punainen kääpiö, joskus toinen valkoinen kääpiö tai hieman kehittynyt pääsarjan tähti, alijättiläistähti. Valkoisen kääpiön ympärille syntyy kaasusta kertymäkiekko, joka säteilee voimakkaasti ultravioletissa ja röntgensäteitä.

Kataklysmiset muuttujat ovat suurin purkautuvien muuttujien alalaji.lähde? Kataklysmisiä muuttujia jaetaan luokkiin mm. purkausten välin ja voimakkuuden mukaan. Jos purkausten väli on suuri, purkaukset ovat voimakkaita, pieni purkausten väli merkitsee heikkoja purkauksia. Jotkut tähdet muistuttavat muuten kataklysmisiä muutoksia, mutta niissä ei tapahdu purkauksia. Joissakin tähdissä, ns. polareissa, voimakas magneettikenttä ohjaa kaasun kulkua. Näitä tähtiä sanotaankin magneettisiksi kataklysmisiksi muuttujiksi.

DQ Herculis-tähdissä magneettikenttä hajottaa tähteä ympäröivää kaasukiekkoa (ns puolipolarit) ja AM Herculis-tähdessä valkean kääpiön voimakas magneettikenttä estää kaasukiekon synnyn, kaasu virtaa luovuttajatähdestä magneettikentän voimaviivoja pitkin tähteen.

Kataklysmisitä muuttujista tunnetuimpia ovat tavalliset novat ja kääpiönovat. Kataklysmisten muuttujien alalajeja kuvaavat mm. SS Cygni, U Geminorum, Z Camelopardalis, SU Ursae Majoris, AM Herculis, DQ Herculis, VY Sculptoris, SW Sextantis.

Kataklysmisiä muuttujia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Massavirta[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Kaasu virtaa ensin valkoisen kääpiön ympärille materiakiekkoon, josta putoaa kohti valkoista kääpiötä. Kiekkoon saapuva kaasu osuu ensin niin sanottuun kuumaan pilkkuun[1], joka värähtelee massavirran muutosten mukana. Kuuman pisteen säteily johtuu kiekon kaasun ja tähdestä tulevan massavirran törmäyksen aiheuttamasta valtavasta kitkasta. Kiekko itse säteilee kaasun sisäisen kitkan eli viskositeetin takia.

Spektroskooppiset mittaukset ovat osoittaneet massavirran koostuvan pääasiassa vedystä ja heliumista, mutta myös hiilestä, typestä, hapesta, neonista ja magnesiumista. Jos mm putoavan kaasun aiheuttama valkoisen kääpiön luminositeetti ylittää 100000 aurinkoa, putoavan kaasun säteilynpaine estää lisäkaasun putoamisen[2]. Lopulta saavutetaan se kaasun tiheys ja lämpötila, jossa vetyfuusio alkaa. Fuusio tapahtuu räjähdysmäisen nopeasti ja näkyy novapurkauksena. Massavirta jatkuu pian purkauksen jälkeen. Valkoisen kääpiön pinnalle ehtii kertyä ainetta yleensä noin 1/1000[3][4]-1/10.000 auringon massaa ennen uutta novapurkausta.[5] Valkoinen kääpiö on kuluttanut loppuun kaiken vetynsä elämänsä aikaisemmissa vaiheissa. Niin sanottujen kääpiönovien purkaukset eivät tapahdu valkean kääpiön pinnassa, vaan silloin kun niiden meteriakiekon tiheys ylittää tietyn rajan[6]. Erään teorian mukaan kääpiönova purkautuu, kun sen ympärillä oleva materiakiekko osuu valkean kääpiön pintaan[7]. Novan tapauksessa massavirta on noin 1e-8 auringon massaa ja toistuvalle novalle 1E-7 Auringon massaa[8].

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Gunnar Larsson-Leander: Johdatus tähtitieteeseen. Helsinki: Gaudeamus, 1974. ISBN 951-662-077-9.
  • Kaila, Kari: Tähtitaivaan opas. (2. painos 1980. - 3., korjattu painos 1985. - 4. korjattu painos 1989. - 5. painos 1991.) Ursan julkaisuja 12. Helsinki: Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, 1979. ISBN 951-9269-08-8.
  • Donner K J Auringosta äärettömyyteen, Ursa 1979, Ursan julkaisuja 13, ISBN 951-9269-09-6
  • Karttunen H Tähtitieteen perusteet Ursa 2010

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. Donner et al 1979, s 193
  2. Auringosta äärettömyyteen, Karl Johan Donner et al, Ursa 1979, Ursan julkaisuja 13, ISBN 951-9269-09-6, s. 174-175.
  3. Kaila s. 46
  4. Larsso-Leansder s. 214
  5. NASA´s observatorium
  6. Karttunen et al 2010, s. 406.
  7. Donner et al 1979, s. 195.
  8. Donner et al. 1979, s. 190.

Aiheesta muualla[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]