Nova

Concepção artística de um anão branco, certo, acumulando hidrogênio do lobo de Roche de sua estrela companheira maior

Uma nova (PL: novae ou novas) é um evento astronômico transitório que causa o súbito aparecimento de um brilhante, aparentemente &# 34;novo" estrela (daí o nome "nova", que é latim para "novo") que desaparece lentamente ao longo de semanas ou meses. As causas do aparecimento dramático de uma nova variam, dependendo das circunstâncias das duas estrelas progenitoras. Todas as novas observadas envolvem anãs brancas em sistemas binários próximos. As principais subclasses de novas são as novas clássicas, as novas recorrentes (RNe) e as novas anãs. Todas elas são consideradas estrelas variáveis cataclísmicas.

As erupções clássicas de nova são o tipo mais comum. Eles provavelmente são criados em um sistema estelar binário próximo que consiste em uma anã branca e uma sequência principal, subgigante ou estrela gigante vermelha. Quando o período orbital cai na faixa de vários dias a um dia, a anã branca está perto o suficiente de sua estrela companheira para começar a atrair matéria acumulada para a superfície da anã branca, o que cria uma atmosfera densa, mas rasa. Essa atmosfera, consistindo principalmente de hidrogênio, é aquecida termicamente pela anã branca quente e, eventualmente, atinge uma temperatura crítica, causando a ignição de uma rápida fusão descontrolada.

O súbito aumento de energia expele a atmosfera para o espaço interestelar, criando o envelope visto como luz visível durante o evento da nova. Tais foram tomadas nos séculos passados para ser uma nova estrela. Algumas novas produzem remanescentes de nova de vida curta, durando talvez vários séculos. Os processos da nova recorrente são os mesmos da nova clássica, exceto que a ignição por fusão pode ser repetitiva porque a estrela companheira pode novamente alimentar a densa atmosfera da anã branca.

As novas ocorrem com mais frequência no céu ao longo do caminho da Via Láctea, especialmente perto do Centro Galáctico observado em Sagitário; no entanto, eles podem aparecer em qualquer lugar no céu. Elas ocorrem com muito mais frequência do que as supernovas galácticas, com uma média de cerca de dez por ano na Via Láctea. A maioria é encontrada telescopicamente, talvez apenas uma a cada 12 a 18 meses, atingindo visibilidade a olho nu. Novas atingindo primeira ou segunda magnitude ocorrem apenas várias vezes por século. A última nova brilhante foi V1369 Centauri atingindo magnitude 3,3 em 14 de dezembro de 2013.

Etimologia

Durante o século XVI, o astrônomo Tycho Brahe observou a supernova SN 1572 na constelação de Cassiopeia. Ele a descreveu em seu livro De nova stella (latim para "sobre a nova estrela"), dando origem à adoção do nome nova. Nesse trabalho, ele argumentou que um objeto próximo deveria ser visto se movendo em relação às estrelas fixas e que a nova deveria estar muito longe. Embora este evento tenha sido uma supernova e não uma nova, os termos foram considerados intercambiáveis até a década de 1930. Depois disso, as novas foram classificadas como novas clássicas para distingui-las das supernovas, pois suas causas e energias eram consideradas diferentes, com base apenas na evidência observacional.

Embora o termo "stella nova" significa "nova estrela", as novas geralmente ocorrem como resultado de anãs brancas, que são remanescentes de estrelas extremamente antigas.

Evolução estelar de novas

Nova Eridani 2009 (magnitude aparente ~8.4)

A evolução das novas potenciais começa com duas estrelas da sequência principal em um sistema binário. Uma das duas evolui para uma gigante vermelha, deixando seu núcleo remanescente de anã branca em órbita com a estrela restante. A segunda estrela – que pode ser uma estrela da sequência principal ou uma gigante envelhecida – começa a derramar seu envelope sobre sua companheira anã branca quando ela transborda seu lóbulo de Roche. Como resultado, a anã branca captura constantemente matéria da atmosfera externa da companheira em um disco de acreção e, por sua vez, a matéria acretada cai na atmosfera. Como a anã branca consiste em matéria degenerada, o hidrogênio acumulado não infla, mas sua temperatura aumenta. A fusão descontrolada ocorre quando a temperatura dessa camada atmosférica atinge ~20 milhões de K, iniciando a queima nuclear, por meio do ciclo CNO.

A fusão de hidrogênio pode ocorrer de maneira estável na superfície da anã branca para uma faixa estreita de taxas de acreção, dando origem a uma fonte de raios X super macia, mas para a maioria dos parâmetros do sistema binário, a queima de hidrogênio é termicamente instável e converte rapidamente uma grande quantidade de hidrogênio em outros elementos químicos mais pesados em uma reação descontrolada, liberando uma enorme quantidade de energia. Isso sopra os gases restantes para longe da superfície da anã branca e produz uma explosão de luz extremamente brilhante.

O aumento do brilho máximo pode ser muito rápido ou gradual. Isso está relacionado à classe de velocidade da nova; ainda após o pico, o brilho diminui de forma constante. O tempo que uma nova leva para decair em cerca de 2 ou 3 magnitudes do brilho óptico máximo é usado para classificação, por meio de sua classe de velocidade. Novas rápidas normalmente levam menos de 25 dias para decair em 2 magnitudes, enquanto novas lentas levam mais de 80 dias.

Apesar de sua violência, geralmente a quantidade de material ejetado em novas é apenas cerca de 1⁄10.000 de uma massa solar, muito pequena em relação à massa da anã branca. Além disso, apenas cinco por cento da massa acumulada é fundida durante a explosão de energia. No entanto, isso é energia suficiente para acelerar a ejeção de nova a velocidades tão altas quanto vários milhares de quilômetros por segundo - mais altas para novas rápidas do que lentas - com um aumento simultâneo na luminosidade de algumas vezes a solar para 50.000 a 100.000 vezes a solar. Em 2010, cientistas usando o Telescópio Espacial de Raios Gama Fermi da NASA descobriram que uma nova também pode emitir raios gama (>100 MeV).

Potencialmente, uma anã branca pode gerar várias novas ao longo do tempo, à medida que o hidrogênio adicional continua a se acumular em sua superfície a partir de sua estrela companheira. Um exemplo é o RS Ophiuchi, que é conhecido por ter queimado sete vezes (em 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006 e 2021). Eventualmente, a anã branca pode explodir como uma supernova Tipo Ia se ela se aproximar do limite de Chandrasekhar.

Ocasionalmente, as novas são brilhantes o suficiente e próximas o suficiente da Terra para serem notadas a olho nu. O exemplo recente mais brilhante foi Nova Cygni 1975. Essa nova apareceu em 29 de agosto de 1975, na constelação de Cygnus, cerca de cinco graus ao norte de Deneb, e atingiu a magnitude 2,0 (quase tão brilhante quanto Deneb). As mais recentes foram V1280 Scorpii, que atingiu magnitude 3,7 em 17 de fevereiro de 2007, e Nova Delphini 2013. Nova Centauri 2013 foi descoberta em 2 de dezembro de 2013 e, até agora, é a nova mais brilhante deste milênio, atingindo magnitude 3,3.

Hélio novae

Uma nova de hélio (passando por um flash de hélio) é uma categoria proposta de eventos de nova que não possui linhas de hidrogênio em seu espectro. Isso pode ser causado pela explosão de uma concha de hélio em uma anã branca. A teoria foi proposta pela primeira vez em 1989, e o primeiro candidato a nova de hélio a ser observado foi V445 Puppis em 2000. Desde então, quatro outras novas foram propostas como novas de hélio.

Taxa de ocorrência e significância astrofísica

Os astrônomos estimam que a Via Láctea experimenta cerca de 30 a 60 novas por ano, mas um exame recente descobriu uma taxa provavelmente melhorada de cerca de 50±27. O número de novas descobertas na Via Láctea a cada ano é muito menor, cerca de 10, provavelmente devido a novas distantes serem obscurecidas pela absorção de gás e poeira. Cerca de 25 novas mais brilhantes que a magnitude 20 são descobertas na Galáxia de Andrômeda a cada ano e números menores são vistos em outras galáxias próximas. A partir de 2019, 407 prováveis novas foram registradas na Via Láctea.

A observação espectroscópica de novas nebulosas ejetadas mostrou que elas são enriquecidas em elementos como hélio, carbono, nitrogênio, oxigênio, neon e magnésio. A contribuição das novas para o meio interestelar não é grande; novae fornece apenas 1⁄50 tanto material para a Galáxia, assim como as supernovas, e apenas 1⁄200 tanto quanto as estrelas gigantes vermelhas e supergigantes. As explosões clássicas de novas são produtoras galácticas do elemento lítio.

As novas recorrentes observadas, como RS Ophiuchi (aquelas com períodos da ordem de décadas), são raras. Os astrônomos teorizam, no entanto, que a maioria, se não todas, as novas são recorrentes, embora em escalas de tempo que variam de 1.000 a 100.000 anos. O intervalo de recorrência para uma nova depende menos da taxa de acreção da anã branca do que de sua massa; com sua poderosa gravidade, anãs brancas maciças requerem menos acreção para alimentar uma erupção do que as de menor massa. Consequentemente, o intervalo é mais curto para anãs brancas de grande massa.

V Sagittae é incomum porque podemos prever agora que ele se tornará nova em aproximadamente 2083, mais ou menos cerca de 11 anos.

Subtipos

As novas são classificadas de acordo com a velocidade de desenvolvimento da curva de luz, portanto, em

• NA: novae rápida, com um rápido aumento de brilho, seguido de um declínio de brilho de 3 magnitudes - para cerca de 1?16. brilho - dentro de 100 dias.
• NB: novae lenta, com magnitudes de 3, declínio em 150 dias ou mais.
• NC: novae muito lenta, também conhecida como novae simbiótica, ficando à luz máxima por uma década ou mais e, em seguida, desaparecendo muito lentamente.
• NR/RN: novae recorrente, novae com duas ou mais erupções separadas por 10 a 80 anos foram observadas.

Remanescentes

GK Persei: Nova de 1901

Algumas novas deixam para trás nebulosidade visível, material expelido na explosão da nova ou em explosões múltiplas.

Novas como indicadores de distância

Novae tem alguma promessa de uso como medições de distâncias de vela padrão. Por exemplo, a distribuição de sua magnitude absoluta é bimodal, com um pico principal em magnitude −8,8 e um menor em −7,5. As novas também têm aproximadamente a mesma magnitude absoluta 15 dias após seu pico (-5,5). Comparações de estimativas de distância baseadas em novas para várias galáxias próximas e aglomerados de galáxias com aquelas medidas com estrelas variáveis Cepheid mostraram que elas são de precisão comparável.

Nova recorrente

Uma nova recorrente (RNe) é um objeto que foi visto experimentando repetidas erupções de nova. bem como vários extragalácticos (na Galáxia de Andrômeda (M31) e na Grande Nuvem de Magalhães). Uma dessas novas extragalácticas, M31N 2008-12a, entra em erupção tão frequentemente quanto uma vez a cada 12 meses. A nova recorrente normalmente aumenta em cerca de 8,6 magnitudes, enquanto uma nova clássica pode aumentar em mais de 12 magnitudes. Embora se estime que até um quarto dos sistemas de novas experimentam múltiplas erupções, apenas dez novas recorrentes foram observadas na Via Láctea. As dez novas galácticas recorrentes conhecidas estão listadas abaixo.

Novas extragalácticas

Nova em Andromeda Galaxy

As novas são relativamente comuns na Galáxia de Andrômeda (M31). Aproximadamente várias dezenas de novas (mais brilhantes do que a magnitude aparente de 20) são descobertas em M31 a cada ano. O Bureau Central de Telegramas Astronômicos (CBAT) rastreou novas em M31, M33 e M81.