Nova

in Wikipedia, die vrye ensiklopedie
Jump to navigation Jump to search
’n Voorstelling van ’n klassieke nova, met regs die witdwerg.

’n Nova is ’n ster wat skielik baie helderder word en daarna geleidelik na sy oorspronklike magnitude terugkeer. Die helderheid kan met tot tien grootteklasse toeneem (dit wil sê die ligsterkte word 10 000 maal so groot). Daar word geraam dat daar elke jaar in die Melkweg sowat 70 novas verskyn. Novas moenie met supernovas verwar word nie.

'n Nova (Latyn: novus = "nuut") is gewoonlik 'n klein, blou, uiters warm ster wat onverwags 10 000 tot 100 000 keer helderder word as gevolg van 'n uitbarsting in sy buitenste lae. Die ontploffing kan ʼn paar uur of langer duur en ongeveer een tienduisendste van sy massa word die ruimte in geskiet.

Daarna magnitude is + 4,8.) Dit lyk asof die grootste uitbarstings korter duur as swakker uitbarstings, met die gevolg dat die totale energie wat vrykom, min of meer dieselfde is, naamlik 1038 J. Dit stem ooreen met die totale hoeveelheid energie wat die son in 10 000 jaar uitstraal.

As die son 'n nova sou word, sou die aarde binne 'n paar uur vernietig wees. Dit is egter onwaarskynlik dat sterre van die son se tipe novas word. Wanneer 'n nova uitbars, brei ʼn gaswolk om hom uit teen 'n snelheid van 1 000 tot 3 000 km/s. Tydens die uitbarsting kan daar in die nova se lig kenmerkende emissielyne, byvoorbeeld van atomiese waterstof en geïoniseerde suurstof, onderskei word.

Die sogenaamde verbode lyne (onwaarskynlike lyne), wat 'n aanduiding is dat die lig van 'n uiters dun gaswolk afkomstig is, is dikwels sigbaar. Die afstand tussen ʼn nova en die aarde kan geskat word uit die skynbare grootte van die omringende gaswolke en die snelheid waarmee hulle uitmekaarskiet. Hierdie snelheid kan met behulp van die dopplerverskuiwing van die spektrum bereken word. Daar verskyn jaarliks 20 tot 50 novas in die Melkwegstelsel, maar daar is selde meer as een elke 3 jaar wat met die blote oog gesien kan word.

Novas word ook in ander sterrestelsels waargeneem en as die hele proses gemonitor kan word, bied dit ʼn waardevolle metode om die nova en die sterrestelsel se afstand te bepaal. Die helderste nova van die 20e eeu was Nova Aquilae 3. Wat in 1918 verskyn en amper net so helder soos Sirius vertoon het. Die dwergnova is 'n veranderlike ster (ook genoem 'n U Geminorum of 'n SS Cygni-ster) wat elke paar maande uitbars. Die uitbarsting is nie besonder hewig nie en die ster word selde meer as 10 keer helderder.

Die meeste novas behoort blykbaar tot dubbelsterstelsels, waarvan een ster 'n baie warm, kompakte dwerg en die ander 'n rooi reus is. Dwergnovas lê soms so na aan hul dubbelsterre dat hulle feitlik aan mekaar raak, Die vermoede is dat enkelsterre nie novas word nie en dat die gravitasiekragte van dubbelsterre moontlik tot die uitbarstings aanleiding gee. Sommige novas ontplof dikwels.

Die nova T Pyxides het in 1890, 1902, 1920, 1944 en in 1966 uitgebars. In die Melkwegstelsel is daar minstens 7 van hierdie wederkerende novas en hul peri odes wissel van 12 tot 80 jaar. Alle novas is moontlik wederkerend maar sommige se periodes is miskien duisende of miljoene jare. Die duur van die periode hang dalk van die grootte van die uitbarsting af: hoe groter die uitbarsting, hoe langer die periode.

Ontwikkeling[wysig | wysig bron]

’n Sogenaamde klassieke nova is ’n dubbelster waarvan een komponent ’n witdwerg is. Die ander komponent is meestal ’n rooireus of hoofreeksster. Gas stroom voortdurend van die ander ster na die witdwerg en versamel in ’n roterende afgeplatte skyf daarrondom. As die witdwerg ’n sterk magneetveld het, kan die gas (hoofsaaklik waterstof) ook deurstroom na die oppervlak van die witdwerg.

As genoeg waterstof versamel het, kan die druk en temperatuur op die oppervlak van die witdwerg so groot word dat ’n weghol-kernreaksie begin wat waterstofatome saamsmelt tot helium. Die resultaat is ’n enorme ontploffing soos dié van ’n waterstofbom wat ’n massa ’n paar keer so groot soos die Aarde teen duisende kilometers per sekonde die ruimte inslinger.

Herhalende novas[wysig | wysig bron]

Ná die ontploffing stroom gas opnuut na die witdwerg en kan die siklus hom herhaal. By sommige sterre is die siklus so kort dat ’n paar nova-ontploffings al by hulle waargeneem is. Hulle word herhalende novas genoem. By die meeste vind ontploffings plaas met tussenposes van tientalle jare. Herhalende novas neem minder toe in helderheid as "eenmalige" novas. ’n Voorbeeld van ’n herhalende nova is RS Ophiuchi, wat al ses keer opgevlam het: in 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 en weer in 2006.

Eindelik kan die witdwerg as 'n tipe Ia-supernova ontplof as dit die Chandrasekhar-limiet oorskry.

Bron[wysig | wysig bron]

  • Lang, Kenneth R., Astrophysical Data: Planets and Stars (1991), ble. 657-689.

Eksterne skakels[wysig | wysig bron]