بیداری یک نواختر کلاسیک

بیداری یک نواختر کلاسیک

ستاره‌های متغیری که تحولات ناگهانی و قابل توجهی دارند(۱) عموما سیستم‌های دوتایی هستند که از یک کوتوله‌ی سفید (ستاره‌ی اصلی) و یک ستاره‌ی همراه کم‌جرم (ستاره‌ی ثانویه) تشکیل شده‌اند. مواد از ستاره‌ی دوم به ستاره‌ی اصلی افزوده می‌شود. درخشندگی این سیستم‌ها گاهی به طور ناگهانی افزایش می‌یابد. قابل‌توجه‌ترین فوران که ده‌هزار برابر نسبت به حالت عادی درخشان‌تر است در نواخترهای کلاسیک اتفاق می‌افتد که مربوط به فرار هسته‌ای گرمایی از سطح کوتوله‌ی سفید است. به نظر می‌رسد این فوران‌ها در مقیاس ده هزار تا یک میلیون سال یک بار رخ می‌دهند. در زمان بین این فوران‌ها مشخصات سیستم دوتایی بیشتر به آهنگ انتقال جرم وابسته است. اگر این آهنگ کم‌تر از یک میلیاردم جرم خورشید در سال باشد، فرآیند برافزایشی(۲) (انتقال جرم از ستاره‌ی دوم به ستاره‌ی اصلی) ناپایدار شده و مواد روی کوتوله‌ی سفید جمع می‌شوند. فرضیه‌ی hibernation پیش‌بینی می‌کند که فوران‌های نواختر به شدت آهنگ انتقال جرم در سیستم دوتایی را تحت تاثیر قرار می‌دهد به طوری‌که آن را تا قرن‌ها بعد از رخداد حفظ می‌کند. به این خاطر، بعد از مرحله‌ی hibernation، آهنگ انتقال جرم برای یک هزار تا یک میلیون سال به مقدار زیادی کاهش می‌یابد و بعد از آن نواختر مجددا بیدار می‌شود و مواد برافزایشی آماده‌ی انفجار جدیدی می‌شوند. مدل hibernation، تحول دوره‌ای متغیرهای ناگهانی را در مراحل انتقال جرم کم و زیاد پیش‌بینی می‌کند. کشف پوسته‌های یک نواختر حول نواخترهای کوتوله‌ی Z Camelopardalis و AT Cancri این نظریه را تقویت کرده است، هرچند شواهد مستقیمی برای تغییرات انتقال جرم قابل‌توجهی، قبل، بعد، و در حین فوران‌های نواختر پیدا نشده است. در این مقاله، محققان مشاهدات طولانی‌مدتشان را از نواختر کلاسیک V1213 Cen گزارش می‌دهند. از این سیستم در مدت زمان شش سال قبل از انفجار، انفجارهای نواختر کوتوله‌ آشکار می‌شد که نشان‌دهنده‌ی آهنگ انتقال جرم کمی است. دوران بعد از نواختر نسبت به دوران قبل از نواختر دو مرتبه‌ی بزرگی درخشان‌تر بود و هیچ اثری از رفتارهای نواختر کوتوله مشاهده نمی‌شد. این موضوع بیانگر این است که آهنگ انتقال جرم به طور قابل توجهی در اثر انفجار نواختر افزایش یافته است.

شکل ۱. منحنی نوری نواختر V1213 Cen. a. نقاط آبی و قرمز، داده‌های OGLE هستند که به ترتیب در باندهای I و V گرفته شده‌اند. نقاط بنفش از دیتابیس AAVSO گرفته شده است. ستاره‌ی سبز درخشندگی باند V را نشان می‌دهد که از تصویر VLT/VIMOS گرفته شده است. b-d. تصاویر بزرگ‌شده از فوران‌های نواختر کوتوله‌اند که به ترتیب مربوط به داده‌های سال‌های ۲۰۰۳، ۲۰۰۴، و ۲۰۰۹ هستند. e. مرحله‌ی بعد از انفجار نواختر را نشان می‌دهد که دوره‌ی تناوبی برابر با ۵.۱ ساعت دارد.

شکل ۱. منحنی نوری نواختر V1213 Cen.
a. نقاط آبی و قرمز، داده‌های OGLE هستند که به ترتیب در باندهای I و V گرفته شده‌اند. نقاط بنفش از دیتابیس AAVSO گرفته شده است. ستاره‌ی سبز درخشندگی باند V را نشان می‌دهد که از تصویر VLT/VIMOS گرفته شده است.
b-d. تصاویر بزرگ‌شده از فوران‌های نواختر کوتوله‌اند که به ترتیب مربوط به داده‌های سال‌های ۲۰۰۳، ۲۰۰۴، و ۲۰۰۹ هستند.
e. مرحله‌ی بعد از انفجار نواختر را نشان می‌دهد که دوره‌ی تناوبی برابر با ۵.۱ ساعت دارد.

نواختر کلاسیک V1213 Cen در تصویری که در ماه می ۲۰۰۹ توسط All-Sky Automated Survery گرفته شده بود، کشف شد. فاصله‌ی این نواختر حدود ۷.۲ کیلوپارسک تخمین زده شده است که آن را در بازوی Scutum-Centaurus کهکشان راه شیری قرار می‌دهد. هر دو روش طیف‌سنجی و مشاهدات پرتو ایکس تایید کرده‌اند که این جرم، مربوط به یک نواختر سریع است. این نواختر به طور متداوم بین سال‌های ۲۰۰۳ و ۲۰۱۶ توسط مساح OGLE(۳) مشاهده شده است که امکان بررسی تاریخچه‌ی نورسنجی کامل آن را فراهم آورده است.

شکل ۲. تصویری از چرخه‌ی زندگی یک نواختر. a. نواخترها بیشتر زندگیشان، سیستم‌های کم‌نور با آهنگ انتقال جرم کمی هستند. b. ناپایداری قرص برافزایشی منجر به انفجارهای نواختر کوتوله می‌شود که مواد روی کوتوله‌ی سفید ریخته می‌شود. c. تصویر OGLE از می ۲۰۰۹ که ۱۶ روز بعد از کشف نواختر گرفته شده است. نواختر به شدت اشباع شده است. فوران نواختر باعث می‌شود که ستاره‌ی همراه با نرخ بیشتری ماده از دست دهد. d. تصویر باند I نواختر پرنور را بعد از انفجار نشان می‌دهد.

شکل ۲. تصویری از چرخه‌ی زندگی یک نواختر.
a. نواخترها بیشتر زندگیشان، سیستم‌های کم‌نور با آهنگ انتقال جرم کمی هستند.
b. ناپایداری قرص برافزایشی منجر به انفجارهای نواختر کوتوله می‌شود که مواد روی کوتوله‌ی سفید ریخته می‌شود.
c. تصویر OGLE از می ۲۰۰۹ که ۱۶ روز بعد از کشف نواختر گرفته شده است. نواختر به شدت اشباع شده است. فوران نواختر باعث می‌شود که ستاره‌ی همراه با نرخ بیشتری ماده از دست دهد.
d. تصویر باند I نواختر پرنور را بعد از انفجار نشان می‌دهد.

مشاهدات بین سال‌های ۲۰۱۰ تا ۲۰۱۶ نشان می‌دهند که قدر، بعد از فوران نواختر به مقدار کمی کاهش یافته است (شکل ۱a). در حال حاضر، این ستاره با آهنگ ۰.۴۸ قدر بر سال در باند V محو می‌شود. مراحل بعد از انفجار نواختر، تغییرات سینوسی مضاعفی را نیز نشان می‌دهند (شکل ۱e). دوره‌ی تناوب مداری این تغییرات، مشابه مقادیر مربوط به بسیاری از نواخترهای پیر است. این بدین معنی است که ستاره‌ی ثانویه یک ستاره‌ی رشته‌ی اصلی با جرمی حدود ۰.۵ جرم خورشید است.

شکل‌های ۱a-1d مربوط به دوره‌ی قبل از فوران هستند که بسیار جالب‌توجهند از این رو که این بخش از منحنی‌های نوری نواخترها به ندرت مشاهده شده‌اند. نورسنجی‌های قابل استناد از صفحات عکاسی آرشیوی تنها برای حدود دوازده نواختر قدیمی موجودند و بیشتر آن‌ها دارای درخشندگی یکسانی قبل و بعد از فوران هستند. داده‌های این مقاله یک تغییرپذیری مشخصی را نشان می‌دهند که محققان این مقاله آن‌ها را انفجارهای مربوط به نواختر کوتوله تفسیر می‌کنند (شکل‌های ۱b-d).

بیشتر نواخترهای مشاهده‌شده، درخشندگی یکسانی قبل و بعد از انفجارشان دارند و در نتیجه، آهنگ انتقال جرمشان ثابت است. یکی از سؤالات مهمی که محققان این مقاله سعی بر پاسخ آن دارند، این است که چرا نواختر V1213 Cen در مرحله‌ی نواختر کوتوله همانند یک نواختر کلاسیک منفجر شده است. همان‌طور که گفته شد، این نواختر یک نواختر سریع است و برای همین کوتوله‌ی سفید آن جرم زیادی (بیشتر از ۱ میلیون برابر جرم خورشید) دارد و جرم احتراق آن احتمالا به نسبت کوچک است. جرمی که بلافاصله بعد از فوران قبلی نواختر (و قبل از شروع hibernation) جمع شده است باید نزدیک به جرم احتراق باشد که این با پیش‌بینی‌های نظری برای مدت زمان آهنگ انتقال‌جرم بالا منطبق است. این مقیاس زمانی در واقع تعریفی از نواخترهای برگشتی (گروه کوچکی از نواخترها که حداقل دو فوران از آن‌ها ثبت شده است) به عنوان نواخترهایی است که زمان‌های فورانی کوتاهی دارند و به hibernation فرو نمی‌روند. سناریوی دیگر این است که فوران سال ۲۰۰۹ اولین انفجار نواختری در این سیستم است. اما محققان این مقاله، این سناریو را خیلی محتمل نمی‌دانند چرا که بیشتر ستاره‌های متغیر با تحولات ناگهانی، تحولشان را با دوره‌تناوب‌های مداری طولانی‌تری شروع می‌کنند.

نواختر V1213 Cen با رفتارهای شناخته‌شده‌ی قبل و بعد از فوران می‌تواند به شناخت کلی تحول نواخترها بسیار کمک کند. مشاهدات گسترده‌ی آینده امکان آزمایش شناخت تحول بلندمدت نواخترها را فراهم خواهند کرد.

(۱) cataclysmic variable stars
(۲) accretion
(۳) Optical Gravitational Lensing Experiment

عنوان اصلی مقاله: The awakening of a classical nova from hibernation
نویسندگان: P. Mroz, et al
این مقاله در نشریه‌ی Nature چاپ شده است.
لینک مقاله‌ی اصلی: http://arxiv.org/abs/1608.04753
گردآوری: آزاده کیوانی

دسته‌ها: مقالات روز

درباره نویسنده

آزاده کیوانی

پژوهشگر پَسادکترا در دانشگاه ایالتی پنسیلوانیا است که در زمینه‌ی اخترفیزیک ذره‌ای پژوهش می‌کند. در حال حاضر عضو تیم تحقیقاتی AMON و هم‌چنین عضو رصدخانه‌ی نوترینوی IceCube است. او در سال ۲۰۱۳ دکترای خود را در رشته‌ی اخترفیزیک از دانشگاه ایالتی لوییزیانا گرفته است و در طول تحصیلات تکمیلیش عضو رصدخانه Pierre Auger بوده است. پروژه‌ی دکترای او بررسی تأثیرات میدان مغناطیسی کهکشان راه شیری بر روی انحراف پرتوهای کیهانی پرانرژی در راستای شناخت منشأ و نوع این ذرات بوده است.

دیدگاه‌ها

  1. Pourya
    Pourya ۲ شهریور, ۱۳۹۵، ۱۸:۵۱

    سلام، من یه سوال برام پیش اومد و اون هم اینکه چرا اصولا بعد از اینکه کوتوله سفید مقداری جرم جذب کرد بعد از مدتی دچار انفجار میشه؟ اینکه ناپایدار میشه یکم دقیق تر یعنی چی؟
    ببخشید سوالاتم از روی کم سوادی هست، اگر جواب مفصل هست شاید معرفی یک مقاله-سایت بتونه جواب من رو بده.
    مرسی

    پاسخ به این دیدگاه
    • آزاده کیوانی
      آزاده کیوانی نویسنده ۲ شهریور, ۱۳۹۵، ۱۹:۲۳

      سلام،

      در واقع وقتی که ماده از ستاره‌ی دوم به ستاره‌ی اصلی یا همان کوتوله‌ی سفید ریخته می‌شه، آن‌قدر حجم و سطح اون رو پر می‌کنه که به اصطلاح محدوده‌ی «رُش لب» ستاره‌ی دوم رو پر می‌کنه (به واژه‌ی «حد رُش» در بخش واژه‌نامه نگاه کنید). در این مرحله، کوتوله‌ی سفید از ماده‌ی تبهگن تشکیل می‌شه به طوری‌که هیدروژن جمع‌شده در سطح کوتوله‌ی سفید، منبسط نمی‌شه و فقط دماش افزایش پیدا می‌کنه. درنتیجه‌ پدیده‌ی هم‌جوشی هسته‌ای به طور خیلی سریع و غیرقابل کنترلی اتفاق می‌افته و چرخه‌ی کربن-نیتروژن-اکسیژن شروع به سوخت می‌کنه.

      پاسخ به این دیدگاه

یک دیدگاه بنویسید

نشانی ایمیل شما منتشر نخواهد شد.
بخش‌های لازم مشخص شده‌اند*