WikiMini

Simbiyotik nova

RR Telescopii'nin görsel bant ışık eğrisi.

Simbiyotik novalar, novalara benzer fakat daha yavaş patlamalar sergileyen, püsküren değişen yıldızlardır. Modern tanıma göre bu olay, bir beyaz cücenin soğuk bir dev yoldaşından madde çektiği bir simbiyotik ikili içerisinde meydana gelen termonükleer bir patlamadır. Klasik novalardan çok daha yavaş bir gelişim gösteren bu patlamalar, 9 ila 11 kadir arasında bir parlaklık artışına neden olur. Bir simbiyotik nova, en yüksek ışıma gücüne ulaştıktan sonra bu seviyede on ila kırk yıl kalır ve ardından başlangıçtaki değerine geri döner. Samanyolu'nda bilinen örneklerinin sayısı oldukça azdır.

Özellikler ve mekanizmalar

[değiştir | kaynağı değiştir]

Simbiyotik novalar, biri genellikle Mira değişeni olan bir kırmızı dev yıldız,[1] diğeri ise sıcak ve kompakt bir nesneden (çoğunlukla bir beyaz cüce) oluşan ikili yıldız sistemleridir. Kırmızı dev Roche lobunu doldurur, bunun sonucunda madde beyaz cüceye aktarılır ve termonükleer füzyonun ateşlenmesiyle tetiklenen nova benzeri bir patlama meydana gelene kadar burada birikir. Ayrıca sistemler, dev yıldızın bir Mira değişeni olup olmamasına bağlı olarak D-tipi (tozlu) veya S-tipi (yıldızsal) olarak da sınıflandırılır.[2]

Modern araştırmalar simbiyotik novanın tek bir olaydan çok, farklı fiziksel mekanizmalarla tetiklenen birkaç farklı patlama senaryosunu kapsadığını göstermektedir. Gözlemlenen bu senaryolar şunlardır:

İlk ve "klasik" olarak kabul edilen senaryo, patlamanın beyaz cücenin yüzeyinde kararlı bir termonükleer yanmayla güçlendiği, çok yavaş gelişim gösteren novalardır.[3] Bu türde maksimum parlaklık anındaki sıcaklığın 200.000 K'ya kadar yükseldiği tahmin edilmektedir.[4] Patlamanın yavaş ve uzun karakteri, muhtemelen sistemdeki beyaz cücenin kütlesinin daha düşük olmasıyla açıklanabilir. Daha zayıf kütleçekimi nedeniyle, patlamayı başlatacak kritik yoğunluğa ulaşmak için daha fazla maddenin birikmesi gerekir.[4] Farklı bir senaryoda ise patlama, klasik bir novadaki gibi aniden başlar fakat yoldaş yıldızın yoğun rüzgarı içinde meydana geldiği için kendine özgü özellikler sergiler. Üçüncü bir önemli senaryo da, kütlesi Chandrasekhar limitine yakın bir beyaz cüce üzerinde düzenli aralıklarla kendini tekrarlayan patlamalardır.[3]

Simbiyotik bir novada, patlamadan fırlatılan madde küresel olarak dağılmaz; yoldaş yıldızın ve yığılma diskinin varlığı, maddeyi genellikle çift kutuplu (bipolar) bir yapıda fırlatır.[3] Çoğu durumda simbiyotik bir novanın beyaz cüce bileşeni, patlamadan sonra Chandrasekhar limitinin altında kalır ve varlığını sürdürür.[4] Ancak, T Coronae Borealis gibi tekrarlayan simbiyotik novalar, yakın gelecekte yeni bir patlama gerçekleştirmesi beklendiği için bu olayların doğasını anlamak adına kritik bir öneme sahiptir ve güncel astrofiziğin en yakından takip ettiği konulardan biridir.[3]

Bu farklı patlama mekanizmalarına sahip bilinen önemli örnekler arasında, klasik yavaş türüne V1016 Cygni,[5] HM Sagittae ve RR Telescopii; kombinasyon türüne V407 Cygni ve tekrarlayan nova türüne ise RS Ophiuchi ve T Coronae Borealis gösterilebilir.[3]

Ayrıca bakınız

[değiştir | kaynağı değiştir]

Kaynakça

[değiştir | kaynağı değiştir]
  1. ^ Bryan, Greg L.; Kwok, Sun (1991). "Energy distributions of symbiotic novae" (PDF). The Astrophysical Journal. 368: 252-260. Bibcode:1991ApJ...368..252B. doi:10.1086/169688. hdl:10722/179631 Özgürce erişilebilir. 13 Haziran 2025 tarihinde kaynağından arşivlendi (PDF)13 Haziran 2025. 
  2. ^ Mikołajewska, J. (2007). "Symbiotic Stars: Continually Embarrassing Binaries". Baltic Astronomy. 16: 1-9. Bibcode:2007BaltA..16....1M. 
  3. ^ a b c d e Munari, Ulisse (29 Aralık 2024). "Symbiotic novae". arXiv:2412.20499 $2. 
  4. ^ a b c MURSET U.; NUSSBAUMER H. (1994). "Temperatures and luminosities of symbiotic novae". Astronomy & Astrophysics. 282: 586-604. Bibcode:1994A&A...282..586M. 
  5. ^ Photometric and Spectroscopic Evolution of the Symbiotic Nova ... 3 Mart 2016 tarihinde Wayback Machine sitesinde arşivlendi.

Dış bağlantılar

[değiştir | kaynağı değiştir]