Nowa w Łabędziu

Dari · 12 Kwietnia 2008

Jak podaje Sky@Telescop mamy Nową w Łabędziu

Odkrywcy:Koichi Nishiyama i Fujio Kabashima

Jasność na 11.04, godz.9.00 - 7,54 magnitudo i rośnie

Położenie

R: 19h 43.0m

D:+32° 19'

szegółowe info

http://www.skyandtelescope.com/resources/p...t/17562974.html

Dari

Edytowane 12 Kwietnia 2008 przez Dari

Marand · 13 Kwietnia 2008

Jak blisko poprzedniej

NOVA CYGNI 2008 = V2468 CYG wykryta 8 marca.

R.A. 19:58:33.57, Decl. +29:52:11.6 (J2000)

teraz ma ok 11.

NOVA CYGNI 2008 #2 = V2491 CYG

R.A. 19:43:01.96 Decl. +32:19:13.8

http://www.aavso.org/publications/specialnotice/103.shtml

Marand

Ori2711 · 17 Kwietnia 2008

Nowe klasyczne (CN)

Pierwszy człon nazwy tej grupy gwiazd kataklizmicznych pochodzi od łacińskiego wyrazu nova, którym przyjęto w przeszłości określać gwiazdy, pojawiające się pozornie znikąd na niebie. Takie nowe gwiazdy obserwowano już w starożytnych Chinach około 1500 roku p.n.e. (choć w większości były to supernowe). Rozwój technik obserwacyjnych pozwolił odkryć iż w miejscu gdzie obserwowano w przeszłości nową znajduje się słaba gwiazda. Oznaczało to iż cokolwiek powoduje dramatyczny wybuch nowej, nie niszczy on gwiazdy całkowicie. Gdy ponadto okazało się że pewne nowe mogą wybuchnąć powtórnie (np. Nova Corona Borealis w 1866 i 1946) stało się jasne iż procesy zachodzące w tych gwiazdach mają charakter raczej kataklizmiczny niż katastroficzny.

Zrozumienie natury tych procesów doprowadziło z kolei do stwierdzenia, że wszystkie nowe muszą być powrotne oraz że wszystkie typy gwiazd kataklizmicznych muszą w którymś momencie przejść fazę nowej, lecz przedziały czasu pomiędzy takimi wybuchami są na ogół dużo większe niż te kilka wieków znanej nam historii. Stąd m. in. wprowadzenie terminu nowe klasyczne na określenie pierwotnego typu gwiazd nowych, a więc takich, u których obserwowano tylko jeden wybuch. W czasie wybuchu jasność absolutna nowych osiąga Mv około -9 mag, co sprawia że są one łatwe do wykrycia w całej naszej Galaktyce. Obserwuje się jednakże koncentrację tych gwiazd w kierunku płaszczyzny Galaktyki oraz jej centrum, gdzie wpływ ekstynkcji międzygwiazdowej jest najsilniejszy. W rezultacie, chociaż w ciągu roku może dochodzić w Galaktyce do około 80ciu wybuchów nowych, średnio wykrywa się jedynie trzy wybuchy w roku. Również w Obłokach Magellana oraz w Galaktyce Andromedy nowe są łatwe do wykrycia (w maksimum osiągając jasności widome odpowiednio Mv około 10 i 15 ). Używając największych teleskopów możliwe jest nawet obserwowanie nowych w Gromadzie Virgo, gdzie widoczne są one jako obiekty o jasności Mv około 23.

Rysunek 3: Schematyczne przedstawienie typowych cech charakterystycznych krzywej blasku nowej w czasie wybuchu.

Choć krzywe zmian jasności nowych podczas wybuchu są bardzo złożone i unikalne dla każdej gwiazdy, wszystkie mogą być opisane w przybliżeniu przez schematyczną krzywą przedstawioną na Rys. 3. Początkowy wzrost jasności, typowo rzędu 6-13 mag, następuje w przeciągu jednego lub dwóch dni. Przed osiągnięciem maksimum często dochodzi do chwilowego przestoju, trwającego od kilku godzin dla nowych szybkich do kilku dni dla nowych wolnych, po którym następuje końcowy gwałtowny wzrost jasności wielkości 2 mag. Początkowy spadek jasności jest łagodny dla wszystkich nowych oprócz tych najwolniejszych, u których obserwuje się na tym etapie nieregularne zmiany jasności. Okres czasu jaki gwiazda potrzebuje na początkowy spadek definiuje tzw. klasy szybkości nowych. Miarą tego okresu jest czas t2 lub t3 , w którym gwiazda wykazuje spadek jasności odpowiednio o 2 i 3 mag. Rozróżniane klasy wraz z definiującymi je czasami przedstawia zestawienie poniżej.

Tablica: Klasy szybkości nowych Klasa szybkości (t2 = dni)

Very fast - bardzo szybkie <10

Fast - szybkie 11-25

Moderately fast - średnio szybkie 26-80

Slow - wolne 81-150

Very slow - bardzo wolne 151-250

Największą różnorodność zachowań obserwuje się na odcinku od około 3 do 6 magnitudo poniżej maksimum, w którym znajduje się tzw. obszar przejściowy. Jasność niektórych gwiazd, w szczególności najszybszych nowych, w dalszym ciągu maleje gładko. U innych natomiast obserwuje się w tym miejscu głębokie (7-10 mag) minimum, trwające od 2 do 3 miesięcy, po którym kontynuują łagodny spadek. Jeszcze inne wykazują w tym obszarze quasi-okresowe zmiany jasności o amplitudzie 1-1.5 mag i quasi-okresach rzędu 5-25 dni. Końcowy spadek jasności, aż do minimum, w którym obserwujemy post-nową przebiega zwykle w sposób łagodny za wyjątkiem kilku przypadków, u których w końcowej części spadku obserwuje się mniejsze wybuchy podobne do wybuchów nowych karłowatych (np. Nowa Per 1901). Obserwacje spektroskopowe prowadzą do wniosku, że w czasie wybuchu gwiazda nowa traci około 1/100 000 swej masy, wyzwalając energię rzędu 1038- 1039J . Tak duże ilości energii mogą być uwalniane tylko w wybuchu termojądrowym. Ponieważ wszystkie post-nowe są układami kataklizmicznymi, naturalne jest przypuszczenie, że wybuch taki może mieć miejsce na powierzchni białego karła w materii obfitej w wodór i pochodzącej od drugiego składnika. Biały karzeł jest końcowym etapem ewolucji gwiazdy i jego skład chemiczny charakteryzuje się zwiększoną zawartością helu, węgla, azotu i tlenu. Dodanie zatem wodoru może ponownie uruchomić którąś z odmian cyklu CNO lub p-p , która przebiegając w cienkiej zdegenerowanej warstwie powierzchniowej będzie miała przebieg wybuchowy.

informacje zaczerpnięte ze strony: http://www.pta.edu.pl/orion/art/kata/nklas.html

pozdrawiam

Ori

Ori2711 · 20 Kwietnia 2008

Najnowsze doniesienia ekspertów min. z Piwnic pod Toruniem.

Okazuje się, że nasza wybuchowa koleżanka to nowa powrotna !!!!

Nowa powrotna - (ang. recurrent nova) gwiazda wybuchowa o amplitudzie zmienności nowej klasycznej, ale której wybuch zaobserwowano ponownie. Obecnie znanych jest zaledwie kilkanaście nowych powrotnych na całym niebie. Najbardziej znane to T Coronae Borealis (wybuchy w latach 1866, 1946) oraz RS Ophiuchi (wybuchy mniej więcej co pokolenie, bo w latach 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006).