Nova Delphini 2013

Amatörastronomen Koichi Itagaki upptäckte ett objekt den 14 augusti 2013, med den initiala beteckningen PNV J20233073+2046041 som sedan dess fått namnet Nova Delphini 2013, och sedermera även V339 Del. Objektets rektascension är 20h 23m och dess deklination +20.76°, vilket placerar det i stjärnbilden Delfinen. Som ljusast var dess skenbara magnitud +4.3. Den anses vara av typen NA (se nedan) vilket innebär en snabb minskning i magnitud. De som brukar kolla på Nasas dagliga astrofoto kan ha noterat en bild där den 16 augusti 2013.

Att den här typen av objekt kallas Nova brukar tillskrivas Tycho Brahe som observerade supernovan SN 1572 i Cassiopeja och beskrev den i sin bok 'De Stella Nova' (latin för 'om den nya stjärnan'). Den underliggande fysiken för novor och supernovor och att det handlar om olika processer förstod man först långt senare, och termen supernova myntades först på 1930-talet av Walter Baade och Fritz Zwicky.

Astronomer uppskattar att det inträffar mellan 30 och 60 novor per år i Vintergatan, men i dagsläget upptäcker man bara ungefär 10 per år. Man ser även ungefär 25 per år i Andromedagalaxen, och en handfull i några andra av våra närmaste granngalaxer, exempelvis i Messier 33.

Namnkonvention

Novor brukar namnges efter det år de upptäcks och den stjärnbild de ligger i enligt mönstret 'Nova stjärnbild årtal'. Och ifall det inträffar fler än en nova i samma stjärnbild under samma år lägger man till ett löpnummer, exempelvis Nova Sagittarii 2011 #2. De brukar även få en beteckning enligt den konvention som används inom General Catalog of Variable Stars.

Några av de senaste årens novor:
ÅrtalStjärnbildKoordinatPeakmagnitudAvstånd
1999Seglet10h 45m, -52.4°+2.6 
1999Örnen19h 23m, +4.95°+4.05200 ljusår
2000Akterskeppet07h 38m, -26.95°+8.627000 ljusår
2006Ormbäraren17h 50m, -6.7°+4.55000 ljusår
2007Skorpionen16h 58m, -32.33°+3.95000 ljusår
2009Floden04h 48m, -10.17°+5.522000 ljusår
2013Delfinen20h 23m, +20.76°+4.3 
ÅrtalStjärnbildKoordinatPeakmagnitudAvstånd

Klassificering

Novor brukar klassificeras efter hur dess ljusstyrka förändras över tid enligt följande:

En hypotes bland astronomer är att majoriteten av alla novor är återkommande, med periodtider på tusen upp till hundratusen år, där periodtiden antas variera omvänt mot den associerade vita dvärgens massa. Ju större massa desto kortare periodtid.

Vad är en Nova?

Huvudseriestjärnor drivs av fusion, primärt från väte till helium och ju tyngre stjärnan är desto tyngre grundämnen (upp till högst järn) kan fusionen producera. När en stjärnas bränsle är slut bildas i de flesta fall (uppskattningsvis över 90 procent av stjärnorna i Vintergatan) en vit dvärgstjärna i slutet av livscykeln. Dessa är betydligt mindre än stjärnor och har betydligt högre täthet. Till större delen utgörs de av något som brukar kallas degenererad materia, och det gravitationella trycket hålls emot av Paulis exklusionsprincip.

Den närmaste kända vita dvärgen är Sirius B (RA 06h 45m, dek -16.7°) som ligger drygt 8 ljusår bort i stjärnbilden Stora Hunden.

Ifall en vit dvärg lyckas attrahera väte från sin omgivning (om den ingår i ett binärt system eller har interstellär gas i sin närhet) kan en fusionsprocess starta igen när materialet når den vita dvärgens yta och ge en kraftig ökning i ljusstyrka under en tid. I dagens terminologi är det den här typen av process som kallas nova.

I anslutning till en nova kan överblivet material skjutas ut och brukar kallas för en novalämning (Nova Remnant på engelska). Dessa är mindre och ljussvagare än supernovalämningar och planetariska nebulosor.

Inom astronomin försöker man ofta hitta standardljuskällor (Standard Candles på engelska) för att kunna avgöra avståndet till objekt. Astronomer har försökt bedöma ifall novor kan användas för det ändamålet och anser att de har ungefär samma noggrannhet som Cepheid-variabler.

1989 föreslog tre japanska astronomer 'helium-novor' som en till kategori av novor. Tanken är att helium snarare än väte förbränns i processen, och dessa borde i såfall sakna vätelinjer i sitt spektrum. Totalt har fem kandidater för denna typ observerats sedan dess.

Novor anses bidra till förekomsten av bland annat helium, syre, kväve och kol i det interstellära mediet. Inga tyngre grundämnen än järn kan produceras i den här processen.

Ljusstark Röd Nova

Jag är osäker på ifall det finns någon vedertagen svensk term för Luminous Red Nova (förkortas LRN) men namnet till trots är processen skild från novor. De tänks vara resultatet av två stjärnor som slås ihop. Det har observerats relativt få kandidater för denna typ av objekt sedan idéen presenterades i slutet av 1980-talet.

I ljusstyrka är de starkare än novor men svagare än supernovor. I de optiska våglängderna (främst rött) är de synliga under några veckor eller någon månad, och i infrarött kan de öka och minska i ljusstyrka en längre period.

Dvärgnova

En dvärgnova kan uppstå i ett binärt system där den ena komponenten är en vit dvärg. Mekanismen skiljer sig från vanliga novor, dess ljusstyrka är svagare och de är återkommande med tidsskalor som varierar mellan dagar och årtionden.

Supernova

En supernova är väldigt energirik och är ljusstarkare än sin modergalax under en tid (veckor eller någon månad). En supernova kan skapas på två sätt, antingen i slutfasen hos en stjärna där massan är tillräckligt hög, eller när en vit dvärg får mer massa så att dess massa överstiger den så kallade Chandrasekhargränsen (ungefär 1.4 solmassor).

De anses bidra till förekomsten av tyngre grundämnen i det interstellära mediet (även tyngre grundämnen än de som kan skapas via fusion).

De används också som standardljuskällor och nobelpriset i fysik 2011 byggde på resultat av storskaliga observationer av supernovor, där man kunde dra slutsatser om universums expansion.

Namnkonventionen för supernovor är 'SN årtal bokstavsserie'. De första 26 under ett år namnges A-Z och sedan dubbla bokstäver exempelvis SN 2011 FE. Man upptäcker ungefär 150-250 per år i dagsläget.

Supernovor klassas dels om de har vätelinjer eller inte (typ I saknar väte medan typ II har väte), och dessa har ett par underklasser: Typ Ia / Ib / Ic och Typ IIb / II-L / II-P / IIn.

Resterna efter en supernova (Supernova Remnant på engelska) kan vara ganska lika planetariska nebulosor, men de bakomliggande processerna skiljer sig mellan typerna av objekt (även om båda i någon mening är något som kan bli kvar efter en stjärna dör).

En klass av supernovor kallas Hypernova som är betydlig mer energirik än vanliga supernovor.

Kilonova

I juni 2013 observerade Swift-teleskopet ett objekt i Lejonet (RA 11h 29m, dek +17.07°) ungefär 4 miljarder ljusår bort som Hubbleteleskopet gjorde uppföljande observationer på något senare i optiska och infraröda våglängder. Detta objekt anses vara en så kallad kilonova som brukar vara upp till tusen gånger ljusare än en vanlig nova och en tiondel eller en hundradel så ljusa som en supernova.

Enligt aktuella modeller så handlar det om objekt som efter att ha varit ett binärt system av väldigt massiva objekt (neutronstjärnor eller möjligen små svarta hål) efter en lång tid fallit in mot varandra, och under samgåendet förekommer korta gammablixtar. Processen genererar också tunga grundämnen (högre än de som fås ur fusion). Modeller för dessa är förhållandevis nya, och relativt få objekt av den här typen har observerats hittills.

Se även: 2013-08-03 Hubble Finds 'Smoking Gun' After Gamma-Ray Blast

nova persei 1901 by nasa

Nova Persei 1901 (credits: NASA) RA: 03h 31m 12s, Dec +43.9° i stjärnbilden Perseus