در حال ویرایش نواختر

گهگاه ستاره ای به ناگاه از تاریکی نسبی در می آیدو روشنی بسیار میابد و سپس اندک اندک به تاریکی بازمی گردد.چنین[[ ستاره]] ای نواختر نامیده می‌شود.صفت نو صفت درستی نیست زیرا ستاره ستاره ای نو نیست . بلکه افزایش روشنی ظاهری اش تازه است. مطالعه طیف نمودی دقیق نواخترنشان می‌دهد که این ستاره بی کم و کاست پوسته بیرونیش را میترکاند. ستاره ناگهان تمامی لایه بیرونی خود را که پوسته ای منبسط شونده گرداگرد ستاره است،می اندازد.بخش اعظم این افزایش روشنی در نتیجه سطح وسیعی است که با این لایه آشکار می‌شود.پس از مدتی ماده پرتاب شده که همچنان در حال انبساط است به قدری رقیق می‌شود که دیگر نمی درخشد.

از مرحله پیش از نواختری این ستارگان اطلاعات کمی داریم.نخستین نواختری که تاریخچه نسبتا کامل آن وجود داردنواختر [[صورت فلکی عقاب]] است .طیف این نواختر پیش از آن که در سال 1918 منفجر شود شناخته شده بود.این ستاره یک ستاره رشته اصلی است.هم از نظر درخشندگی و هم از نظر مشخصات طیفی کم و بیش شبیه [[خورشید]] است. دراین طیف ها هیچ بی نظمی و اختلالی را نمی‌توان یافت و این عدم اختلال حاکی از آن است که ستاره ای ظاهرا عادی شبیه خورشید ممکن است به طرزی نا منتتظر دستخوش انفجاری مهیب شود.

احتما وقوع چنین حادثه ای بسیار کم است.محاسبات نشان می دهد که احتمال وضوع چنین فاجعه ای برای خورشید (که البته در فاصله چند روز به حیات در سطح زمین خاتمه خواهد داد)بی اندازه اندک (یک در چندین بیلیون)است.احتمال از این هم کمتر است.زیرا وقوع چنین انفجاری در ستاره های سفید داغ که طیف آن ها از گونهA و O است  بسی محتمل تر از ستارگان زرد رنگ سرد نسبتا کم جرم از گونه G نظیر خورشید است.ونیز این انفجار به احتمال زیاد در اواخر عمر ستاره (درمورد[[ خورشید]] حدود 5 بیلیون سال دیگر) روی می‌دهد.در طول تاریخ مدون بش از 200 نواختر در [[کهکشان]] ما کشاهده شده است. در حال حاضر باروش های رصدی پیشرفته یک یا دو نواختر هر ساله کشف می‌شود حا آنکه احتما بسیاری دیگر از زیر چشم ما رد می‌شود.منحنی تقریبی نور یک نواختر مشخصاتی دارد :

3.کاهش روشنی به حد مرحله پیش از نواختری، شکل این کاهش بسته به نو اختر فرق می‌کند.

یکی از توضیحاتی که درباره نواختران داده می‌شود این است که این نوع خاص از ستارگان در مرحله ای از تکامل خود بیش از آنچه می‌توانند تابش کنند انرژی تولید میکنند .ستاره با دفع لایه ای نازک به[[ فضا]] خود را از شر این انرژی اضافی می رهاند.توضیحات بنیادی به این واقعیت میپردازد که ستاره هایی که اندکی جرم دارترند(بیش از 1.2 برابر خورشید)باید ، پیش از آن که وارد مرحله تکامل موسوم به [[کوتوله سفید]] شوند این جرم اضافی را از دست بدهند این از دست دادن جرم ممکن است از راه دفع یک یا چند لایه نازک انجام گیرد که در نتیجه نواختر یا نواختر بازآیند می‌شود.

بررسی های دهه های اخیر نشان می‌دهد که نواختران منظومه های دوتایی اند متشکل از یک ستاره کوتوله سفید و یک ستاره [[غول سرخ]] که در مداری تنگ به دور یک دیگر میگردنند.گرانش نیرومند کوتوله چگال باعث سرریزی ماده از غول سرخ به کوتوله سفید می‌شود که به صورت لایه ای سطح آن را فرا میگیرد .باافزایش ماده دراین لایه[[ فشار]] در قسمت های زیرین آن بسیار زیاد می‌شود و باشروع واکنش های هسته ای انفجاری بزرگ لایه بیرونی را به فضا پرتاب می‌کند.افزایش ناگهانی روشنی ستاره ناشی از این انفجار است .

یک نواختر کلاسیک دارای درخششی ناگهانی به اندازه هزاران تا یک میلیون بار افزایش در درخشندگی(معادل 8 تا 15 قدر افزایش نورانیت) وپرتاب لایه هایی از[[ ستاره]] اصلی می باشد . در این نواخترها ،ستاره اصلی که یک [[کوتوله سفید]] می باشد بدنبال واکنشهای هسته ای ،لایه های سطحیش از عناصر کربن ،نیتروژن واکسیژن غنی شده که البته توانایی تولید انرژی از این مواد را ندارد.بعد ازاینکه این ستاره توانست به لطف گرانشش مقداری از هیدروژنهای همدم نوع غولش را به شکل قرص برافزایشی جذب کند این مواد نهایتا" به سطح کوتوله سفید رسیده لایه های زیرین را فشار می دهند.بعد از مدتی که مقدار مواد جذب شده به مقدار لازم رسیده(انتقال جرم) و دما به یک دمای بحرانی (در حدود 10 میلیون درجه کلوین)رسیدشرایط برای رخ دادن واکنشهای هسته ای آماده می شود ، با یک انفجار ناگهانی ، لایه های بالایی (شامل[[ هیدروژن]] بعلاوه مقداری هلیم جذب شده ) منفجر شده وبه[[ فضا]] پرتاب میشوند . آنچه بعد از انفجار باقی می ماند همان کوتوله سفید بوده بعلاوه یک پوسته که به سرعت در حال دورشدن از آن می باشد(پدیده مشابه در صورتیکه ستاره اصلی به جای کوتوله سفید از نوع نوترونی باشد موجب تولید انفجارات اشعه ایکسی (X-ray bursts) می گردد) طی انفجار ، توده های ابر گازی با سرعت زیاد حدود 1500 کیلومتر در ثانیه از ستاره کنده می شوند . این سرعت از سرعت لازم برای پاشیده شدن گاز در فضای بین ستاره ای بیشتر است: علاوه برگاز ،ذرات غبار هم به فضا پرتاب می شوند که این ذرات طی گسترش در فضا سرد شده ودر میان توده های گازی نزدیک محل انفجار متوقف می شوند.مقدار کلی جرم از دست داده یک ستاره انفجاری در حدود یک در ده هزارم کل [[جرم]] کوتوله سفید می باشد واین کسر می‌تواند بیش از این هم باشد.

'''1-نواخترهای سریع (NA)''':که کاهش نور از حالت حداکثر نورانیت و کم نور شدن به اندازه 10 قدر در کمتر از 100 روز رخ می دهد.در بیشتر موارد چند روز در حالت با درخشندگی زیاد می درخشند سپس به نورانیت اولیه بازمی گردند.نمونه نوعی این گروه نواختر برساووشی 1901  در [[صورت فلکی برساوش]] می باشد.

'''2- نواخترهای کند( NB)''':که کاهش نور به اندازه 10 قدردر150 روز یا  بیشتر  رخ می دهد.با آهنگی کندتر نسبت به گروه قبلی به حداکثر نورانیت رسیده،چند هفته تا چند ماه در همان حالت باقی می مانند سپس نور آنها روبه کاهش می گذارد.در حالیکه نور این نواخترها از حداکثر نورانیت رو به کاهش می گذارد عموما" دوباره با آهنگی کند ونامنظم یک افزایش نورانیت جزیی مشاهده می شود ودوباره کاهش نورانیت عادی ادامه پیدا می کند.در بعضی از نواخترها بعد از گذشت 2 تا 5 ماه از حداکثر نورانیت یک حالت کمینه نور عمیق وگسترده رخ می دهد که ستارهشناسان آن را ناشی از وجود لایه های غبار تیره در حال فرار از ستاره می دانند. بعد از اینکه این لایه های از بین رفتند نورانیت نواختر به همان مقداری که توقع داشته ایم برمی گردد.یک نمونه بارز این گروه نواختر 1934 جاثی می باشد.

از زمانهای قدیم آشکارشدن نقطه ای[[ ستاره]] مانند در جایی از آسمان طی چند شب که قبل از آن ستاره ای وجود نداشته همیشه نظر بشر را به خود جلب می کرده است.البته این پدیده در زمان رنسانس در اروپا که عقاید کلیسایی حکم فرما بود وآسمان را کامل و بدون تغییر می پنداشتند مورد توجه قرار نمی گرفت. امروزه وقتی ستارهشناسان به مدارک چنین ستاره هایی از صدها سال پیش  احتیاج دارند به فرهنگ وتمدنهایی مانند چین مراجعه می کنند.آشکار شدن ستاره تیکو وستاره کپلر (که هردو نواختر بودند) در سالهای 1572 و 1604 موجب ایجاد تغییراتی در طرز تفکر اروپاییان شدند.

با وجود عکس های مختلف از مناطق مختلف آسمان براحتی می‌توان گذشته بسیاری از نواختر ها را بررسی نمود.همچنین باتوجه به شناخت نسبتا" کاملی که از آنها کسب کرده ایم بکمک بررسی های [[طیف سنجی]] در زمان تغییرات نوری می‌توان به اطلاعات با ارزشی درباره آنها دست یافت. امکان مشاهده نواختر در کهکشان‌های دیگر نیز وجود دارد وهدف این است که از آنها برای محاسبه کهکشان‌های نزدیک استفاده شود.بیشتر نواخترهای کشف شده در[[ کهکشان]] خودمان قرار دارندودر بعضی مناطق هم آهنگ کشف آنها به دو عدد در سال می رسد.آهنگ کشف نواخترهای کشف شده در فواصل نزدیک [[خورشید]] بدلیل وجود غبارهای بین ستاره ای که جلوی عبور نور را می گیرند تا 5درصد کاهش دارد درصورتیکه آهنگ کشف نواخترها در کل کهکشان در حدود 40 عدد در سال است.

تابش یک پیش نواختر (یعنی ستاره ای که به نواختر تبدیل خواهد شد) در نور مرئی مشابه [[خورشید]] است در حالیکه در حداکثر نورانیت تابش آن مانند یک ابرغول از رده طیفی F8  می باشد .یک نمونه از ستاره با این رده طیفی ستاره Wezen  یا وزن چهارمین ستاره پرنور [[صورت فلکی سگ بزرگ]] می باشد.