Wiki - KEONHACAI COPA

Tân tinh

Minh họa một sao lùn trắng bồi tụ hiđrô từ một sao đồng hành lớn hơn.

Tân tinh hay sao mới là một vụ nổ hạt nhân lớn xảy ra trên sao lùn trắng, khiến cho nó bất thình lình sáng lên. Không nên nhầm lẫn tân tinh với những hiện tượng sáng lên khác như siêu tân tinh hoặc tân tinh phát ra ánh sáng đỏ (luminous red novae). Tân tinh được cho là xảy ra tại bề mặt của một sao lùn trắng trong hệ sao đôi. Nếu hai sao trong hệ nằm gần nhau, vật chất từ một sao đồng hành có thể bị sao lùn trắng hút về. Hiện tượng tân tinh là do các khí plasma hiđrô bồi tụ dần trên bề mặt sao lùn trắng đến một giới hạn xảy ra phản ứng tổng hợp hạt nhân không kiểm soát.

Vụ phun trào tân tinh cổ điển là loại phổ biến nhất. Chúng có thể được tạo ra trong một hệ sao đôi gần bao gồm một sao lùn trắng và một dãy sao chính , sao siêu khổng lồ hoặc sao khổng lồ đỏ. Khi chu kỳ quỹ đạo rơi vào khoảng vài ngày đến một ngày, sao lùn trắng đủ gần với ngôi sao đồng hành của nó để bắt đầu hút vật chất bồi tụ lên bề mặt của sao lùn trắng, tạo ra bầu khí quyển dày đặc nhưng nông. Bầu khí quyển này, chủ yếu bao gồm hydro, được làm nóng bằng nhiệt bởi sao lùn trắng nóng và cuối cùng đạt đến nhiệt độ tới hạn gây ra phản ứng tổng hợp nhanh chóng .

Sự gia tăng năng lượng đột ngột đẩy bầu khí quyển vào không gian giữa các vì sao tạo ra lớp vỏ được coi là ánh sáng khả kiến ​​trong sự kiện tân tinh. Những thế kỷ trước đã coi những điều đó là một ngôi sao mới. Một số tân tinh tạo ra tàn dư của tân tinh tồn tại trong thời gian ngắn , có lẽ tồn tại trong vài thế kỷ. Các quá trình sao mới tái diễn cũng giống như sao mới cổ điển, ngoại trừ việc đánh lửa nhiệt hạch có thể lặp đi lặp lại vì ngôi sao đồng hành lại có thể cung cấp khí quyển dày đặc của sao lùn trắng.

Tân tinh thường xảy ra nhất trên bầu trời dọc theo đường đi của Dải Ngân hà, đặc biệt là gần Trung tâm Thiên hà được quan sát ở Nhân Mã; tuy nhiên, chúng có thể xuất hiện ở bất cứ đâu trên bầu trời. Chúng xảy ra thường xuyên hơn nhiều so với các siêu tân tinh trong thiên hà, trung bình khoảng mười vụ mỗi năm trong Dải Ngân hà. Hầu hết được tìm thấy bằng kính thiên văn, có lẽ cứ sau 12–18 tháng chỉ có một chiếc đạt được tầm nhìn bằng mắt thường . Tân tinh đạt cường độ thứ nhất hoặc thứ hai chỉ xảy ra vài lần trong một thế kỷ. Sao mới sáng cuối cùng là V1369 Centauri đạt cường độ 3,3 vào ngày 14 tháng 12 năm 2013

Từ nguyên[sửa | sửa mã nguồn]

Tân tinh có nguồn gốc từ chữ Hán 新星.

Sự tiến hóa của tân tinh[sửa | sửa mã nguồn]

Nova Eridani 2009 (cấp sao biểu kiến ~8.4)

Sự phát triển của tân tinh tiềm năng bắt đầu với hai ngôi sao thuộc dãy chính trong hệ nhị phân. Một trong hai ngôi sao tiến hóa thành sao khổng lồ đỏ, để lại lõi sao lùn trắng còn sót lại của nó trên quỹ đạo cùng với ngôi sao còn lại. Ngôi sao thứ hai—có thể là một ngôi sao dãy chính hoặc một ngôi sao khổng lồ già nua bắt đầu trút lớp vỏ bọc của nó lên sao đồng hành lùn trắng của nó khi nó tràn qua thùy Roche của nó . Kết quả là, sao lùn trắng liên tục thu giữ vật chất từ ​​bầu khí quyển bên ngoài của sao đồng hành trong một đĩa bồi tụ, và đến lượt vật chất được bồi tụ rơi vào bầu khí quyển. Vì sao lùn trắng bao gồm vật chất thoái hóa nên hydro tích tụ không phồng lên mà nhiệt độ của nó tăng lên. Phản ứng nhiệt hạch chạy trốn xảy ra khi nhiệt độ của lớp khí quyển này đạt ~ 20 triệu Kelvin bắt đầu quá trình đốt cháy hạt nhân, thông qua chu trình CNO . [3]

Phản ứng tổng hợp hydro có thể xảy ra một cách ổn định trên bề mặt sao lùn trắng với tốc độ bồi tụ trong phạm vi hẹp, tạo ra nguồn tia X siêu mềm , nhưng đối với hầu hết các thông số hệ thống nhị phân, quá trình đốt cháy hydro không ổn định về mặt nhiệt và chuyển đổi nhanh chóng. một lượng lớn hydro thành các nguyên tố hóa học nặng hơn khác trong một phản ứng chạy nhanh , [2] giải phóng một lượng năng lượng khổng lồ. Điều này thổi bay các khí còn lại ra khỏi bề mặt của sao lùn trắng và tạo ra một luồng ánh sáng cực kỳ sáng.

Sự tăng lên độ sáng cực đại có thể rất nhanh hoặc từ từ. Điều này liên quan đến loại tốc độ của tân tinh; tuy nhiên sau khi đạt cực đại, độ sáng giảm dần. [4] Thời gian để một sao mới phân rã khoảng 2 hoặc 3 độ lớn so với độ sáng quang học tối đa được sử dụng để phân loại, thông qua cấp tốc độ của nó. Các tân tinh nhanh thường mất ít hơn 25 ngày để phân rã 2 độ, trong khi các tân tinh chậm sẽ mất hơn 80 ngày. [5]

Bất chấp cường độ mạnh mẽ của chúng, lượng vật chất được giải phóng trong các tân tinh thường chỉ bằng khoảng 1 / 10.000 khối lượng Mặt Trời , khá nhỏ so với khối lượng của sao lùn trắng. Hơn nữa, chỉ có 5% khối lượng bồi tụ được hợp nhất trong quá trình bùng nổ năng lượng. [2] Tuy nhiên, lượng năng lượng này đủ để tăng tốc nova ejecta lên vận tốc vài nghìn km/s cao hơn đối với tân tinh nhanh so với tân tinh chậm với độ sáng tăng đồng thời từ vài lần năng lượng mặt trời lên 50.000–100.000 lần năng lượng mặt trời. [2] [6] Vào năm 2010, các nhà khoa học sử dụng Kính viễn vọng Không gian tia Gamma Fermi của NASA đã phát hiện ra rằng một ngôi sao mới cũng có thể phát ra tia gamma (>100 MeV). [7]

Có khả năng, một sao lùn trắng có thể tạo ra nhiều tân tinh theo thời gian khi lượng hydro bổ sung tiếp tục tích tụ lên bề mặt của nó từ ngôi sao đồng hành. Một ví dụ là RS Ophiuchi , được biết là đã bùng phát bảy lần (vào các năm 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006 và 2021). Cuối cùng, sao lùn trắng có thể phát nổ dưới dạng siêu tân tinh loại Ia nếu nó đạt đến giới hạn Chandrasekhar .

Đôi khi, các tân tinh đủ sáng và đủ gần Trái đất để có thể dễ dàng nhìn thấy bằng mắt thường. Ví dụ sáng giá gần đây nhất là Nova Cygni 1975 . Tân tinh này xuất hiện vào ngày 29 tháng 8 năm 1975, trong chòm sao Thiên Nga cách sao Thiên Tân khoảng 5 độ về phía bắc và đạt tới cường độ 2,0 (gần sáng bằng sao Thiên Tân). Gần đây nhất là V1280 Scorpii , đạt cường độ 3,7 vào ngày 17 tháng 2 năm 2007 và Nova Delphini 2013 . Nova Centauri 2013 được phát hiện vào ngày 2 tháng 12 năm 2013 và cho đến nay, là tân tinh sáng nhất trong thiên niên kỷ này, đạt cấp độ 3,3.

Tân tinh Heli[sửa | sửa mã nguồn]

Một vụ nổ tân tinh heli (trải qua một vụ nổ helium ) là một loại sự kiện tân tinh được đề xuất thiếu các vạch hydro trong quang phổ của nó. Điều này có thể được gây ra bởi vụ nổ của vỏ helium trên một sao lùn trắng. Lý thuyết này được đề xuất lần đầu tiên vào năm 1989, và ứng cử viên tân tinh helium đầu tiên được quan sát là V445 Puppis vào năm 2000. [8] Kể từ đó, bốn tân tinh khác đã được đề xuất là tân tinh helium.

Tàn tích[sửa | sửa mã nguồn]

GK Persei: Tân tinh năm 1901

Một số tân tinh để lại tinh vân nhìn thấy được, vật chất bị giải phóng trong vụ nổ tân tinh hoặc trong nhiều vụ nổ.

Tân tinh ngoài thiên hà[sửa | sửa mã nguồn]

Tân tinh tương đối phổ biến trong thiên hà Tiên Nữ (M31). Khoảng vài chục tân tinh (sáng hơn khoảng 20 độ sáng ) được phát hiện ở M31 mỗi năm. Cục Điện tín Thiên văn Trung ương (CBAT) đã theo dõi các tân tinh ở M31, M33M81

Tham khảo[sửa | sửa mã nguồn]

Đọc thêm[sửa | sửa mã nguồn]

  • Payne-Gaposchkin, C. (1957). The Galactic Novae. North Holland Publishing Co.
  • Hernanz, M.; Josè, J. (2002). Classical Nova Explosions. American Institute of Physics.
  • Bode, M.F.; Evans, E. (2008). Classical Novae. Cambridge University Press.

Liên kết ngoài[sửa | sửa mã nguồn]

Wiki - Keonhacai copa chuyên cung cấp kiến thức thể thao, keonhacai tỷ lệ kèo, bóng đá, khoa học, kiến thức hằng ngày được chúng tôi cập nhật mỗi ngày mà bạn có thể tìm kiếm tại đây có nguồn bài viết: https://vi.wikipedia.org/wiki/T%C3%A2n_tinh