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हम जानते हैं कि नोवा क्या है, लेकिन कैसे?

हम जानते हैं कि नोवा क्या है, लेकिन कैसे?


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मैं खगोल भौतिकीविदों के साथ काम करता हूं और कई खगोलीय स्रोतों के कुछ बुनियादी ज्ञान की आवश्यकता होती है, हालांकि अनुसंधान प्राथमिकताएं अक्सर मांग करती हैं कि किसी विषय पर अधिकांश मानव ज्ञान को हल्के में लिया जाए।

मैं वर्तमान में गेलेक्टिक नोवा पर शोध कर रहा हूं, और कुछ दर्शकों के लिए अपने शोध को प्रस्तुत करते समय मुझे उनके इतिहास को संक्षेप में प्रस्तुत करना प्रासंगिक लगता है। दुर्भाग्य से, मुझे कोई भी स्रोत सामग्री नहीं मिल रही है जो वर्णन करती हो किस तरह हम घटनाओं के एक प्रमुख पहलू को जानते हैं: कि वे एक तारकीय बाइनरी में एक सफेद बौना हैं। यह तथ्य इतनी अच्छी तरह से स्थापित प्रतीत होता है कि कोई भी वैज्ञानिक पत्र इसे उद्धृत करने के लिए बाध्य महसूस नहीं करता है, लेकिन खगोलीय विश्वकोश जैसे बुनियादी संसाधन भी कोई संदर्भ नहीं देते हैं जो मैंने देखा है।

हम कैसे जानते हैं कि नोवा बाइनरी सिस्टम हैं?

उदाहरण के लिए, क्या अनुवर्ती टिप्पणियों ने सफेद बौने और उसके साथी की स्पष्ट रूप से पहचान की है? या क्या अन्य खगोलीय माप इस द्विआधारी परिकल्पना की दृढ़ता से पुष्टि करते हैं (और यह सब स्पष्ट रूप से सच बनाते हैं)? मैं माफी माँगता हूँ अगर यह उतना ही सरल है जितना "किसी ने दूरबीन से देखा, और यह बहुत स्पष्ट था" - मेरे अनुभव में खगोल भौतिकी में कोई रहस्योद्घाटन लगभग इतना सरल नहीं है, लेकिन निश्चित रूप से ऐसा हो सकता है।


डार्ले एट अल।, एपीजे के संदर्भ के बाद 746, ६१ (२०१२) आपके विकिपीडिया लिंक से नोवा पूर्वजों की एक (बहुत तकनीकी) चर्चा देता है, जिसमें नोवा सिस्टम के बीच भेद शामिल हैं जहां माध्यमिक सितारे मुख्य अनुक्रम या सुपरजायंट सितारे हैं, और विभिन्न रसायन शास्त्रों के साथ सफेद बौने के बीच भेद। उस पेपर का पहला वाक्य है

एक शास्त्रीय नोवा (सीएन) विस्फोट एक इंटरैक्टिंग बाइनरी सिस्टम में होता है जिसमें एक सफेद बौना (डब्लूडी, प्राथमिक) और आम तौर पर देर से प्रकार के मुख्य-अनुक्रम (एमएस) स्टार (द्वितीयक) शामिल होते हैं जो इसके रोश लोब (क्रॉफर्ड एंड क्राफ्ट) को भरते हैं। 1956)।

इससे पता चलता है कि 1956 का पेपर शास्त्रीय नोवा के रोश ओवरफ्लो मॉडल का मूल प्रस्ताव है। कई मूल-विचार पत्रों की तरह, यह बहुत स्पष्ट पढ़ा गया है। लेकिन आपके प्रश्न के लिए, क्रॉफर्ड और क्राफ्ट इस बारे में बचाव करते हैं कि क्या उनकी विशेष जोड़ी में "ब्लू स्टार" को एक सफेद बौना होना चाहिए:

[टी] उन्होंने देखा कि नीले तारे की चमक अनिवार्य रूप से संचित सामग्री द्वारा जारी ऊर्जा के कारण होती है। इस दृष्टिकोण को इस तथ्य से भी बल मिलता है कि नीला तारा H-R आरेख में एक विशिष्ट स्थान रखता है। यह 10.5 विज़ है। पत्रिका मुख्य अनुक्रम के नीचे लेकिन लगभग 4 mag. सबसे चमकदार सफेद बौनों के ऊपर, जिसका प्रभावी तापमान यह लगभग 8000 ° K से अधिक है। जब तक कि नीला तारा अनिवार्य रूप से पतित नहीं होता है, यह आसानी से दिखाया जा सकता है कि छोटा त्रिज्या इतना उच्च आंतरिक तापमान है कि इलेक्ट्रॉन बिखरना अस्पष्टता का प्रमुख स्रोत है . मानक मॉडल के आधार पर एक साधारण गणना तब एक चमकदार 8 मैग पैदा करती है। की तुलना में उज्जवल देखा गया है।

दूसरे शब्दों में, क्रॉफर्ड और क्राफ्ट बाहर नहीं आते हैं और कहते हैं "निश्चित रूप से एक डब्ल्यूडी," लेकिन अगर यह एक गैर-पतित सितारा है, तो यह बहुत अजीब है। नोवा के अधिक आधुनिक अवलोकनों की तुलना सतह की गतिशीलता की गतिशीलता के विस्तृत मॉडल से की जाती है, जिन मॉडलों पर दशकों से जोरदार बहस होती रही है; डेटा की तुलना की वर्तमान पीढ़ी नोवा घटना के दौरान सफेद बौने की सतह पर जमा होने वाली हीलियम की मात्रा जैसे विवरणों के प्रति संवेदनशील है। ऐसा लगता नहीं है कि इस तरह के विवरण करीब भी आ सकते हैं यदि प्रस्फुटित तारे की बुनियादी भौतिकी के बारे में अंतर्निहित धारणाएं गलत थीं।

ध्यान दें कि एक शास्त्रीय नोवा प्रणाली को एक प्रकार के संपर्क बाइनरी स्टार के रूप में माना जा सकता है। विशाल तारे के आकार के किसी भी उचित अनुमान के लिए, जोड़ी के दो सदस्यों के बीच 10 AU की दूरी एक बड़े अनुमान की तरह लगती है। ५० पारसेक की दूरी से देखी गई दस खगोलीय इकाइयाँ पहले से ही चाप के ०.१ सेकंड का अंतराल है। मैं विशाल तारे और सफेद बौने दोनों को दिखाने वाली दृश्य-प्रकाश तस्वीरों को देखने की उम्मीद नहीं करता, बल्कि यह कि बाइनरी सिस्टम के बारे में सारी जानकारी स्पेक्ट्रोस्कोपी से आती है।


वास्तविक कुंजी, मुझे संदेह है, "पोस्टनोवा" की टिप्पणियों - शास्त्रीय नोवा के पश्चात नोवा विस्फोट, जब विस्फोट से प्रकाश ही अंतर्निहित प्रणाली से लंबे समय तक अस्पष्ट प्रकाश नहीं - अक्सर द्विआधारी सितारों की स्पष्ट विशेषताओं को दर्शाता है। इसने प्रकाश वक्र में आवधिक गिरावट, ग्रहणों का सूचक, या द्विआधारी गति के लिए प्रत्यक्ष स्पेक्ट्रोस्कोपिक साक्ष्य, या दोनों का रूप ले लिया।

इस पर चर्चा की गई है, संदर्भों के साथ (क्रॉफर्ड और क्राफ्ट 1956 के संदर्भ सहित, जो उनके उत्तर में लूट का उल्लेख करता है), गैलाघेर एंड स्टारफील्ड द्वारा 1978 के समीक्षा लेख की धारा 2.2 में खगोल विज्ञान और खगोल भौतिकी की वार्षिक समीक्षा. धारा २.४ कुछ ऐसे सबूतों पर चर्चा करती है जो सफेद बौनों को जोड़ने वाली प्राइमरी के लिए उपलब्ध हैं।

(यदि आप पहले से इसके बारे में नहीं जानते हैं, तो लेखों की समीक्षा करें ऐन.रेव.ए एंड ए इस तरह के सवालों के जवाब खोजने के लिए अक्सर एक अच्छी जगह होती है। कभी-कभी पहले के लेख कुछ प्रश्नों के लिए बेहतर होते हैं, क्योंकि वे उस समय के करीब होते हैं जब लोग अभी भी चीजों का पता लगा रहे थे, और इसलिए वे बाद के लेख की तुलना में अधिक विस्तार से प्रारंभिक साक्ष्य पर जाते हैं।)


नोवा और सुपरनोवा

एक रेड जाइंट हाइड्रोजन को जलाने की तुलना में कहीं अधिक तेजी से हीलियम को जलाता है, इसलिए यह चरण पिछले हाइड्रोजन बर्निंग चरण के करीब कहीं भी नहीं रहता है। बहुत पहले (हालांकि हम अभी भी लाखों वर्षों में गिन रहे हैं) हीलियम भी समाप्त हो जाएगा। एक बार जब हीलियम कोर से निकल जाता है, तो तारा फिर से सिकुड़ने लगता है, गर्म और सघन हो जाता है, जब तक कि दबाव इतना अधिक नहीं हो जाता कि वह संपीड़न को रोक सके। इस बिंदु पर तारा एक सफेद बौने में कम हो जाता है। यह अब इतना छोटा और गर्म है कि यह एक तीव्र सफेद चमकता है, लेकिन यह हीलियम प्रतिक्रियाओं से राख को जलाने के लिए पर्याप्त गर्म नहीं है, इसलिए यह धीरे-धीरे अपनी गर्मी को दूर कर देता है, जब तक कि भविष्य में किसी अकल्पनीय रूप से दूर के समय में, यह पर्याप्त ठंडा न हो जाए पूरी तरह से अंधेरा और निष्क्रिय शरीर होना। लेकिन अगर यह किसी तरह कुछ और ईंधन लेने का प्रबंधन करता है, तो यह बाद में इस पर और #8211 फिर से प्रज्वलित कर सकता है!

लेकिन एक अन्य प्रकार का सुपरनोवा है, टाइप I, और यह केवल तब होता है जब हमारे पास दो तारे एक दूसरे की परिक्रमा करते हैं (दोहरे तारे वास्तव में बहुत सामान्य हैं)। यदि हमारे दो तारे एक-दूसरे के काफी करीब हैं, और यदि उनमें से एक सफेद बौना बन जाता है, जबकि उसका साथी अभी भी एक लाल विशालकाय है, तो विशाल की सतह बौने के बहुत करीब पहुंच सकती है। इन परिस्थितियों में, सफेद बौने से गुरुत्वाकर्षण वास्तव में लाल विशालकाय की सतह से सामग्री को दूर कर सकता है जो एक आश्चर्यजनक दृश्य होना चाहिए: एक विशाल सुस्त लाल तारे से दूर एक छोटे गर्म सफेद में उग्र गर्म प्लाज्मा स्ट्रीमिंग। समय के साथ यह सामग्री बनती है और सफेद बौने को भारी और भारी बनाती है, और कोर दबाव उच्च और उच्च बनाता है। वे अरबों टन हाइड्रोजन प्लाज्मा अंततः उस बिंदु तक ढेर हो जाते हैं जहां सतह पर दबाव एक नई हाइड्रोजन संलयन प्रतिक्रिया शुरू करने के लिए पर्याप्त होता है। थोड़ी देर के लिए, सफेद बौने की सतह एक तारकीय कोर की गति के साथ चमकती है, एक दूर के पर्यवेक्षक के आकाश में एक नए तारे के रूप में दिखाई देने के लिए पर्याप्त उज्ज्वल है - एक प्रकार का प्रलयकारी परिवर्तनशील तारा जिसे नोवा कहा जाता है। बेशक, ईंधन लंबे समय तक नहीं रहता है, और जल्द ही केवल हीलियम बचा है, लेकिन सफेद बौना अभी भी पहले की तुलना में थोड़ा भारी है। चक्र आगनी और पुनरावर्तक शुरू होता है जब तक कि यह सूर्य के द्रव्यमान का लगभग 1.4 गुना नहीं होता है, और इस बिंदु पर आंतरिक दबाव परमाणुओं को न्यूट्रॉन में कुचलने के लिए पर्याप्त होता है, जैसे कि टाइप II सुपरनोवा में। यद्यपि इसमें शामिल सटीक प्रक्रियाओं को अभी भी पूरी तरह से समझा नहीं गया है, यह माना जाता है कि यह अचानक परिवर्तन ऊर्जा की एक बड़ी रिहाई का कारण बनता है, जो सफेद बौने के माध्यम से बाहर की ओर चीरता है और इसकी बाहरी परतों को अकल्पनीय रोष के साथ विस्फोट करता है। बेशक, चूंकि एक सफेद बौना अभी भी ग्रह पृथ्वी से बड़ा है, यह विस्फोट कई घंटों में होता है। इस प्रकार का सुपरनोवा, संयोग से, टाइप 2 की तुलना में काफी बड़ा पंच पैक करता है।


आसमान में एक नया तारा

1670 में, हंस के सिर के ठीक ऊपर एक नया तारा दिखाई दिया जो सिग्नस नक्षत्र का निर्माण करता है। कई खगोलविदों ने इस नवागंतुक पर ध्यान दिया, इसलिए इसकी उपस्थिति और जीवन काल को अच्छी तरह से प्रलेखित किया गया है। इसे नोवा वुल १६७० नाम दिया गया था - उस समय, "नोवा" को बस किसी भी नए सितारे के लिए संदर्भित किया गया था।

पिछले ३०० वर्षों में, हालांकि, "नोवा" शब्द ने बहुत अधिक विशिष्ट और वैज्ञानिक अर्थ ग्रहण किया है।

आज की परिभाषा के अनुसार, एक क्लासिक नोवा एक विस्फोट है जो एक सफेद बौने की सतह पर होता है - एक तारे से बचे हुए पदार्थ का छोटा, घना, डला जो जलना बंद कर दिया है। सफेद बौना एक अन्य पास के तारे से दूर सामग्री को सिकोड़ता है, इसकी सतह पर दबाव बनता है और एक परमाणु प्रतिक्रिया ऊर्जा का एक अविश्वसनीय विस्फोट जारी करती है। (टाइप Ia सुपरनोवा के विपरीत, जो समान रूप से शुरू होता है, एक नोवा में सफेद बौना विस्फोट के माध्यम से जीवित रहने की उम्मीद है।)

यूरोपियन सदर्न ऑब्जर्वेटरी में पोस्टडॉक्टरल फेलो टॉमस कामिंस्की ने कहा कि सीके वुलपेकुले की एक नोवा के रूप में पहचान के बारे में बहुत सी बातें सामने नहीं आती हैं।

उदाहरण के लिए, नोवा आकाश में दिनों तक जलते रहते हैं - वर्षों नहीं, जैसा कि सीके वुलपेकुले ने किया था। साथ ही, १६७० का नया सितारा तुरंत गायब नहीं हुआ। कमिंसकी ने कहा, दो साल बाद, यह फीका, फिर प्रकट हुआ, फिर अच्छे के लिए फीका - जो नोवा के लिए बहुत ही असामान्य है। और टिप्पणियों से पता चला है कि सीके वुलपेकुले का तापमान एक नोवा की तुलना में बहुत कम है, जहां परमाणु प्रतिक्रिया से विकिरण विस्फोट होने के बाद भी गर्मी उत्पन्न करना जारी रखता है, कमिंसकी ने कहा।

नया अध्ययन, जो नेचर पत्रिका के २३ मार्च के संस्करण में विस्तृत है, अंत में सीके वुलपेकुले का "नोवा" शीर्षक छीन सकता है। कामिंस्की और उनके सह-लेखकों ने सीके वुलपेकुले के मलबे में मौजूद विभिन्न अणुओं को देखा, और एक ऐसा प्रोफ़ाइल पाया, जिसके बारे में वे कहते हैं कि एक शास्त्रीय नोवा द्वारा नहीं बनाया जा सकता है।

लेकिन अगर सीके वुलपेकुले एक नोवा नहीं है, तो यह क्या है?


नोवा कब नोवा नहीं है?


यह वस्तु संभवत: अपनी तरह की अब तक की सबसे पुरानी सूचीबद्ध है: सीके वुलपेकुले नामक घंटे के आकार का अवशेष।

कील विश्वविद्यालय के शोधकर्ताओं ने खगोलविदों की एक अंतरराष्ट्रीय टीम के साथ पहली बार यह पता लगाने के लिए काम किया है कि एक सफेद बौना और भूरा बौना 1670 में पृथ्वी पर देखे गए 'महिमा की चमक' में टकरा गया था।

चिली में अटाकामा लार्ज मिलिमीटर/सबमिलीमीटर एरे (एएलएमए) ने विस्फोट से मलबा देखा

यह पहली बार है जब इस तरह की घटना को निर्णायक रूप से पहचाना गया है

धूल और गैस के दोहरे छल्ले - विस्फोट से निकलने वाला मलबा - एक घंटे के चश्मे जैसा दिखता है
विलय के अवशेषों का अध्ययन करते हुए, शोधकर्ता लिथियम के टेल-टेल हस्ताक्षर का पता लगाने में सक्षम थे

अवशेष कार्बनिक अणुओं जैसे फॉर्मलाडेहाइड (H2CO) और मेथेनामाइड (NH2CHO) से भी समृद्ध हैं।

भूरा बौना तारा 'कटा हुआ' था और एक सफेद बौने तारे की सतह पर फेंक दिया गया था, जिससे 1670 में विस्फोट हुआ और आज हम जो घंटा देख रहे हैं

चिली में अटाकामा लार्ज मिलिमीटर/सबमिलीमीटर एरे (एएलएमए) का उपयोग करते हुए, कील, मैनचेस्टर, साउथ वेल्स, एरिज़ोना स्टेट, मिनेसोटा, ओहियो स्टेट, वार्मिया और माजुरी, और दक्षिण अफ़्रीकी खगोलीय विश्वविद्यालयों के श्रमिकों सहित खगोलविदों की अंतरराष्ट्रीय टीम वेधशाला ने पाया कि एक सफेद बौना (अपने जीवन के अंत में सूर्य जैसे तारे के अवशेष) और एक भूरा बौना (थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन को बनाए रखने के लिए पर्याप्त द्रव्यमान के बिना एक 'असफल' तारा) एक अल्पकालिक ज्वाला में टकरा गया पृथ्वी पर १६७० में नोवा सिग्नी के रूप में देखा गया गौरव - 'हंस के सिर के नीचे एक नया तारा।'

1670 के जुलाई में, पृथ्वी पर पर्यवेक्षकों ने नक्षत्र सिग्नस - हंस में एक 'नया सितारा' या नोवा देखा। जहाँ पहले कोई स्पष्ट तारा नहीं था, वहाँ अचानक हल के समान चमकीला तारा दिखाई दिया, जो धीरे-धीरे फीका, फिर से प्रकट हुआ, और अंत में दृश्य से गायब हो गया।

इस ब्रह्मांडीय घटना के अवशेषों का अध्ययन करने वाले आधुनिक खगोलविदों ने शुरू में सोचा था कि यह दो मुख्य-अनुक्रम सितारों - सितारों के हमारे सूर्य के समान विकास पथ पर विलय से शुरू हुआ था। इस तथाकथित 'नए सितारे' को लंबे समय तक 'नोवा वुल्पेकुले 1670' के रूप में जाना जाता था, और बाद में इसे सीके वुलपेकुले के नाम से जाना जाने लगा।

हालाँकि, अब हम जानते हैं कि CK Vulpeculae वह नहीं था जिसे हम आज 'नोवा' के रूप में वर्णित करेंगे, बल्कि वास्तव में दो सितारों का विलय है - एक सफेद बौना और एक भूरा बौना।

इस विस्फोट से मलबे का अध्ययन करके - जो धूल और गैस के दोहरे छल्ले का रूप लेता है, एक कॉम्पैक्ट केंद्रीय वस्तु के साथ एक घंटे के चश्मे जैसा दिखता है - अनुसंधान दल ने निष्कर्ष निकाला कि एक भूरा बौना, परमाणु को बनाए रखने के लिए द्रव्यमान के बिना एक तथाकथित असफल सितारा संलयन, एक सफेद बौने के साथ विलीन हो गया था।

कील विश्वविद्यालय में खगोल भौतिकी के प्रोफेसर और रॉयल एस्ट्रोनॉमिकल सोसाइटी के मासिक नोटिस में प्रदर्शित होने वाले पेपर पर सह-लेखक प्रोफेसर नी इवांस बताते हैं:

"सीके वुलपेकुले को अतीत में सबसे पुराना 'पुराना नोवा' माना जाता था। हालांकि, सीके वुलपेकुले I के अवलोकनों ने वर्षों में जमीन और अंतरिक्ष में दूरबीनों का उपयोग करते हुए, मुझे अधिक से अधिक आश्वस्त किया कि यह कोई नोवा नहीं था। . हर कोई जानता था कि यह क्या नहीं था - लेकिन कोई नहीं जानता था कि यह क्या था! लेकिन किसी प्रकार का एक तारकीय विलय सबसे अच्छा दांव लगा। उत्कृष्ट धूल भरे घंटे के चश्मे और विकृत डिस्क के हमारे ALMA अवलोकनों के साथ, लिथियम और अजीबोगरीब आइसोटोप की उपस्थिति के साथ बहुतायत, जिग-आरा सभी एक साथ फिट थे: १६७० में एक भूरे रंग के बौने तारे को 'कटा हुआ' था और एक सफेद बौने तारे की सतह पर फेंक दिया गया था, जिससे 1670 में विस्फोट हुआ और आज हम देखते हैं।"

यूरोपीय, अमेरिकी और दक्षिण अफ्रीकी खगोलविदों की टीम ने कुछ दिलचस्प निष्कर्षों के साथ विलय के अवशेषों की जांच के लिए अटाकामा लार्ज मिलिमीटर/सबमिलीमीटर एरे का इस्तेमाल किया। विलय के धूल भरे अवशेषों के माध्यम से चमकने वाले दो, अधिक दूर, सितारों से प्रकाश का अध्ययन करके, शोधकर्ता तत्व लिथियम के टेल-टेल हस्ताक्षर का पता लगाने में सक्षम थे, जो तारकीय अंदरूनी हिस्सों में आसानी से नष्ट हो जाता है।

साउथ वेल्स विश्वविद्यालय में कंप्यूटिंग, इंजीनियरिंग और विज्ञान संकाय के उप डीन डॉ स्टीवर्ट आइरेस और पेपर पर मुख्य लेखक बताते हैं:

"ऑवरग्लास में सामग्री में तत्व लिथियम होता है, जो आमतौर पर तारकीय अंदरूनी हिस्सों में आसानी से नष्ट हो जाता है। लिथियम की उपस्थिति, सी, एन, ओ तत्वों के असामान्य समस्थानिक अनुपात के साथ, संकेत मिलता है कि एक (खगोलीय!) छोटी मात्रा में सामग्री, में एक भूरे रंग के बौने तारे का रूप, 1670 में एक सफेद बौने की सतह पर दुर्घटनाग्रस्त हो गया, जिससे थर्मोन्यूक्लियर 'जलन' हो गया, एक विस्फोट जिसके कारण कार्थुसियन भिक्षु एंथेल्मे और खगोलशास्त्री हेवेलियस ने देखा, और घंटे के चश्मे में हम देखते हैं आज।"

अध्ययन के सह-लेखक, द यूनिवर्सिटी ऑफ मैनचेस्टर स्कूल ऑफ फिजिक्स एंड एस्ट्रोनॉमी के प्रोफेसर अल्बर्ट ज़िजल्स्ट्रा कहते हैं:

"तारकीय टकराव ब्रह्मांड में सबसे हिंसक घटनाएं हैं। सबसे अधिक ध्यान न्यूट्रॉन सितारों के बीच, दो सफेद बौनों के बीच टकराव पर दिया जाता है - जो एक सुपरनोवा - और स्टार-ग्रह टकराव दे सकता है।

"लेकिन वास्तव में टकराव देखना बहुत दुर्लभ है, और जहां हम मानते हैं कि एक हुआ, यह जानना मुश्किल है कि किस तरह के तारे टकराए। जिस प्रकार का हम मानते हैं कि यहां हुआ वह एक नया है, जिसे पहले नहीं माना गया था या पहले कभी नहीं देखा गया था। यह एक बेहद रोमांचक खोज है।"

एरिज़ोना स्टेट यूनिवर्सिटी में एस्ट्रोफिजिक्स के रीजेंट प्रोफेसर प्रोफेसर सुमनेर स्टारफील्ड ने टिप्पणी की:

"सफेद बौना भूरे बौने की तुलना में लगभग 10 गुना अधिक विशाल होता, इसलिए जैसे ही भूरा बौना सफेद बौने में घूमता है, वह सफेद बौने द्वारा लगाए गए तीव्र ज्वारीय बलों द्वारा अलग हो जाता है। जब ये दो वस्तुएं टकराती हैं, उन्होंने अणुओं और असामान्य तत्व समस्थानिकों का एक कॉकटेल फैलाया।

"ये कार्बनिक अणु, जिन्हें हम न केवल एएलएमए के साथ पता लगा सकते हैं, बल्कि यह भी माप सकते हैं कि वे आसपास के वातावरण में कैसे विस्तार कर रहे थे, इस विस्फोट की वास्तविक उत्पत्ति के सम्मोहक साक्ष्य प्रदान करते हैं। यह पहली बार है जब इस तरह की घटना को निर्णायक रूप से पहचाना गया है।

"दिलचस्प बात यह है कि ऑवरग्लास कार्बनिक अणुओं जैसे फॉर्मलाडेहाइड (H2CO), मेथनॉल (CH3OH) और मेथनामाइड (NH2CHO) में भी समृद्ध है। ये अणु परमाणु संलयन से गुजरने वाले वातावरण में जीवित नहीं रहेंगे और विस्फोट से मलबे में उत्पन्न हुए होंगे। यह इस निष्कर्ष को और समर्थन देता है कि एक भूरे रंग का बौना एक सफेद बौने के साथ एक स्टार-ऑन-स्टार टक्कर में अपनी मृत्यु से मिला।"

चूंकि आकाशगंगा में अधिकांश स्टार सिस्टम बाइनरी हैं, तारकीय टकराव दुर्लभ नहीं हैं, खगोलविद नोट करते हैं।

प्रोफेसर स्टारफील्ड कहते हैं:

"इस तरह के टकराव शायद दुर्लभ नहीं हैं और यह सामग्री अंततः एक नई ग्रह प्रणाली का हिस्सा बन जाएगी, जिसका अर्थ है कि वे पहले से ही कार्बनिक अणुओं के निर्माण-खंडों को बना रहे हैं।"


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नोवा कब नोवा नहीं है? जब एक सफेद बौना और एक भूरा बौना टकराते हैं

यह वस्तु संभवत: अपनी तरह की अब तक की सबसे पुरानी सूचीबद्ध है: सीके वुलपेकुले नामक घंटे के आकार का अवशेष। श्रेय: ALMA (ESO/NAOJ/NRAO)/एस. पी. एस. आयरेस

कील विश्वविद्यालय के शोधकर्ताओं और खगोलविदों की एक अंतरराष्ट्रीय टीम ने पहली बार बताया है कि एक सफेद बौना और भूरा बौना 1670 में पृथ्वी पर देखे गए 'महिमा की चमक' में टकरा गया था।

चिली में अटाकामा लार्ज मिलिमीटर/सबमिलिमीटर एरे (एएलएमए) का उपयोग करते हुए, खगोलविदों ने सबूत पाया कि एक सफेद बौना (अपने जीवन के अंत में एक सूर्य जैसे तारे के अवशेष) और एक भूरा बौना (पर्याप्त द्रव्यमान के बिना एक असफल तारा) सस्टेनेबल थर्मोन्यूक्लियर फ्यूजन) महिमा की एक अल्पकालिक ज्वाला में टकरा गई जिसे 1670 में नोवा सिग्नी के रूप में पृथ्वी पर देखा गया था - "हंस के सिर के नीचे एक नया तारा।" यह अचानक एक तारे के रूप में हल के समान चमकीला दिखाई दिया, जो धीरे-धीरे फीका, फिर से प्रकट हुआ, और अंत में दृश्य से गायब हो गया।

इस ब्रह्मांडीय घटना के अवशेषों का अध्ययन करने वाले आधुनिक खगोलविदों ने शुरू में सोचा था कि यह हमारे सूर्य के समान विकास पथ पर दो मुख्य-अनुक्रम सितारों के विलय से शुरू हुआ था। इस नोवा को लंबे समय तक "नोवा वुल्पेकुले 1670" के रूप में जाना जाता था और बाद में इसे सीके वुलपेकुले के नाम से जाना जाने लगा। हालाँकि, अब हम जानते हैं कि CK Vulpeculae वह नहीं था जिसे आज हम एक नोवा के रूप में वर्णित करेंगे, बल्कि वास्तव में, दो सितारों का विलय था - एक सफेद बौना और एक भूरा बौना।

इस विस्फोट से मलबे का अध्ययन करके, जो आज धूल और गैस के दोहरे छल्ले के रूप में दिखाई देता है, जो एक कॉम्पैक्ट केंद्रीय वस्तु के साथ एक घंटे के चश्मे जैसा दिखता है, अनुसंधान दल ने निष्कर्ष निकाला कि एक भूरे रंग का बौना एक सफेद बौने के साथ विलीन हो गया। प्रोफेसर नी इवांस, कील विश्वविद्यालय में खगोल भौतिकी के प्रोफेसर और में सह-लेखक हैं रॉयल एस्ट्रोनॉमिकल सोसायटी की मासिक नोटिस, बताते हैं, "सीके वुलपेकुले को अतीत में सबसे पुराना 'पुराना नोवा' माना जाता रहा है। हालांकि, पिछले कुछ वर्षों में जमीन पर और अंतरिक्ष में दूरबीनों का उपयोग करके सीके वुलपेकुले के अवलोकनों ने मुझे आश्वस्त किया कि यह कोई नोवा नहीं था। हर कोई जानता था कि यह क्या नहीं था-लेकिन कोई नहीं जानता था कि यह क्या था। लेकिन कुछ का एक तारकीय विलय सॉर्ट सबसे अच्छा दांव लग रहा था। उत्कृष्ट धूल भरे घंटे के चश्मे और विकृत डिस्क के हमारे ALMA अवलोकनों के साथ, साथ ही लिथियम और अजीबोगरीब आइसोटोप बहुतायत की उपस्थिति के साथ, पहेली एक साथ फिट होती है: 1670 में, एक भूरे रंग के बौने तारे को काट दिया गया था और सतह पर फेंक दिया गया था एक सफेद बौना तारा, जिसके कारण 1670 में विस्फोट हुआ और आज हम जो घंटा देख रहे हैं।"

यूरोपीय, अमेरिकी और दक्षिण अफ्रीकी खगोलविदों की टीम ने विलय के अवशेषों की जांच के लिए अटाकामा लार्ज मिलिमीटर/सबमिलीमीटर एरे का इस्तेमाल किया और कुछ दिलचस्प निष्कर्षों की सूचना दी। विलय के धूल भरे अवशेषों के माध्यम से चमकने वाले दो और दूर के सितारों से प्रकाश का अध्ययन करके, शोधकर्ता तत्व लिथियम के गप्पी हस्ताक्षर का पता लगाने में सक्षम थे, जो तारकीय अंदरूनी हिस्सों में आसानी से नष्ट हो जाता है।

साउथ वेल्स विश्वविद्यालय में कंप्यूटिंग, इंजीनियरिंग और विज्ञान संकाय के उप डीन और पेपर पर मुख्य लेखक डॉ स्टीवर्ट आइरेस कहते हैं, "घंटे के चश्मे में सामग्री में लिथियम तत्व होता है, जो आमतौर पर तारकीय अंदरूनी हिस्सों में आसानी से नष्ट हो जाता है। लिथियम की उपस्थिति, सी, एन, ओ तत्वों के असामान्य समस्थानिक अनुपात के साथ, संकेत मिलता है कि एक भूरे रंग के बौने तारे के रूप में सामग्री की एक छोटी मात्रा, 1670 में एक सफेद बौने की सतह पर दुर्घटनाग्रस्त हो गई, जिससे थर्मोन्यूक्लियर हो गया। जलना, एक विस्फोट जिसके कारण कार्थुसियन भिक्षु एंथेल्मे और खगोलशास्त्री हेवेलियस द्वारा देखा गया चमक, और आज हम देखते हैं।"

अध्ययन के सह-लेखक, द यूनिवर्सिटी ऑफ मैनचेस्टर स्कूल ऑफ फिजिक्स एंड एस्ट्रोनॉमी के प्रोफेसर अल्बर्ट ज़िजल्स्ट्रा कहते हैं, "तारकीय टकराव ब्रह्मांड में सबसे हिंसक घटनाएं हैं। सबसे अधिक ध्यान न्यूट्रॉन सितारों के बीच या दो सफेद के बीच टकराव पर दिया जाता है। बौने—जो एक सुपरनोवा पैदा कर सकते हैं—और तारा-ग्रह टकराव। लेकिन वास्तव में टकराव देखना बहुत दुर्लभ है, और जहां हम मानते हैं कि एक हुआ, यह जानना मुश्किल है कि किस तरह के तारे टकराए। यहां टक्कर एक नई है , पहले नहीं माना गया है या पहले कभी नहीं देखा गया है। यह एक अत्यंत रोमांचक खोज है।"

एरिज़ोना स्टेट यूनिवर्सिटी में एस्ट्रोफिजिक्स के रीजेंट्स प्रोफेसर प्रोफेसर सुमनर स्टारफील्ड कहते हैं, "सफेद बौना भूरे रंग के बौने की तुलना में लगभग 10 गुना अधिक विशाल होता, इसलिए जैसे ही भूरा बौना सफेद बौने में सर्पिल हो जाता, वह अलग हो जाता। श्वेत बौने द्वारा लगाए गए तीव्र ज्वारीय बल। जब ये दो वस्तुएं टकराईं, तो उन्होंने अणुओं और असामान्य तत्व समस्थानिकों का एक कॉकटेल फैलाया। ये कार्बनिक अणु, जिन्हें हम ALMA के साथ पता लगा सकते थे, आसपास के वातावरण में मापने योग्य रूप से विस्तारित हुए, जो इसके सम्मोहक साक्ष्य प्रदान करते हैं इस विस्फोट की असली उत्पत्ति। यह पहली बार है जब इस तरह की घटना को निर्णायक रूप से पहचाना गया है। दिलचस्प बात यह है कि ऑवरग्लास कार्बनिक अणुओं जैसे फॉर्मल्डेहाइड (एच) में भी समृद्ध है2सीओ), मेथनॉल (सीएच .)3OH) और मेथानामाइड (NH .)2सीएचओ)। ये अणु परमाणु संलयन से गुजरने वाले वातावरण में जीवित नहीं रहेंगे और विस्फोट से मलबे में उत्पन्न हुए होंगे। यह इस निष्कर्ष को और समर्थन देता है कि एक भूरे रंग का बौना एक सफेद बौने के साथ एक स्टार-ऑन-स्टार टक्कर में अपनी मृत्यु से मिला।"

चूंकि आकाशगंगा में अधिकांश स्टार सिस्टम बाइनरी हैं, तारकीय टकराव दुर्लभ नहीं हैं, खगोलविद नोट करते हैं। प्रोफेसर स्टारफील्ड कहते हैं, "इस तरह के टकराव शायद दुर्लभ नहीं हैं, और यह सामग्री अंततः एक नई ग्रह प्रणाली का हिस्सा बन जाएगी, जिसका अर्थ है कि वे पहले से ही कार्बनिक अणुओं के निर्माण-खंडों को बना रहे हैं।"


कैसिओपिया में नया द्विनेत्री नोवा कैस 2021 भड़कता है

नोवा कैस 2021. क्रेडिट: मैरी मैकइंटायर

यह शुरू हुआ, जैसा कि सभी आधुनिक खगोलीय अलर्ट लगता है, एक ट्वीट के साथ, फिर दो के साथ। शुक्रवार, 19 मार्च की सुबह, हमें यह शब्द दिखाई देने लगा कि कैसिओपिया द क्वीन के नक्षत्र में सेफियस के साथ सीमा के पास एक नोवा देखा गया था। उस समय, नोवा +10 "एक गोली के साथ" परिमाण में था, और अभी भी चमक रहा था। उसी रात अमेरिकन एसोसिएशन ऑफ वेरिएबल स्टार ऑब्जर्वर (एएवीएसओ) से अलर्ट नोटिस 735 के साथ एक औपचारिक नोटिस आया, जिसमें 2021 के लिए कैसिओपिया में पहले नोवा, नोवा कैसिओपिया 2021, या एन कैस 2021 की खोज की गई थी।

यह खोज 18 मार्च, 2021 की रात को जापानी पर्यवेक्षक युजी नाकामुरा द्वारा की गई थी, और नए दिखाई देने वाले तारे की प्रारंभिक चमक +9.6 थी।

वर्तमान दृश्यता: क्या नोवा कैसिओपिया 2021 चमकना जारी रखेगा?

इसे लिखते समय, N Cas 2021 अभी भी +7 परिमाण के आसपास चमक रहा है। यह इसे दूरबीन की आसान सीमा में रखता है, और यदि यह बहुत अधिक चमकता है, तो यह एक अंधेरे आकाश स्थल से नग्न आंखों की दृश्यता के भीतर होगा।

मार्च के अंत में, शाम के समय उत्तरी गोलार्ध के पर्यवेक्षकों के लिए कैसिओपिया उत्तर-पश्चिम में कम होता है, जो सुबह के शुरुआती घंटों में उत्तर-पूर्व में ऊंचाई प्राप्त करने से पहले स्थानीय मध्यरात्रि के निकट निचली परिणति की ओर डूबता है। चंद्रमा अब 28 मार्च को पूर्ण की ओर बढ़ रहा है, जिसके बाद यह कम हो जाएगा और शाम के दृश्य को छोड़ना शुरू कर देगा।

+5वां परिमाण वाला तारा 4 कैसिओपिया पास है, जो एक अच्छा मार्गदर्शक सितारा बनाता है। एक और परिचित गहरा आकाश लक्ष्य नोवा कैस 2021 से आधा डिग्री से अधिक है, +6.9 परिमाण खुला क्लस्टर मेसियर 52। नोवा कैस 2021 नग्न आंखों के सितारों बीटा कैसिओपिया और इओटा सेफेई के बीच लगभग समान दूरी पर है।

नोवा कैस 2021 के लिए एक वाइडफ़ील्ड फ़ाइंडर चार्ट। लाल इनसेट क्लोज़-इन चार्ट (नीचे) के लिए फ़ील्ड है। क्रेडिट: डेव डिकिंसन / स्टेलारियम

नोवा कैस 2021 के लिए निर्देशांक सही असेंशन (आरए) 23 घंटे 24 मिनट और 48 सेकंड, गिरावट +61 डिग्री 11 मिनट और 15 सेकंड हैं। क्षेत्र के माध्यम से स्टार हॉप और नोवा को खोजने और उसके परिमाण को मापने के लिए नोवा की तुलना ज्ञात चमक के आस-पास के सितारों से करें। आप एएवीएसओ वेबसाइट पर नोवा कैस 2021 के लिए अपना खुद का कस्टम फाइंडर चार्ट बना सकते हैं।

यह विशेष नोवा गैलेक्टिक प्लेन से लगभग एक डिग्री दूर है, एक मानक क्षेत्र जिसके साथ नोवा आमतौर पर दिखाई देते हैं। शास्त्रीय नोवा तब होता है जब एक सफेद बौना एक मुख्य अनुक्रम तारे को एक तंग आलिंगन में परिक्रमा करता है, सामग्री में ड्राइंग करता है जो तब सफेद बौने के चारों ओर जमा या केंद्रित होता है। सामग्री तब सफेद बौने के चारों ओर संकुचित हो जाती है, गर्म हो जाती है, और अंततः एक भगोड़ा संलयन प्रक्रिया में प्रज्वलित हो जाती है। बार-बार विस्फोट करने वाले चर सितारों की एक उप-श्रेणी को प्रलयकारी या आवर्तक नोवा के रूप में जाना जाता है। T Pyxidis और U Scorpii इस उपवर्ग के अच्छे उदाहरण हैं।

नोवा कैस 2021 की सटीक दूरी अभी तक ज्ञात नहीं है, लेकिन इनमें से अधिकांश -8 के पूर्ण परिमाण के आसपास चरम पर हैं और - जैसे अतिरिक्त-गैलेक्टिक सुपरनोवा - दूरी को मापने के लिए मानक मोमबत्तियों के रूप में उपयोग करने का वादा करते हैं। यदि नोवा कैस 2021 के लिए +7वां परिमाण शिखर है, तो यह सुझाव देगा कि यह लगभग 30,000 से 32,000 प्रकाश-वर्ष दूर है, मिल्की वे गैलेक्सी की बाहरी भुजा के किनारे पर, पर्सियस आर्म से परे- लेकिन अगर यह चमकता है, यह काफी करीब हो सकता है।

  • एक 'सच्चा दृश्य' (बनाम उलटा) नोवा कैस 2021 पर केंद्रित 10 डिग्री खोजक चार्ट। क्रेडिट: एएवीएसओ
  • २०वीं और २१वीं सदी में नंगी आंखों वाली नई। हमारे नवीनतम डीप-स्काई फील्ड गाइड से अनुकूलित। क्रेडिट: डेव डिकिंसन
  • टाइकोस स्टार, १५७२ में देखा गया। क्रेडिट: विकिमीडिया कॉमन्स/पब्लिक डोमेन

उत्तरी गोलार्ध के लिए आखिरी अच्छी नग्न आंखों वाला नोवा नोवा डेल्फ़िनी 2013 था, जो लगभग आठ साल पहले डेल्फ़िनस डॉल्फ़िन के छोटे सेसेटियन नक्षत्र में था। औसतन, हमें लगभग एक दशक में लगभग एक बार एक अच्छी नग्न आंखों वाली गैलेक्टिक नोवा मिलती है।

यदि वर्तमान में नोवा कैस 2021 की मेजबानी करने वाला आकाश का पैच परिचित लगता है, तो ऐसा इसलिए हो सकता है क्योंकि यह टाइको के सुपरनोवा की साइट से केवल छह डिग्री दूर है, जिसे खगोलविद टाइको ब्राहे ने 1572 में नोट किया था।

दुर्भाग्य से, गेलेक्टिक सुपरनोवा बहुत दुर्लभ ब्रह्मांडीय जानवर हैं। यद्यपि हम प्रति वर्ष कई दूर की आकाशगंगाओं में देखते हैं, चार सदियों पहले दूरबीन खगोल विज्ञान के आगमन के बाद से हमारे अपने गैलेक्टिक पड़ोस में एक अच्छा नहीं था। स्पिका (अल्फा वर्जिनिस) और बेटेलज्यूज पास के अच्छे उम्मीदवार हैं, हालांकि दोनों 50 प्रकाश-वर्ष "किल जोन" से बहुत आगे हैं और बस एक अच्छा प्रदर्शन करेंगे। Betelgeuse ने 2019 के अंत से 2020 की शुरुआत तक हम सभी को विराम दिया, जब यह स्पष्ट रूप से मंद हो गया, लेकिन अभी के लिए अपने पुराने स्व में वापस आ गया है।

अगर आसमान साफ ​​​​है, तो आज रात नोवा कैस 2021 को ट्रैक करना सुनिश्चित करें - यह इस दशक के लिए सिर्फ "कॉस्मिक नोवा शो" हो सकता है।


हम जानते हैं कि नोवा क्या है, लेकिन कैसे? - खगोल विज्ञान

नया तारा एक लैटिन शब्द है जिसका अर्थ नया है, और यह आकाश में एक नए तारे की उपस्थिति का वर्णन करता है, एक ऐसी जगह पर एक शानदार वस्तु जहां पहले केवल एक बहुत ही कमजोर तारा था, या शायद कुछ भी नहीं था। खगोलविदों का अनुमान है कि आकाशगंगा में नोवा (नोवा का बहुवचन) प्रति वर्ष लगभग 20 से 60 बार होता है।

एक नोवा एक घटना है जो एक बाइनरी स्टार सिस्टम में होती है जिसमें एक सफेद बौना और एक स्थिर साथी तारा होता है। एक सफेद बौना एक तारे का मृत, ढह गया कोर है जो पहले सूर्य के आकार के बारे में था। जब सूरज मर जाएगा, तो वह सफेद बौना बन जाएगा। हालांकि, सूर्य के विपरीत, कई तारे बाइनरी सिस्टम में मौजूद होते हैं, जहां दो तारे एक दूसरे की परिक्रमा करते हैं। कई बायनेरिज़ में, सूर्य से पृथ्वी की दूरी से बहुत कम दूरी ऐसे सितारों को अलग कर सकती है।

मान लीजिए कि खगोलविदों के पास एक सफेद बौना और एक साथी तारा के साथ एक द्विआधारी प्रणाली है जो एक लाल विशालकाय तारा बनने के लिए विस्तार कर रही है। जैसे-जैसे लाल विशालकाय तारे की सतह का विस्तार होता है, यह उत्तरोत्तर सफेद बौने के करीब आता जाता है। आखिरकार, विशाल की सतह दो सितारों के बीच एक महत्वपूर्ण बिंदु तक पहुंच सकती है जहां सफेद बौने का गुरुत्वाकर्षण वास्तव में विशाल के अपने गुरुत्वाकर्षण से अधिक मजबूत होता है। यदि ऐसा होता है, तो पदार्थ विशाल की सतह से और सफेद बौने पर प्रवाहित होना शुरू हो जाएगा। यह एक बाल्टी को पानी से भरने जैसा है — अंततः पानी ओवरफ्लो हो जाएगा, और अगर बगल में बाल्टी है, तो उसमें डालना शुरू करें। इसी तरह, एक बार जब इसकी सतह अपने रोश लोब से आगे बढ़ती है, तो बड़ा तारा पदार्थ खोना शुरू कर देगा, वह काल्पनिक सतह जिसके आगे विशाल तारे का गुरुत्वाकर्षण अब उसके पदार्थ को बनाए रखने के लिए पर्याप्त नहीं है।

सफेद बौने में जबरदस्त गुरुत्वाकर्षण होता है, क्योंकि यह बहुत विशाल और बहुत छोटा होता है। इसलिए, साथी तारे का पदार्थ, जो ज्यादातर हाइड्रोजन है, सफेद बौने की सतह पर एक घनी, पतली, गर्म परत में कुचल दिया जाता है। जितना अधिक पदार्थ सफेद बौने पर प्रवाहित होता है, उतना ही गर्म होता जाता है, और अंत में, थर्मोन्यूक्लियर संलयन प्रतिक्रियाएं शुरू होती हैं। ये प्रतिक्रियाएं ठीक वैसे ही होती हैं जैसे सूर्य जैसे स्थिर तारे के केंद्र में होती हैं, हाइड्रोजन को हीलियम में परिवर्तित करने के साथ-साथ ऊर्जा की भारी रिहाई होती है। एक संक्षिप्त लेकिन हिंसक प्रलय में, सफेद बौने की सतह पर हाइड्रोजन जल जाता है, और जब यह होता है, तो सफेद बौना एक मिलियन (15 परिमाण) के कारक जितना चमकता है। यह एक नोवा है, और अपनी चरम चमक तक पहुंचने के बाद, यह धीरे-धीरे हफ्तों से लेकर महीनों तक की अवधि में फीका पड़ जाता है।

चूंकि नोवा विस्फोट के बाद बाइनरी सिस्टम में मास ट्रांसफर बंद नहीं होता है, व्हाइट ड्वार्फ 2013 में फिर से जमा होना शुरू हो जाएगा। Novae therefore are recurrent, with the length of time between nova outbursts in a system depending on how fast the companion star is losing matter to the white dwarf. If the stream is just a trickle, it might be thousands of years until the next outburst. Other novae recur much more frequently. As a single star, the sun is unlikely ever to become a nova after it dies. It may accrete enough matter just from the interstellar medium to become a nova, but such novae are extremely rare events due to the low rate of accretion of matter.

Novae should never be confused with supernovae, which are not just big novae. Supernovae involve the explosion and destruction of a star or a white dwarf, while a nova is merely the conflagration of a surface layer of hydrogen on a white dwarf. Novae are much more common than supernovae, and they do not release nearly as much energy. Nevertheless, they are a good reason to be familiar with the sky: things do change in space. A person never knows when looking up into the night sky, and seeing a familiar constellation looking a bit different. Just this kind of thing happened as recently as December 1999, when a bright, naked – eye nova appeared in the constellation Aquila, the Eagle. At its maximum, it was as bright as many of the stars in the constellation, and for a few days at least, viewers were treated to the spectacle of a truly new star in an otherwise familiar constellation.

A reoccurring nova occurred in 2006. Approximately 5,000 light – years away in the constellation Ophiuchus, RS Ophiuchi was seen exploding. The nova reached its maximum brightness on February 13, 2006. It has erupted in the later years of 1898, 1933, 1958, 1967, and 1985.


A nova, briefly visible in southern skies

Veteran comet hunter Robert McNaught from Coonabarabran, Australia, must have been perplexed – and then surprised – and then delighted when he noticed something peculiar on CCD images of the night sky, taken July 15, 2020. It was a faint, but visible star where none had appeared before. Such a star is called a nova, from a Latin word meaning new. This one is in front of the southern constellation Reticulum. Once confirmed by other astronomers, and reported in The Astronomer’s Telegram on July 16, the object was quickly announced to the world’s community of variable star observers as Nova Reticuli 2020 (N Ret 2020).

It’s a rare find: a nova visible to the eye!

Astronomers have determined that this outburst is of the sort called a classical nova. That is, it’s created in a double-star system where one star is a white dwarf and the other is an ordinary main sequence star, not dissimilar from our sun. These two stars are close together in space, orbiting one another on a timescale of only hours. Because they’re close – and because the white dwarf is a collapsed object with very powerful gravity (a teaspoon of white dwarf material would weigh several tons) – hydrogen from the main sequence star is drawn into an accretion disk around the white dwarf. Eventually, this hydrogen piles onto the surface of the white dwarf. As explained on the website Cosmos from Swinburne University:

As more hydrogen (and helium) is accreted, the pressure and temperature at the bottom of this surface layer increase until sufficient to trigger nuclear fusion reactions [the same process that causes our sun and most other stars to shine]. These reactions rapidly convert the hydrogen into heavier elements creating a runaway thermonuclear reaction where the energy released by the hydrogen burning increases the temperature, which in turn drives up the rate of hydrogen burning.

The energy released through this process ejects the majority of the unburnt hydrogen from the surface of the star in a shell of material moving at speeds of up to 1,500 km/s. This produces a bright but short-lived burst of light – the nova.

A classical nova outburst can occur again and again in a system of this kind.

Nova Reticulum 2020 is associated with a known object in the database of the American Association of Variable Star Observers, labeled MGAB-V207 and categorized as a cataclysmic variable star. These sorts of stars are known to undergo classical nova outbursts due to mass transfer between a main sequence star and a white dwarf.

In a classical nova, a dense white dwarf pulls material from a companion star. The material piles up on the white dwarf’s surface until thermonuclear processes begin, creating an outburst. Image via NASA/ JPL-Caltech.

Can you see Nova Reticuli 2020? Possibly, if it hasn’t faded yet, and if you live in the Southern Hemisphere, where the constellation Reticulum can be seen. On July 17, writing at Astronomy.com, Alison Klesman said Nova Reticuli 2020 was shining at around magnitude 5.

That is, it’s visible to the eye, but only barely.

If it’s still visible to the eye, you will need a very dark to see the nova. If you have that – and a constellation chart to show you how to find Reticulum – look first for the bright stars Alpha and Gamma Doradus, shown on the chart below (apologies for the blurriness of the chart be sure to view it larger).

View larger. | If you live in the Southern Hemipshere, you can see the constellation Reticulum and the nova. You can pinpoint Nova Reticuli 2020 by looking roughly 5 degrees west of magnitude 3.3 Alpha Doradus and 4.25 degrees southwest of magnitude 4.3 Gamma Doradus. Notice that these 2 stars make a triangle with the nova. If the nova has gotten fainter, try using binoculars to bring it into view. Image via Alison Klesman/ Astronomy.com. Congratulations to comet hunter Robert McNaught, who was the first to spot Nova Reticuli 2020! Image via Abc.net.au.

BRIGHT NOVA RETICULI 2020 – A bright galactic nova (magn. about 5) discovered by R. H. McNaught on July 15, 2020. Our follow-up image & animation via @TelescopeLiveHQ 10cm scope in Australia: https://t.co/7gSGPuXPFq with @AValvasori & M. Rocchetto. pic.twitter.com/Q4ZleVeKsc

&mdash Ernesto Guido (@comets77) July 17, 2020

Bottom line: Astronomers have spotted a classical nova outburst in a type of variable star that involves a white dwarf orbiting a main sequence star. Nova Reticulum 2020 has been briefly visible from the Southern Hemisphere. At this writing, we do not know if it is still visible.


Astronomy Video “Nova: Alien Planets Revealed"

(From the PBS website program description - note that as of 8/2019 the video link provided if the DVD is not for free on youtube).

"It's a golden age for planet hunters: NASA's Kepler mission has identified more than 3,500 potential planets orbiting stars beyond our Sun. Some of them, like a planet called Kepler-22b, might even be able to harbor life. How did we come upon this distant planet? Combining startling animation with input from expert astrophysicists and astrobiologists, "Alien Planets Revealed" takes viewers on a journey along with the Kepler telescope. How does the telescope look for planets? How many of these planets are like our Earth? Will any of these planets be suitable for life as we know it? Bringing the creative power of veteran animators together with the latest discoveries in planet-hunting, "Alien Planets Revealed" shows the successes of the Kepler mission, taking us to planets beyond our solar system and providing a glimpse of creatures we might one day encounter."