შინაარსზე გადასვლა

ნოვა

მასალა ვიკიპედიიდან — თავისუფალი ენციკლოპედია

ნოვა (ინგლ. Nova) — ხანმოკლე ასტრონომიული მოვლენა, რომელიც იწვევს კაშკაშა და ვიზუალურად „ახალი“ ვარსკვლავის უეცარ გამოჩენას (აქედან მომდინარეობს სახელწოდება „ნოვა“, რაც ლათინურად „ახალს“ ნიშნავს; ეს არის შემოკლებული ფორმა ფრაზისა „stella nova“ — „ახალი ვარსკვლავი“), რომელიც კვირების ან თვეების განმავლობაში თანდათან ცხრება. ყველა აღმოჩენილი ნოვა თეთრი ჯუჯების მჭიდრო ორმაგი ვარსკვლავური სისტემაა, თუმცა ნოვას დრამატული გამოჩენის მიზეზები განსხვავებულია და დამოკიდებულია სისტემის შემადგენელი ორი ვარსკვლავის მახასიათებლებზე. ნოვების მთავარი ქვეკლასებია: კლასიკური ნოვები, განმეორებადი ნოვები (RNe) და ჯუჯა ნოვები. ყველა მათგანი კატაკლიზმურ ცვალებად ვარსკვლავად მიიჩნევა.

კლასიკური ნოვების აფეთქებები ყველაზე გავრცელებული ტიპია. ეს ტიპი, როგორც წესი, წარმოიქმნება მჭიდრო ორმაგ ვარსკვლავურ სისტემაში, რომელიც შედგება თეთრი ჯუჯისა და მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავის, ქვეგიგანტის ან წითელი გიგანტისგან. თუ სისტემის ორბიტული პერიოდი რამდენიმე დღე ან ნაკლებია, თეთრი ჯუჯა საკმარისად ახლოს იმყოფება თანამგზავრ ვარსკვლავთან, რათა მისგან მომდინარე მატერია საკუთარ ზედაპირზე მიიზიდოს (აკრეცია) და მკვრივი, თუმცა თხელი ატმოსფერო შექმნას. ეს ატმოსფერო, რომელიც ძირითადად წყალბადისგან შედგება, ცხელი თეთრი ჯუჯის ზემოქმედებით ხურდება და კრიტიკულ ტემპერატურას აღწევს, რაც იწვევს სწრაფ და უკონტროლო თერმობირთვულ რეაქციას. ენერგიის უეცარი ზრდა ატმოსფეროს ვარსკვლავთშორის სივრცეში გამოტყორცნის და ქმნის გარსს, რომელიც ნოვას მოვლენის დროს ხილული სინათლის სახით აღიქმება. წარსულში ასეთ მოვლენას ახალ ვარსკვლავად მიიჩნევდნენ. ზოგიერთი ნოვა წარმოქმნის ხანმოკლე სიცოცხლის მქონე ნარჩენებს, რომლებიც შესაძლოა რამდენიმე საუკუნე არსებობდეს.

განმეორებადი ნოვას შემთხვევაში იგივე პროცესები მიმდინარეობს, რაც კლასიკურ ნოვასთან, თუმცა აქ მოვლენა ციკლურად მეორდება (რამდენიმე ათწლეულის ან უფრო მცირე ინტერვალით), რადგან თანამგზავრი ვარსკვლავი ყოველი აფეთქების შემდეგ კვლავ კვებავს თეთრი ჯუჯის მკვრივ ატმოსფეროს; ასეთია, მაგალითად, ვარსკვლავი T Coronae Borealis.

გარკვეულ პირობებში, მასის აკრეციამ შესაძლოა გამოიწვიოს ისეთი უკონტროლო თერმობირთვული რეაქცია, რომელიც არა მხოლოდ ატმოსფეროს გამოტყორცნის, არამედ მთლიანად ანადგურებს თეთრ ჯუჯას. ამ შემთხვევაში მოვლენა, როგორც წესი Ia ტიპის სუპერნოვად კლასიფიცირდება.

ნოვები ყველაზე ხშირად გვხვდება ცაზე ირმის ნახტომის გასწვრივ, განსაკუთრებით მშვილდოსნის თანავარსკვლავედში მდებარე გალაქტიკის ცენტრის პირველი ან მეორე ვარსკვლავიერი სიდიდის მქონე ნოვები საუკუნეში მხოლოდ რამდენჯერმე ჩნდება. ბოლო ასეთი კაშკაშა ნოვა იყო V1369 Centauri, რომელმაც 2013 წლის 14 დეკემბერს 3.3 ხილულ ვარსკვლავიერ სიდიდეს მიაღწია.[1]

ეტიმოლოგია

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

XVI საუკუნეში ასტრონომმა ტიხო ბრაჰემ კასიოპეას თანავარსკვლავედში დააკვირდა სუპერნოვა SN 1572-ს. მან ეს მოვლენა აღწერა თავის წიგნში „ახალი ვარსკვლავის შესახებ“ (De nova stella), რამაც საფუძველი ჩაუყარა ტერმინ „ნოვას“ (nova) დამკვიდრებას. ამ ნაშრომში იგი ამტკიცებდა, რომ ახლომდებარე ობიექტი უძრავ ვარსკვლავებთან შედარებით გადაადგილებულად უნდა ჩანდეს, შესაბამისად, ნოვა ძალიან შორს უნდა ყოფილიყო. მიუხედავად იმისა, რომ მოგვიანებით დადგინდა, რომ SN 1572 სინამდვილეში სუპერნოვა იყო და არა ნოვა, 1930-იან წლებამდე ამ ტერმინებს ურთიერთშემცვლელად მიიჩნევდნენ.[2] ამის შემდეგ ნოვებს „კლასიკურ ნოვებს“ უწოდებდნენ, რათა ისინი სუპერნვებისგან განესხვავებინათ; ეს გამიჯვნა ეფუძნებოდა მხოლოდ დაკვირვებით მიღებულ მონაცემებს, რომელთა მიხედვითაც მიიჩნეოდა, რომ მათ განსხვავებული გამომწვევი მიზეზები და ენერგეტიკული მახასიათებლები ჰქონდათ.

მიუხედავად იმისა, რომ ტერმინი „stella nova“ „ახალ ვარსკვლავს“ ნიშნავს, ნოვები ყველაზე ხშირად თეთრ ჯუჯებზე — უკიდურესად ძველი ვარსკვლავების ნარჩენებზე — წარმოიქმნება.

ნოვების ვარსკვლავური ევოლუცია

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
Image
Nova Eridani 2009 (ხილული ვარსკვლავიერი სიდიდე ~8.4)

პოტენციური ნოვების ევოლუცია იწყება ორმაგ სისტემაში არსებული მთავარი მიმდევრობის ორი ვარსკვლავით. მათგან ერთი წითელ გიგანტად გარდაიქმნება და მეორე ვარსკვლავის ორბიტაზე ტოვებს თავის ნარჩენს — თეთრი ჯუჯის ბირთვს. მეორე ვარსკვლავი — რომელიც შეიძლება იყოს როგორც მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავი, ისე დაბერებული გიგანტი — როდესაც როშის ღრუს (Roche lobe) საზღვრებს სცდება, იწყებს თავისი გარსის ნივთიერების გადაცემას პარტნიორ თეთრ ჯუჯაზე. შედეგად, თეთრი ჯუჯა აკრეციის დისკოს მეშვეობით თანდათანობით ითვისებს პარტნიორის გარე ატმოსფეროდან მომდინარე მატერიას, რომელიც შემდეგ მის ატმოსფეროში ჩაედინება. ვინაიდან თეთრი ჯუჯა დეგენერირებული მატერიისგან შედგება, აკრეცირებული წყალბადი ვერ ფართოვდება, მიუხედავად იმისა, რომ მისი ტემპერატურა იზრდება. უკონტროლო თერმობირთვული რეაქცია მაშინ იწყება, როდესაც ატმოსფერული ფენის ტემპერატურა ~20 მილიონ კელვინს აღწევს, რაც CNO-ციკლის მეშვეობით ბირთვულ წვას ააქტიურებს.[3]

თუ აკრეციის სიჩქარე ოპტიმალურია, თეთრი ჯუჯის ზედაპირზე წყალბადის სინთეზი შესაძლოა სტაბილურად მიმდინარეობდეს, რაც წარმოქმნის რენტგენული გამოსხივების „სუპერ-რბილ“ წყაროს; თუმცა, ორმაგი სისტემის პარამეტრების უმეტეს შემთხვევაში,[2] წყალბადის წვა თერმულად არასტაბილურია და უკონტროლო რე ეს პროცესი აშორებს დარჩენილ აირებს თეთრი ჯუჯის ზედაპირიდან და იწვევს სინათლის უკიდურესად კაშკაშა აფეთქებას.

მაქსიმალურ სიკაშკაშემდე მისვლის პროცესი შეიძლება იყოს როგორც ძალიან სწრაფი, ისე თანდათანობითი; პიკის შემდეგ სიკაშკაშე სტაბილურად იკლებს.[4] დრო, რომელიც საჭიროა ნოვას ოპტიკური სიკაშკაშის მაქსიმუმიდან 2 ან 3 ვარსკვლავიერი სიდიდით შესამცირებლად, გამოიყენება ნოვების სიჩქარის კლასებად დასაყოფად. სწრაფ ნოვებს, როგორც წესი 25 დღეზე ნაკლები დრო სჭირდებათ სიკაშკაშის 2 ვარსკვლავიერი სიდიდით შესამცირებლად, ხოლო ნელ ნოვებს — 80 დღეზე მეტი.[5]

მიუხედავად პროცესის სიმძლავრისა, ნოვას დროს გამოტყორცნილი მასა მზის მასის მხოლოდ დაახლოებით 1/10 000-ს შეადგენს, რაც საკმაოდ მცირეა თეთრი ჯუჯის მასასთან შედარებით. გარდა ამისა, ენერგიის გამოყოფის პროცესში აკრეცირებული მასის მხოლოდ ხუთი პროცენტი განიცდის თერმობირთვულ რეაქციას.[2] მიუხედავად ამისა, ეს ენერგია საკმარისია იმისთვის, რომ ნოვას მიერ გამოტყორცნილი ნივთიერება აჩქარდეს წამში რამდენიმე ათას კილომეტრამდე სიჩქარემდე (სწრაფი ნოვების შემთხვევაში სიჩქარე უფრო მაღალია, ვიდრე ნელებისას), რასაც თან ახლავს სიკაშკაშის ზრდა მზის სიკაშკაშის რამდენიმეჯერადი მაჩვენებლიდან მის 50 000–100 000-მაგ სიდიდემდე.[2][6] 2010 წელს მეცნიერებმა, რომლებიც NASA-ს ფერმის კოსმოსურ ტელესკოპს იყენებდნენ, აღმოაჩინეს, რომ ნოვას ასევე შეუძლია გამა-სხივების (>100 მევ) გამოსხივება.[7]

თეთრ ჯუჯას პოტენციურად შეუძლია დროთა განმავლობაში არაერთხელ წარმოქმნას ნოვა, რადგან მისი ზედაპირისკენ თანამგზავრი ვარსკვლავიდან წყალბადის აკრეცია გრძელდება. როდესაც ასეთი განმეორებითი აფეთქებები შეინიშნება, ობიექტს განმეორებადი ნოვა ეწოდება. ამის მაგალითია RS Ophiuchi, რომლის შემთხვევაშიც შვიდი აფეთქებაა დაფიქსირებული (1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006 და 2021 წლებში). საბოლოო ჯამში, თუ თეთრი ჯუჯა მიუახლოვდება ჩანდრასეკარის ზღვარს, შესაძლოა მოხდეს მისი აფეთქება Ia ტიპის სუპერნოვად.

ზოგჯერ ნოვები იმდენად კაშკაშაა და დედამიწასთან იმდენად ახლოს მდებარეობს, რომ მათი დანახვა შეუიარაღებელი თვალითაც შესაძლებელია. ბოლო პერიოდის ყველაზე კაშკაშა მაგალითი იყო Nova Cygni 1975. იგი 1975 წლის 29 აგვისტოს გამოჩნდა გედის თანავარსკვლავედში, დენებისგან (Deneb) ჩრდილოეთით დაახლოებით 5 გრადუსით და მიაღწია 2.0 ვარსკვლავიერ სიდიდეს (თითქმის ისეთივე კაშკაშა იყო, როგორც დენები). ბოლო დროის კაშკაშა ნოვებს შორის აღსანიშნავია V1280 Scorpii, რომელმაც 2007 წლის 17 თებერვალს 3.7 ვარსკვლავიერ სიდიდეს მიაღწია, და Nova Delphini 2013. Nova Centauri 2013 აღმოაჩინეს 2013 წლის 2 დეკემბერს; ის ამჟამად ამ ათასწლეულის ყველაზე კაშკაშა ნოვაა და 3.3 ვარსკვლავიერ სიდიდეს მიაღწია.

ჰელიუმის ნოვები

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ჰელიუმის ნოვა (რომელშიც ჰელიუმის აფეთქება მიმდინარეობს) ნოვების მოვლენის ჰიპოთეტური კატეგორიაა, რომლის სპექტრშიც არ არის წყალბადის ხაზები. წყალბადის ხაზების არარსებობა შესაძლოა გამოწვეული იყოს თეთრ ჯუჯაზე ჰელიუმის გარსის აფეთქებით. ეს თეორია პირველად 1989 წელს წამოაყენეს, ხოლო ჰელიუმის ნოვას კანდიდატად პირველად 2000 წელს V445 Puppis დაფიქსირდა.[8] მას შემდეგ ჰელიუმის ნოვების კატეგორიაში კიდევ ოთხი ობიექტი განიხილება.[9]

გავრცელების სიხშირე და ასტროფიზიკური მნიშვნელობა

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ასტრონომთა შეფასებით, ირმის ნახტომში წელიწადში დაახლოებით 25-დან 75-მდე ნოვა ჩნდება.[10] რეალურად დაფიქსირებული ნოვების რაოდენობა გაცილებით ნაკლებია — წელიწადში დაახლოებით 10;[11] ეს, სავარაუდოდ, იმით აიხსნება, რომ შორეულ ნოვებს გაზისა და მტვრის ღრუბლები ფარავს. 2019 წლის მონაცემებით, ირმის ნახტომში ნოვების სავარაუდო რაოდენობამ 407-ს მიაღწია. ანდრომედეს გალაქტიკაში ყოველწლიურად აღმოაჩენენ დაახლოებით 25 ნოვას, რომელთა სიკაშკაშე აღემატება 20-ე ვარსკვლავიერ სიდიდეს; შედარებით მცირე რაოდენობა ფიქსირდება სხვა მეზობელ გალაქტიკებშიც.[12]

ნოვების აფეთქების შედეგად გამოტყორცნილი ნივთიერებისგან წარმოქმნილი ნისლეულების (გაზ-მტვრის ღრუბლების) სპექტროსკოპიულმა კვლევამ აჩვენა, რომ ისინი გამდიდრებულია ისეთი ელემენტებით, როგორიცაა ჰელიუმი, ნახშირბადი, აზოტი, ჟანგბადი, ნეონი და მაგნიუმი.[2] გალაქტიკის ქიმიური ევოლუციის თანამედროვე მოდელების მიხედვით, კლასიკური ნოვების აფეთქებები გალაქტიკის დისკოში ლითიუმის დაგროვების მნიშვნელოვან, შესაძლოა, მთავარ წყაროდაც კი მიიჩნევა.[12][13][14] ვარსკვლავთშორის სივრცეში ნოვების წვლილი არცთუ ისე დიდია; ისინი გალაქტიკას სუპერნოვებთან შედარებით 50-ჯერ, ხოლო წითელ გიგანტებსა და სუპერგიგანტებთან შედარებით — 200-ჯერ ნაკლები რაოდენობის ნივთიერებას აწვდიან.[2]

დაფიქსირებული განმეორებადი ნოვები (როგორიცაა RS Ophiuchi), რომელთა ციკლურობა ათწლეულებით განისაზღვრება, იშვიათ მოვლენას წარმოადგენს. თუმცა, ასტრონომები ვარაუდობენ, რომ ნოვების უმეტესობა (ან თუნდაც ყველა მათგანი) განმეორებადია, ოღონდ ეს პროცესი გაცილებით დიდ დროში — 1 000-დან 100 000 წლამდე პერიოდში — მიმდინარეობს.[15] ნოვის აფეთქების განმეორების პერიოდი უფრო მეტად თეთრი ჯუჯის მასაზეა დამოკიდებული, ვიდრე აკრეციის (ნივთიერების დაგროვების) სიჩქარეზე; ძლიერი გრავიტაციის გამო, მასიურ თეთრ ჯუჯებს აფეთქებისთვის ნაკლები აკრეცია სჭირდებათ, ვიდრე ნაკლები მასის მქონეებს. შესაბამისად, დიდი მასის მქონე თეთრი ჯუჯებისთვის აფეთქებებს შორის ინტერვალი უფრო ხანმოკლეა.

V Sagittae იმით არის გამორჩეული, რომ მისი მომდევნო ამოფრქვევის დროის საკმაოდ ზუსტად პროგნოზირებაა შესაძლებელი; მოსალოდნელია, რომ ის დაახლოებით 2083 წელს განმეორდება (დაახლოებით 11-წლიანი ცდომილებით).[16]

ქვეტიპები

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ნოვები კლასიფიცირდება სინათლის მრუდის კლების სიჩქარის მიხედვით; მათ უწოდებენ A, B, C და R ტიპებს[17] ან იყენებენ პრეფიქსს „N“:

  • NA: სწრაფი ნოვები — სიკაშკაშის მკვეთრი ზრდით, რასაც მოსდევს სიკაშკაშის კლება 3 ვარსკვლავიერი სიდიდით (საწყისი სიკაშკაშის დაახლოებით 1/16-მდე) 100 დღის განმავლობაში.[18]
  • NB: ნელი ნოვები — სიკაშკაშის კლება 3 ვარსკვლავიერი სიდიდით 150 ან მეტი დღის განმავლობაში.
  • NC: ძალიან ნელი ნოვები (ცნობილია, როგორც სიმბიოზური ნოვები) — ინარჩუნებენ მაქსიმალურ სიკაშკაშეს ათწლეულის ან მეტი ხნის განმავლობაში და შემდეგ ძალიან ნელა ქრებიან.
  • NR/RN: განმეორებადი ნოვები — დაფიქსირებულია ორი ან მეტი აფეთქება, რომლებსაც შორის ინტერვალი 80 წელი ან ნაკლებია.[19] როგორც წესი, ისინიც სწრაფი ნოვებია.

ნოვას ნარჩენები

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
Image მთავარი სტატია: ნოვას ნარჩენი.
Image
GK Persei: 1901 წლის ნოვა

ზოგიერთი ნოვა ტოვებს ხილულ ნისლეულს — მასალას, რომელიც ამოტყორცნილია ნოვას აფეთქების ან რამდენიმე აფეთქების შედეგად.[20]

ნოვები, როგორც მანძილის ინდიკატორები

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

ნოვებს აქვთ პოტენციალი, გამოყენებულ იქნან როგორც „სტანდარტული სანთლები“ ​​მანძილების გასაზომად. მაგალითად, მათი აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდეების განაწილება ბიმოდალურია (ორმწვერვალიანი): მთავარი პიკი -8.8 სიდიდეზეა, ხოლო მეორადი — -7.5-ზე. ასევე, მაქსიმალური სიკაშკაშის მიღწევიდან 15 დღის შემდეგ ნოვებს დაახლოებით ერთნაირი აბსოლუტური ვარსკვლავიერი სიდიდე (-5.5) აქვთ. ნოვებზე დაყრდნობით მიღებული მანძილის შეფასებები სხვადასხვა ახლომდებარე გალაქტიკასა და გალაქტიკათგროვამდე სიზუსტით შეედრება ცეფეიდი ცვალებადი ვარსკვლავების გამოყენებით მიღებულ მონაცემებს.[21]

განმეორებადი ნოვები

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

განმეორებადი ნოვა (RN) არის ასტრონომიული ობიექტი, რომელშიც დაფიქსირებულია ნოვას განმეორებითი აფეთქებები. განმეორებადი ნოვას სიკაშკაშე, როგორც წესი, იზრდება დაახლოებით 9 ვარსკვლავიერი სიდიდით, მაშინ როცა კლასიკური ნოვას სიკაშკაშე შეიძლება 12-ზე მეტი სიდიდით გაიზარდოს.[22]

მიუხედავად იმისა, რომ შეფასებით ნოვა-სისტემების მეოთხედს მაინც ახასიათებს მრავალჯერადი აფეთქება, ირმის ნახტომში მხოლოდ ათი განმეორებადი ნოვაა დაფიქსირებული.[23]

ანდრომედეს გალაქტიკასა (M31) და მაგელანის დიდ ღრუბელში დაფიქსირებულია რამდენიმე გალაქტიკათშორისი განმეორებადი ნოვა. ერთ-ერთი ასეთი გალაქტიკათშორისი ნოვა, M31N 2008-12a, ყოველ 12 თვეში ერთხელ აქტიურდება.

2016 წლის 20 აპრილს ვებგვერდმა Sky & Telescope გაავრცელა ინფორმაცია განმეორებადი ნოვას, T Coronae Borealis-ის ხანგრძლივი გაკაშკაშების შესახებ: 2015 წლის თებერვლიდან მისი სიკაშკაშე 10.5-დან დაახლოებით 9.2 ვარსკვლავიერ სიდიდემდე გაიზარდა. მსგავს მოვლენას, რომელიც 1938 წელს დაფიქსირდა, 1946 წელს ვარსკვლავის აფეთქება მოჰყვა.[24] 2018 წლის ივნისისთვის ვარსკვლავის სიკაშკაშე ოდნავ შემცირდა, თუმცა აქტიურობის უჩვეულოდ მაღალი დონე კვლავ შენარჩუნდა. 2023 წლის მარტში ან აპრილში მისი სიკაშკაშე 12.3 ვარსკვლავიერ სიდიდემდე დაეცა.[25] მსგავსი შესუსტება 1945 წლის აფეთქებამდე ერთი წლით ადრეც შეინიშნებოდა, რამაც ზოგიერთს იმის ვარაუდის საფუძველი მისცა, რომ ვარსკვლავი, სავარაუდოდ, 2024 წლის მარტსა და სექტემბერს შორის აფეთქდებოდა.[26] 2026 წლის 19 სექტემბრის მდგომარეობით, ეს ნავარაუდევი აფეთქება ჯერ არ მომხდარა.

ლიტერატურა

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
  • Bode, Michael F.; Evans, Aneurin (2008) Classical Novae, 2nd, Cambridge Astrophysics Series, Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-84330-0. 
  • Della Valle, Massimo; Izzo, Luca (July 2020). „Observations of Galactic and Extragalactic Novae“. The Astronomy and Astrophysics Review. 28 (1): 3. arXiv:2004.06540. Bibcode:2020A&ARv..28....3D. doi:10.1007/s00159-020-0124-6. ISSN 0935-4956. S2CID 215754507.
  • (2002) Classical Nova Explosions: International Conference on Classical Nova Explosions, Sitges, Spain, 20-24 May, 2002, AIP conference proceedings. Melville, N.Y.: American Institute of Physics. ISBN 978-0-7354-0092-4. 
  • Payne-Gaposchkin, Cecilia (1957). The Galactic Novae. Amsterdam, NY: North Holland Publishing Company. OCLC 838013. 
  • Schaefer, Bradley E. (April 2010). „Comprehensive Photometric Histories of All Known Galactic Recurrent Novae“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 187 (2): 275–373. arXiv:0912.4426. Bibcode:2010ApJS..187..275S. doi:10.1088/0067-0049/187/2/275. ISSN 0067-0049. S2CID 119294221.
  • Shafter, A. W.; et al. (10 June 2011). „A Spectroscopic and Photometric Survey of Novae in M31“. The Astrophysical Journal. 734 (1): 12. arXiv:1104.0222. Bibcode:2011ApJ...734...12S. doi:10.1088/0004-637X/734/1/12. ISSN 0004-637X. S2CID 119114867.

რესურსები ინტერნეტში

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]

სქოლიო

[რედაქტირება | წყაროს რედაქტირება]
  1. ↑ Nova Centauri 2013: Another bright, naked-eye nova | aavso.org. ციტირების თარიღი: 2020-11-02
  2. 1 2 3 4 5 6 Prialnik, Dina (2001). „Novae“, რედ. Paul Murdin: Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. Institute of Physics Publishing/Nature Publishing Group, გვ. 1846–1856. ISBN 978-1-56159-268-5. 
  3. ↑ M.J. Darnley; et al. (10 February 2012). „On the Progenitors of Galactic Novae“. The Astrophysical Journal. 746 (61): 61. arXiv:1112.2589. Bibcode:2012ApJ...746...61D. doi:10.1088/0004-637x/746/1/61. S2CID 119291027.
  4. ↑ AAVSO Variable Star Of The Month: May 2001: Novae დაარქივებული 6 November 2003 საიტზე Wayback Machine.
  5. ↑ Warner, Brian (1995). Cataclysmic Variable Stars. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-41231-5. 
  6. ↑ Zeilik, Michael (1993). Conceptual Astronomy. John Wiley & Sons. ISBN 978-0-471-50996-7. 
  7. ↑ JPL/NASA. (12 August 2010) Fermi detects 'shocking' surprise from supernova's little cousin. PhysOrg. ციტირების თარიღი: 15 August 2010
  8. ↑ Kato, Mariko; Hachisu, Izumi (December 2005). „V445 Puppis: Helium Nova on a Massive White Dwarf“. The Astrophysical Journal. 598 (2): L107–L110. arXiv:astro-ph/0310351. Bibcode:2003ApJ...598L.107K. doi:10.1086/380597. S2CID 17055772.
  9. ↑ Rosenbush, A. E. (17–21 September 2007). Klaus Werner; Thomas Rauch (eds.). „List of Helium Novae“. Hydrogen-Deficient Stars. Eberhard Karls University, Tübingen, Germany (published July 2008). 391: 271. Bibcode:2008ASPC..391..271R.
  10. ↑ Shafter, A.W. (January 2017). „The Galactic Nova Rate Revisited“. The Astrophysical Journal. 834 (2): 192–203. arXiv:1606.02358. Bibcode:2017ApJ...834..196S. doi:10.3847/1538-4357/834/2/196. S2CID 118652484.
  11. ↑ CBAT List of Novae in the Milky Way. IAU Central Bureau for Astronomical Telegrams.
  12. ↑ Borisov, Sviatoslav; Prantzos, Nikos; Charbonnel, Corinne; et al. (2024). „Evolution of lithium in the disc of the Galaxy and the role of novae“. Astronomy & Astrophysics. 691: A142. arXiv:2410.01880. Bibcode:2024A&A...691A.142B. doi:10.1051/0004-6361/202451321.
  13. ↑ Arizona State University (1 June 2020). „Class of stellar explosions found to be galactic producers of lithium“. EurekAlert!. დაარქივებულია ორიგინალიდან — 3 June 2020. ციტირების თარიღი: 2 June 2020.
  14. ↑ Starrfield, Sumner; et al. (27 May 2020). „Carbon–Oxygen Classical Novae Are Galactic 7Li Producers as well as Potential Supernova Ia Progenitors“. The Astrophysical Journal. 895 (1): 70. arXiv:1910.00575. Bibcode:2020ApJ...895...70S. doi:10.3847/1538-4357/ab8d23. S2CID 203610207.
  15. ↑ Seeds, Michael A. (1998). Horizons: Exploring the Universe, 5th, Wadsworth Publishing Company, გვ. 194. ISBN 978-0-534-52434-0. 
  16. ↑ Binary star V Sagittae to explode as very bright nova by century's end en-us. ციტირების თარიღი: 2020-01-20
  17. ↑ Overview: Long-term visual light curves | aavso. ციტირების თარიღი: 2024-07-14
  18. ↑ Ritter Cataclysmic Binaries Catalog (7th Edition, Rev. 7.13). High Energy Astrophysics Science Archive Research Center (31 March 2010). დაარქივებულია ორიგინალიდან — 10 December 2016. ციტირების თარიღი: 2010-09-25
  19. ↑ GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability.
  20. ↑ Liimets, T.; Corradi, R.L.M.; Santander-García, M.; Villaver, E.; Rodríguez-Gil, P.; Verro, K.; Kolka, I. (2014) „A Dynamical Study of the Nova Remnant of GK Persei / Stella Novae: Past and Future Decades.“, Stellar Novae: Past and Future Decades, ASP Conference Series, გვ. 109–115. 
  21. ↑ Robert, Gilmozzi; Della Valle, Massimo (2003) „Novae as Distance Indicators“, Stellar Candles for the Extragalactic Distance Scale. Springer, გვ. 229–241. ISBN 978-3-540-20128-1. 
  22. ↑ Schaefer, Bradley E. (2010). „Comprehensive Photometric Histories of All Known Galactic Recurrent Novae“. The Astrophysical Journal Supplement Series. 187 (2): 275–373. arXiv:0912.4426. Bibcode:2010ApJS..187..275S. doi:10.1088/0067-0049/187/2/275. S2CID 119294221.
  23. ↑ Pagnotta, Ashley; Schaefer, Bradley E. (2014). „Identifying and Quantifying Recurrent Novae Masquerading as Classical Novae“. The Astrophysical Journal. 788 (2): 164. arXiv:1405.0246. Bibcode:2014ApJ...788..164P. doi:10.1088/0004-637X/788/2/164. S2CID 118448146.
  24. ↑ Is T CrB About to Blow its Top?. Sky & Telescope website (20 April 2016). ციტირების თარიღი: 2017-08-06.
  25. ↑ Schaefer, B.E.; Kloppenborg, B.; Waagen, E.O.. Announcing T CrB pre-eruption dip. American Association of Variable Star Observers. ციტირების თარიღი: 18 January 2024
  26. ↑ Todd, Ian. T Coronae Borealis nova event guide and how to prepare. BBC. ციტირების თარიღი: 18 March 2024
მოძიებულია „https://ka.wikipedia.org/w/index.php?title=ნოვა&oldid=5541652“-დან