V838 Monocerotis
| V838 Monocerotis | |
|---|---|
 |
|
| Muut designaatiot | IRAS 07015-0346, GSC 04822-00039, NOVA Mon 2002 |
| Fyysiset ominaisuudet | |
| Näennäinen kirkkaus | +15,74 mv |
| Väri-indeksi |
B-V +0,06 U-B |
| Muuttujatyyppi | novankaltainen |
| Astrometriset ominaisuudet | |
| Tähdistö | Yksisarvinen |
| Rektaskensio (J2000) | 07h 04m 04,85s |
| Deklinaatio (J2000) | −03° 10' 51,1" |
| Etäisyys | valovuotta (parsekia) |
V838 Monocerotis (lyh. V838 Mon) on Yksisarvisen tähdistössä sijaitseva tähti, joka tuli julkisuuteen 6. tammikuuta 2002 tapahtuneen eriskummallisen purkauksen vuoksi. Tässä purkauksessa ennen pieni ja himmeä tähti kirkastui lähes paljain silmin näkyväksi samalla kun se paisui viileäksi jättiläistähdeksi. Valokäyrän perustella kohdetta pidettiin aluksi novana, mutta sittemmin tämä vaihtoehto vaikuttaa hyvin epätodennäköiseltä. Kohteella näyttäisi olevan pieni sininen seuralaistähti.
Purkauksen kulku
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]
Tutkimalla vanhoja kuvia samasta kohtaa taivasta, on arveltu, että ennen purkausta V838 Mon olisi ollut spektriluokan F3 V -tähti. Purkaus havaittiin 10. tammikuuta 2002 ja kun huomattiin, että kohde on novaksi poikkeuksellisen kylmä, sitä alettiin havaita intensiivisesti. Kohde saavutti huippukirkkautensa 6. helmikuuta, jonka jälkeen se alkoi himmentyä nopeasti. Maaliskuun alussa tähti kirkastui vielä kerran, tällä kertaa voimakkaimmin infrapuna-alueella. Huhtikuun 2002 aikana tähden kirkkaus saavutti uudelleen purkausta edeltäneen tason 15,6 magnitudia. Tähden fysikaalinen luonne oli kuitenkin muuttunut ja nyt aikaisemman pääsarjatähden sijasta paikalla oli punainen ylijättiläinen. Spektrissä esiintyvien metallien ja hiilimonoksidin perusteella on esitetty, että V838 Monocerotiksen pintalämpötila olisi vain 2 300 K ja spektriluokka L. Purkauksen aikana V838 Mon oli yksi galaksimme kirkkaimpia tähtiä.
Kiintoisa yksityiskohta V838 Monocerotiksessa on sitä ympäröivä laaja pölykuori, joka näkyy erittäin hyvin kohteesta purkauksen jälkeen otetuissa kuvissa. Etenkin alkuvaiheessa käytiin runsaasti keskusteluja siitä, liittyykö pöly nykyiseen purkaukseen, onko se mahdollisesti jonkin aikaisemman purkauksen jäänne vai sattuuko tähti vain sijaitsemaan tällaisen pölykertymän läheisyydessä. Asiasta ei ole vieläkään saatu täyttä varmuutta. On myös mahdollista, että kyseessä on jäänne tähtienvälisestä pilvestä, josta V838 Mon on muodostunut, jolloin kyseessä olisi varsin nuori tähti.
Samankaltaisia kohteita
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]V838 Monocerotiksen purkaus ei ole erikoisuudestaan huolimatta täysin ainutlaatuinen. Vuonna 1988 Andromedan galaksissa havaittiin äkillisesti ilmestynyt hyvin kirkas punainen jättiläistähti, joka sai nimen M31-RV (sanoista M31 Red Variable). M31-RV:n absoluuttiseksi bolometriseksi magnitudiksi arvioitiin huimat –9,95 mikä vastaa noin 7,5 miljoonan Auringon luminositeettia ja sen pintalämpötila oli noin 4 000 K. Tähden ympäriltä havaittiin pölykuori, jonka säde oli noin 8000 Auringon sädettä.[1]
Vuonna 1994 Linnunradassa havaittiin kirkas punainen jättiläistähti, joka sai nimen V4332 Sagittarii. Spektroskooppisten mittausten perusteella sen pintalämpötila aleni 4400K:sta 2300K:iin kolmessa kuukaudessa. V4332 Sgr:n ympäriltä ei havaittu pölykuorta.[2]
Vuonna 2006 havaittiin galaksissa M85 kirkas punainen tähti, joka sai nimen M85 OT2006-1. Kohteen efektiiviseksi lämpötilaksi määritettiin 4600K ja valokäyrä muistutti paljon V838 Monocerotiksen valokäyrää. Vedyn α-viivan kapeuden vuoksi novapurkaus tai supernova ovat hyvin epätodennäköisiä selityksiä ilmiölle. Myös purkauksessa vapautunut energia, noin 6×1046 ergiä, oli novalle aivan liian suuri, mutta paljon pienempi kuin supernovaräjähdyksessä olisi vapautunut.[3]
On esitetty, että nämä tähdet yhdessä V838 Monocerotiksen kanssa muodostaisivat uuden muuttuvien tähtien luokan SECS (engl. Stars Erupting into Cool Supergiants).
Mahdollisia selitysmalleja
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]V838 Monocerotiksessa tapahtuneen prosessin kulkua on vaikea selittää, sillä ilmiö on lyhytaikainen ja ainoat vastaavalla tavalla käyttäytyneet tähdet tunnetaan vain kesken purkauksen tehdyistä havainnoista. Selitysmalleja ilmiölle on viime vuosina julkaistu useita, mutta lähes kaikki ovat jossakin suhteessa ongelmallisia.
- Novapurkaus. Epätodennäköinen kohteen viileyden takia. Lisäksi näin voimakas kirkastuminen edellyttäisi erittäin suurta kertymämassaa.[4]
- Tähtien törmäys. Tässä mallissa purkaus aiheutui kahden melko pienimassaisen toisiaan lähekkäin kiertävän tähden törmäyksestä, jonka aiheuttaisi tähtien keskinäisen kaasunvaihdon aiheuttama kitka. [5] Mallin mukaelma, mergeburst[6], on ehkä nykyisellään lupaavin selitysvaihtoehto.
- Planeetan nielaisu. Erään mielenkiintoisen mallin mukaan purkaus olisi syntynyt, kun jättiläisplaneetta syöksyy keskustähteen.[7] Purkauksen "kolmoishuipun" vaatima usean planeetan peräkkäinen törmäys on kuitenkin planeettojen ratadynamiikkaa ajatellen ongelmallinen.
Lähteet
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]- ↑ https://web.archive.org/web/19990913131721/http://simbad.u-strasbg.fr/cgi-bin/cdsbib?1990ApJ...353L..35M
- ↑ https://web.archive.org/web/20000418012603/http://simbad.u-strasbg.fr/cgi-bin/cdsbib?1999AJ....118.1034M
- ↑ http://cdsads.u-strasbg.fr/abs/2007Natur.447..458K
- ↑ https://web.archive.org/web/19990831053038/http://simbad.u-strasbg.fr/cgi-bin/cdsbib?1992ApJ...389..369I
- ↑ http://simbad.u-strasbg.fr/cgi-bin/cdsbib?2003ApJ...582L.105S[vanhentunut linkki]
- ↑ http://simbad.u-strasbg.fr/cgi-bin/cdsbib?2006A%26A...451..223T[vanhentunut linkki]
- ↑ http://simbad.u-strasbg.fr/cgi-bin/cdsbib?2003MNRAS.345L..25R[vanhentunut linkki]
Aiheesta muualla
[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]| Tähdet |
β Mon, α Mon, γ Mon, δ Mon, ζ Mon, ε Mon, 13 Mon, 18 Mon, S Mon, 28 Mon, 17 Mon, 20 Mon, 3 Mon, 27 Mon, 19 Mon, 2 Mon, 10 Mon, 25 Mon, 77 Ori, 7 Mon, β Mon, 21 Mon, 78 Ori, β Mon, 12 Mon, 16 Mon, Plaskettin tähti, 1 Mon, T Mon, HD 52265, 24 Mon, 14 Mon, 9 Mon, ε Mon, 6 Mon, U Mon, HD 46375, V Mon, Luyten's Star, R Mon, Ross 614, V838 Mon |
|---|---|
| Eksoplaneetat |