Parlak kırmızı nova

Parlak kırmızı nova (kısaca LRN, çoğulu luminous red novae, kısaltması LRNe), iki yıldızın birleşmesi sonucunda meydana geldiği düşünülen bir yıldız patlamasıdır. Bu patlamalar belirgin bir kırmızı renge sahip olup, kademeli olarak solan bir ışık eğrisine ve kızılötesinde tekrar yükselen bir parlaklığa sahiptir. Kırmızı ışıklı novalar, beyaz cüce yıldızların yüzeyinde meydana gelen standart novalarla ilişkili değildir.

Keşif[değiştir | kaynağı değiştir]

Son 30 yıl boyunca, kırmızı ışıklı novaların özelliklerini sergileyen birkaç nesne gözlemlendi. Andromeda Galaksisi'ndeki kırmızı yıldız M31 RV, 1988 yılında parlak bir şekilde patladı ve bir kırmızı ışıklı nova olabilir. 1994 yılında, Samanyolu Galaksisi'nde bulunan V4332 Sagittarii benzer bir şekilde parladı ve 2002 yılında V838 Monocerotis de benzer bir patlama sergiledi ve yakından incelendi.

İlk doğrulanmış kırmızı ışıklı nova, Messier 85 galaksisindeki M85 OT2006-1 nesnesiydi. Bu nesne, Lick Gözlemevi Süpernova Araması sırasında ilk kez gözlemlendi ve ardından hem Kaliforniya Üniversitesi (Berkeley) hem de Kaliforniya Teknoloji Enstitüsü'nden bir astronom ekibi tarafından araştırıldı. Bu patlamanın, nova ve termal atımlar gibi bilinen patlamalardan farklı olduğunu onayladılar ve kırmızı ışıklı novaları yeni bir yıldız patlaması sınıfı olarak duyurdular.

V1398 Scorpii, 2008 yılında bir değen ikili yıldızın birleşmesini takiben ortaya çıkan bir kırmızı ışıklı nova örneğidir. Ocak 2015'te Andromeda Galaksisi'nde bir kırmızı ışıklı nova gözlemlendi. 10 Şubat 2015'te Fırıldak Galaksisi'nde M101 OT2015-1 adı verilen bir kırmızı ışıklı nova keşfedildi.

Özellikler[değiştir | kaynağı değiştir]

Kırmızı ışıklı novalarda meydana gelen patlamanın parlaklığı, bir süpernovadan (daha parlak) ve bir novadan (daha soluk) arasındadır. Gözle görülebilir ışık haftalar veya aylar boyunca sürer ve belirgin bir kırmızı renkte olup zamanla daha soluk ve daha kırmızı hale gelir. Gözle görülebilir ışık solandıkça, kızılötesi ışık artar ve genellikle birkaç kez solup parlar.

M85 OT2006-1'in kızılötesi gözlemleri, bu yıldızın sıcaklığının 1000 K'dan biraz daha düşük olduğunu göstermiştir, oldukça düşük bir sıcaklık. Bu özelliğin diğer kırmızı ışıklı novalarla paylaşılıp paylaşılmadığı net değildir.

Evrim[değiştir | kaynağı değiştir]

M85 OT2006-1'i inceleyen ekip, bu nesnenin iki ana dizge yıldızın birleşmesiyle oluştuğuna inanmaktadır. (Birleşme patlamaları ve alternatif olasılıklar hakkında daha fazla bilgi için V838 Mon makalesine bakınız.)

Birleşme patlaması gerçekleştiği sırada, kırmızı ışıklı novanın görünen boyutu aşırı hızlı bir şekilde genişlemekte ve sadece birkaç ay içinde binlerce ila on binlerce Güneş yarıçapına ulaşmaktadır. Bu, nesnenin soğumasına yol açarak, parlak bir flaşın soğuk bir nesneyle ilginç bir şekilde bir arada bulunmasını açıklar.

Diğer görüşler[değiştir | kaynağı değiştir]

Bazı astronomlar, bu kadar sınırılı sayıda gözlem üzerine yeni bir yıldız patlaması sınıfının ilan edilmesinin erken olduğunu düşünmektedir. Örneğin, bunlar bir II-p süpernovaya bağlı olabilir. Alternatif olarak, yoğun bir sönükleme geçiren süpernovalar doğal olarak kırmızı ve düşük parlaklığa sahip olabilirler.

Tahmin[değiştir | kaynağı değiştir]

2017 yılında, KIC 9832227 adlı ikili bir yıldız sisteminin erken 2022'ye kadar birleşerek bir kırmızı nova üreteceği tahmin edildi. Ancak, Eylül 2018'de, başlangıçtaki tahmin için kullanılan verilerde bir yazım hatası keşfedildi ve birleşmenin tahmin edilen zamanda gerçekleşmeyeceği belirlendi.