Новая звезда
Но́вые звёзды, в астрономической литературе обычно просто «новые» (лат. nova [ед. число], novae [мн. число]) — звёзды, светимость которых внезапно увеличивается в ~103—106 раз (в среднем увеличение светимости — в ~104, блеска — на ~12 звёздных величин). В максимуме светимости абсолютная звездная величина составляет от −6 до −9m[1], т. е. в 10000—300000 раз ярче Солнца, а общая энергия вспышки достигает 1045—1047 эрг, или 1038—1040 Дж (Солнце высвечивает такую энергию за 8—800 тыс. лет)[2].
Наблюдаемые характеристики звёзд
По классификации Моргана — Кинана (гарвардская классификация), новая относится к типу Q.
Механизм вспышки
Все новые звёзды (как и новоподобные и катаклизмические переменные) являются тесными двойными системами, состоящими из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности, либо достигшей в ходе эволюции стадии красного гиганта, и заполнившей свою полость Роша. В таких системах происходит перетекание вещества внешних слоёв звезды-компаньона на белый карлик через окрестности точки Лагранжа L1, перетекающее вещество образует вокруг белого карлика аккреционный диск, скорость аккреции на белый карлик постоянна и определяется параметрами звезды-компаньона и отношением масс звёзд-компонентов двойной системы; состав падающего на белый карлик газа типичен для внешних слоёв красных гигантов и звёзд главной последовательности — более 90 % водорода.
Белые карлики представляют собой «выгоревшие» ядра красных гигантов, в ходе эволюции сбросивших свою оболочку; их состав зависит от массы исходной звезды: эволюция менее массивных звёзд ведёт к гелиевым белым карликам; в результате эволюции звёзд с большей массой, в ядре которых шла тройная гелиевая реакция, образуются углеродные белые карлики. В любом случае, для развития вспышки новой ключевыми являются два фактора: крайне низкое содержание водорода и вырожденное состояние вещества белого карлика.
Аккрецируемый газ накапливается на поверхности белого карлика, образуя обогащённый водородом слой, из-за крайне высокого ускорения свободного падения на поверхности белого карлика (~106 м/с²) этот слой находится в вырожденном состоянии и дополнительно разогревается потоком из аккреционного диска, скорость падения которого составляет ~1000 км/с. По мере накопления водорода в поверхностном слое и повышения его температуры в обогащённом водородом слое начинают идти термоядерные реакции CNO-цикла, этому способствует и проникновение в вырожденный поверхностный слой углерода из нижележащих слоёв белого карлика. В невырожденных условиях энерговыделение идущих в веществе термоядерных реакций, приводящее к повышению температуры, приводит к росту давления и, соответственно, расширению, понижению плотности и снижению скорости ядерных реакций (пропорциональной плотности и температуре) — то есть установлению саморегулирующегося гидростатического равновесия, как это происходит в недрах звёзд главной последовательности. Однако особенностью нерелятивистского вырожденного газа является крайне слабая зависимость давления от температуры: [math]\displaystyle{ P \sim K \rho ^{5/3} }[/math]. Результатом является взрывоподобное ускорение реакций термоядерного синтеза в богатой водородом оболочке, температура резко возрастает до снятия вырождения при данной плотности, и формируется ударная волна, сбрасывающая верхний слой водородной оболочки белого карлика в окружающее пространство. Такое взрывное нарастание скорости термоядерных реакций в вырожденном звёздном веществе является достаточно типичным явлением: сходную природу имеют гелиевые вспышки красных гигантов и углеродная детонация в вырожденных ядрах массивных звёзд и массивных белых карликов при превышении предела Чандрасекара.
Вскоре после вспышки начинается новый цикл аккреции на белый карлик и накопления водородного слоя и, через некоторое время, определяемое темпами аккреции и свойствами белого карлика, вспышка повторяется. Интервал между вспышками составляет от десятков лет у повторных новых до тысяч лет у классических новых звёзд.
Историческое значение
При наблюдении сверхновой SN 1572 в созвездии Кассиопея астроном Тихо Браге отразил это в своих записях как о новой звезде (от лат. de stella nova), дав тем самым рождение термину новая. В своих работах он утверждал, что так как движение близких объектов должно быть заметно относительно неподвижных звёзд, то новая должна находиться очень далеко.
История исследований
За 2200 лет (532 г. до н. э. — 1690 г. н. э.) в китайских и японских летописях было выявлено около 90 вспышек новых. Европейская исследовательская группа с участием Гёттингенского университета обнаружила вблизи центра шарового скопления Messier 22 (NGC 6656) эмиссионную туманность, возможно, являющуюся останками новой звезды, которую китайские астрономы видели в мае 48 года до нашей эры[3].
После изобретения телескопа (1609 г.) и до вспышки Эта Киля (1843 г.) европейские учёные заметили всего 5 вспышек новых звёзд. Со второй половины XIX века вспышки новых обычно открывали ежегодно. Уильям Хаггинс в 1866 году впервые выполнил спектроскопические наблюдения новой звезды (новой Северной Короны 1866) и обнаружил наличие вокруг неё газовой оболочки, светящейся в линиях водорода. В XX веке было только 5 лет, в течение которых не было замечено ни одной вспышки новых: 1908, 1911, 1923, 1965 и 1966 года. В XXI веке традиционно за год открывается до 10 вспышек новых. Блеск большинства новых превышает 12m, но редко оказывается выше 6m[источник не указан 1287 дней]. В данный момент профессиональными астрономами реализуется проект «E-Nova Project» по всеволновому исследованию вспышек новых звёзд[4]. Любители астрономии также активно наблюдают этот тип объектов[5].
Новые как индикаторы расстояния
Новые имеют хорошие шансы быть использованными в качестве стандартных свеч. Так, к примеру, распределение её абсолютной звёздной величины бимодально, с основной вершиной в −7,5 и меньшей в −8,8. Кроме того, абсолютная звёздная величина новой остаётся приблизительно одинаковой (−5,5) около 15 дней после взрыва. Определение расстояний до галактик и скоплений галактик при помощи новых дают такую же точность, как и при использовании цефеид.
Номенклатура, типы и классификация новых звёзд
До 1925 года новые звёзды именовались в соответствии с номенклатурой переменных звёзд Фридриха Аргеландера 1862 года, то есть имя состояло из буквенного индекса, соответствующего по порядку их открытия в созвездии, и названия созвездия. Так, например, в этой номенклатуре новая 1901 года в созвездии Персея обозначалась как GK Per. С 1925 года новые именуются как переменные звёзды, то есть индексом V, порядковым номером открытия в созвездии и названием созвездия: так, например, новая 1975 года в созвездии Лебедя обозначается как V1500 Cyg.
Неподтверждённые новые обозначают буквами PNV (англ. Possible Nova) с небесными координатами в формате: Jhhmmssss+ddmmsss.
Новые звёзды являются подклассом катаклизмических переменных звёзд (англ. Cataclysmic Variable, аббр. CV). Выделяют классические новые с большим периодом между вспышками и повторные новые с относительно частой повторяемостью вспышек.
- NA — быстрые новые, англ. rapid novae, представитель GK Per
- NB — медленные новые, англ. slow novae
- NC — предельно медленные новые, англ. extremely slow novae, представитель RT Ser
- NR — повторные новые, англ. recurrent novae.
Новые ярче 6m, начиная с 1890
| Год | Новая | Максимум блеска |
|---|---|---|
| 1891 | T Возничего | 3,8 |
| 1898 | V1059 Стрельца | 4,5 |
| 1899 | V606 Орла | 5,5 |
| 1901 | GK Персея | 0,2 |
| 1910 | Nova Lacertae 1910 | 4,6 |
| 1912 | Nova Geminorum 1912 | 3,5 |
| 1918 | V603 Орла | −1,8 |
| 1920 | Nova Cygni 1920 | 2,0 |
| 1925 | RR Живописца | 1,2 |
| 1934 | DQ Геркулеса | 1,4 |
| 1936 | CP Ящерицы | 2,1 |
| 1939 | BT Единорога | 4,5 |
| 1942 | CP Кормы | 0,3 |
| 1950 | DK Ящерицы | 5,0 |
| 1960 | V446 Геркулеса | 2,8 |
| 1963 | V533 Геркулеса | 3,0 |
| 1970 | FH Змееносца | 4,0 |
| 1975 | V1500 Лебедя | 2,0 |
| 1984 | QU Лисички | 5,2 |
| 1986 | V842 Центавра | 4,6 |
| 1991 | V838 Геркулеса | 5,0 |
| 1992 | V1974 Лебедя | 4,2 |
| 1999 | V1494 Орла | 5,03 |
| 1999 | V382 Парусов | 2,6 |
| 2007 | V1280 Скорпиона | 3,75 |
| 2013 | V339 Дельфина | 4,3 |
| 2013 | V1369 Центавра | 3,3 |
| 2015 | Новая Стрельца 2015 | 4,0 |
| 2020 | Новая Сетки 2020 | +3.7 |
| 2021 | Новая Кассиопеи 2021 | +5.2 |
Повторные новые
Повторные новые — класс новых звёзд, которые наблюдались в нескольких мощных вспышках c интервалом между вспышками в несколько десятков лет, при которых яркость звезды увеличивается в среднем на 10m.
Примечания
- ↑ Астрономия. Новые звезды. Дата обращения: 11 июля 2021. Архивировано 11 июля 2021 года.
- ↑ Астронет > Новые звезды. Дата обращения: 14 июля 2008. Архивировано 19 ноября 2010 года.
- ↑ Fabian Göttgens et al. Discovery of an old nova remnant in the Galactic globular cluster M 22 Архивная копия от 30 апреля 2019 на Wayback Machine, 25 Apr 2019
- ↑ Сайт проекта «E-Nova Project». Дата обращения: 9 мая 2012. Архивировано 8 января 2011 года.
- ↑ Спектральные наблюдения вспышек новых звезд Архивная копия от 29 мая 2012 на Wayback Machine (французский любитель астрономии)
Литература
- Новые звезды // Новый энциклопедический словарь: В 48 томах (вышло 29 томов). — СПб., Пг., 1911—1916.
- Псковский Ю. П.. Новые и сверхновые звезды. М., 1985
- Шугаров С. Ю.. Основные физические характеристики катаклизмических звёзд. ГАИШ, 1999
- Zeilik, Michael. Conceptual Astronomy New York: John Wiley & Sons, Inc., 1993.
- Alloin, D., and W. Gieren, eds. Lecture Notes: Stellar Candles for the Extragalactic Distance Scale. Robert Gilmozzi and Massimo Della Valle, «Novae as Distance Indicators», pp. 229—241. Berlin: Springer, 2003.
Ссылки
- Новые звезды // Астронет
- Список вспышек Новых с 1678 года (англ.)
- Классификация вспышек Новых // AAVSO (англ.)
- Schaefer. Comprehensive Photometric Histories of All Known Galactic Recurrent Novae (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2010. — Vol. 187, no. 2. — P. 275—373. — doi:10.1088/0067-0049/187/2/275. — . — arXiv:0912.4426.
- Shafter et al. A Spectroscopic and Photometric Survey of Novae in M31 (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2011. — Vol. 734, no. 1. — P. 12. — doi:10.1088/0004-637X/734/1/12. — . — arXiv:1104.0222.
