Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Для использования в других целях, см Nova (значения) , Novas (значения) и Novae (значения) .
Не следует путать со светящейся красной новой , сверхновой или килоновой .
Представление художника о белом карлике (справа), аккрецирующем водород из полости Роша своей более крупной звезды-компаньона.

Сверхновый (множественное число NOVAE или Novas ) представляет собой переходное астрономическое событие , которое вызывает внезапное появление яркого, по- видимому «новой» звездой, которая медленно исчезает в течение нескольких недель или несколько месяцев. Причины драматического появления новой звезды различаются в зависимости от обстоятельств двух звезд-прародителей. Все наблюдаемые новые связаны с белым карликом в тесной двойной системе . Основные подклассы новых - классические новые, рекуррентные новые (RNe) и карликовые новые . Все они считаются катаклизмическими переменными звездами .

Классические новые извержения - самый распространенный тип. Вероятно, они созданы в тесной двойной звездной системе, состоящей из белого карлика и звезды главной последовательности , субгиганта или красного гиганта . Когда орбитальный период попадает в диапазон от нескольких дней до одного дня, белый карлик оказывается достаточно близко к своей звезде-компаньону, чтобы начать вытягивать сросшееся вещество на поверхность белого карлика, что создает плотную, но неглубокую атмосферу. Эта атмосфера, в основном состоящая из водорода, термически нагревается горячим белым карликом и в конечном итоге достигает критической температуры, вызывая возгорание быстрого неуправляемого синтеза .

Внезапное увеличение энергии выталкивает атмосферу в межзвездное пространство, создавая оболочку, видимую как видимый свет во время события новой звезды, а в прошлые столетия ошибочно принимали за «новую» звезду. Некоторые новые звезды производят кратковременные остатки новых , длящиеся, возможно, несколько столетий. Повторяющиеся процессы новой новой такие же, как и у классической новой, за исключением того, что термоядерное зажигание может повторяться, потому что звезда-компаньон снова может подпитывать плотную атмосферу белого карлика.

Новые звезды чаще всего появляются в небе по пути Млечного Пути , особенно вблизи наблюдаемого галактического центра в Стрельце; однако они могут появиться где угодно в небе. Они случаются гораздо чаще, чем галактические сверхновые , в среднем около десяти в год. Большинство из них обнаруживается телескопически, возможно, только один раз в 12–18 месяцев, видимость невооруженным глазом . Новые звезды, достигающие первой или второй величины, встречаются всего несколько раз за столетие. Последней яркой новой была V1369 Центавра, достигшая 3,3 звездной величины 14 декабря 2013 г. [1]

Этимология [ править ]

В шестнадцатом веке астроном Тихо Браге наблюдал сверхновую SN 1572 в созвездии Кассиопеи . Он описал это в своей книге De nova stella ( лат. «О новой звезде»), что привело к принятию названия « новая» . В этой работе он утверждал, что соседний объект должен двигаться относительно неподвижных звезд, а новая звезда должна быть очень далеко. Хотя это событие было сверхновой, а не новой, термины считались взаимозаменяемыми до 1930-х годов. [2] После этого новые были классифицированы как классические новые. чтобы отличить их от сверхновых, поскольку их причины и энергии считались разными, основываясь исключительно на данных наблюдений.

Хотя термин «стелла-нова» означает «новая звезда», новые звезды чаще всего возникают в результате появления белых карликов , которые являются остатками чрезвычайно старых звезд.

Звездная эволюция новых звезд [ править ]

Новая Эридани, 2009 г. ( видимая величина ~ 8.4)

Эволюция потенциальных новых звезд начинается с двух звезд главной последовательности в двойной системе. Один из двух эволюционирует в красного гиганта , оставив остаток ядра белого карлика на орбите с оставшейся звездой. Вторая звезда - которая может быть либо звездой главной последовательности, либо стареющим гигантом - начинает сбрасывать оболочку на своего белого карлика-компаньона, когда она выходит за пределы своей полости Роша . В результате белый карлик устойчиво захватывает материю из внешней атмосферы спутника в аккреционный диск, и, в свою очередь, аккрецированное вещество падает в атмосферу. Поскольку белый карлик состоит из вырожденного вещества , сросшийся водород не раздувается, но его температура увеличивается. Убегающий термоядерный синтез происходит, когда температура этого слоя атмосферы достигает ~ 20 миллионов К, инициируя ядерное горение, через цикл CNO . [3]

Синтез водорода может происходить стабильно на поверхности белого карлика в узком диапазоне темпов аккреции, приводя к сверхмягкому источнику рентгеновского излучения , но для большинства параметров двойной системы горение водорода термически нестабильно и быстро преобразуется. большое количество водорода превращается в другие, более тяжелые химические элементы в неуправляемой реакции [2], высвобождая огромное количество энергии. Это сдувает оставшиеся газы с поверхности белого карлика и производит чрезвычайно яркую вспышку света.

Повышение яркости до пика может быть очень быстрым или постепенным. Это связано с классом скорости новой звезды; однако после пика яркость неуклонно снижается. [4] Время, необходимое для распада новой звезды примерно на 2 или 3 величины от максимальной оптической яркости, используется для классификации по классу скорости. Быстрым новым обычно требуется менее 25 дней, чтобы распасться на 2 звездные величины, в то время как медленным новым потребуется более 80 дней. [5]

Несмотря на насилии, как правило , количество вещества выбрасывается в Новом составляет лишь около 1 / 10000 от более солнечной массы , достаточно малых по отношению к массе белого карлика. Более того, во время выброса мощности сгорает только пять процентов наросшей массы. [2] Тем не менее, этой энергии достаточно, чтобы ускорить выброс новой звезды до скоростей в несколько тысяч километров в секунду - более высоких для быстрых новых, чем для медленных - с одновременным увеличением светимости с нескольких солнечных до 50 000–100 000 солнечных. [2] [6] В 2010 году ученые с помощью космического гамма-телескопа Ферми НАСА обнаружили, что новая звезда также может излучать гамма-лучи (> 100 МэВ).[7]

Потенциально белый карлик может генерировать несколько новых со временем, поскольку дополнительный водород продолжает аккрецию на его поверхности от звезды-компаньона. Примером может служить RS Ophiuchi , который, как известно, вспыхивал шесть раз (в 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 и 2006 годах). В конце концов, белый карлик может взорваться как сверхновая типа  Ia, если приблизится к пределу Чандрасекара .

Иногда новые звезды бывают достаточно яркими и достаточно близкими к Земле, чтобы их можно было заметить невооруженным глазом. Самым ярким недавним примером стала Nova Cygni 1975 года . Эта новая звезда появилась 29 августа 1975 года в созвездии Лебедя примерно в пяти градусах к северу от Денеба и достигла звездной величины  2,0 (почти такой же яркости, как Денеб ). Самыми последними из них были V1280 Scorpii , которая достигла звездной величины 3,7 17 февраля 2007 года, и Nova Delphini 2013 . Новая Центавра 2013 года была открыта 2 декабря 2013 года и на данный момент является самой яркой новой звездой этого тысячелетия, достигая звездной величины 3,3.

Новые гелиевые [ править ]

Гелиевая новая (испытывающая гелиевую вспышку) - это предложенная категория новых событий, в спектре которой отсутствуют водородные линии. Это может быть вызвано взрывом гелиевой оболочки на белом карлике. Теория была впервые предложена в 1989 г., и первым кандидатом на наблюдение новой гелиевой звезды была V445 Puppis в 2000 г. [8] С тех пор четыре другие новые были предложены как гелиевые новые. [9]

Частота встречаемости и астрофизическое значение [ править ]

По оценкам астрономов, Млечный Путь испытывает от 30 до 60 новых звезд в год, но недавнее исследование показало, что вероятное улучшение составляет около 50 ± 27. [10] Число новых, обнаруживаемых в Млечном Пути каждый год, намного меньше, около 10, [11], вероятно, из-за того, что далекие новые звезды не видны из-за поглощения газа и пыли. [11] Ежегодно в Галактике Андромеды открывают около 25 новых звезд ярче двадцатой звездной величины, а в других близлежащих галактиках наблюдаются меньшие числа. [12] По состоянию на 2019 год в Млечном Пути зарегистрировано 407 вероятных новых звезд. [11]

Спектроскопические наблюдения туманностей выброса новой звезды показали, что они обогащены такими элементами, как гелий, углерод, азот, кислород, неон и магний. [2] Вклад новых в межзвездную среду невелик; поставка NOVAE только 1 / +50 , как много материала по Галактике , как это делают сверхновых, и только 1 / 200 столько же , сколько красных гигантов и сверхгигантов звезд. [2]

Рецидивирующие новые, такие как RS Ophiuchi (с периодами порядка десятилетий), редки. Однако астрономы предполагают, что большинство, если не все, новые звезды повторяются, хотя и на временных масштабах от 1000 до 100000 лет. [13] Период повторяемости новой звезды меньше зависит от темпа аккреции белого карлика, чем от его массы; с их мощной гравитацией, массивным белым карликам требуется меньше аккреции для заправки извержения, чем карликам с меньшей массой. [2] Следовательно, интервал короче для белых карликов большой массы. [2]

V Стрелец необычен тем, что теперь мы можем предсказать, что он станет новой звездой примерно через 2083 год, плюс-минус около 11 лет. [14]

27 мая 2020 года астрономы сообщили, что взрывы классических новых звезд являются галактическими производителями элемента лития . [15] [16]

Подтипы [ править ]

Новые звезды классифицируются по скорости развития кривой блеска, поэтому в

  • НС : быстрый NOVAE, с быстрым увеличением яркости, с последующим снижением яркости 3 величин - до примерно 1 / 16 яркости - в течение 100 дней. [17]
  • NB : медленные новые с звездной величиной 3, спад за 150 дней и более.
  • NC : очень медленные новые, также известные как симбиотические новые , которые остаются на максимальном уровне света в течение десяти или более лет, а затем очень медленно исчезают.
  • NR / RN : наблюдались повторяющиеся новые, новые с двумя или более извержениями, разделенными 10–80 годами. [18]

Остатки [ править ]

Г.К. Персей : Новая 1901 г.
Основная статья: Остаток Новой

Некоторые новые звезды оставляют после себя видимую туманность , материал, выброшенный в результате взрыва новой звезды или в результате множественных взрывов. [19]

Новы как индикаторы расстояния [ править ]

Новые звезды перспективны для использования в качестве стандартных свечей для измерения расстояний. Например, распределение их абсолютной величины является бимодальным , с главным пиком на блеске -8,8 и меньшим пиком на -7,5. Новые звезды также имеют примерно такую ​​же абсолютную звездную величину через 15 дней после их пика (-5,5). Сравнение оценок расстояний на основе новых звезд до различных ближайших галактик и скоплений галактик с оценками, полученными с помощью переменных звезд- цефеид , показало, что они имеют сопоставимую точность. [20]

Рецидивирующие новые [ править ]

Рекуррентные новые ( RNe ) - это объекты, которые, как было замечено, испытали множественные извержения новых. По состоянию на 2009 г. известно десять галактических повторяющихся новых звезд [21], а также несколько внегалактических (в Галактике Андромеды (M31) и Большом Магеллановом Облаке ). Одна из этих внегалактических новых звезд, M31N 2008-12a , извергается каждые 12 месяцев. Регулярная новая звезда обычно светлеет примерно на 8,6 звездной величины, тогда как классическая новая может увеличиваться более чем на 12 звездных величин. [21] Десять известных галактических повторяющихся новых звезд перечислены ниже.

Полное имя
Первооткрыватель
Магнитуда
диапазон
Дни, чтобы упасть на
3 величины
от пика		Известные годы изверженияВременной промежуток (лет)Годы с момента последнего извержения
CI AquilaeК. Рейнмут8,6–16,3402000, 1941, 1917 гг.24–5920
V394 Австралийская коронаLE Erro7,2–19,761987, 1949 гг.3833
T Coronae BorealisДж. Бирмингем2,5–10,861946, 18668075
IM NormaeIE Woods8,5–18,5702002, 1920≤8219
RS OphiuchiВ. Флеминг4,8–11142006, 1985, 1967, 1958, 1933, 18989–3515
V2487 ЗмееносецК. Такамидзава (1998)9,5–17,591998, 19009822
Т. ПиксидисХ. Ливитт6,4–15,5622011, 1967, 1944, 1920, 1902, 189012–449
V3890 СтрелецХ. Динерштейн8,1–18,4142019, 1990, 196228–291
U СкорпионН. Р. Погсон7,5–17,62,62010, 1999, 1987, 1979, 1936, 1917, 1906, 18638–4311
V745 СкорпионЛ. Плаут9,4–19,372014, 1989, 193725–527

Внегалактические новые [ править ]

Новая в галактике Андромеда

Новые звезды относительно обычны в Галактике Андромеды (M31). [12] Приблизительно несколько десятков новых (ярче, чем видимая величина 20) обнаруживаются в M31 каждый год. [12] Центральное бюро астрономических телеграмм (CBAT) отслеживается NOVAE в M31, M33 и M81 . [22]

См. Также [ править ]

  • Лестница космических расстояний
  • Крабовидная туманность
  • Приглашенная звезда (астрономия)
  • Сверхсветовая сверхновая
  • Сверхновая звезда
  • Самозванец сверхновой
  • Рентгеновский аппарат

Ссылки [ править ]

  1. ^ "Новая Центавра 2013: Еще одна яркая, невооруженным глазом новая | aavso.org" . www.aavso.org . Дата обращения 2 ноября 2020 .
  2. ^ a b c d e f g h Прильник, Дина (2001). «Новые». У Пола Мурдина (ред.). Энциклопедия астрономии и астрофизики . Издательство Института Физики / Издательская группа Nature . С. 1846–1856. ISBN 978-1-56159-268-5.
  3. ^ MJ Дарнли; и другие. (10 февраля 2012 г.). «О прародителях галактических новых». Астрофизический журнал . 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: Май 2001: Novae
  5. ^ Уорнер, Брайан (1995). Катаклизмические переменные звезды . Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-41231-5.
  6. ^ Zeilik, Майкл (1993). Концептуальная астрономия . Джон Вили и сыновья . ISBN 978-0-471-50996-7.
  7. ^ JPL / НАСА (12 августа 2010 г.). «Ферми обнаруживает« шокирующий »сюрприз от маленького кузена сверхновой» . PhysOrg . Проверено 15 августа 2010 года .
  8. ↑ Като, Марико; Хатису, Идзуми (декабрь 2005 г.). "Щенки V445: гелиевое кольцо на массивном белом карлике". Астрофизический журнал . 598 (2): L107 – L110. arXiv : astro-ph / 0310351 . Bibcode : 2003ApJ ... 598L.107K . DOI : 10.1086 / 380597 . S2CID 17055772 . 
  9. ^ Розенбуш, АЕ (17-21 сентября 2007). Клаус Вернер; Томас Раух (ред.). «Список гелиевых новых». Звезды с дефицитом водорода . Университет Эберхарда Карлса, Тюбинген, Германия (опубликовано в июле 2008 г.). 391 : 271. Bibcode : 2008ASPC..391..271R .
  10. ^ Shafter, AW (январь 2017). «Возвращение к скорости галактических Новых». Астрофизический журнал . 834 (2): 192–203. arXiv : 1606.02358 . Bibcode : 2017ApJ ... 834..196S . DOI : 10.3847 / 1538-4357 / 834/2/196 . S2CID 118652484 . 
  11. ^ a b c «Список CBAT новых звезд в Млечном Пути» . Центральное бюро астрономических телеграмм МАС .
  12. ^ a b c "M31 (Очевидно) Новая страница" . Центральное бюро астрономических телеграмм МАС . Проверено 24 февраля 2009 года .
  13. ^ Семена, Майкл А. (1998). Горизонты: исследование Вселенной (5-е изд.). Издательская компания Wadsworth . п. 194. ISBN 978-0-534-52434-0.
  14. ^ "Двойная звезда V Sagittae взорвется как очень яркая новая к концу века" . Phys.org . Проверено 20 января 2020 года .
  15. ^ Университет штата Аризона (1 июня 2020 г.). «Класс звездных взрывов оказался галактическим продуцентом лития» . EurekAlert! . Дата обращения 2 июня 2020 .
  16. ^ Старрфилд, Самнер; и другие. (27 мая 2020 г.). "Классические новые углеродно-кислородные звезды являются продуцентами галактических 7Li, а также потенциальными прародителями сверхновых Ia". Астрофизический журнал . 895 (1): 70. arXiv : 1910.00575 . Bibcode : 2020ApJ ... 895 ... 70S . DOI : 10,3847 / 1538-4357 / ab8d23 . S2CID 203610207 . 
  17. ^ "Ritter Cataclysmic Binaries Каталог (7-е издание, Rev. 7.13)" . Научно-исследовательский центр архива астрофизики высоких энергий . 31 марта 2010 . Проверено 25 сентября 2010 года .
  18. ^ GCVS 'vartype.txt на VizieR
  19. ^ Liimets, T .; Корради, RLM; Сантандер-Гарсия, М .; Villaver, E .; Rodríguez-Gil, P .; Verro, K .; Колка, И. (2014). «Динамическое исследование нового остатка GK Persei / Stella Novae: прошлые и будущие десятилетия». Звездные новые: прошлые и будущие десятилетия . Серия конференций ASP. 490 . С. 109–115. arXiv : 1310,4488 . Bibcode : 2014ASPC..490..109L .
  20. ^ Роберт, Гилмоцци; Делла Валле, Массимо (2003). «Новые звезды как индикаторы расстояния». In Alloin, D .; Gieren, W. (ред.). Звездные свечи для шкалы внегалактических расстояний . Springer . стр.  229 -241. ISBN 978-3-540-20128-1.
  21. ^ а б Шефер, Брэдли Э. (2010). "Комплексные фотометрические истории всех известных галактических повторяющихся новых звезд". Серия дополнений к астрофизическому журналу . 187 (2): 275–373. arXiv : 0912.4426 . Bibcode : 2010ApJS..187..275S . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 187/2/275 . S2CID 119294221 . 
  22. ↑ Епископ, Дэвид. «Внегалактические новые звезды» . Международная сеть сверхновых звезд . Проверено 11 сентября 2010 года .

Дальнейшее чтение [ править ]

  • Пейн-Гапошкин, К. (1957). Галактические новые . North Holland Publishing Co.
  • Hernanz, M .; Хосе, Дж. (2002). Классические взрывы Новы . Американский институт физики.
  • Боде, MF; Эванс, Э. (2008). Классические новые . Издательство Кембриджского университета.

Внешние ссылки [ править ]

  • Шефер (2010). "Комплексные фотометрические истории всех известных галактических повторяющихся новых звезд". Серия дополнений к астрофизическому журналу . 187 (2): 275–373. arXiv : 0912.4426 . Bibcode : 2010ApJS..187..275S . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 187/2/275 . S2CID  119294221 .
  • Шафтер; и другие. (2011). «Спектроскопический и фотометрический обзор новых звезд в M31». Астрофизический журнал . 734 (1): 12. arXiv : 1104.0222 . Bibcode : 2011ApJ ... 734 ... 12S . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 734/1/12 . S2CID  119114867 .
  • Общий каталог переменных звезд , Астрономический институт им. Штернберга , Москва
  • Переменная звезда месяца AAVSO. Новые: май 2001 г.
  • Внегалактические новые звезды