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 варьируются 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 воспламенение быстрого неуправляемого термоядерного синтеза .
Внезапное увеличение энергии выталкивает атмосферу в межзвездное пространство, создавая оболочку, видимую как видимый свет во время события новой звезды, а в прошлые века ошибочно принимали за «новую» звезду. Некоторые новые звезды производят недолговечные остатки новых , длящиеся, возможно, несколько столетий. Рецидивирующие 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, видимости 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
В шестнадцатом веке астроном Тихо Браге наблюдал сверхновую SN 1572 в созвездии Кассиопеи . Он описал это в своей книге De nova stella (по- латыни «о новой звезде»), что привело к принятию названия « новая» . В этой работе он утверждал, что соседний объект должен двигаться относительно неподвижных звезд, а новая должна быть очень далеко. Хотя это событие было сверхновой, а не новой, термины считались взаимозаменяемыми до 1930-х годов. [2] После этого новые звезды 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
Эволюция потенциальных новых звезд начинается с двух звезд главной последовательности в двойной системе. Один из двух превращается в красного гиганта , оставляя 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 постоянно улавливает материю из внешней атмосферы спутника в аккреционный диск, и, в свою очередь, аккрецированное вещество попадает в атмосферу. Поскольку белый карлик состоит из вырожденного вещества , сросшийся водород не раздувается, но его температура увеличивается. Неуправляемый синтез происходит, когда температура этого атмосферного слоя 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, что приводит к возникновению сверхмягкого источника 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 ее 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. Кроме 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 испускать 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. 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 года . 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.
Гелиевые новые
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
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 наблюдается меньшее количество звезд . [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; только новые поставщики 1 ⁄ 50 такого количества вещества в Галактике, что и сверхновые, и только 1 / +200 столькосколько красных гигантов и сверхгигантов звезд. [2]
Рецидивирующие новые, такие как RS Ophiuchi (с периодом 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] Интервал повторяемости новой звезды меньше зависит от скорости аккреции белого карлика, чем от его массы; с их мощной гравитацией массивным белым карликам требуется меньше аккреции для подпитки извержения, чем карликам с меньшей массой. [2] Следовательно, интервал короче для больших белых карликов. [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 лития . [15] [16]
Подтипы
Новые звезды классифицируются по скорости развития кривой блеска, поэтому в
- NA : быстрые новые, с быстрым увеличением яркости с последующим снижением яркости на 3 величины - примерно до 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 высыпаниями, разделенными 10–80 годами. [18]
Остатки
Некоторые новые звезды оставляют после себя видимую туманность , материал, выброшенный при взрыве новой звезды или в результате множественных взрывов. [19]
Новинки как индикаторы расстояния
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 близлежащих галактик и скоплений галактик с оценками, полученными с помощью переменных звезд- цефеид , показало, что они имеют сопоставимую точность. [20]
Рецидивирующие новые
Рекуррентные новые ( RNe ) - это объекты, которые, как было замечено, испытали множественные извержения новых. По состоянию на 2009 г. известно десять галактических рекуррентных новых [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. Повторяющаяся новая звезда обычно становится ярче 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.
ФИО | Первооткрыватель | Магнитуда диапазон | Дни, чтобы упасть на 3 величины от пика | Известные годы извержения | Временной промежуток (лет) | Годы с момента последнего извержения |
---|---|---|---|---|---|---|
CI Aquilae | К. Рейнмут | 8,6–16,3 | 40 | 2000, 1941, 1917 гг. | 24–59 | 21 год |
V394 Австралийская корона | LE Erro | 7,2–19,7 | 6 | 1987, 1949 гг. | 38 | 33 |
T Coronae Borealis | Дж. Бирмингем | 2,5–10,8 | 6 | 1946, 1866 | 80 | 75 |
IM Normae | IE Woods | 8,5–18,5 | 70 | 2002, 1920 | ≤82 | 19 |
RS Ophiuchi | В. Флеминг | 4,8–11 | 14 | 2006, 1985, 1967, 1958, 1933, 1898 | 9–35 | 15 |
V2487 Змееносец | К. Такамидзава (1998) | 9,5–17,5 | 9 | 1998, 1900 гг. | 98 | 22 |
Т. Пиксидис | Х. Ливитт | 6,4–15,5 | 62 | 2011, 1967, 1944, 1920, 1902, 1890 | 12–44 | 10 |
V3890 Стрелец | Х. Динерштейн | 8,1–18,4 | 14 | 2019, 1990, 1962 | 28–29 | 1 |
U Скорпион | Н. Р. Погсон | 7,5–17,6 | 2,6 | 2010, 1999, 1987, 1979, 1936, 1917, 1906, 1863 | 8–43 | 11 |
V745 Скорпион | Л. Плаут | 9,4–19,3 | 7 | 2014, 1989, 1937 гг. | 25–52 | 7 |
Внегалактические новые
Новые звезды относительно обычны в Галактике Андромеды (M31). [12] Приблизительно несколько десятков новых (ярче примерно 20 видимой величины ) обнаруживаются в M31 каждый год. [12] Центральное бюро астрономических телеграмм (CBAT) отслеживается NOVAE в M31, M33 и M81 . [22]
Смотрите также
- Лестница космических расстояний
- Крабовидная туманность
- Приглашенная звезда (астрономия)
- Килонова
- Сверхсветовая сверхновая
- Сверхновая звезда
- Самозванец сверхновой
- Рентгеновский аппарат
Рекомендации
- ^ "Новая Центавра 2013: Еще одна яркая, невооруженным глазом новая | aavso.org" . www.aavso.org . Дата обращения 2 ноября 2020 .
- ^ Б с д е е г ч 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.
- ^ MJ Darnley; 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 .
- ^ AAVSO Variable Star Of The Month: Май 2001: Novae
- ^ Уорнер, Брайан (1995). Катаклизмические переменные звезды . Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-41231-5.
- ^ Зейлик, Майкл (1993). Концептуальная астрономия . Джон Вили и сыновья . ISBN 978-0-471-50996-7.
- ^ Лаборатория реактивного движения / НАСА (12 августа 2010 г.). «Ферми обнаруживает« шокирующий »сюрприз от маленького кузена сверхновой» . PhysOrg . Проверено 15 августа 2010 года .
- ^ 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 .
- ^ Розенбуш, А.Е. (17–21 сентября 2007 г.). 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 .
- ^ Шафтер, AW (январь 2017 г.). "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 .
- ^ а б в "CBAT Список новых звезд в Млечном Пути" . Центральное бюро астрономических телеграмм МАС .
- ^ а б в "M31 (Очевидно) Новая страница" . Центральное бюро астрономических телеграмм МАС . Проверено 24 февраля 2009 года .
- ^ Семена, Майкл А. (1998). Горизонты: исследование Вселенной (5-е изд.). Издательская компания Wadsworth . п. 194. ISBN 978-0-534-52434-0.
- ^ «Двойная звезда V Sagittae к концу века взорвется как очень яркая новая» . Phys.org . Проверено 20 января 2020 года .
- ^ Государственный университет Аризоны (1 июня 2020 г.). «Класс звездных взрывов оказался галактическим продуцентом лития» . EurekAlert! . Дата обращения 2 июня 2020 .
- ^ 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 .
- ^ "Каталог двоичных файлов Катаклизма Риттера (7-е издание, ред. 7.13)" . Научно-исследовательский центр архива астрофизики высоких энергий . 31 марта 2010 . Проверено 25 сентября 2010 года .
- ^ GCVS 'vartype.txt на VizieR
- ^ Лиимец, Т .; 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 .
- ^ 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.
- ^ 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 .
- ^ Епископ Давид. «Внегалактические новые звезды» . Международная сеть сверхновых звезд . Проверено 11 сентября 2010 года .
дальнейшее чтение
- Пейн-Гапошкин, К. (1957). Галактические новые . Издательство 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
- 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 Штернберга , Москва
- Переменная звезда месяца AAVSO. Новые: май 2001 г.
- Внегалактические новые звезды