Новый
звезда Новая ( мн. novae или novas ) — это кратковременное астрономическое событие , которое вызывает внезапное появление яркой, по-видимому, «новой» звезды (отсюда и название «nova», что по-латыни означает «новая»), которая медленно тускнеет в течение недель или месяцев. Все наблюдаемые новые включают в себя белые карлики в тесных двойных системах , но причины драматического появления новых варьируются в зависимости от обстоятельств двух звезд-прародителей. Основными подклассами новых являются классические новые, рекуррентные новые (RNe) и карликовые новые . Все они считаются катастрофическими переменными звездами .
Классические извержения новых являются наиболее распространенным типом. Этот тип обычно создается в тесной двойной звездной системе, состоящей из белого карлика и звезды главной последовательности , субгиганта или красного гиганта . Если орбитальный период системы составляет несколько дней или меньше, белый карлик находится достаточно близко к своей звезде-компаньону, чтобы вытягивать аккрецированное вещество на свою поверхность, создавая плотную, но неглубокую атмосферу . Эта атмосфера, состоящая в основном из водорода, нагревается горячим белым карликом и в конечном итоге достигает критической температуры, вызывая воспламенение быстрого неуправляемого термоядерного синтеза . Внезапное увеличение энергии выбрасывает атмосферу в межзвездное пространство, создавая оболочку, которая во время события новой звезды выглядит как видимый свет. В прошлые века такое событие считалось новой звездой. Некоторые новые звезды производят недолговечные остатки новых , продолжающиеся, возможно, несколько столетий.
Повторяющаяся новая включает в себя те же процессы, что и классическая новая, за исключением того, что событие новой повторяется циклами в несколько десятилетий или меньше, поскольку звезда-компаньон снова питает плотную атмосферу белого карлика после каждого зажигания, как в звезде T Coronae Borealis. .
При определенных условиях аккреция массы может в конечном итоге вызвать неконтролируемый термоядерный синтез, который уничтожит белого карлика, а не просто вытеснит его атмосферу. В этом случае событие обычно классифицируют как сверхновую типа Ia .
Новые чаще всего возникают на небе вдоль пути Млечного Пути , особенно вблизи наблюдаемого Центра Галактики в Стрельце; однако они могут появиться где угодно в небе. Они происходят гораздо чаще , чем галактические сверхновые , в среднем около десяти в год в Млечном Пути. Большинство из них обнаруживаются телескопически, и, возможно, только один раз в 12–18 месяцев становится видимым невооруженным глазом . Новые звезды, достигающие первой или второй величины , возникают всего несколько раз в столетие. Последней яркой новой была V1369 Центавра , достигшая звездной величины 3,3 14 декабря 2013 года. [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. «относительно новой звезды»), что привело к принятию названия nova . В этой работе он утверждал, что ближайший объект должен двигаться относительно неподвижных звезд, и, следовательно, новая должна была находиться очень далеко. Хотя позже выяснилось, что SN 1572 является сверхновой, а не новой, эти термины считались взаимозаменяемыми до 1930-х годов. [2] После этого новые стали называть классическими новыми, чтобы отличить их от сверхновых, поскольку считалось, что их причины и энергии различны, основываясь исключительно на данных наблюдений.
Хотя термин «stella nova» означает «новая звезда», новые чаще всего возникают на белых карликах , которые являются остатками чрезвычайно старых звезд.
Звездная эволюция новых звезд [ править ]
Эволюция потенциальных новых начинается с двух звезд главной последовательности в двойной системе. Одна из двух превращается в красного гиганта , оставляя на орбите оставшуюся часть ядра белого карлика вместе с оставшейся звездой. Вторая звезда — которая может быть либо звездой главной последовательности, либо стареющим гигантом — начинает сбрасывать свою оболочку на своего спутника-белого карлика, когда выходит за пределы своей полости Роша . В результате белый карлик постепенно захватывает вещество из внешней атмосферы компаньона в аккреционный диск, а аккрецированное вещество, в свою очередь, попадает в атмосферу. Поскольку белый карлик состоит из выродившегося вещества , аккрецированный водород не может расширяться, даже если его температура увеличивается. Убегающий термоядерный синтез происходит, когда температура этого слоя атмосферы достигает ~20 миллионов К , инициируя ядерное горение через цикл CNO . [3]
Если скорость аккреции правильная, на поверхности белого карлика может стабильно происходить синтез водорода, приводя к возникновению источника сверхмягкого рентгеновского излучения , но для большинства параметров двойной системы горение водорода термически нестабильно и быстро преобразуется в большое количество водорода превращается в другие, более тяжелые химические элементы в результате неконтролируемой реакции, [2] высвобождая огромное количество энергии. Это сдувает оставшиеся газы с поверхности белого карлика и вызывает чрезвычайно яркую вспышку света.
Повышение максимальной яркости может быть очень быстрым или постепенным; после пика яркость постепенно снижается. [4] Время, необходимое для распада новой звезды на 2 или 3 звездные величины от максимальной оптической яркости, используется для группировки новых по классам скорости. Быстрым новым обычно требуется менее 25 дней, чтобы распасться на 2 звездные величины, тогда как медленным новым требуется более 80 дней. [5]
Несмотря на всю свою мощь, обычно количество материала, выброшенного новой звездой, составляет всего около 1/10 000 , что солнечной массы довольно мало по сравнению с массой белого карлика. Более того, только пять процентов аккрецированной массы расплавляется во время энергетического выброса. [2] Тем не менее, этой энергии достаточно, чтобы разогнать выбросы новых звезд до скоростей в несколько тысяч километров в секунду (для быстрых новых выше, чем для медленных), с одновременным увеличением светимости от нескольких солнечных до 50 000–100 000 солнечных. [2] [6] НАСА В 2010 году ученые с помощью космического гамма-телескопа Ферми обнаружили, что новая звезда также может излучать гамма-лучи (> 100 МэВ). [7]
Потенциально, белый карлик может с течением времени генерировать несколько новых, поскольку на его поверхность продолжает аккрецироваться дополнительный водород от звезды-компаньона. Там, где наблюдается эта повторяющаяся вспышка, объект называется повторяющейся новой. Примером может служить RS Змееносца , который, как известно, вспыхивал семь раз (в 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006 и 2021 годах). В конце концов, белый карлик может взорваться как сверхновая типа Ia , если приблизится к пределу Чандрасекара .
Иногда новые звезды бывают достаточно яркими и расположены достаточно близко к Земле, чтобы их можно было заметить невооруженным глазом. Самым ярким недавним примером стала Новая Лебедя 1975 года . Эта новая появилась 29 августа 1975 года в созвездии Лебедя примерно в 5 градусах к северу от Денеба и достигла звездной величины 2,0 (почти такой же яркой, как Денеб). Самыми последними были V1280 Scorpii , достигшая звездной величины 3,7 17 февраля 2007 года, и Nova Delphini 2013 . Новая Центавра 2013 была открыта 2 декабря 2013 года и на данный момент является самой яркой новой звездой этого тысячелетия, достигнув звездной величины 3,3.
Гелиевый роман [ править ]
Гелиевая новая (испытывающая гелиевую вспышку ) — это предложенная категория новых событий, которых отсутствуют линии водорода в спектре . Отсутствие линий водорода может быть вызвано взрывом гелиевой оболочки белого карлика. Теория была впервые предложена в 1989 году, а первым кандидатом в гелиевую новую, которую удалось наблюдать, была V445 Корма в 2000 году. [8] С тех пор еще четыре новые были предложены как гелиевые. [9]
астрофизическое значение Частота встречаемости и
Астрономы подсчитали, что в Млечном Пути ежегодно появляется от 25 до 75 новых звезд. [10] Число новых, наблюдаемых каждый год в Млечном Пути, намного меньше — около 10. [11] вероятно, потому, что далекие новые закрыты поглощением газа и пыли. [11] По состоянию на 2019 год в Млечном Пути было зарегистрировано 407 вероятных новых. [11] В Галактике Андромеды каждый год обнаруживается примерно 25 новых ярче 20-й величины, а в других близлежащих галактиках наблюдается меньшее количество. [12]
Спектроскопические из выбросов новых звезд наблюдения туманностей показали, что они обогащены такими элементами, как гелий, углерод, азот, кислород, неон и магний. [2] Классические взрывы новых являются галактическими производителями элемента лития . [13] [14] Вклад новых в межзвездную среду невелик; только поставки novae и , только В галактике содержится в 1/50 меньше материала, чем в сверхновых 1 ⁄ 200 от звезд красных гигантов и сверхгигантов . [2]
Наблюдаемые повторяющиеся новые, такие как RS Змееносца (с периодом порядка десятилетий), редки. Однако астрономы предполагают, что большинство, если не все, новые звезды повторяются, хотя и во временных масштабах от 1000 до 100 000 лет. [15] Интервал повторения новой звезды меньше зависит от скорости аккреции белого карлика, чем от его массы; Благодаря своей мощной гравитации массивным белым карликам требуется меньше аккреции для подпитки извержения, чем менее массовым. [2] Следовательно, интервал короче для массивных белых карликов. [2]
V Sagittae необычен тем, что время его следующего извержения можно предсказать довольно точно; ожидается, что оно повторится примерно в 2083 году, плюс-минус около 11 лет. [16]
Подтипы [ править ]
Новые звезды классифицируются по скорости затухания кривой блеска :
- NA : быстрые новые звезды с быстрым увеличением блеска, за которым следует снижение блеска на 3 звездные величины — примерно до 1 ⁄ 16 яркости — в течение 100 дней. [17]
- NB : медленные новые, со снижением блеска на 3 звездные величины за 150 дней и более.
- NC : очень медленные новые, также известные как симбиотические новые , сохраняющие максимальную яркость в течение десятилетия или более, а затем очень медленно исчезающие.
- NR / RN : повторяющиеся новые, когда наблюдались два или более извержения, разделенные интервалом 80 лет или менее. [18]
Остатки [ править ]
Некоторые новые оставляют после себя видимую туманность — материал, выброшенный при взрыве новой или при множественных взрывах. [19]
звезды как расстояний Новые индикаторы
Новые звезды имеют некоторые перспективы для использования в качестве стандартных свечей для измерения расстояний. Например, распределение их абсолютной магнитуды является бимодальным , с основным пиком при величине -8,8 и меньшим при -7,5. Новые звезды также имеют примерно такую же абсолютную величину через 15 дней после своего пика (-5,5). Было показано , что оценки расстояний до различных близлежащих галактик и скоплений галактик , основанные на новых , имеют сопоставимую точность с оценками, измеренными с помощью цефеид переменных звезд . [20]
Регулярные новости [ править ]
Рекуррентная новая ( RNe ) — это объект, который, как было замечено, испытывает повторяющиеся вспышки новых. Повторяющаяся новая звезда обычно ярче примерно на 9 звездных величин, тогда как классическая новая может ярче более чем на 12 звездных величин. [21]
Хотя по оценкам, около четверти систем новых звезд испытывают множественные извержения, в Млечном Пути наблюдалось только десять повторяющихся новых (перечисленных ниже). [22]
Несколько внегалактических повторяющихся новых наблюдались в Галактике Андромеды (M31) и Большом Магеллановом Облаке . Одна из этих внегалактических новых, M31N 2008-12a , вспыхивает примерно раз в 12 месяцев.
20 апреля 2016 года веб-сайт Sky & Telescope сообщил об устойчивом повышении яркости T Coronae Borealis с 10,5 до примерно 9,2, начиная с февраля 2015 года. О подобном событии сообщалось в 1938 году, за которым последовала еще одна вспышка в 1946 году. [23] К июню 2018 года звезда немного потускнела, но все еще оставалась на необычно высоком уровне активности. В марте или апреле 2023 года она потускнела до магнитуды 12,3. [24] Подобное затухание произошло за год до вспышки 1945 года, что указывает на то, что оно, скорее всего, произойдет в период с марта по сентябрь 2024 года. [25]
| Полное имя |
Исследователь |
Расстояние ( млн. лет ) | Величина диапазон |
Дней, чтобы отказаться 3 величины с пика |
Известные годы извержения | Промежуток времени (лет) | Лет с момента последнего извержения |
|---|---|---|---|---|---|---|---|
| 100 орлов | К. Рейнмут | 8590 ± 830 | 8.6–16.3 | 40 | 1917, 1941, 2000 | 24–59 | 24 |
| V394 Южная Корона | Ошибка ЛЕ | 17 000 ± 3000 [26] | 7.2–19.7 | 6 | 1949, 1987 | 38 | 36 |
| Т Корона Северная | Дж. Бирмингем | 2987 ± 75 | 2.5–10.8 | 6 | 1217, 1787, 1866, 1946 | 80 | 78 |
| ИМ Норма | И.Э. Вудс | 9800 ± 1600 [27] | 8.5–18.5 | 70 | 1920, 2002 | ≤82 | 22 |
| RS Змееносец | В. Флеминг | 8740 ± 850 | 4.8–11 | 14 | 1898, 1907, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006, 2021 | 9–26 | 2 |
| V2487 Змееносец | К. Такамизава (1998) | 20 900 ± 5200 [28] | 9.5–17.5 | 9 | 1900, 1998 | 98 | 25 |
| Т Пиксидис | Х. Ливитт | 9410 ± 780 | 6.4–15.5 | 62 | 1890, 1902, 1920, 1944, 1967, 2011 | 12–44 | 13 |
| V3890 Лучники | Х. Динерштейн | 16 000 [29] | 8.1–18.4 | 14 | 1962, 1990, 2019 | 28–29 | 4 |
| Ты Скорпион | Н. Р. Погсон | 31 300 ± 2000 [30] | 7.5–17.6 | 2.6 | 1863, 1906, 1917, 1936, 1979, 1987, 1999, 2010, 2022, | 8–43 | 2 |
| V745 Скорпиона | Л. Плаут | 25 400 ± 2600 [30] | 9.4–19.3 | 7 | 1937, 1989, 2014 | 25–52 | 10 |
Внегалактический роман [ править ]
Новые звезды относительно распространены в Галактике Андромеды (M31); несколько десятков новых (ярче видимой величины +20). Ежегодно в M31 обнаруживается [12] Центральное бюро астрономических телеграмм (CBAT) отслеживало новые звезды в M31, M33 и M81 . [31]
См. также [ править ]
Ссылки [ править ]
- ^ «Новая Центавра 2013: еще одна яркая новая звезда, видимая невооруженным глазом | aavso.org» . www.aavso.org . Проверено 2 ноября 2020 г. .
- ^ Перейти обратно: а б с д Это ж г час Пряльник, Дина (2001). «Нова». Пол Мёрдин (ред.). Энциклопедия астрономии и астрофизики . Издательство Института физики / Издательская группа Nature . стр. 1846–1856. ISBN 978-1-56159-268-5 .
- ^ М. Дж. Дарнли; и другие. (10 февраля 2012 г.). «О прародителях галактических новых». Астрофизический журнал . 746 (61): 61. arXiv : 1112.2589 . Бибкод : 2012ApJ...746...61D . дои : 10.1088/0004-637x/746/1/61 . S2CID 119291027 .
- ^ AAVSO Переменная звезда месяца : май 2001 г.: Novae. Архивировано 6 ноября 2003 г. в Wayback Machine.
- ^ Уорнер, Брайан (1995). Катаклизмические переменные звезды . Издательство Кембриджского университета . ISBN 978-0-521-41231-5 .
- ^ Зейлик, Майкл (1993). Концептуальная астрономия . Джон Уайли и сыновья . ISBN 978-0-471-50996-7 .
- ^ Лаборатория реактивного движения / НАСА (12 августа 2010 г.). «Ферми обнаруживает «шокирующий» сюрприз от маленького кузена сверхновой» . ФизОрг . Проверено 15 августа 2010 г.
- ^ Като, Марико; Хачису, Идзуми (декабрь 2005 г.). «Корма V445: Нова гелия на массивном белом карлике». Астрофизический журнал . 598 (2): Л107–Л110. arXiv : astro-ph/0310351 . Бибкод : 2003ApJ...598L.107K . дои : 10.1086/380597 . S2CID 17055772 .
- ^ Розенбуш, А.Е. (17–21 сентября 2007 г.). Клаус Вернер; Томас Раух (ред.). «Список новых гелиевых звезд». Водорододефицитные звезды . 391 . Университет Эберхарда Карлса, Тюбинген, Германия (опубликовано в июле 2008 г.): 271. Бибкод : 2008ASPC..391..271R .
- ^ Шафтер, AW (январь 2017 г.). «Возвращение к скорости галактических новых звезд» . Астрофизический журнал . 834 (2): 192–203. arXiv : 1606.02358 . Бибкод : 2017ApJ...834..196S . дои : 10.3847/1538-4357/834/2/196 . S2CID 118652484 .
- ^ Перейти обратно: а б с «Список новых звезд Млечного Пути CBAT» . МАС Центральное бюро астрономических телеграмм .
- ^ Перейти обратно: а б «M31 (видимо) Новая страница» . МАС Центральное бюро астрономических телеграмм . Проверено 24 февраля 2009 г.
- ^ Университет штата Аризона (1 июня 2020 г.). «Класс звездных взрывов, которые оказались галактическими производителями лития» . ЭврекАлерт! . Проверено 2 июня 2020 г.
- ^ Старрфилд, Самнер ; и другие. (27 мая 2020 г.). «Классические новые углеродно-кислородные новые являются галактическими производителями 7Li, а также потенциальными прародителями сверхновых Ia» . Астрофизический журнал . 895 (1): 70. arXiv : 1910.00575 . Бибкод : 2020ApJ...895...70S . дои : 10.3847/1538-4357/ab8d23 . S2CID 203610207 .
- ^ Семена, Майкл А. (1998). Горизонты: исследование Вселенной (5-е изд.). Издательская компания Уодсворт . п. 194. ИСБН 978-0-534-52434-0 .
- ^ «Двойная звезда V Sagittae к концу столетия взорвется как очень яркая новая» . физ.орг . Проверено 20 января 2020 г. .
- ^ «Каталог бинарных файлов Ritter Cataclysmic (7-е издание, ред. 7.13)» . Архив научных исследований в области астрофизики высоких энергий . 31 марта 2010 года . Проверено 25 сентября 2010 г.
- ^ vartype.txt GCVS в VizieR
- ^ Лиимец, Т.; Корради, RLM; Сантандер-Гарсия, М.; Виллавер, Э.; Родригес-Хиль, П.; Верро, К.; Колька, И. (2014). «Динамическое исследование остатков новой звезды ГК Персея / Stella Novae: прошлые и будущие десятилетия». Звездные новые: прошлые и будущие десятилетия . Серия конференций ASP. Том. 490. стр. 109–115. arXiv : 1310.4488 . Бибкод : 2014ASPC..490..109L .
- ^ Роберт, Гилмоцци; Делла Валле, Массимо (2003). «Новые как индикаторы расстояний». В Аллоине, Д.; Гирен, В. (ред.). Звездные свечи для шкалы внегалактических расстояний . Спрингер . стр. 229–241 . ISBN 978-3-540-20128-1 .
- ^ Шефер, Брэдли Э. (2010). «Комплексные фотометрические истории всех известных галактических повторяющихся новых». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 187 (2): 275–373. arXiv : 0912.4426 . Бибкод : 2010ApJS..187..275S . дои : 10.1088/0067-0049/187/2/275 . S2CID 119294221 .
- ^ Паньотта, Эшли; Шефер, Брэдли Э. (2014). «Идентификация и количественная оценка повторяющихся новых, маскирующихся под классические новые». Астрофизический журнал . 788 (2): 164. arXiv : 1405.0246 . Бибкод : 2014ApJ...788..164P . дои : 10.1088/0004-637X/788/2/164 . S2CID 118448146 .
- ^ «T CrB собирается взорвать вершину?» . Сайт Sky & Telescope. 20 апреля 2016 г. Проверено 6 августа 2017 г.
- ^ Шефер, Бельгия; Клоппенборг, Б.; Вааген, Э.О. «Объявление о падении T CrB перед извержением» . ААВСО . Американская ассоциация наблюдателей переменных звезд . Проверено 18 января 2024 г.
- ^ Тодд, Ян. «Путеводитель по мероприятию T Coronae Borealis nova и как подготовиться» . Журнал «Небо ночью» . Би-би-си . Проверено 18 марта 2024 г.
- ^ Хачису, Идзуми; Като, Марико (сентябрь 2000 г.). «Теоретическая модель кривой блеска рекуррентной новой V394 Coronae Australis» . Астрофизический журнал . 540 (1): 447–451. arXiv : astro-ph/0003471 . Бибкод : 2000ApJ...540..447H . дои : 10.1086/309338 . Проверено 3 мая 2024 г.
- ^ Паттерсон, Джозеф; Кемп, Джонатан; Монар, Берто; Майерс, Гордон; де Мигель, Энрике; Хамбш, Франц-Иосиф; Уорхерст, Пол; Ри, Роберт; Дворжак, Шон; Мензис, Кеннет; Ванмюнстер, Тонни; Робертс, Джордж; Кэмпбелл, Тут; Старки, Донн; Уловец, Джозеф; Рок, Джон; Сержант, Джим; Бордман, Джеймс; Лемей, Дэмиен; Сехудо, Дэвид; Книгге, Кристиан (1 января 2022 г.). «IM Normae: Смертельная спираль катастрофической переменной?» . Астрофизический журнал . 924 (1): 27. arXiv : 2010.07812 . Бибкод : 2022ApJ...924...27P . дои : 10.3847/1538-4357/abec87 .
- ^ Родригес-Хиль, Пол; Коррал-Сантана, Хесус М; Элайджа-Роуз, Н.; Генсике, Борис Т; Эрнанц, Маргарет; Сала, Глория (20 октября 2023 г.). «Выявлен орбитальный период рекуррентной новой V2487 Oph » Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 526 (4): 4961–4975. arXiv : 2310.05877 . дои : 10.1093/mnras/stad3124 . Получено 3 мая.
- ^ Анупама, Греция; Сети, С. (1 июля 1994 г.). «Спектроскопия рекуррентной новой V3890 Стрельца через 18 дней после вспышки 1990 года» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 269 (1): 105–109. дои : 10.1093/mnras/269.1.105 . Проверено 3 мая 2024 г.
- ^ Перейти обратно: а б Хачису, Идзуми; Като, Марико (1 апреля 2016 г.). «UBV ЦВЕТОВАЯ ЭВОЛЮЦИЯ КЛАССИЧЕСКИХ Новых. II. ДИАГРАММА ЦВЕТ–ВЕЛИЧНОСТЬ» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 223 (2): 21. arXiv : 1602.01195 . Бибкод : 2016ApJS..223...21H . дои : 10.3847/0067-0049/223/2/21 .
- ^ Епископ, Дэвид. «Внегалактические новые» . Международная сеть сверхновых . Проверено 11 сентября 2010 г.
Дальнейшее чтение [ править ]
- Пейн-Гапошкин, К. (1957). Галактические Новые . Издательская компания Северной Голландии.
- Эрнанц, М.; Хосе, Дж. (2002). Классические взрывы Новы . Американский институт физики.
- Боде, МФ; Эванс, Э. (2008). Классические новые . Издательство Кембриджского университета.
- Шефер (2010). «Комплексные фотометрические истории всех известных галактических повторяющихся новых». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 187 (2): 275–373. arXiv : 0912.4426 . Бибкод : 2010ApJS..187..275S . дои : 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 . Бибкод : 2011ApJ...734...12S . дои : 10.1088/0004-637X/734/1/12 . S2CID 119114867 .
- Массимо Делла Валле; Лука Иззо (30 апреля 2020 г.). «Наблюдения галактических и внегалактических новых». Обзор астрономии и астрофизики . 28 (1): 3. arXiv : 2004.06540 . Бибкод : 2020A&ARv..28....3D . дои : 10.1007/s00159-020-0124-6 . S2CID 215754507 .
Внешние ссылки [ править ]
