Новая звезда — Википедия

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 −9^m[1], то есть 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[править | править код]

По классификации Моргана — Кинана (гарвардская классификация), новая относится к типу Q.

Механизм вспышки[править | править код]

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: ${\displaystyle P\sim K\rho ^{5/3}}$. 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[править | править код]

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[править | править код]

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 12^m, но редко оказывается выше 6^{m[источник не указан 1068 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[править | править код]

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[править | править код]

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 6^m, начиная с 1890[править | править код]

Повторные новые[править | править код]

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 10^m.

Примечания[править | править код]

Литература[править | править код]

• 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[править | править код]

• 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. — Bibcode: 2010ApJS..187..275S. — 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. — Bibcode: 2011ApJ...734...12S. — arXiv:1104.0222.