Новая

редактировать
Ядерный взрыв в звезде белого карлика Представление художника о белом карлике, справа, аккрецирующем водород из полость Роша ее более крупной звезды-компаньона

A новая (множественное число новые или новые ) является переходным астрономическим событием Это вызывает внезапное появление яркой, очевидно «новой» звезды, которая медленно тускнеет в течение нескольких недель или многих месяцев. Причины драматического появления новой звезды варьируются в зависимости от обстоятельств двух звезд-прародителей. Все наблюдаемые новые содержат белый карлик в тесной двойной системе. Основные подклассы новых - классические новые, рекуррентные новые (RNe) и карликовые новые. Все они считаются катаклизмическими переменными звездами.

Классические извержения новых - наиболее распространенный тип. Вероятно, они созданы в тесной двойной звездной системе, состоящей из белого карлика и либо главной последовательности, субгиганта, либо звезды 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 рисовать сросшуюся материю на поверхности белого карлика, что создает плотный, но неглубокий слой. Атмосфера. Эта атмосфера, в основном состоящая из водорода, термически нагревается горячим белым карликом и в конечном итоге достигает критической температуры, вызывая воспламенение быстрого убегающего синтеза.

Внезапное увеличение энергии выталкивает атмосферу в межзвездное пространство, создавая оболочку, которая выглядит как видимый свет во время события новой звезды и в прошлые века ошибочно принимался за «новую» звезду. Некоторые новые звезды производят короткоживущие остатки новой, 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 встречаются в небе по пути Млечного Пути, особенно вблизи наблюдаемого галактического центра в Стрельце; однако они могут появиться где угодно в небе. Они встречаются гораздо чаще, чем галактические сверхновые, в среднем около десяти в год. Большинство из них обнаруживается телескопически, возможно, только один раз в 12–18 месяцев, достигая видимости невооруженным глазом. Новые звезды, достигающие первой или второй величины, встречаются только несколько раз за столетие. Последней яркой новой была V1369 Центавра, достигшая 3,3 звездной величины 14 декабря 2013 г.

Содержание

  • 1 Этимология
  • 2 Звездная эволюция новых звезд
    • 2.1 Новые гелиевые звезды
  • 3 Частота появления и астрофизическое значение
    • 3.1 Подтипы
  • 4 Остатки
  • 5 Новые звезды как индикаторы расстояния
    • 5.1 Рецидивирующие новые
  • 6 Внегалактические новые
  • 7 См. также
  • 8 Ссылки
    • 8.1 Дополнительная литература
  • 9 Внешние ссылки

Этимология

В шестнадцатом веке астроном Тихо Браге наблюдал сверхновую SN 1572 в созвездии Кассиопея. Он описал это в своей книге De nova stella (лат. для «относительно новой звезды»), 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. 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 образуются в результате белых карликов, которые являются остатками очень старых звезд.

Звездная эволюция новых звезд

Новая Эридани 2009 (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 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 K, инициируя ядерное горение, через цикл CNO.

Синтез водорода может происходить стабильным образом на поверхности белого карлик для узкого диапазона темпов аккреции, что приводит к источнику сверхмягкого рентгеновского излучения, но для большинства параметров двойной системы горение водорода термически нестабильно и быстро преобразует большое количество водорода в другие, более тяжелые химические элементы в неуправляемой реакции, высвобождая огромное количество энергии. Это сдувает оставшиеся газы с поверхности белого карлика и производит чрезвычайно яркую вспышку света.

Увеличение максимальной яркости может быть очень быстрым или постепенным. Это связано с классом скорости новой звезды; однако после пика яркость неуклонно снижается. 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 величины, в то время как медленным новым потребуется более 80 дней.

Несмотря на их интенсивность, обычно количество материала, выброшенного в новые звезды, составляет всего около ⁄ 10000 с солнечной массой, что довольно мало по сравнению с массой белого карлика. Более того, во время выброса мощности сгорает только пять процентов наросшей массы. Тем не менее, этой энергии достаточно, чтобы ускорить выброс новой звезды до скоростей в несколько тысяч километров в секунду - для быстрых новых звезд выше, чем для медленных - с одновременным увеличением светимости с нескольких солнечных до 50 000–100 000. раз солнечный. В 2010 году ученые с помощью космического гамма-телескопа Ферми НАСА обнаружили, что новая звезда также может излучать гамма-лучи (>100 МэВ).

Потенциально белый карлик может генерировать несколько новых звезд с течением времени. по мере того как дополнительный водород продолжает расти на его поверхность 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 он приблизится к пределу Чандрасекара.

. Иногда новые звезды достаточно яркие и достаточно близки к Земле, чтобы быть заметными невооруженным глазом. Ярчайший недавний пример - Nova Cygni 1975. Эта новая звезда появилась 29 августа 1975 года в созвездии Лебедя примерно в пяти градусах к северу от Денеб и достигла звездной величины 2,0 (почти такой же яркой, 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 г. была открыта 2 декабря 2013 г. и до сих пор является самой яркой новой звездой этого тысячелетия, достигнув звездной величины 3,3.

Новые гелиевые

Гелиевые новые (испытывающие гелиевую вспышку) - это предлагаемая категория событий с новыми звездами, в спектре которых отсутствуют водородные линии. Это может быть вызвано взрывом гелиевой оболочки на белом карлике. Теория была впервые предложена в 1989 году, и первым кандидатом на наблюдение новой гелиевой звезды была V445 Puppis в 2000 году. С тех пор четыре другие новые были предложены как гелиевые новые.

Частота появления. и астрофизическая значимость

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

Спектроскопическое наблюдение выбросов новых звезд туманностей показало, что они обогащены такими элементами, как гелий, углерод, азот, кислород, неон и магний. Вклад новых в межзвездную среду невелик; novae поставляют в Галактику только ⁄ 50 материала столько же, сколько и сверхновые, и только ⁄ 200 столько же, сколько красный гигант и сверхгигант звезд.

Повторяющиеся 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. Период 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 заправки извержения, чем карликам с меньшей массой. Следовательно, этот интервал короче для больших белых карликов.

V Sagittae необычен тем, что теперь мы можем предсказать, что он станет новой примерно через 2083 год, плюс-минус около 11 лет.

27 мая 2020 года астрономы сообщили, что взрывы классических новых звезд являются галактическими продуцентами элемента литий.

Подтипы

Новые звезды классифицируются в соответствии со скоростью развития кривой блеска, поэтому в

  • NA: быстрые новые, с быстрым увеличением яркости, за которым следует снижение яркости на 3 звездной величины - примерно до ⁄ 16 яркости - в течение 100 дней.
  • NB: медленные новые с звездной величиной 3, снижение яркости на 150 дней или более.
  • NC: очень медленные новые, также известные как симбиотические новые, находящиеся на максимальном уровне света в течение десятилетия или более, а затем очень медленно исчезающие.
  • NR/RN: повторяющиеся новые, новые с двумя или наблюдалось больше извержений, разделенных 10–80 годами.

Остатки

GK Persei : Новая 1901 г.

Некоторые новые звезды оставляют после себя видимые туманности, materi Аль выброшен в результате взрыва новой звезды или в результате нескольких взрывов.

Новые звезды как индикаторы расстояния

Новые звезды могут быть использованы в качестве стандартной свечи для измерения расстояний. Например, распределение их абсолютной звездной величины является бимодальным, с главным пиком на величине -8,8 и меньшим на -7,5. Новые звезды также имеют примерно такую ​​же абсолютную звездную величину через 15 дней после пика (-5,5). Сравнение оценок расстояния на основе новых звезд до различных ближайших галактик и скоплений галактик с оценками, полученными с помощью цефеиды переменных звезд, показало, что быть сопоставимой точности.

Повторяющиеся новые

Рецидивирующие новые (RNe ) - это объекты, которые, как было замечено, испытали множественные извержения новых. По состоянию на 2009 г. известно десять галактических повторяющихся новых звезд, а также несколько внегалактическихГалактике Андромеды (M31) и Большой Магелланово Облако ). Одна из этих внегалактических новых звезд извергается каждые 12 месяцев. Повторяющаяся новая звезда обычно светлеет примерно на 8,6 звездной величины, тогда как классическая новая может светиться более чем на 12 звездных величин. Десять известных галактических повторяющихся новых звезд перечислены ниже.

Полное имя.Первооткрыватель.Магнитуда. диапазон.Дней до падения. 3 звездных значения. с пикаИзвестные годы изверженияВременной промежуток (лет)Годы с момента последнего извержения
K. Рейнмут 8,6–16,3402000, 1941, 191724–5920
Л. Э. Эрро 7,2–19,761987, 19493833
T Coronae Borealis J. Бирмингем 2,5–10,861946, 18668074
IM Normae I. Э. Вудс 8,5–18,5702002, 1920≤8218
RS Ophiuchi W. Флеминг 4,8–11142006, 1985, 1967, 1958, 1933, 18989–3514
К. Такамидзава (1998)9,5–17,591998, 19009822
T Pyxidis H. Ливитт 6,4–15,5622011, 1967, 1944, 1920, 1902, 189012–449
Х. Динерштейн 8,1–18,4142019, 1990, 196228–291
U Scorpii N. Р. Погсон 7,5–17,62,62010, 1999, 1987, 1979, 1936, 1917, 1906, 18638–4310
9.4–19.372014, 1989, 193725–526

Внегалактические новые

Новая в Галактике Андромеды

Новые звезды относительно обычны в Галактика Андромеды (M31). Приблизительно несколько десятков новых (ярче, чем примерно видимая величина 20) обнаруживаются в M31 каждый год. Центральное бюро астрономических телеграмм (CBAT) отслеживало новые звезды в M31, M33 и M81.

См. Также

Ссылки

Дополнительная литература

  • Пейн-Гапошкин, К. ( 1957). Галактические звезды. North Holland Publishing Co.
  • Hernanz, M.; Хосе, Дж. (2002). Классические взрывы Новы. Американский институт физики.
  • Bode, M.F.; Эванс, Э. (2008). Классические новые. Cambridge University Press.

Внешние ссылки

На Викискладе есть средства массовой информации, связанные с Nova.
Последняя правка сделана 2021-06-01 14:55:53
Содержание доступно по лицензии CC BY-SA 3.0 (если не указано иное).
Обратная связь: support@alphapedia.ru
Соглашение
О проекте