- https://ru.wikipedia.org/wiki/%D0%9D%D0%BE%D0%B2%D0%B0%D1%8F_%D0%B7%D0%B2%D0%B5%D0%B7%D0%B4%D0%B0
- Новые звезды http://www.astronet.ru/db/msg/1188495
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).
Наблюдаемые характеристики звёзд[]
Изменение блеска новой Лебедя 1975 г. (V1500 Cyg)
По классификации Моргана — Кинана (гарвардская классификация), новая относится к типу Q.
Механизм вспышки[]
Аккреция на белый карлик в тесной двойной системе (в представлении художника)
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.
Зависимость давления вырожденного газа от температуры: вспышка новой (реакции CNO-цикла) развивается на горизонтальном участке
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: . 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[]
При наблюдении за 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[]
За 2200 лет (532 г. до н. э. — 1690 г. н. э.) в китайских и японских летописях было выявлено около 90 вспышек новых. После изобретения телескопа (1609 г.) и до вспышки Эта Киля (1843 г.) европейские учёные заметили всего 5 вспышек новых звезд. 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 зв. вел., но редко оказывается выше 6 зв. вел. В данный момент профессиональными астрономами реализуется проект «E-Nova Project» по всеволновому исследованию вспышек новых звезд[1]. Любители астрономии также активно наблюдают этот тип объектов[2].
Новые как индикаторы расстояния[]
Новые имеют хорошие шансы быть использованными в качестве стандартных свеч. Пусть, 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 галактик и скоплений галактик при помощи новых дают такую же точность, как и при использовании цефеид.
Номенклатура, типы и классификация новых звёзд[]
До 1925 г. 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 зв. вел., начиная с 1890[]
| Год | Новая | Максимальный блеск |
| 1891 | T Aurigae | 3,8 |
| 1898 | V1059 Sagittarii | 4,5 |
| 1899 | V606 Aquilae | 5,5 |
| 1901 | GK Persei | 0,2 |
| 1910 | Nova Lacertae 1910 | 4,6 |
| 1912 | Nova Geminorum 1912 | 3,5 |
| 1918 | V603 Aquilae | −1,8 |
| 1920 | Nova Cygni 1920 | 2,0 |
| 1925 | RR Pictoris | 1,2 |
| 1934 | DQ Herculis | 1,4 |
| 1936 | CP Lacertae | 2,1 |
| 1939 | BT Monocerotis | 4,5 |
| 1942 | CP Puppis | 0,3 |
| 1950 | DK Lacertae | 5,0 |
| 1960 | V446 Herculis | 2,8 |
| 1963 | V533 Herculis | 3,0 |
| 1970 | FH Serpentis | 4,0 |
| 1975 | V1500 Cygni | 2,0 |
| 1984 | QU Vulpeculae | 5,2 |
| 1986 | V842 Centauri | 4,6 |
| 1991 | V838 Herculis | 5,0 |
| 1992 | V1974 Cygni | 4,2 |
| 1999 | V1494 Aquilae | 5,03 |
| 1999 | V382 Velorum | 2,6 |
| 2007 | V1280 Scorpii | 3,75 |
| 2013 | V339 Дельфина | 4,3 |
| 2013 | V1369 Центавра | 3,3 |
| 2015 | Новая Стрельца 2015 | 4,0 |
Повторные новые[]
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 10m
Интересные новые[]
- DM Лиры (карликовая новая)
- A0620-00 (первая открытая рентгеновская новая, возможно повторная)
См. также[]
- Катаклизмические переменные
- Сверхновая
- Двойная звезда
Примечания[]
- ↑ Сайт проекта «E-Nova Project»
- ↑ Спектральные наблюдения вспышек новых звезд (французский любитель астрономии)
Литература[]
- Псковский Ю. П.. Новые и сверхновые звезды. М., 1985
- Шугаров С. Ю.. Основные физические характеристики катаклизмических звезд. 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.
Дополнение[]
- По классификации Моргана-Кинана (гарвардская классификация), новая относится к типу Q.
Ссылки[]
- Новые и карликовые новые звезды. Типы по ОКПЗ
- Новые звезды // Астронет
- Ю. П. Псковский «НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ» // Астронет
- Список вспышек Новых с 1678 года
- Страница Повторных Новых
- Классификация вспышек Новых (на основе анализа 93 кривых блеска)
- Классификация Новых по спектрам
- «Хаббл» открыл первую килонову // Компьютерра, 5 августа 2013
- Классификация вспышек Новых // AAVSO (англ.)
- Подробная статья на AAVSO о Новых звездах (англ.)
- GVCS (англ.)
- NASA Observatorium: Classical Nova (англ.)
- Cataclysmic Variables (англ.)
- Новый каталог вспышек Новых, записанных в Китайских и Японских хронологиях, 1957г (англ.)
- Дотелескопические вспышки Новых (до 1609 года) (англ.)
- Вспышки Новых в Млечном Пути (после 1609 года) (англ.)
| ||||||||||||||||||||||||||||||
| ||||||||||||||||||||||||||||||||||||||
- Страница 0 - краткая статья
- Страница 1 - энциклопедическая статья
- Разное - на страницах: 2 , 3 , 4 , 5
- Прошу вносить вашу информацию в «Новая звезда 1», чтобы сохранить ее