Новая звезда

Запрос «Нова» перенаправляется сюда; см. также другие значения.

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 ~12 звёздных величин).

Наблюдаемые характеристики звёзд

Изменение блеска новой Лебедя 1975 г. (V1500 Cyg)

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 слоев 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 в поверхностном слое водорода и повышения 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: $P \sim K \rho ^{5/3}$. 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

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]. Но и любители астрономии 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 г., то есть имя состояло из буквенного индекса, соответствующего по порядку их открытия в созвездии и названия созвездия, так, например, в этой номенклатуре новая 1901 г. в созвездии Персея обозначалась как GK Per. С 1925 г. новые именуются как переменные звёзды, то есть индексом V, порядковым номером открытия в созвездии и названием созвездия: так, например, новая 1975 г. 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 Monoceretis	4,5
1942	CP Puppis	0,3
1950	DK Lacertae	5,0
1960	V446 Herculis	2,8
1963	V533 Herculis	3
1970	FH Serpentis	4
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

Повторные новые

Основная статья: 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 10^m

Интересные Новые

• DM Лиры (карликовая новая)
• A0620-00 (первая открытая рентгеновская новая, возможно повторная)

См. также

• Катаклизмические переменные
• Сверхновая
• Двойная звезда

Примечания

1. ↑ Сайт проекта «E-Nova Project»
2. ↑ Спектральные наблюдения вспышек Новых звезд (французский любитель астрономии)

Литература

• Ю. П. Псковский. Новые и сверхновые звезды. М., 1985
• С. Ю. Шугаров. 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. (рус.)
• Астронет: Новые звезды (рус.)
• «НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ», Ю. П. Псковский (рус.)
• 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.)
• Список вспышек Новых с 1678 года
• Страница Повторных Новых
• Классификация вспышек Новых (на основе анализа 93 кривых блеска)
• AAVSO Cataclysmic Variable Section
• Классификация вспышек Новых
• Классификация Новых по спектрам