Upprepa nytt

Upprepade novaer  är en klass av nya stjärnor som har kraftiga utbrott med ett intervall på flera tiotals år. Under dessa utbrott blir stjärnan ljusare med i genomsnitt 10 magnituder [1] .

Det finns minst två klasser av upprepade nya [1] :

• Upprepad ny typ U Scorpio . I stjärnor av denna typ har den svullna följeslagaren förlorat de flesta av sina yttre lager under flödet av material till den heta massiva vita dvärgen .

• Upprepad ny typ RS Ophiuchi . Dessa är binära system som består av en röd jätte och en massiv vit dvärg. Explosionen sker i de yttre lagren av en röd jätte och orsakas av en termonukleär reaktion av material som ansamlas på den vita dvärgen.

I upprepade novaer och klassiska novaer kan det utskjutna skalet detekteras spektroskopiskt, men detta är inte möjligt i dvärgnovaer .

Historia av observationer av upprepade novaer

Den första upprepade novaen upptäcktes 1902: det var T Compass , som hade blossat upp innan dess 1890. Det upprepade utbrottet av en ny stjärna verkade okarakteristiskt för vanliga novaer, och denna stjärna överfördes till klassen novaliknande stjärnor . Men snart upptäcktes flera fler upprepade nya, och T Compass har nu upprepat blixtar fyra gånger till.

Dessa kataklysmiska variabler drar till sig uppmärksamhet på grund av den otroliga amplituden av deras ljusstyrka, vanligtvis 8-12 magnituder, och sällsyntheten av dessa händelser. Många av dessa utbrott inträffar en gång i livet för en astronom , i denna mening liknar de utseendet på Halleys komet [2] .

Data har nu samlats in om mer än 200 utbrott av nya och supernovor som setts under antiken, och bland dem finns utan tvekan också de ljusaste upprepade novaerna. I forntida tider märktes bara de ljusaste blixtarna - inte svagare än den 3:e magnituden.

I regionen CI Orel , som bröt ut 1918, observerades utbrott tidigare. Europeiska observatörer såg utbrott på platsen runt 125 och möjligen så tidigt som 1612. På platsen för GK Perseus , som bröt ut 1901, sågs ett utbrott 839 [3] .

Första teorin om upprepade nya

1934 jämförde de sovjetiska astronomerna P. P. Parenago och B. V. Kukarkin amplituderna och cykeltiderna för upprepade novaer och variabler av typen U Gemini . Det visade sig att ju större amplitud, desto längre tid mellan utbrotten: U Variabler av typ Gemini har både amplituder och intervall mellan utbrott kortare än för upprepade novaer. Följaktligen, om vanliga nya stjärnor har ännu större ljusstyrkaamplituder, bör de upprepa sina utbrott med längre intervall. De härledde förhållandet "genomsnittlig cykelvaraktighet-genomsnittlig amplitud" för dvärgnovaer:

Här  är amplituden i fotografiska strålar , och cykelns varaktighet uttrycks i dagar.

Baserat på de få upprepade novaer som var kända vid den tiden, drog Kukarkin och Parenago slutsatsen att detta beroende uppenbarligen även gäller upprepade novaer. På den tiden var det nya T för Northern Crown känt och blinkade 1866. Tidigare utbrott av denna stjärna observerades inte, men en relativt liten utbrottsamplitud (8 m ) förde T i norra koronan närmare upprepade novaer. Kukarkin och Parenago tog risken att förutsäga ett återutbrott av stjärnan 80-100 år efter utbrottet 1866. Om det härledda förhållandet mellan amplituder och cykler verkligen existerar, borde denna nya stjärna, enligt deras beräkningar, ha upprepat utbrottet mellan 1926 och 1966. Den 8 februari 1946 upptäckte en amatörastronom, en linjeman A. S. Kamenchuk, som kände stjärnhimlen väl , en "extra" stjärna av 2:a magnituden i stjärnbilden Norra kronan (endast dess ljusaste stjärna, Gemma , hade en sådan magnitud i denna lilla konstellation ). Professionella astronomer märkte denna stjärna först den 9 februari, när den redan hade börjat försvagas.

Detta exempel på en extremt framgångsrik vetenskaplig prognos är dock inte helt korrekt. Faktum är att den är baserad på egenskaperna hos variabla stjärnor av en helt annan typ, med en annan natur och energi av bloss (vilket Kukarkin och Parenago inte kände till). Dessutom är T för den norra koronan  inte en typisk representant för upprepade novaer, med en jätte istället för en subjätte som leverantör av materia som samlas på en vit dvärg , och följaktligen med ett högre bidrag från denna komponent till det totala systemets ljusstyrka och, som ett resultat, med en underskattad amplitud [4] .

Upprepad nytt och klassiskt nytt

I General Catalog of Variable Stars (GCVS) ingår upprepade novaer i samma kategori som novaer, men egenskaperna hos deras ljuskurvor särskiljs och betecknas som "NR", det vill säga periodiska, med den enda skillnaden att två eller fler utbrott skiljs åt med ett intervall vid 10-80 års ålder. Detta betyder att flaremekanismen, omloppsperioderna, spektra och naturen hos komponenterna i dessa nära binära system är desamma eller nästan desamma som de för klassiska novaer [5] .

Klassiska novaer är nära binära system med omloppsperioder från 0,05 till 230 dagar. Huvudkomponenten i dem är en varm vit dvärg, och den sekundära, kallare, komponenten kan vara en jätte, subjätte eller dvärg av spektraltypen K eller M. Tiden som krävs för övergången från ett sprängtillstånd till ett vilotillstånd är i storleksordningen 1–3 dagar. Detsamma gäller förmodligen för upprepade nya [2] .

Orsaken till utbrottet av en klassisk nova är en termonukleär reaktion på ytan av en vit dvärg. Efter flera år av massöverföring mellan stjärnor blir temperaturen och trycket på ytan av en vit dvärg tillräcklig för en explosion. Massan av detta material kan nå 30 terrestra . Så fort temperaturen blir tillräckligt hög börjar detta lager expandera. Skalets expansionshastighet på minuter kan nå 3 000 km / s, och dess ljusstyrka - 100 000 solenergi . Över 1 000 dagar eller så expanderar höljet till en sådan grad att det kan ses som en nebulosa som omger stjärnparet. Under hundratals år försvinner skalet i det interstellära mediet [2] .

Tills de nya upprepade blinkningarna skiljer sig inte från nya med en registrerad blixt: bland de upprepade nya finns både snabba och långsamma; de absoluta värdena för upprepade novaer är desamma som för konventionella novaer. Men när det gäller ljusstyrkeamplituder, spektrala detaljer och andra egenskaper är upprepade novaer mer lika varandra än vanliga novaer (som inte hade upprepade utbrott). Således är amplituderna för ljusstyrkefluktuationer för nästan alla upprepade novaer mindre än för vanliga [2] [4] .

De flesta nya stjärnor blossar förmodligen upp mer än en gång i livet. Massan av material som måste ackumuleras för att utlösa en flamma beror på massan av den vita dvärgen. I system med en vit dvärg på 0,6 solmassor kan ackumuleringstiden (tiden mellan utbrotten) nå 5 miljoner år, och i ett system med en vit dvärg med en massa på 1,3 solmassor - 30 000 år [2] .

Dessa är samma mekanismer och förnyas. Men kan de vara system av samma typ, men med en ännu mer massiv vit dvärg? Teoretiskt är detta möjligt. Accretionhastigheten för ett system med en 1,4 solmassa vit dvärg kan motsvara en ackumuleringstid på mindre än 100 år. Ett sådant system kan vara T Compass . Men för närvarande är det fortfarande inte klart om utbrottsmekanismen för alla upprepade novaer är densamma som för klassiska novaer, eller om några av dem har utbrott associerade med stjärnvindens verkan eller med instabilitet i ansamlingsskivor [2] .

Relation mellan upprepade novaer till några supernovor av typ Ia

Ännu mer intressant är möjligheten att upprepade novaer kan vara stamfader till supernovor av typ Ia . Observationer av utbrott av klassiska novaer och utbrottsnebulosor tyder på att vita dvärgar kan tappa massa vid upprepade utbrott. Men de tyngsta vita dvärgarna, med sina högre ansamlingshastigheter, kan faktiskt bygga upp massa över tiden. Även om det mesta av det ansamlade materialet skjuts ut under utbrottet, behålls en del av det. Massan av vita dvärgar av några upprepade novaer har nu växt nästan till gränsen för Chandrasekhar och de kan snart explodera som en typ Ia-supernova [6] .

Observationer av upprepade nya

På grund av sin sällsynthet är periodiska novaer extremt intressanta för astronomer. Att observera dessa stjärnor under decennier är ett extremt värdefullt bidrag som en visuell observatör, inklusive en amatör , kan göra till vetenskapen, men denna uppgift är inte lätt [2] .

Leslie Peltier, en av AAVSO :s bästa observatörer som har följt North Corona T utan framgång i många år, skriver i sin bok Starlight Nights:

Sedan 1920 har jag observerat det vid varje tillfälle. I mer än tjugofem år har jag sett henne från natt till natt när hon slänger och vänder sig i sin oregelbundna sömn. En natt i februari 1946 rörde hon på sig, öppnade sakta ögonen och kastade sedan snabbt tillbaka täcket och reste sig! Nästan åttio år har gått sedan stjärnan bröt symmetrin i den norra koronan . Och var var jag, hennes självutnämnda förmyndare, just i det ögonblicket, natten hon vaknade? Jag sov!

Peltier ställde in larmet på 02:30 för att observera variablerna. När han reste sig var himlen klar och stjärnorna lyste starkt, men han bestämde sig för att natten var för kall och gick tillbaka till sängen [2] .

Anmärkningsvärda nyheter

Begreppet upprepat nytt är villkorat: vi kan säga att alla nya upprepas, skillnaden är bara i intervallen mellan utbrotten. En avgörande bekräftelse på Kukarin-Parenago-hypotesen skulle vara upptäckten av återkommande utbrott av vanliga nya stjärnor med stora amplituder. Men intervallet mellan deras utbrott är tusentals år, och förväntningarna på att de ska upprepas ser hopplösa ut. Astronomer väntar på utbrott av andra upprepade novaer som observerades under 1900-talet och tidigare: observationer av dem är oerhört viktiga [3] .

Tabellen visar den kända upprepade nya [2] .

Anteckningar

1. ↑ 1 2 Warner, B. Recurrent Nova  ( 1995). Datum för åtkomst: 26 september 2012. Arkiverad från originalet 1 november 2012.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Mike Simonsen. Recurrent Novae  (engelska) (27 mars 2009). Hämtad 26 september 2012. Arkiverad från originalet 27 maj 2016.
3. ↑ 1 2 Yu. P. Pskovskii. Kapitel V. SÄRSKILDA MELLAN NYA STJÄRNOR . NYA OCH SUPERNYA STJÄRNOR . Astronet (1985). Datum för åtkomst: 26 september 2012. Arkiverad från originalet den 11 februari 2015. (ryska)
4. ↑ 1 2 N.N. SAMUS. KAPITEL 3. EXPLOSIVA OCH NYLIKNANDE VARIABLA STJÄRNOR . VARIABLA STJÄRNOR . GAISH MSU. Datum för åtkomst: 26 september 2012. Arkiverad från originalet den 28 januari 2012. (ryska)
5. ↑ MF Bode. Klassiska och återkommande Nova-utbrott  . arxiv.org (21 november 2011). Hämtad 26 september 2012. Arkiverad från originalet 6 november 2020.
6. ↑ Ferdinand Patat. Ansluta återkommande Novae till (vissa) Typ Ia Supernovae  . arxiv.org (27 september 2011). Hämtad 26 september 2012. Arkiverad från originalet 6 november 2020.