U Skorpionen

U Scorpii  är en av 10 kända upprepade novaer i vår galax [5] . Den ligger i den norra delen av stjärnbilden Skorpionen , på ett avstånd av 14 kpc från jorden [1] . Systemet är spektroskopiskt binärt : det består av en K2 -subjätte och en vit dvärg [1] .

Tidig observationshistoria av U Scorpii-systemet

U Scorpio blossen observerades första gången 1863 av den engelske astronomen och sedan chefen för Madras Observatory i Indien , N. R. Pogson . Pogson spårade nova under dess mycket korta siktperiod och uppskattade flare-amplituden till 9m.1 den 20 maj . Under veckan minskade ljusstyrkan på blossen med 12 m ,8 och den 10 juni försvann den från sikten. Sedan var hon inte synlig på mer än 80 år, tills Helen Thomas upptäckte henne när hon undersökte Harvards arkivfotografiska plåtar . Det visade sig att U Scorpio flammade upp den 12 maj 1906 och den 21 juni 1936. Thomas noterade också att både ökningen och minskningen av stjärnans ljusstyrka var mycket kort; under utbrottet 1936 tappade stjärnan mer än en magnitud på mindre än nio timmar och sjönk sedan med sex och en halv magnitud på en månad. Återupptäckten av U Scorpii och mätningar av ljuskurvan visade att stjärnan innehar rekordet som den snabbaste kända upprepade nova [6] .

U Scorpii har också rekordet för de mest registrerade utbrotten av upprepade novaer: den flammade upp 1863, 1906, 1917, 1936, 1945, 1969, 1979, 1987 och 1999. Tidsintervallet mellan utbrotten är i allmänhet ganska regelbundet - cirka 10 år eller en multipel av detta värde: det antas att utbrott inte registrerades vid den tiden. Men trots sitt stora antal utbrott förblir U Scorpii en av de minst studerade upprepade novaerna. Den extremt snabba ökningen av ljusstyrkan och lika snabba sönderfall gör att observatörer har lite tid att studera systemets egenskaper under själva utbrottet. Webbink noterade [7] att före utbrottet 1979 hade astronomer inte bra mätningar av de spektroskopiska egenskaperna hos U Scorpii, och det finns för närvarande många frågor om egenskaperna hos detta system [6] .

Bland de 10 kända upprepade nya sticker Skorpionens U, tillsammans med kompassens T , ut i en separat klass. De har en relativt kort omloppstid : T Pyx har den kortaste perioden av alla upprepade novaer vid 1,8 timmar; och omloppstiden för U Sco är lite över 1,2 dygn, medan ljusstyrkan till följd av förmörkelser varierar i intervallet från 18 m .5 till 20 m [8] .

Andra upprepade novaer, som RS Ophiuchus och T Northern Corona , har omloppsperioder på hundratals dagar - mycket längre än de flesta kataklysmiska variabler , och mer som symbiotiska stjärnor som Z Andromeda (som är stamfadern till en hel klass av variabla stjärnor och har en omloppsbana en period på cirka 725 dagar) [6] .

Ökningen av ljusstyrkan från stjärnans vilotillstånd (V ~ 18 m ,5) till toppen (V = 7 m ,5) tar cirka fyra timmar, och minskningen från toppen med tre magnituder sker på 2,6 dagar. Systemet har en mycket hög utstötningshastighet (troligen över 7 500 km/s, inte mycket lägre än vid en supernovaexplosion ) [6] .

1999 utbrott

Utbrottet av U Scorpii 1999 upptäcktes av P. Schmeer [9] den 25 februari när stjärnan nådde magnituden 9m.5 . Efter några timmar nådde ljusstyrkan en topp på 7 m ,6 och sedan började den sjunka stadigt [1] .

Under utbrottet 1999 gjordes de första försöken att uppskatta den vita dvärgens massa. Under perioden D+19-20 registrerades aktivitet inom mjukröntgenområdet i U Sco-systemet . Upptäckten av en mjuk röntgenkälla i ett binärt stjärnsystem indikerar att den vita dvärgen måste vara mycket massiv (>1,2 ) [1] .

I vila domineras spektrumet av U Sco av Heli- linjer [10] , vätelinjer är antingen frånvarande eller mycket svaga. Spektrum under flare är också berikat med helium. Evolutionsscenariot för detta system antar att materia ansamlas på den vita dvärgen med en hastighet av 10 −6 per år, den vita dvärgen förbränner väte för att bilda helium i ytskiktet, som delvis tunnas ut på grund av stjärnvinden som kommer från den vita dvärg [1] .

De spektra som erhölls under flare (D+11,41 och D+12,35) visar en ökning av joniseringsnivån och förstärkning av He II-linjerna. Linjerna för andra element har försvagats, liksom deras bredd har minskat. Linje H visade att skalet expanderar med en hastighet av 6 875 km/s vid D+11,41 och med en hastighet av 6 524 km/s vid D+12:35. Uppskattningen av massan av det utstötade materialet som skapade skalet av U Sco-systemet liknade uppskattningarna för utbrotten 1979 och 1987 och uppgick till 10 −7 [1] .

Utbrottet 2010

2005 föreslog Brad Schaefer [11] att eftersom tidpunkten för U Scorpii-bloss är ganska regelbunden (cirka tio år), bör U Sco blossa igen runt 2009 (2009,3 ± 1 år). Den 28 januari 2010, runt 06:00 östkusttid , rapporterade amatörastronomen Barbara Harris från Florida att en ny stjärna uppträdde nära den åttonde magnituden i stjärnbilden Scorpius. Ungefär en halvtimme senare bekräftades Harris besked av hennes landsman Sean Dvorak. Sedan gick solen upp över USA , och observationer av stjärnorna blev omöjliga. Men tack vare American Association of Variable Star Observers ( AAVSO ) kom meddelandet över hela världen. Stjärnan började observeras i Nya Zeeland och Australien , och observatörer i andra länder i världen anslöt sig snart [6] .

För första gången kunde forskare spåra i detalj den mycket maximala ljusstyrkan, vid vilken stjärnan bara varade i några timmar, såväl som den snabba blekningen av ljusstyrkan. Under utbrottet studerades systemet med två rymdteleskop: den amerikanska röntgensatelliten RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) och INTEGRAL gammastrålningsobservatoriet . Under perioden D+11 till D+30 förblev ljusstyrkan för U Scorpio nästan oförändrad, och sedan skedde en måttligt kraftig minskning av ljusstyrkan i alla områden. Den andra platån i ljuskurvan var i perioden från D+41 till D+57 vid ljusstyrka V  = 16 m .8 ± 0 m .2 (utanför förmörkelser). Denna platå slutade med ett ganska kraftigt fall under perioden från D+57 till D+64, där ljusstyrkan, utanför förmörkelsen, nådde sin vanliga ljusstyrka V  = 18m.0 , det vill säga dagen D+64 blossen tog slut. Tiden från toppen av ljusstyrkan till vilotillståndet var 64 dagar, vilket är mycket snabbt för en upprepad ny. Andra upprepade nya RS Ophiuchus och T Northern Crown hade denna period lika med 93 dagar [6] .

Under flamman observerades systemet med spektroskopiska och fotometriska studier i nästan alla områden av det elektromagnetiska spektrumet: röntgen , ultraviolett , optisk och infraröd [12] . I U Sco-systemet upptäcktes ingen aktivitet heller i radiovågor i gammabanden , det finns endast data om systemets aktivitet under flera dagar i det infraröda området från 3,2 till 33 mikron. Detta är den första upprepade nova som har observerats under hela utbrottet, och för vilken ett stort antal observationer (22 000 mätningar) har gjorts från cirka 100 observatörer runt om i världen och 9 satelliter i rymden [6] .

Många frågor har väckts av dessa observationer. Till exempel, vad orsakade den trippeltoppen i optisk och IR som varade i flera dagar efter toppen? Och varför hade systemet två platåer? Det är också okänt varför korta (omkring en halvtimmes varaktighet) blixtar uppträder på ljuskurvan med en amplitud på upp till halva magnituden under de första 11 dagarna, det vill säga vid den tidpunkt då granaten som kastas ut under explosionen huvudsakligen är synlig [6] .

Alla spektra analyseras för närvarande för att erhålla en uppskattning av massan av det utstötta materialet och fördelningen av kemiska grundämnen under uppflammningen. Det finns redan en spektral energifördelning för varje dag av flare. Detta värde är direkt proportionellt mot massan av utstött materia, vilket ger ett andra sätt att svara på frågan om vita dvärgar ackumulerar massa eller om all materia kastas ut under explosionen [6] .

Nästa utbrott i U Scorpii-systemet väntas 2020  ± 2 [6] .

U Scorpii som en supernovakandidat av typ Ia

Mycket mer intressant är en annan fråga: är upprepade nova-prekursorer av typ Ia-supernovor ? De flesta anhopande vita dvärgar är inte särskilt massiva och får inte mycket massa under sin livstid genom ackretion . Således är det osannolikt att de flesta klassiska novaer någonsin kommer att nå Chandrasekhar-gränsen  , massan vid vilken en vit dvärg kollapsar till en neutronstjärna , vilket är orsaken till supernovaexplosionen av typ Ia. Är det möjligt att upprepade novaer med sina massiva vita dvärgar strax under Chandrasekhar-gränsen är supernovakandidater? Det finns bevis för att RS Ophiuchus [13] och U Scorpio [14] är goda kandidater för framtida supernovor.

Astronomer från University of Southampton och Winchester College har beräknat att U Scorpii kommer att explodera inom de närmaste 700 000 åren. Forskargruppen var först med att få rigorösa massuppskattningar för en vit dvärg i systemet och bekräfta att den är på gränsen till en kolossal explosion. Om explosionen av U Scorpius-systemet verkligen inträffar enligt scenariot för en supernova, kommer det att vara det ljusaste objektet på natthimlen efter månen , och under de första dagarna kommer det att vara klart synligt på dagtid [15] .

Anteckningar

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 G. C. ANUPAMA. 1999 UTBLOTTET AV DEN ÅTERKOMMANDE NOVA U  SCORPII . Arkiverad från originalet den 13 december 2012.
2. ↑ NOVA Sco 1863 -- Nova  . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Arkiverad från originalet den 13 december 2012.
3. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (engelska) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
4. ↑ Kafka S., Williams R. 2010 års tidiga utbrottsspektrum av den återkommande nova U Scorpii  // Astron . Astrofys. / T. Forveille - EDP Sciences , 2011. - Vol. 526.—S. 83–83. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201015415 - arXiv:1012.0833
5. ↑ Bradley E. SchaeferKenyon. Historier om alla kända galaktiska återkommande Novae  (engelska)  (länk ej tillgänglig) . arXiv.org (22 december 2009). Arkiverad från originalet den 3 november 2019.
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 BSJ. Den återkommande nova U Scorpii  (engelska)  (inte tillgänglig länk) . AAVSO (13 april 2010). Arkiverad från originalet den 13 december 2012.
7. ↑ Webbink, Ronald F.; Livio, Mario; Truran, James W.; Orio, Marina. De återkommande novaernas natur  . Astronomy Abstract Service (mars 1987). Arkiverad från originalet den 13 december 2012.
8. ↑ Schäfer, Bradley E.; Ringwald, FA En förbättrad omloppsperiod för den återkommande Nova U Scorpii  . Astronomy Abstract Service (juli 1995). Arkiverad från originalet den 13 december 2012.
9. ↑ Schmeer, P.; Waagen, E.; Shaw, L.; Mattiazzo, M. U Scorpii  (engelska) . Astronomy Abstract Service (februari 1999). Arkiverad från originalet den 13 december 2012.
10. ↑ Hanes, D.A. Den återkommande nova U Scorpii-vilan efter utbrott  . Astronomy Abstract Service (mars 1985). Arkiverad från originalet den 13 december 2012.
11. ↑ Schaefer, B.E.U Scorpii: Recurrent Nova About to Blow Up?  (engelska) . Sky & Telescope (29 april 2009). Arkiverad från originalet den 13 december 2012.
12. ↑ Ernesto Guido, Giovanni Sostero. U Scorpii in Outburst  (engelska) (29 januari 2010). Arkiverad från originalet den 13 december 2012.
13. ↑ JL Sokoloski, GJM Luna, K. Mukai, Scott J. Kenyon. Röntgenstrålning från den återkommande Nova RS Ophiuchi  (engelska)  (inte tillgänglig länk) . arXiv.org (12 maj 2006). Arkiverad från originalet den 19 augusti 2016.
14. ↑ Thoroughgood, TD; Dhillon, V.S.; Littlefair, S.P.; Marsh, TR; Smith, D. A. Massan av den vita dvärgen i den återkommande nova U Scorpii  . Astronomy Abstract Service (november 2001). Arkiverad från originalet den 13 december 2012.
15. ↑ Tim Thoroughgood, Vik Dhillon, Stuart Littlefair, Tom Marsh, Deneal Smith. U Scorpii - A Ticking Time Bomb  (engelska)  (inte tillgänglig länk) (30 juli 2001). Arkiverad från originalet den 5 februari 2010.