Ny stjärna

Nya stjärnor , i astronomisk litteratur, vanligtvis bara "nya" ( lat.  nova [singular], novae [plural]) - stjärnor , vars ljusstyrka plötsligt ökar med ~ 10 3 -10 6 gånger (i genomsnitt ökningen i ljusstyrka är ~10 4 , ljusstyrka - med ~12 magnituder ). Vid maximal ljusstyrka är den absoluta magnituden från −6 till −9 m [1] , det vill säga 10 000–300 000 gånger ljusare än solen, och den totala flamenergin når 10 45–10 47 erg , eller 10 38–1040 J (Solen avger sådan energi i 8-800 tusen år) [2] .

Observerbara egenskaper hos stjärnor

Enligt Morgan-Keenan- klassificeringen ( Harvard-klassificeringen ) tillhör den nya typ Q.

Flash-mekanism

Alla nya stjärnor (liksom novaer och kataklysmiska variabler ) är nära binära system som består av en vit dvärg och en följeslagare som ligger på huvudsekvensen , eller som har nått scenen av en röd jätte under evolutionen och fyller dess Roche-lob . I sådana system flödar materia från de yttre skikten av följestjärnan på den vita dvärgen genom närheten av Lagrangepunkten L 1 , den strömmande materien bildar en ansamlingsskiva runt den vita dvärgen, ansamlingshastigheten på den vita dvärgen är konstant och bestäms av parametrarna för medföljande stjärna och massförhållandet för komponentstjärnorna i det binära systemet; sammansättningen av gasen som faller på den vita dvärgen är typisk för de yttre lagren av röda jättar och huvudsekvensstjärnor - mer än 90% väte .

Vita dvärgar är "utbrända" kärnor av röda jättar som har fällt sitt skal under evolutionens gång; deras sammansättning beror på massan av den ursprungliga stjärnan: utvecklingen av mindre massiva stjärnor leder till heliumvita dvärgar; som ett resultat av utvecklingen av stjärnor med en större massa, i vars kärna en trippel heliumreaktion ägde rum , bildas kolvita dvärgar. I vilket fall som helst är två faktorer nyckeln till utvecklingen av ett nova-utbrott: den extremt låga mängden väte och det degenererade tillståndet hos den vita dvärgmaterien.

Den ansamlade gasen ackumuleras på ytan av den vita dvärgen och bildar ett väterikt lager, på grund av den extremt höga accelerationen av fritt fall på ytan av den vita dvärgen (~10 6 m/s²), är detta lager i en degenererad tillstånd och värms dessutom upp av flödet från ansamlingsskivan, vars fallhastighet är ~1000 km/s. När väte ackumuleras i ytskiktet och dess temperatur stiger, börjar termonukleära reaktioner av CNO-cykeln att fortgå i det väterika skiktet , detta underlättas av penetreringen av kol från de underliggande skikten av den vita dvärgen in i det degenererade ytskiktet. Under icke-degenererade förhållanden leder energifrigörandet av termonukleära reaktioner som sker i materia, vilket leder till en ökning av temperaturen, till en ökning av trycket och följaktligen expansion, en minskning av densiteten och en minskning av hastigheten för kärnreaktioner ( proportionell mot densitet och temperatur) - det vill säga upprättandet av en självreglerande hydrostatisk jämvikt , som sker i huvudsekvensstjärnornas inre. En egenskap hos en icke-relativistisk degenererad gas är emellertid det extremt svaga beroendet av tryck på temperaturen: . Resultatet är en explosiv acceleration av fusionsreaktioner i ett väterikt skal, temperaturen stiger kraftigt tills degeneration vid en given densitet hävs, och en stötvåg bildas som skjuter ut det övre lagret av den vita dvärgens väteskal i det omgivande utrymmet . En sådan explosiv ökning av hastigheten för termonukleära reaktioner i degenererad stjärnmateria är ett ganska typiskt fenomen: heliumblixtar av röda jättar och koldetonation i de degenererade kärnorna av massiva stjärnor och massiva vita dvärgar har en liknande karaktär när Chandrasekhar-gränsen överskrids .

Strax efter utbrottet börjar en ny cykel av anhopning på den vita dvärgen och ansamling av väteskiktet, och efter en tid, bestämt av ansamlingshastigheten och den vita dvärgens egenskaper, upprepas utbrottet. Intervallet mellan utbrott sträcker sig från tiotals år för upprepade novaer till tusentals år för klassiska novaer.

Historisk betydelse

När astronomen Tycho Brahe observerade supernovan SN 1572 i stjärnbilden Cassiopeia reflekterade detta i sina anteckningar som en ny stjärna (från lat. de stella nova ), och födde därmed termen ny . I sina verk hävdade han att eftersom rörelsen av närliggande föremål borde vara märkbar i förhållande till fixstjärnor, borde den nya vara väldigt långt borta.  

Forskningshistoria

Under 2200 år (532 f.Kr. - 1690 e.Kr.) identifierades cirka 90 utbrott av nya i kinesiska och japanska krönikor. Ett europeiskt forskarlag med deltagande av universitetet i Göttingen har upptäckt en emissionsnebulosa nära centrum av klothopen Messier 22 (NGC 6656) , möjligen resterna av en ny stjärna som kinesiska astronomer såg i maj 48 f.Kr. [3] .

Efter uppfinningen av teleskopet (1609) och före utbrottet av Eta Carinae (1843), märkte europeiska forskare endast 5 utbrott av nya stjärnor. Från 1800-talets andra hälft upptäcktes vanligtvis utbrott av nya årligen. William Huggins gjorde 1866 för första gången spektroskopiska observationer av en ny stjärna ( nova Northern Corona 1866 ) och upptäckte närvaron av ett gasformigt hölje runt den, glödande i vätelinjer. På 1900-talet var det bara 5 år under vilka inte ett enda utbrott av nya märktes: 1908, 1911, 1923, 1965 och 1966. Under 2000-talet upptäcks traditionellt upp till 10 nya utbrott per år. Ljusstyrkan hos de flesta novaer överstiger 12m , men överstiger sällan 6m . För tillfället implementerar professionella astronomer E-Nova-projektet för studien av novaexplosioner i alla vågor [4] . Astronomientusiaster observerar också aktivt denna typ av föremål [5] .

Nytt som avståndsindikatorer

Nya har goda chanser att användas som vanliga tändstift . Så till exempel är fördelningen av dess absoluta magnitud bimodal, med huvudtoppen vid -7,5 och den mindre toppen vid -8,8. Dessutom förblir den absoluta magnituden av nova ungefär densamma (−5,5) i cirka 15 dagar efter explosionen. Bestämning av avstånd till galaxer och galaxhopar med hjälp av novaer ger samma noggrannhet som när man använder Cepheider .

Nomenklatur, typer och klassificering av nya stjärnor

Fram till 1925 namngavs nya stjärnor i enlighet med Friedrich Argelanders nomenklatur för variabla stjärnor från 1862, det vill säga namnet bestod av ett bokstavsindex som motsvarade ordningen för deras upptäckt i konstellationen och namnet på konstellationen. Så, till exempel, i denna nomenklatur betecknades det nya året 1901 i konstellationen Perseus som GK Per . Sedan 1925 har de nya kallats variabla stjärnor, det vill säga index V, serienumret på upptäckten i stjärnbilden och namnet på stjärnbilden: till exempel betecknas den nya 1975 i stjärnbilden Cygnus som V1500 Cyg .

Obekräftade nya betecknas med bokstäverna PNV ( English  Possible Nova ) med himmelska koordinater i formatet: Jhhmmssss+ddmmsss.

Nya stjärnor är en underklass av kataklysmiska variabla stjärnor ( engelska  Cataclysmic Variable , förkortning CV ) . Det finns klassiska novaer med lång period mellan utbrott och upprepade novaer med relativt frekvent upprepning av utbrott.

• NA  - snabbt nytt, eng. rapid novae , representant för GK Per
• OBS  - långsam ny, eng. långsamma novaer
• NC  - extremt långsam ny, eng. extremt långsamma novaer , representativa för RT Ser
• NR  - upprepad ny, eng. återkommande novaer .

Ny ljusare 6m från 1890

Upprepad ny

Upprepade novaer är en klass av nya stjärnor som har observerats i flera kraftiga utbrott med ett intervall mellan utbrotten på flera tiotals år, då stjärnans ljusstyrka ökar med i genomsnitt 10 m .

Anteckningar

1. ↑ Astronomi. Nya stjärnor . Hämtad 11 juli 2021. Arkiverad från originalet 11 juli 2021. (obestämd)
2. ↑ Astronet > Nya stjärnor . Hämtad 14 juli 2008. Arkiverad från originalet 19 november 2010. (obestämd)
3. ↑ Fabian Gottgens et al. Upptäckt av en gammal nova-rest i den galaktiska klothopen M 22 Arkiverad 30 april 2019 på Wayback Machine , 25 april 2019
4. ↑ E-Nova-projektets webbplats . Tillträdesdatum: 9 maj 2012. Arkiverad från originalet den 8 januari 2011. (obestämd)
5. ↑ Spektrala observationer av nova-utbrott Arkiverad 29 maj 2012 på Wayback Machine (fransk amatörastronom)

Litteratur

• Nya stjärnor // New Encyclopedic Dictionary : I 48 volymer (29 volymer publicerades). - St Petersburg. , sid. 1911-1916.
• Pskovskiy Yu. P. . Nya och supernovastjärnor. M., 1985
• Shugarov S. Yu . Grundläggande fysiska egenskaper hos kataklysmiska stjärnor. GAISH, 1999
• Zeilik, Michael. Konceptuell astronomi New York: John Wiley & Sons, Inc., 1993.
• Alloin, D. och W. Gieren, red. Föreläsningsanteckningar: Stellar Candles for the Extragalactic Distance Scale. Robert Gilmozzi och Massimo Della Valle, "Novae as Distance Indicators", s. 229-241. Berlin: Springer, 2003.

Länkar

• Nya stjärnor // Astronet
•  Lista över novaer sedan 1678
• Nova utbrottsklassificering // AAVSO 
• Schäfer. Omfattande fotometriska historiker över alla kända galaktiska återkommande novae  (engelska)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2010. - Vol. 187 , nr. 2 . - s. 275-373 . - doi : 10.1088/0067-0049/187/2/275 . - . - arXiv : 0912.4426 .
• Shafter et al. En spektroskopisk och fotometrisk undersökning av Novae i M31  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - Vol. 734 , nr. 1 . — S. 12 . - doi : 10.1088/0004-637X/734/1/12 . — . - arXiv : 1104.0222 .

Tematiska platser	discoggar
Ordböcker och uppslagsverk	Stor katalanska Stor norsk Stor ryss runt världen Ny Britannica (online) Treccani Universalis
I bibliografiska kataloger BNF : 11981119f GND : 4172093-3 J9U : 987007531741505171 LCCN : sh85127463 NDL : 00571136 NKC : ph522098