«Но́вые звёзды», в астрономической литературе обычно просто «Новые» (англ. 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[]
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 (~108 см/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) - т.е. 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.
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.
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.
Яркие новые 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 |
| 1903 | Nova Geminorum 1903 | 6 |
| 1905 | Nova Aquilae 1905 | 7.3 |
| 1910 | Nova Lacertae 1910 | 4.6 |
| 1912 | Nova Geminorum 1912 | 3.5 |
| 1918 | V603 Aquilae | −1.8 |
| 1919 | Nova Lyrae 1919 | 7.4 |
| 1919 | Nova Ophiuchi 1919 | 7.4 |
| 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 |
| 1943 | Nova Aquilae 1943 | 6.1 |
| 1950 | DK Lacertae | 5.0 |
| 1960 | V446 Herculis | 2.8 |
| 1963 | V533 Herculis | 3 |
| 1970 | FH Serpentis | 4 |
| 1975 | V1500 Cygni | 2.0 |
| 1975 | V373 Scuti | 6 |
| 1976 | NQ Vulpeculae | 6 |
| 1978 | V1668 Cygni | 6 |
| 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[]
- RS Змееносца
- T Северной Короны
- T Компаса
- DM Лиры
- A0620-00 (первая открытая рентгеновская новая)
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.
Примечания[]
- По классификации Моргана-Кинана (гарвардская классификация), новая относится к типу Q.
См. также[]
- Сверхновая
- Двойная звезда
Ссылки[]
- Новые и карликовые новые звезды. Типы по ОКПЗ.(рус.)
- Астронет: Новые звезды(рус.)
- GVCS(англ.)
- NASA Observatorium: Classical Nova(англ.)
- Cataclysmic Variables(англ.)
Эта страница использует содержимое раздела Википедии на русском языке. Оригинальная статья находится по адресу: Новая звезда. Список первоначальных авторов статьи можно посмотреть в истории правок. Эта статья так же, как и статья, размещённая в Википедии, доступна на условиях CC-BY-SA .