Новая звёзда

8a449b29cd1a6694fcac55734661ca68[1]

В отличие от сверхновых, новые звезды выживают, процесс взрывов может повторяться в течение нескольких лет, а в некоторых случаях – десятков тысяч лет.

Новые 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 — на ~12 звёздных величин).

V1500.Cyg.JD2442500-2444500.LightCurve[1]

Изменение блеска новой Лебедя 1975 г. (V1500 Cyg)

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 слоёв 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.

Making_a_Nova[1]

Аккреция на белый карлик в тесной двойной системе (в представлении художника)

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 водорода в поверхностном слое и повышения его 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. 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.

Degenetate.Gas.Pressure.vs.Temperature.plot[1]

Зависимость давления вырожденного газа от температуры: вспышка новой (реакции CNO-цикла) развивается на горизонтальном участке

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.

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.

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. Любители астрономии также активно наблюдают этот тип объектов.

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.

До 1925 г. новые звёзды именовались в соответствии с номенклатурой переменных звёзд Фридриха Аргеландера 1862 года, то есть имя состояло из буквенного индекса, соответствующего по порядку их открытия в созвездии, и названия созвездия. Так, например, в этой номенклатуре новая 1901 года в созвездии Персея обозначалась как GK Per. С 1925 года новые именуются как переменные звёзды, то есть индексом V, порядковым номером открытия в созвездии и названием созвездия: так, например, новая 1975 года 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.

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 10m

Интересные новые:

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

По материалам Wikipedia