Opakujte nové

Opakované novy  jsou třídou nových hvězd , které mají silné výbuchy s intervalem několika desítek let. Během těchto výbuchů se hvězda zjasní v průměru o 10 magnitud [1] .

Existují alespoň dvě třídy opakovaných nových [1] :

• Opakovaný nový typ U Scorpio . U hvězd tohoto typu ztratila nafouklá doprovodná hvězda většinu svých vnějších vrstev během toku materiálu k horkému masivnímu bílému trpaslíkovi .

• Opakovaný nový typ RS Ophiuchi . Jedná se o binární systémy, které se skládají z červeného obra a masivního bílého trpaslíka. K explozi dochází ve vnějších vrstvách červeného obra a je způsobena termonukleární reakcí materiálu narůstajícího na bílého trpaslíka.

U opakovaných nov a klasických nov lze vyvržený obal detekovat spektroskopicky, ale u trpasličích nov to není možné .

Historie pozorování opakovaných nov

První opakovaná nova byla objevena v roce 1902: byl to T Compass , který vzplanul před tím v roce 1890. Opakované vzplanutí nové hvězdy se zdálo necharakteristické pro běžné novy a tato hvězda byla převedena do třídy hvězd podobných nově . Ale brzy bylo objeveno několik dalších opakovaných nových a T Compass nyní opakoval záblesky ještě čtyřikrát.

Tyto kataklyzmatické proměnné přitahují pozornost kvůli neuvěřitelné amplitudě jejich jasnosti, obvykle 8-12 magnitud, a vzácnosti těchto událostí. K mnoha z těchto výbuchů dojde jednou v životě astronoma , v tomto smyslu jsou podobné vzhledu Halleyovy komety [2] .

Nyní byla shromážděna data o více než 200 vzplanutích nových a supernov pozorovaných ve starověku a mezi nimi nepochybně existují také nejjasnější opakované novy. V dávných dobách byly zaznamenány pouze nejjasnější záblesky - ne slabší než 3. magnituda.

V oblasti CI Orel , která vypukla v roce 1918, byla ohniska pozorována již dříve. Evropští pozorovatelé viděli ohniska na místě kolem 125 a možná již v roce 1612. Na místě GK Perseus , který vybuchl v roce 1901, bylo pozorováno vypuknutí v roce 839 [3] .

První teorie opakovaného nového

V roce 1934 sovětští astronomové P. P. Parenago a B. V. Kukarkin porovnali amplitudy a doby cyklu opakovaných nov a proměnných typu U Gemini . Ukázalo se, že čím větší je amplituda, tím delší je doba mezi výbuchy: Proměnné typu U Gemini mají jak amplitudy, tak intervaly mezi výbuchy kratší než u opakovaných nov. Pokud tedy běžné nové hvězdy mají ještě větší amplitudy jasu, měly by své výbuchy opakovat v delších intervalech. Odvodili vztah „průměrné trvání cyklu-průměrná amplituda“ pro trpasličí novy:

Zde  je amplituda ve fotografických paprscích a trvání cyklu je vyjádřeno ve dnech.

Na základě několika v té době známých opakovaných nov dospěli Kukarkin a Parenago k závěru, že tato závislost zřejmě platí i pro opakované novy. V té době bylo známé nové T Severní koruny , které se objevilo v roce 1866. Dřívější výbuchy této hvězdy nebyly pozorovány, nicméně relativně malá amplituda výbuchu (8 m ) přiblížila T severní koróny blíže opakovaným novám. Kukarkin a Parenago podstoupili riziko předpovědi opětovného výbuchu hvězdy 80-100 let po výbuchu v roce 1866. Pokud odvozený vztah mezi amplitudami a cykly skutečně existuje, pak tato nová hvězda měla podle jejich výpočtů zopakovat výbuch v letech 1926 až 1966. 8. února 1946 objevil amatérský astronom, pochůzkář A. S. Kamenchuk, který dobře znal hvězdnou oblohu , v souhvězdí Severní koruny „extra“ hvězdu 2. magnitudy (takovou měla pouze její nejjasnější hvězda Gemma ). velikost v tomto malém souhvězdí ). Profesionální astronomové si této hvězdy všimli až 9. února, kdy již začala slábnout.

Tento příklad mimořádně úspěšné vědecké prognózy však není zcela správný. Vychází totiž z vlastností proměnných hvězd zcela jiného typu, s jinou povahou a energií vzplanutí (což Kukarkin a Parenago neznali). Navíc T Severní korony  není typickým představitelem opakovaných nov, kdy na bílého trpaslíka jako dodavatele hmoty narostl gigant místo podobra , a tedy s vyšším podílem této složky na celkovém jas systému a v důsledku toho s podhodnocenou amplitudou [4] .

Opakované nové a klasické nové

Ve Všeobecném katalogu proměnných hvězd (GCVS) jsou opakované novy zařazeny do stejné kategorie jako novy, ale znaky jejich světelných křivek jsou rozlišeny a označeny jako „NR“, tedy periodické, jen s tím rozdílem, že dvě resp. více výbuchů je odděleno intervalem ve stáří 10-80 let. To znamená, že mechanismus vzplanutí, orbitální periody, spektra a povaha složek těchto blízkých binárních systémů jsou stejné nebo téměř stejné jako u klasických nov [5] .

Klasické novy jsou blízké binární systémy s oběžnými dobami v rozmezí od 0,05 do 230 dnů. Hlavní složkou v nich je horký bílý trpaslík a vedlejší, chladnější, složkou může být obr, podobr nebo trpaslík spektrálního typu K nebo M. Doba potřebná k přechodu ze stavu výbuchu do stavu klidu je řádově 1-3 dny. Totéž pravděpodobně platí pro opakované nové [2] .

Příčinou výbuchu klasické novy je termonukleární reakce na povrchu bílého trpaslíka. Po několika letech přenosu hmoty mezi hvězdami se teplota a tlak na povrchu bílého trpaslíka stanou dostatečnými pro výbuch. Hmotnost tohoto materiálu může dosáhnout 30 pozemských . Jakmile se teplota dostatečně zvýší, tato vrstva se začne roztahovat. Rychlost expanze pláště v minutách může dosáhnout 3 000 km / s a ​​jeho svítivost - 100 000 slunečních . Více než 1000 dní nebo tak se obal roztáhne do takové míry, že jej lze vidět jako mlhovinu obklopující hvězdný pár. Během stovek let se obal rozptýlí v mezihvězdném prostředí [2] .

Dokud nový neopakuje záblesky, neliší se od nových s jedním registrovaným zábleskem: mezi opakovanými novými jsou jak rychlé, tak pomalé; absolutní hodnoty opakovaných nov jsou stejné jako u konvenčních nov. Pokud jde o amplitudy jasu, spektrální detaily a další rysy, opakované novy jsou si navzájem podobnější než běžné novy (které neměly opakované vzplanutí). Amplitudy kolísání jasnosti pro téměř všechny opakované novy jsou tedy menší než pro běžné [2] [4] .

Většina nových hvězd pravděpodobně vzplane více než jednou za život. Množství materiálu, které se musí nashromáždit ke spuštění vzplanutí, závisí na hmotnosti bílého trpaslíka. V systémech s bílým trpaslíkem o hmotnosti 0,6 hmotnosti Slunce může doba akumulace (doba mezi výbuchy) dosáhnout 5 milionů let a v systému s bílým trpaslíkem o hmotnosti 1,3 hmotnosti Slunce - 30 000 let [2] .

Jedná se o stejné a znovu nové mechanismy. Mohly by to ale být systémy stejného typu, ale s ještě masivnějším bílým trpaslíkem? Teoreticky to možné je. Rychlost akrece systému s bílým trpaslíkem o hmotnosti 1,4 sluneční hmotnosti může odpovídat době akumulace kratší než 100 let. Jedním z takových systémů by mohl být T Compass . V současnosti však stále není jasné, zda je mechanismus vzplanutí všech opakovaných nov stejný jako u klasických nov, nebo zda některé z nich mají výbuchy spojené s působením hvězdného větru nebo s nestabilitou akrečních disků [2] .

Vztah opakovaných nov k některým supernovám typu Ia

Ještě zajímavější je možnost, že opakované novy mohou být předchůdci supernov typu Ia . Pozorování výbuchů klasických nov a výbuchových mlhovin naznačují, že bílí trpaslíci mohou ztrácet hmotu během opakovaných výbuchů. Avšak nejtěžší bílí trpaslíci se svými vyššími rychlostmi narůstání mohou ve skutečnosti časem nabírat hmotu. Přestože většina nahromaděné hmoty je během výbuchu vyvržena, část z ní zůstává zachována. Hmota bílých trpaslíků některých opakovaných nov nyní narostla téměř k hranici Chandrasekhar a mohou brzy explodovat jako supernova typu Ia [6] .

Pozorování opakovaných nových

Pro svou vzácnost jsou periodické novy pro astronomy mimořádně zajímavé. Pozorování těchto hvězd po desetiletí je nesmírně cenným příspěvkem, který může vizuální pozorovatel, včetně amatéra , poskytnout vědě, ale tento úkol není snadný [2] .

Leslie Peltier, jeden z nejlepších pozorovatelů AAVSO , který sledoval North Corona T bez úspěchu po mnoho let, ve své knize Starlight Nights píše:

Od roku 1920 jsem to pozoroval při každé příležitosti. Více než dvacet pět let jsem ji pozoroval od noci do noci, jak se v přerušovaném spánku zmítá. Jedné noci v únoru 1946 se pohnula, pomalu otevřela oči, pak rychle odhodila pokrývku a vstala! Od doby, kdy hvězda prolomila symetrii Severní korony , uplynulo téměř osmdesát let . A kde jsem byl já, její samozvaný opatrovník, právě v tu chvíli, v noci, kdy se probudila? Spal jsem!

Peltier nastavil budík na 2:30, aby sledoval proměnné. Když vstal, obloha byla jasná a hvězdy jasně svítily, ale rozhodl se, že noc je příliš chladná, a vrátil se do postele [2] .

Pozoruhodné novinky

Koncept opakovaného nového je podmíněný: můžeme říci, že všechny nové se opakují, rozdíl je pouze v intervalech mezi ohnisky. Rozhodujícím potvrzením hypotézy Kukarin-Parenago by byl objev opakujících se výbuchů obyčejných nových hvězd s velkými amplitudami. Ale interval mezi jejich propuknutími je tisíce let a očekávání jejich opakování vypadá beznadějně. Astronomové čekají na výbuchy dalších opakovaných nov pozorovaných ve 20. století a dříve: jejich pozorování je nesmírně důležité [3] .

V tabulce jsou uvedeny známé opakované nové [2] .

Poznámky

1. ↑ 1 2 Warner, B. Recurrent Nova  ( 1995). Datum přístupu: 26. září 2012. Archivováno z originálu 1. listopadu 2012.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Mike Simonsen. Recurrent Novae  (anglicky) (27. března 2009). Získáno 26. září 2012. Archivováno z originálu 27. května 2016.
3. ↑ 1 2 Yu. P. Pskovskii. Kapitola V. SPECIÁLNÍ ROZMANITOST NOVÝCH HVĚZD . NOVÉ A SUPERNOVÉ HVĚZDY . Astronet (1985). Datum přístupu: 26. září 2012. Archivováno z originálu 11. února 2015. (Ruština)
4. ↑ 1 2 N. N. SAMUS. KAPITOLA 3. VÝBUŠNÉ A NOVÉ PROMĚNNÉ HVĚZDY . VARIABILNÍ HVĚZDY . GAISH MSU. Datum přístupu: 26. září 2012. Archivováno z originálu 28. ledna 2012. (Ruština)
5. ↑ MF Bode. Klasické a opakující se nové výbuchy  . arxiv.org (21. listopadu 2011). Získáno 26. září 2012. Archivováno z originálu dne 6. listopadu 2020.
6. ↑ Ferdinand Patat. Připojení rekurentních nov k (některým) supernovám  typu Ia . arxiv.org (27. září 2011). Získáno 26. září 2012. Archivováno z originálu dne 6. listopadu 2020.