GK Perseus

GK Perseus (GK Persei, GK Per, Nova Persei 1901) je jasná nová hvězda , která vzplála v roce 1901 v souhvězdí Persea ve vzdálenosti 1500 světelných let od Země . Dosáhla maximální jasnosti 0 m , 2 magnitudy a byla nejjasnější novou hvězdou 20. století , dokud v souhvězdí Aquily v roce 1918 nevzplanula další nova . V současnosti jeho zdánlivá velikost kolísá kolem 13 m ,5 . [7] .

Vypuknutí roku 1901

GK Perseus byl objeven 21. února 1901 skotským duchovním a amatérským astronomem Thomasem Davidem Andersonem (  (anglicky) Thomas David Anderson ) z Edinburghu , když se náhodně podíval na oblohu a uviděl hvězdu třetí velikosti v souhvězdí Persea . . Anderson byl zkušený pozorovatel: dříve objevil T Aurigae , také novu, v roce 1892 . Následující den oznámil své pozorování Greenwichské observatoři a s překvapením si uvědomil, že je objevitelem první novy 20. století [7] .

V Rusku ji jako první viděl 15letý student kyjevského gymnázia Andrej Borisjak (1885-1962) (spolu se svým přítelem A.I. Baranovským). Byl o několik hodin napřed před profesionálními astronomy a za tento objev byl oceněn značnými poctami. Císař Nicholas II mu dal Zeissův dalekohled vlastní rukou a Ruská astronomická společnost jej přijala za řádného člena. Později, na doporučení Flammariona , se Borisyak také stal členem Francouzské astronomické společnosti . Borisyak snil o spojení svého osudu s astronomií a vstoupil na univerzitu , ale nedokázal zvládnout složité matematické disciplíny. Díky tomu se stal profesionálním hudebníkem a napsal učebnici „Škola hry na violoncello“ [8] .

Poté, co astronomové z Harvardské observatoře obdrželi zprávu o propuknutí, zjistili, že na místě nové hvězdy byla dříve slabá hvězda o velikosti 13 m , která vykazovala malé výkyvy jasnosti. Tak se stalo, že tato oblast souhvězdí Persea byla vyfotografována dva dny před objevem doktora Andersona a na fotografické desce měla hvězda minimální jas. Hvězda tak za necelé dva dny zvýšila svou jasnost z 13 m na 3 m , čímž zvýšila svou svítivost 10 000krát.

Během následujících dvou dnů hvězda pokračovala ve zvyšování jasnosti, i když poněkud pomaleji, až dosáhla maximální hodnoty 0 m , 2, což je svítivost rovnající se svítivosti Capella a Vega . Celková změna jasnosti byla čtrnáct magnitud a této hodnoty bylo dosaženo za necelé čtyři dny. Ihned po vrcholu jasnosti začala rychle slábnout (i když ne tak rychle, jak vypukla): šest dní po maximu to byla hvězda druhé velikosti a o dva týdny později - čtvrtá. V této fázi začala série oscilací s frekvencí asi čtyř dnů a amplitudou 1m ,5 . Tyto výkyvy pokračovaly několik měsíců, jak hvězda stále slábla. Nova se vrátila do svého klidového stavu a své normální velikosti 13 m za jedenáct let [7] .

Ohňostrojová mlhovina

Šest měsíců po výbuchu francouzský astronom Camille Flammarion a jeho kolegové řekli, že vyfotografovali „světelnou skořápku obklopující hvězdu“. To astronomy zmátlo, protože v tomto případě se ukázalo, že skořápka odhozená explozí nové letí od sebe rychlostí vyšší než rychlost světla . Obvykle to trvá roky, než lze materiál vyvržený z takových událostí rozložit na pozemské dalekohledy. Charles Perrine a George Ritchie také zaznamenali změnu polohy oblastí hustoty skořápky na fotografiích pořízených z měsíce na měsíc. Skořápka v systému GK Perseus se roztahovala obrovskou rychlostí 11 obloukových minut za rok – desetkrát rychleji než rychlost světla, což způsobilo rozruch mezi astronomy i v populárním tisku [7] .

Nizozemský astronom Jakob Kaptein byl pravděpodobně prvním člověkem, který tvrdil, že „rozpínající se“ skořápka se ve skutečnosti vůbec nehýbe. Navrhl, že to, co vidíme, je ve skutečnosti světelná ozvěna záblesku. Kapteynova teorie vysvětlovala situaci jen částečně. Tento paradox vyřešil v roce 1939 Paul Couder .

Navrhl, že přítomnost prachové obálky před výbuchem GK Per by vysvětlila FTL ozvěnu kolem této hvězdy. Záblesk nového je ve skutečnosti sférický proud světla, postupně zvýrazňující okolní prach. Záření jdoucí přímo k pozorovateli Země zvýrazňuje prach podél linie pohledu směrem k Zemi. Další paprsky po chvíli zvýrazňují prach pryč od zorného pole a poté se odchylují směrem k Zemi. Tyto paprsky ve skutečnosti urazily relativně malou dodatečnou vzdálenost, ale zdá se, že ozvěna se zvýšila ve vzdálenosti mezi přímým paprskem a vychýlenými paprsky, takže expanze se zdá být rychlejší než rychlost světla. Zdánlivá rychlost pohybu je nekonečná v okamžiku, kdy světlo namířené na pozorovatele nejprve zvýrazní prach, ale s rostoucím světelným prstencem se zpomalí [9] . Pozorovatel vidí světlo pomyslné expanze povrchu kolem novy, což je povrch prolatovaného elipsoidu , kde jsou nova a Země v ohniscích tohoto elipsoidu. Je-li na spojnici mezi novou a pozorovatelem přítomen prach, dochází k efektu „superluminální“ expanze. Téměř patnáct let po explozi se mlhovina kolem GK Persea konečně plně zviditelnila a dostala název Ohňostrojná mlhovina [10 ] . Struktura této mlhoviny se vysvětluje tím, že k expanzi dochází v hustém mezihvězdném prostředí [11] . Jeho hmotnost se odhaduje na více než 0,0001 hmotností Slunce a rychlost jeho expanze dosahuje 1200 km/s, jeho průměr je stále menší než světelný rok [12] [13] .

GK Persei (jako kataklyzmatické proměnné hvězdy podobné jí) je blízký binární systém sestávající z kompaktního bílého trpaslíka, který absorbuje hmotu obří studené hvězdy spektrálního typu K2IV prostřednictvím akrečního disku [14] . Když hmotnost hmoty dosáhne kritické hodnoty, dojde k termonukleárnímu záblesku, který vyvrhne hvězdnou hmotu do okolního prostoru, ale nezničí bílého trpaslíka. Systém GK Perseus je velmi blízký: oběžná doba bílého trpaslíka je dva dny [7] .

Pozorování GK Persea

Hvězda leží v oblasti mezi jednou z nejznámějších proměnných, Algol ( Beta Persei ) a nejjasnější hvězdou souhvězdí, Alpha Persei . V současné době ( 2012 ) je GK Per na minimální jasnosti asi třináct let, ale lze jej pozorovat i pomocí dalekohledů se střední aperturou, což je užitečné pro detekci jakýchkoli budoucích změn v GK Perseus [7] .

Na rozdíl od novy z roku 1918 , která po snížení své jasnosti na 13 m nevykazovala žádnou aktivitu, GK Perseus začal vykazovat vzácné záblesky a změnil svou jasnost o hodnotu od 2 m do 3 m (tedy zvýšil svou svítivost od 7 do 15krát ve srovnání se stavem klidu) [7] .

Počínaje kolem roku 1966 se tato ohniska stala poměrně pravidelnou, obvykle trvala asi dva měsíce a vyskytovala se asi každé tři roky. GK Persei tedy není klasická nova: chová se jako typická trpasličí nova – typ kataklyzmatické proměnné hvězdy – která z nějakého důvodu zažila silný výbuch. Objev rentgenového záření z tohoto systému v roce 1978 by umožnil vědcům přesněji definovat GK Perseus jako magnetickou kataklyzmatickou proměnnou.

Po objevu magnetické povahy GK byl Perseus klasifikován jako střední polární . Tyto hvězdy mají intenzitu magnetického pole přibližně 1-10×10 6 gaussů (pro srovnání síla magnetického pole Země je asi 0,5 gaussů). Ve středních polárách se přibývající materiál pohybuje podél magnetických čar a dopadá na povrch bílého trpaslíka poblíž magnetických pólů. Když se přibývající materiál srazí s povrchem bílého trpaslíka, jeho kinetická energie volného pádu se přemění na teplo. Teplota je v tuto chvíli asi 10 8 K (10 keV ) a právě toto dopadové plazma je silným zdrojem tvrdého rentgenového záření [7] .

Během vzplanutí GK Persei v roce 1978 Andrew King a kolegové z University of Leicester , kteří zpracovávali data z družice Ariel V , zjistili, že hvězda vzplanula v rentgenovém záření. Satelit však mohl přijímat data pouze jednou za 100 minut, takže činnost systému byla pouze zaznamenávána, ale nebyla podrobně zkoumána. V červenci 1983 AAVSO oznámilo, že tato ex-nova produkuje záblesky s nízkou amplitudou. Andrew King a Michael Watson, kterým byl poté přidělen čas na družici EXOSAT , pozorovali GK Per a ze získaných dat usoudili, že perioda pulsací rentgenového záření je 351 sekund [7] .

GK Perseus v literatuře

GK Perseus je zmíněn na konci příběhu H. F. Lovecrafta „ Beyond the Wall of Sleep “.

Poznámky

1. ↑ 1 2 GK Persei = Nova Persei 1901  (anglicky) . NASA . Archivováno z originálu 14. prosince 2012.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 : NOVA za rok 1901 . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Archivováno z originálu 14. prosince 2012.  (neurčitý) (Angličtina)
3. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (anglicky) / Konsorcium pro zpracování a analýzu dat , Evropská kosmická agentura - 2018.
4. ↑ GK  za . OKPS . Archivováno z originálu 22. února 2014.
5. ↑ Morales-Rueda L., Still MD, Roche P., Wood JH, Lockley JJ Poměr hvězdné hmotnosti GK  Persei // Mon. Ne. R. Astron. soc. / D. Flower - OUP , 2002. - Sv. 329.—S. 597–604. — ISSN 0035-8711 ; 1365-2966 - doi:10.1046/J.1365-8711.2002.05013.X - arXiv:astro-ph/0110332
6. ↑ 1 2 Harrison TE, Hamilton RT Kvantifikace množství uhlíku v sekundárních hvězdách SS Cygni, RU Pegasi a GK Persei  // Astron . J. / J. G. III , E. Vishniac - NYC : IOP Publishing , American Astronomical Society , University of Chicago Press , AIP , 2015. - Vol. 150. - S. 142. - ISSN 0004-6256 ; 1538-3881 – doi:10.1088/0004-6256/150/5/142 – arXiv:1509.03664
7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 BSJ. GK Persei  . AAVSO (17. července 2010). Archivováno z originálu 14. prosince 2012.
8. ↑ Část II. Veřejné amatérské organizace (do roku 1991). . Historie amatérské astronomie v Rusku a SSSR. (6. září 2004). Archivováno z originálu 16. února 2013. (Ruština)
9. ↑ Felton, James E. Light Echoes of Nova Persei 1901 // Sky & Telescope . - 1991. - únor. - S. 153-157 .
10. ↑ GK Perseus: New 1901 . AKD . Astronet (5. listopadu 2011). Archivováno z originálu 8. února 2012. (Ruština)
11. ↑ Ohňostrojová mlhovina . AKD . Astronet (4. července 1998). Archivováno z originálu 8. června 2012. (Ruština)
12. ↑ NASA Today. Zbytek novy GK Persei . Astronet (27. září 1994). Archivováno z originálu 21. listopadu 2011. (Ruština)
13. ↑ Animace ilustrující změnu v mlhovině Ohňostroj v letech 1994 , 2003 a 2011 . Archivováno z originálu 25. února 2014. (neurčitý)
14. ↑ Nigel Sharp. Nova zbytek GK Per  (anglicky) . Observatoř WINY . Národní observatoř pro optickou astronomii . Získáno 17. dubna 2014. Archivováno z originálu 14. prosince 2012.

Slovníky a encyklopedie	Britannica (online)
V bibliografických katalozích	J9U : 987007285532705171 LCCN : sh00001996