Nová hvězda

Nové hvězdy , v astronomické literatuře obvykle jen „nové“ ( lat.  nova [jednotné číslo], novy [množné číslo]) - hvězdy , jejichž svítivost se náhle zvýší ~ 10 3 -10 6krát (v průměru nárůst svítivosti je ~10 4 , jasnost - o ~12 magnitud ). Při maximální svítivosti je absolutní magnituda od −6 do −9 m [1] , tedy 10 000–300 000krát jasnější než Slunce a celková energie erupce dosahuje 10 45–10 47 erg , neboli 10 38– 10 40 J ( Slunce takovou energii vyzařuje 8-800 tisíc let) [2] .

Pozorovatelné charakteristiky hvězd

Podle klasifikace Morgan-Keenan ( Harvardská klasifikace ) patří nová k typu Q.

Bleskový mechanismus

Všechny nové hvězdy (stejně jako novy a kataklyzmatické proměnné ) jsou blízké binární systémy sestávající z bílého trpaslíka a doprovodné hvězdy umístěné v hlavní posloupnosti nebo které během evoluce dosáhly stádia červeného obra a vyplňují jeho lalok Roche . V takových systémech hmota vnějších vrstev doprovodné hvězdy proudí na bílého trpaslíka přes okolí Lagrangeova bodu L 1 , proudící hmota tvoří kolem bílého trpaslíka akreční disk , rychlost narůstání na bílého trpaslíka je konstantní a je určeno parametry doprovodné hvězdy a hmotnostním poměrem jednotlivých hvězd binárního systému; složení plynu dopadajícího na bílého trpaslíka je typické pro vnější vrstvy červených obrů a hvězd hlavní posloupnosti – více než 90 % vodíku .

Bílí trpaslíci jsou „vyhořelá“ jádra červených obrů, kteří v průběhu evoluce shodili svou schránku; jejich složení závisí na hmotnosti původní hvězdy: vývoj méně hmotných hvězd vede k héliovým bílým trpaslíkům; v důsledku vývoje hvězd s větší hmotností, v jejichž jádru proběhla trojitá reakce helia , vznikají uhlíkově bílí trpaslíci. V každém případě jsou pro vývoj výbuchu novy klíčové dva faktory: extrémně nízké množství vodíku a degenerovaný stav hmoty bílého trpaslíka.

Nahromaděný plyn se hromadí na povrchu bílého trpaslíka a vytváří vrstvu bohatou na vodík, díky extrémně vysokému zrychlení volného pádu na povrchu bílého trpaslíka (~10 6 m/s²) je tato vrstva v degenerovaném stavu. stavu a je navíc ohříván prouděním z akrečního disku, jehož pádová rychlost je ~1000 km/s. Jak se vodík hromadí v povrchové vrstvě a jeho teplota stoupá, začnou ve vrstvě bohaté na vodík probíhat termonukleární reakce cyklu CNO , což je usnadněno pronikáním uhlíku z podložních vrstev bílého trpaslíka do degenerované povrchové vrstvy. Za nedegenerovaných podmínek uvolňování energie termonukleárních reakcí probíhajících v hmotě, což vede ke zvýšení teploty, vede ke zvýšení tlaku a v důsledku toho k expanzi, snížení hustoty a snížení rychlosti jaderných reakcí ( úměrné hustotě a teplotě) - tedy ustavení samoregulační hydrostatické rovnováhy , jaká nastává v nitru hvězd hlavní posloupnosti. Charakteristickým rysem nerelativistického degenerovaného plynu je však extrémně slabá závislost tlaku na teplotě: . Výsledkem je explozivní zrychlení fúzních reakcí ve skořápce bohaté na vodík, teplota prudce stoupá, až se degenerace při dané hustotě zvedne a vytvoří se rázová vlna, která vymrští horní vrstvu vodíkového obalu bílého trpaslíka do okolního prostoru. . Takové explozivní zvýšení rychlosti termonukleárních reakcí v degenerované hvězdné hmotě je poměrně typickým jevem: héliové záblesky červených obrů a detonace uhlíku v degenerovaných jádrech masivních hvězd a masivních bílých trpaslíků mají podobnou povahu, když je překročena Chandrasekharova hranice .

Krátce po vzplanutí začíná nový cyklus narůstání na bílého trpaslíka a hromadění vodíkové vrstvy a po nějaké době, určené rychlostí narůstání a vlastnostmi bílého trpaslíka, se výbuch opakuje. Interval mezi výbuchy se pohybuje od desítek let u opakovaných nov až po tisíce let u klasických nov.

Historický význam

Při pozorování supernovy SN 1572 v souhvězdí Cassiopeia to astronom Tycho Brahe reflektoval ve svých poznámkách jako novou hvězdu (z lat.  de stella nova ), čímž dal vzniknout termínu nová . Ve svých dílech tvrdil, že vzhledem k tomu, že pohyb blízkých objektů by měl být znatelný vzhledem k pevným hvězdám, nový by měl být velmi daleko.

Historie výzkumu

Za 2200 let (532 př. n. l. – 1690 n. l.) bylo v čínských a japonských kronikách identifikováno asi 90 nových ohnisek. Evropský výzkumný tým za účasti univerzity v Göttingenu objevil emisní mlhovinu poblíž středu kulové hvězdokupy Messier 22 (NGC 6656) , možná pozůstatky nové hvězdy, kterou čínští astronomové viděli v květnu 48 př . n. l. [3] .

Po vynálezu dalekohledu (1609) a před vypuknutím Eta Carinae (1843) zaznamenali evropští vědci pouze 5 ohnisek nových hvězd. Od druhé poloviny 19. století byla ohniska nových objevována zpravidla každoročně. William Huggins v roce 1866 poprvé provedl spektroskopická pozorování nové hvězdy ( nova Northern Corona 1866 ) a objevil přítomnost plynného obalu kolem ní, zářícího ve vodíkových čarách. Ve 20. století bylo pouze 5 let, během kterých nebylo zaznamenáno jediné propuknutí nových: 1908, 1911, 1923, 1965 a 1966. Ve 21. století je tradičně objeveno až 10 nových ohnisek ročně. Jasnost většiny nov přesahuje 12 m , ale zřídka přesahuje 6 m . V současné době profesionální astronomové realizují projekt E-Nova pro celovlnné studium explozí nov [4] . Tento typ objektů také aktivně pozorují nadšenci do astronomie [5] .

Novinka jako indikátory vzdálenosti

Nové mají velkou šanci, že budou použity jako standardní zapalovací svíčky . Takže například rozdělení jeho absolutní velikosti je bimodální, s hlavním vrcholem na -7,5 a menším vrcholem na -8,8. Absolutní velikost novy navíc zůstává přibližně stejná (-5,5) po dobu asi 15 dnů po výbuchu. Určení vzdáleností ke galaxiím a kupám galaxií pomocí nov poskytuje stejnou přesnost jako při použití cefeid .

Nomenklatura, typy a klasifikace nových hvězd

Až do roku 1925 byly nové hvězdy pojmenovány v souladu s nomenklaturou proměnných hvězd Friedricha Argelandera z roku 1862, to znamená, že název se skládal z písmenného indexu odpovídajícímu pořadí jejich objevu v souhvězdí a názvu souhvězdí. Takže například v této nomenklatuře byl nový rok 1901 v souhvězdí Persea označen jako GK Per . Od roku 1925 se ty nové označují jako proměnné hvězdy, to znamená index V, pořadové číslo objevu v souhvězdí a název souhvězdí: např. nová 1975 v souhvězdí Labutě je označena jako V1500 Cyg .

Nepotvrzené nové jsou označeny písmeny PNV ( anglicky  Possible Nova ) s nebeskými souřadnicemi ve formátu: Jhhmmssss+ddmmsss.

Nové hvězdy jsou podtřídou kataklyzmatických proměnných hvězd ( anglicky  Cataclysmic Variable , zkr . CV ) . Existují klasické novy s dlouhým obdobím mezi vzplanutím a opakované novy s poměrně častým opakováním vzplanutí.

• NA  - rychle nový, eng. rychlé novy , zástupce GK Per
• NB  - pomalý nový, inž. pomalé novy
• NC  - extrémně pomalý nový, inž. extrémně pomalé novy , zástupce RT Ser
• NR  - opakované nové, inž. opakující se novy .

Nový jasnější 6m z roku 1890

Opakované nové

Opakované novy jsou třídou nových hvězd, které byly pozorovány v několika silných vzplanutích s intervalem mezi vzplanutími několik desítek let, při kterých se jasnost hvězdy zvýší v průměru o 10 m .

Poznámky

1. ↑ Astronomie. Nové hvězdy . Získáno 11. července 2021. Archivováno z originálu dne 11. července 2021. (neurčitý)
2. ↑ Astronet > Nové hvězdy . Získáno 14. července 2008. Archivováno z originálu 19. listopadu 2010. (neurčitý)
3. ↑ Fabian Gottgens a kol. Objev starého pozůstatku novy v galaktické kulové hvězdokupě M 22 Archivováno 30. dubna 2019 na Wayback Machine , 25. dubna 2019
4. ↑ Web projektu E-Nova . Datum přístupu: 9. května 2012. Archivováno z originálu 8. ledna 2011. (neurčitý)
5. ↑ Spektrální pozorování výbuchů nov Archivováno 29. května 2012 na Wayback Machine (francouzský amatérský astronom)

Literatura

• Nové hvězdy // Nový encyklopedický slovník : Ve 48 svazcích (vyšlo 29 svazků). - Petrohrad. , Str. , 1911-1916.
• Pskovskiy Yu. P. . Nové a supernovové hvězdy. M., 1985
• Shugarov S. Yu . Základní fyzikální vlastnosti kataklyzmatických hvězd. GAISH, 1999
• Zeilik, Michael. Conceptual Astronomy New York: John Wiley & Sons, Inc., 1993.
• Alloin, D. a W. Gieren, ed. Poznámky k přednášce: Hvězdné svíčky pro stupnici extragalaktické vzdálenosti. Robert Gilmozzi a Massimo Della Valle, "Novae as Distance Indicators", str. 229-241. Berlín: Springer, 2003.

Odkazy

• Nové hvězdy // Astronet
•  Seznam nov od roku 1678
• Klasifikace ohniska Nova // AAVSO 
• Schaefer. Komplexní fotometrické historie všech známých Galactic Recurrent Novae  (anglicky)  // The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2010. - Sv. 187 , č.p. 2 . - str. 275-373 . - doi : 10.1088/0067-0049/187/2/275 . - . - arXiv : 0912.4426 .
• Shafter a kol. A Spectroscopic and Photometric Survey of Novae in M31  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2011. - Sv. 734 , č.p. 1 . — Str. 12 . - doi : 10.1088/0004-637X/734/1/12 . — . - arXiv : 1104.0222 .

Tematické stránky	diskotéky
Slovníky a encyklopedie	Velká Katalánština Skvělý norský Velký Rus okolo světa Nový Britannica (online) Treccani Universalis
V bibliografických katalozích BNF : 11981119f GND : 4172093-3 J9U : 987007531741505171 LCCN : sh85127463 NDL : 00571136 NKC : ph522098