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] .
Podle klasifikace Morgan-Keenan ( Harvardská klasifikace ) patří nová k typu Q.
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.
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.
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] .
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 .
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.
Rok | Nový | Maximální lesk |
---|---|---|
1891 | T Charioteer | 3.8 |
1898 | V1059 Střelec | 4.5 |
1899 | V606 Orla | 5.5 |
1901 | GK Perseus | 0,2 |
1910 | Nova Lacertae 1910 | 4.6 |
1912 | Nové Geminorum 1912 | 3.5 |
1918 | V603 Orla | −1.8 |
1920 | Nova Cygni 1920 | 2,0 |
1925 | RR malíř | 1.2 |
1934 | DQ Hercules | 1.4 |
1936 | CP ještěrky | 2.1 |
1939 | Jednorožec BT | 4.5 |
1942 | CP Stern | 0,3 |
1950 | DK ještěrky | 5,0 |
1960 | V446 Herkules | 2.8 |
1963 | V533 Herkules | 3.0 |
1970 | FH Ophiuchi | 4,0 |
1975 | V1500 Cygnus | 2,0 |
1984 | QU Lišky | 5.2 |
1986 | V842 Centauri | 4.6 |
1991 | V838 Herkules | 5,0 |
1992 | V1974 Cygnus | 4.2 |
1999 | V1494 Orla | 5.03 |
1999 | V382 Plachty | 2.6 |
2007 | V1280 Scorpio | 3,75 |
2013 | Delfín V339 | 4.3 |
2013 | V1369 Centauri | 3.3 |
2015 | Nový Střelec 2015 | 4,0 |
2020 | Nová síťka 2020 | +3,7 |
2021 | Nová Cassiopeia 2021 | +5,2 |
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 .
Tematické stránky | ||||
---|---|---|---|---|
Slovníky a encyklopedie | ||||
|
proměnné hvězdy | |
---|---|
Sopečný | |
Pulzující | |
rotující | |
Kataklyzmatické | |
zákrytové dvojhvězdy | |
Seznamy | |
Kategorie: Proměnné hvězdy |