Новая звезда ( мн.н.: novae или novas ) — это кратковременное астрономическое событие , вызывающее внезапное появление яркой, по-видимому, «новой» звезды (отсюда и название «nova», что в переводе с латыни означает «новая»), которая медленно тускнеет в течение нескольких недель. или месяцев. Причины драматического появления новой варьируются в зависимости от обстоятельств двух звезд-прародителей. Все наблюдаемые новые включают в себя белые карлики в тесных двойных системах . Основными подклассами новых являются классические новые, рекуррентные новые (RNe) и карликовые новые . Все они считаются катастрофическими переменными звездами .
Классические извержения новых являются наиболее распространенным типом. Вероятно, они созданы в тесной двойной звездной системе, состоящей из белого карлика и звезды главной последовательности , субгиганта или красного гиганта . Когда период обращения попадает в диапазон от нескольких дней до одного дня, белый карлик оказывается достаточно близко к своей звезде-компаньону, чтобы начать вытягивать аккрецированное вещество на поверхность белого карлика, что создает плотную, но неглубокую атмосферу. Эта атмосфера, в основном состоящая из водорода, термически нагревается горячим белым карликом и в конечном итоге достигает критической температуры, вызывая воспламенение быстрого неконтролируемого термоядерного синтеза .
Внезапное увеличение энергии выбрасывает атмосферу в межзвездное пространство, создавая оболочку, видимую как видимый свет во время события новой звезды. Таких в прошлые века принимали за новую звезду. Некоторые новые звезды производят недолговечные остатки новых , продолжающиеся, возможно, несколько столетий. Повторяющиеся процессы в новой новой такие же, как и в классической новой, за исключением того, что термоядерное зажигание может быть повторяющимся, поскольку звезда-компаньон снова может питать плотную атмосферу белого карлика.
Новые чаще всего возникают на небе вдоль пути Млечного Пути , особенно вблизи наблюдаемого Центра Галактики в Стрельце; однако они могут появиться где угодно в небе. Они происходят гораздо чаще , чем галактические сверхновые , в среднем около десяти в год в Млечном Пути. Большинство из них обнаруживаются телескопически, и, возможно, только один раз в 12–18 месяцев становится видимым невооруженным глазом . Новые звезды, достигающие первой или второй величины , возникают всего несколько раз в столетие. Последней яркой новой была V1369 Центавра , достигшая звездной величины 3,3 14 декабря 2013 года. [1]
В шестнадцатом веке астроном Тихо Браге наблюдал сверхновую SN 1572 в созвездии Кассиопеи . Он описал это в своей книге De nova stella ( лат. «относительно новой звезды»), что привело к принятию названия nova . В этой работе он утверждал, что ближайший объект должен двигаться относительно неподвижных звезд, а новая должна находиться очень далеко. Хотя это событие было сверхновой, а не новой, эти термины считались взаимозаменяемыми до 1930-х годов. [2] После этого новые были классифицированы как классические новые , чтобы отличить их от сверхновых, поскольку их причины и энергии считались разными, основываясь исключительно на данных наблюдений.
Хотя термин «stella nova» означает «новая звезда», новые чаще всего возникают в результате деятельности белых карликов , которые являются остатками чрезвычайно старых звезд.
Эволюция потенциальных новых начинается с двух звезд главной последовательности в двойной системе. Одна из двух превращается в красного гиганта , оставляя на орбите оставшуюся часть ядра белого карлика вместе с оставшейся звездой. Вторая звезда — которая может быть либо звездой главной последовательности, либо стареющим гигантом — начинает сбрасывать свою оболочку на своего компаньона — белого карлика, когда тот выходит за пределы своей полости Роша . В результате белый карлик стабильно захватывает вещество из внешней атмосферы компаньона в аккреционный диск, а аккрецированное вещество, в свою очередь, попадает в атмосферу. Поскольку белый карлик состоит из выродившейся материи , аккрецированный водород не раздувается, но его температура увеличивается. Убегающий термоядерный синтез происходит, когда температура этого слоя атмосферы достигает ~ 20 миллионов К , вызывая ядерное горение в рамках цикла CNO . [3]
Синтез водорода может стабильно происходить на поверхности белого карлика в узком диапазоне скоростей аккреции, что приводит к образованию сверхмягкого источника рентгеновского излучения , но для большинства параметров двойной системы горение водорода термически нестабильно и быстро превращается в большое количество водорода превращается в другие, более тяжелые химические элементы в ходе неконтролируемой реакции, [2] с высвобождением огромного количества энергии. Это сдувает оставшиеся газы с поверхности белого карлика и вызывает чрезвычайно яркую вспышку света.
Повышение яркости до пика может быть очень быстрым или постепенным. Это связано с классом скорости новой; однако после пика яркость неуклонно снижается. [4] Для классификации по классу скорости используется время, необходимое для распада новой звезды примерно на 2 или 3 звездные величины от максимальной оптической яркости. Быстрым новым обычно требуется менее 25 дней, чтобы распасться на 2 звездные величины, тогда как медленным новым требуется более 80 дней. [5]
Несмотря на их жестокость, обычно количество материала, выброшенного новыми, составляет всего лишь около 1/10 000 солнечной массы , что довольно мало по сравнению с массой белого карлика. Более того, только пять процентов аккрецированной массы расплавляется во время энергетического выброса. [2] Тем не менее, этой энергии достаточно, чтобы ускорить выбросы новых звезд до скоростей в несколько тысяч километров в секунду — для быстрых новых выше, чем для медленных — с одновременным увеличением светимости от нескольких солнечных до 50 000–100 000 солнечных. [2] [6] В 2010 году ученые с помощью космического гамма-телескопа Ферми НАСА обнаружили, что новая звезда также может излучать гамма-лучи (> 100 МэВ). [7]
Потенциально, белый карлик может с течением времени генерировать несколько новых, поскольку на его поверхность продолжает накапливаться дополнительный водород от звезды-компаньона. Примером может служить RS Змееносца , который, как известно, вспыхивал семь раз (в 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006 и 2021 годах). В конце концов, белый карлик может взорваться как сверхновая типа Ia , если приблизится к пределу Чандрасекара .
Иногда новые звезды бывают достаточно яркими и расположены достаточно близко к Земле, чтобы их можно было заметить невооруженным глазом. Самым ярким недавним примером стала Новая Лебедя 1975 года . Эта новая появилась 29 августа 1975 года в созвездии Лебедя примерно в пяти градусах к северу от Денеба и достигла звездной величины 2,0 (почти такой же яркой, как Денеб ). Самыми последними были V1280 Scorpii , достигшая звездной величины 3,7 17 февраля 2007 года, и Nova Delphini 2013 . Новая Центавра 2013 была открыта 2 декабря 2013 года и на данный момент является самой яркой новой звездой этого тысячелетия, достигнув звездной величины 3,3.
Гелиевая новая (претерпевающая гелиевую вспышку ) — это предложенная категория событий новой звезды, в спектре которой отсутствуют линии водорода. Это может быть вызвано взрывом гелиевой оболочки на белом карлике. Теория была впервые предложена в 1989 году, а первым кандидатом на обнаружение гелиевой новой звезды была V445 Корма в 2000 году . [8] С тех пор в качестве гелиевых новых были предложены еще четыре новые. [9]
По оценкам астрономов, в Млечном Пути появляется примерно от 30 до 60 новых в год, но недавнее исследование показало, что вероятное улучшение составляет примерно 50±27. [10] Число новых, открываемых в Млечном Пути каждый год, намного меньше, около 10, [11], вероятно, из-за того, что далекие новые звезды затемняются поглощением газа и пыли. [11] Ежегодно в Галактике Андромеды обнаруживается примерно 25 новых звезд ярче двадцатой величины, а в других близлежащих галактиках наблюдается меньшее количество. [12] По состоянию на 2019 год в Млечном Пути зарегистрировано 407 вероятных новых. [11]
Спектроскопические наблюдения туманностей из выбросов новых звезд показали, что они обогащены такими элементами, как гелий, углерод, азот, кислород, неон и магний. [2] Вклад новых в межзвездную среду невелик; Новые звезды доставляют в Галактику лишь 1/50 от количества материала, чем сверхновые, и только 1/200 от количества красных гигантов и звезд - сверхгигантов . [2] Классические взрывы новых являются галактическими производителями элемента лития . [13] [14]
Наблюдаемые повторяющиеся новые, такие как RS Змееносца (с периодом порядка десятилетий), редки. Однако астрономы предполагают, что большинство, если не все, новые звезды повторяются, хотя и во временных масштабах от 1000 до 100 000 лет. [15] Интервал повторения новой звезды меньше зависит от скорости аккреции белого карлика, чем от ее массы; Благодаря своей мощной гравитации массивным белым карликам требуется меньше аккреции для подпитки извержения, чем менее массовым. [2] Следовательно, интервал короче для массивных белых карликов. [2]
V Sagittae необычна тем, что теперь мы можем предсказать, что она станет новой примерно через 2083 год, плюс-минус около 11 лет. [16]
Новые классифицируются по скорости развития кривой блеска, т.е.
Некоторые новые оставляют после себя видимую туманность — материал, выброшенный при взрыве новой или при множественных взрывах. [19]
Новые звезды имеют некоторые перспективы для использования в качестве стандартных свечей для измерения расстояний. Например, распределение их абсолютной магнитуды является бимодальным , с основным пиком при величине -8,8 и меньшим при -7,5. Новые звезды также имеют примерно такую же абсолютную величину через 15 дней после своего пика (-5,5). Сравнение оценок расстояний до различных близлежащих галактик и скоплений галактик , основанных на новых звездах , с оценками, измеренными с помощью переменных звезд цефеид , показало, что они имеют сопоставимую точность. [20]
Рекуррентная новая ( RNe ) — это объект, который, как было замечено, испытывает повторяющиеся вспышки новых. а также несколько внегалактических (в Галактике Андромеды (М31) и Большом Магеллановом Облаке ). Одна из этих внегалактических новых, M31N 2008-12a, вспыхивает примерно раз в 12 месяцев. Повторяющаяся новая звезда обычно ярче примерно на 8,6 звездной величины, тогда как классическая новая может ярче более чем на 12 звездных величин. [21] Хотя по оценкам, около четверти систем новых звезд испытывают множественные извержения, в Млечном Пути наблюдалось только десять повторяющихся новых. [22] Ниже перечислены десять известных галактических повторяющихся новых.
Новые звезды относительно распространены в Галактике Андромеды (M31). [12] Ежегодно в M31 обнаруживается около нескольких десятков новых (ярче видимой величины 20). [12] Центральное бюро астрономических телеграмм (CBAT) отслеживало новые звезды в M31, M33 и M81 . [23]
