Новая ( мн. ч. novae или novas ) — это кратковременное астрономическое событие , которое вызывает внезапное появление яркой, по-видимому, «новой» звезды (отсюда и название «nova», лат. «новый»), которая медленно тускнеет в течение недель или месяцев. Все наблюдаемые новые включают белые карлики в тесных двойных системах , но причины драматического появления новой различаются в зависимости от обстоятельств двух звезд-прародителей. Основными подклассами новых являются классические новые, повторные новые (RNe) и карликовые новые . Все они считаются катаклизмическими переменными звездами .
Классические извержения новых являются наиболее распространенным типом. Этот тип обычно создается в тесной двойной звездной системе, состоящей из белого карлика и либо звезды главной последовательности , либо субгиганта , либо красного гиганта . Если орбитальный период системы составляет несколько дней или меньше, белый карлик находится достаточно близко к своей звезде-компаньону, чтобы притянуть аккрецированное вещество на свою поверхность, создавая плотную, но неглубокую атмосферу . Эта атмосфера, в основном состоящая из водорода, нагревается горячим белым карликом и в конечном итоге достигает критической температуры, вызывая зажигание быстрого неуправляемого синтеза . Внезапное увеличение энергии выталкивает атмосферу в межзвездное пространство, создавая оболочку, видимую как видимый свет во время события новой. В прошлые века такое событие считалось новой звездой. Несколько новых производят короткоживущие остатки новой , которые существуют, возможно, несколько столетий.
Повторяющаяся новая включает в себя те же процессы, что и классическая новая, за исключением того, что событие новой повторяется циклами в несколько десятилетий или меньше, поскольку звезда-компаньон снова подпитывает плотную атмосферу белого карлика после каждого зажигания, как в звезде T Coronae Borealis .
При определенных условиях аккреция массы может в конечном итоге вызвать неконтролируемый синтез, который уничтожит белый карлик, а не просто вытолкнет его атмосферу. В этом случае событие обычно классифицируется как сверхновая типа Ia .
Новые чаще всего появляются на небе вдоль пути Млечного Пути , особенно вблизи наблюдаемого Галактического Центра в Стрельце; однако они могут появляться в любом месте неба. Они появляются гораздо чаще, чем галактические сверхновые , в среднем около десяти в год в Млечном Пути. Большинство из них обнаруживаются телескопически, возможно, только одна каждые 12–18 месяцев достигает видимости невооруженным глазом . Новые, достигающие первой или второй величины, происходят всего несколько раз в столетие. Последняя яркая новая была V1369 Centauri , которая достигла 3,3 величины 14 декабря 2013 года. [1]
В шестнадцатом веке астроном Тихо Браге наблюдал сверхновую SN 1572 в созвездии Кассиопеи . Он описал ее в своей книге De nova stella ( лат. «касательно новой звезды»), что дало начало принятию названия «новая» . В этой работе он утверждал, что близкий объект должен был двигаться относительно неподвижных звезд, и, таким образом, новая должна была быть очень далеко. Хотя позже было обнаружено, что SN 1572 была сверхновой, а не новой, эти термины считались взаимозаменяемыми до 1930-х годов. [2] После этого новые стали называть классическими новыми , чтобы отличать их от сверхновых, поскольку считалось, что их причины и энергии различны, основываясь исключительно на наблюдательных данных.
Хотя термин «stella nova» означает «новая звезда», чаще всего новые звезды вспыхивают на белых карликах , которые представляют собой остатки очень старых звезд.
Эволюция потенциальных новых начинается с двух звезд главной последовательности в двойной системе. Одна из двух эволюционирует в красного гиганта , оставляя свое остаточное ядро белого карлика на орбите 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 она переполняет свою полость Роша . В результате белый карлик постоянно захватывает вещество из внешней атмосферы компаньона в аккреционный диск, и, в свою очередь, аккрецированное вещество падает в атмосферу. Поскольку белый карлик состоит из вырожденного вещества , аккрецированный водород не может расширяться, даже если его температура увеличивается. Неуправляемый синтез происходит, когда температура этого атмосферного слоя достигает ~20 миллионов К , инициируя ядерное горение через цикл CNO . [3]
Если скорость аккреции правильная, то термоядерный синтез водорода может происходить стабильно на поверхности белого карлика, порождая сверхмягкий рентгеновский источник , но для большинства параметров двойной системы горение водорода термически нестабильно и быстро преобразует большое количество водорода в другие, более тяжелые химические элементы в неконтролируемой реакции [2] , высвобождая огромное количество энергии. Это сдувает оставшиеся газы с поверхности белого карлика и производит чрезвычайно яркую вспышку света.
Подъем до пиковой яркости может быть очень быстрым или постепенным; после пика яркость постепенно снижается. [4] Время, необходимое для того, чтобы новая звезда ослабла на 2 или 3 величины от максимальной оптической яркости, используется для группировки новых в скоростные классы. Быстрые новые обычно ослабевают на 2 величины менее чем за 25 дней, в то время как медленные новые — более чем за 80 дней. [5]
Несмотря на свою мощь, обычно количество материала, выбрасываемого новой, составляет всего около 1 ⁄ 10 000 массы Солнца , что довольно мало по сравнению с массой белого карлика. Кроме того, только пять процентов аккрецированной массы синтезируется во время всплеска мощности. [2] Тем не менее, этой энергии достаточно, чтобы разогнать выброс новой до скоростей в несколько тысяч километров в секунду — выше для быстрых новых, чем для медленных — с одновременным ростом светимости от нескольких солнечных до 50 000–100 000 солнечных. [ 2] [6] В 2010 году ученые, использующие космический гамма-телескоп Fermi NASA, обнаружили, что новая также может испускать гамма-лучи (> 100 МэВ). [7]
Потенциально белый карлик может генерировать несколько новых со временем, поскольку дополнительный водород продолжает аккрецировать на его поверхность от его звезды-компаньона. Когда наблюдается эта повторяющаяся вспышка, объект называется повторной новой. Примером является RS Ophiuchi , которая, как известно, вспыхивала семь раз (в 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006 и 2021 годах). В конце концов, белый карлик может взорваться как сверхновая типа Ia, если он приблизится к пределу Чандрасекара .
Иногда новые достаточно яркие и находятся достаточно близко к Земле, чтобы быть заметными невооруженным глазом. Самым ярким недавним примером была Новая Лебедя 1975 года . Эта новая появилась 29 августа 1975 года в созвездии Лебедя примерно в 5 градусах к северу от Денеба и достигла звездной величины 2,0 (почти такой же яркости, как Денеб). Самыми последними были V1280 Скорпиона , которая достигла звездной величины 3,7 17 февраля 2007 года, и Новая Дельфина 2013 года . Новая Центавра 2013 года была открыта 2 декабря 2013 года и на данный момент является самой яркой новой этого тысячелетия, достигнув звездной величины 3,3.
Гелиевая новая (подвергающаяся гелиевой вспышке ) — это предложенная категория событий новой, в спектре которой отсутствуют линии водорода . Отсутствие линий водорода может быть вызвано взрывом гелиевой оболочки на белом карлике. Теория была впервые предложена в 1989 году, а первым кандидатом на гелиевую новую, которая была обнаружена, была V445 Puppis в 2000 году. [8] С тех пор четыре других новых звезды были предложены как гелиевые новые. [9]
Астрономы подсчитали, что в Млечном Пути ежегодно вспыхивает примерно от 25 до 75 новых. [10] Число новых, которые на самом деле наблюдаются в Млечном Пути каждый год, намного меньше, около 10, [11] вероятно, потому, что далекие новые скрыты поглощением газа и пыли. [11] По состоянию на 2019 год в Млечном Пути было зарегистрировано 407 вероятных новых. [11] В галактике Андромеды каждый год обнаруживается примерно 25 новых ярче примерно 20-й величины, а в других близлежащих галактиках наблюдается меньшее количество. [12]
Спектроскопическое наблюдение за туманностями , выброшенными новыми, показало, что они обогащены такими элементами, как гелий, углерод, азот, кислород, неон и магний. [ 2] Классические взрывы новых звезд являются галактическими производителями элемента лития . [13] [14] Вклад новых звезд в межзвездную среду невелик; новые звезды поставляют в галактику всего 1/50 того количества материала, которое поставляют сверхновые, и всего 1/200 того , что поставляют красные гиганты и сверхгиганты . [2 ]
Наблюдаемые повторяющиеся новые, такие как RS Ophiuchi (с периодами порядка десятилетий), редки. Однако астрономы предполагают, что большинство, если не все, новые повторяются, хотя и в масштабах времени от 1000 до 100 000 лет. [15] Интервал повторения для новой меньше зависит от скорости аккреции белого карлика, чем от его массы; с их мощной гравитацией массивным белым карликам требуется меньше аккреции для подпитки извержения, чем более массивным. [2] Следовательно, интервал короче для белых карликов с большой массой. [2]
V Стрелы необычен тем, что время его следующего извержения можно предсказать довольно точно; ожидается, что оно повторится примерно в 2083 году, плюс-минус около 11 лет. [16]
Новые классифицируются в зависимости от скорости затухания кривой блеска , обозначаясь как типы A, B, C и R [17] или с использованием префикса «N»:
Некоторые новые оставляют после себя видимую туманность — материал, выброшенный при взрыве новой или при множественных взрывах. [20]
Новые звезды имеют некоторые перспективы для использования в качестве стандартных свечных измерений расстояний. Например, распределение их абсолютной величины является бимодальным , с главным 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). Было показано, что оценки расстояний до различных близлежащих галактик и скоплений галактик на основе новых звезд сопоставимы по точности с оценками, полученными с помощью переменных звезд цефеид . [21]
Повторяющаяся новая ( RNe ) — это объект, который, как было замечено, испытывает повторяющиеся вспышки новой. Повторяющаяся новая обычно становится ярче примерно на 9 величин, тогда как классическая новая может стать ярче более чем на 12 величин. [22]
Хотя считается, что около четверти новых систем испытывают множественные извержения, в Млечном Пути было замечено всего десять повторяющихся новых (перечисленных ниже). [23]
Несколько внегалактических повторных новых были обнаружены в галактике Андромеды (M31) и Большом Магеллановом Облаке . Одна из этих внегалактических новых, M31N 2008-12a, вспыхивает с частотой раз в 12 месяцев.
20 апреля 2016 года сайт Sky & Telescope сообщил об устойчивом повышении яркости T Coronae Borealis с величины 10,5 до примерно 9,2, начавшемся в феврале 2015 года. Аналогичное событие было зафиксировано в 1938 году, за которым последовала еще одна вспышка в 1946 году. [24] К июню 2018 года звезда немного потускнела, но все еще оставалась на необычно высоком уровне активности. В марте или апреле 2023 года она потускнела до величины 12,3. [25] Подобное затемнение произошло за год до вспышки 1945 года, что указывает на то, что она, вероятно, вспыхнет между мартом и сентябрем 2024 года. [26]
Новые звезды относительно распространены в галактике Андромеды (M31); несколько десятков новых (ярче видимой величины +20) обнаруживаются в M31 каждый год. [12] Центральное бюро астрономических телеграмм (CBAT) отслеживало новые звезды в M31, M33 и M81 . [32]
