Repetați nou

Novele repetate  sunt o clasă de stele noi care au izbucniri puternice cu un interval de câteva zeci de ani. În timpul acestor izbucniri, steaua devine mai strălucitoare cu o medie de 10 magnitudini [1] .

Există cel puțin două clase de noi [1] repetate :

• Tip nou repetat U Scorpion . În stelele de acest tip, steaua însoțitoare umflată și-a pierdut majoritatea straturilor exterioare în timpul fluxului de material către pitica albă masivă fierbinte .

• Tip nou repetat RS Ophiuchi . Acestea sunt sisteme binare care constau dintr-o gigantă roșie și o pitică albă masivă. Explozia are loc în straturile exterioare ale unei gigante roșii și este cauzată de o reacție termonucleară a materialului care se adună pe pitica albă.

În nova repetate și nova clasică, învelișul ejectat poate fi detectat spectroscopic, dar acest lucru nu este posibil în nova pitică .

Istoria observațiilor noilor repetate

Prima nova repetată a fost descoperită în 1902: a fost T Compass , care a declanșat înainte, în 1890. Izbucnirea repetată a unei noi stele părea necaracteristică pentru noile obișnuite, iar această stea a fost transferată în clasa de stele asemănătoare nova . Dar în curând au fost descoperite mai multe altele noi, repetate, iar T Compass a repetat fulgerări de încă patru ori.

Aceste variabile cataclismice atrag atenția datorită amplitudinii incredibile a luminozității lor, de obicei 8-12 magnitudini, și rarității acestor evenimente. Multe dintre aceste izbucniri apar o dată în viața unui astronom , în acest sens sunt asemănătoare cu aspectul cometei Halley [2] .

Acum au fost colectate date despre mai mult de 200 de izbucniri de noi și supernove văzute în antichitate, iar printre acestea, fără îndoială, se numără și cele mai strălucitoare noi repetate. În antichitate, au fost observate doar cele mai strălucitoare fulgere - nu mai slabe decât magnitudinea a 3-a.

În regiunea CI Orel , care a izbucnit în 1918, au fost observate mai devreme focare. Observatorii europeni au văzut focare la acest sit în jurul anului 125 și, posibil, încă din 1612. La locul GK Perseus , care a erupt în 1901, a fost văzut un focar în 839 [3] .

Prima teorie a noii repetate

În 1934, astronomii sovietici P. P. Parenago și B. V. Kukarkin au comparat amplitudinile și timpii de ciclu ale variabilelor de tip novae repetate și U Gemeni . S-a dovedit că, cu cât amplitudinea este mai mare, cu atât este mai mare timpul dintre izbucniri: U Variabilele de tip Gemeni au atât amplitudini, cât și intervale între izbucniri mai scurte decât pentru nove repetate. În consecință, dacă stelele noi obișnuite au amplitudini de luminozitate și mai mari, atunci ar trebui să-și repete izbucnirile la intervale mai lungi. Ei au derivat relația „durata medie a ciclului-amplitudine medie” pentru nova pitică:

Aici  , este amplitudinea în raze fotografice , iar durata ciclului este exprimată în zile.

Pe baza celor câteva noi repetate cunoscute la acea vreme, Kukarkin și Parenago au ajuns la concluzia că această dependență se aplică aparent și novelor repetate. În acele zile, era cunoscut noul T al Coroanei de Nord , fulgerând în 1866. Nu au fost observate izbucniri anterioare ale acestei stele, cu toate acestea, o amplitudine relativ mică a izbucnirii (8 m ) a adus T din Corona de Nord mai aproape de nova repetate. Kukarkin și Parenago și-au asumat riscul de a prezice o reapariție a stelei la 80-100 de ani după izbucnirea din 1866. Dacă relația derivată dintre amplitudini și cicluri există cu adevărat, atunci această nouă stea, conform calculelor lor, ar fi trebuit să repete izbucnirea între 1926 și 1966. La 8 februarie 1946, un astronom amator, un tunier A. S. Kamenchuk, care cunoștea bine cerul înstelat , a descoperit o stea „în plus” de magnitudinea a 2-a în constelația Coroanei de Nord (doar cea mai strălucitoare stea a sa, Gemma , avea o astfel de stea). magnitudine în această mică constelație ). Astronomii profesioniști au observat această stea abia pe 9 februarie, când deja începuse să slăbească.

Cu toate acestea, acest exemplu de prognoză științifică extrem de reușită nu este în întregime corect. Într-adevăr, se bazează pe proprietățile stelelor variabile de un tip complet diferit, cu o natură și o energie diferită a erupțiilor (pe care Kukarkin și Parenago nu le cunoșteau). În plus, T-ul Coroanei de Nord  nu este un reprezentant tipic al novelor repetate, cu un gigant în loc de un subgigant ca furnizor de materie acumulată pe o pitică albă și, în consecință, cu o contribuție mai mare a acestei componente la totalul luminozitatea sistemului și, ca urmare, cu o amplitudine subestimată [ 4] .

Nou și clasic nou repetat

În Catalogul General al Stelelor Variabile (GCVS), novele repetate sunt incluse în aceeași categorie cu noele, dar caracteristicile curbelor lor de lumină se disting și se notează „NR”, adică periodice, cu singura diferență că două sau mai multe izbucniri sunt separate printr-un interval la 10-80 de ani. Aceasta înseamnă că mecanismul de flare, perioadele orbitale, spectrele și natura componentelor acestor sisteme binare apropiate sunt aceleași sau aproape aceleași cu cele ale novelor clasice [5] .

Novele clasice sunt sisteme binare apropiate cu perioade orbitale cuprinse între 0,05 și 230 de zile. Componenta principală din ele este o pitică albă fierbinte, iar componenta secundară, mai rece, poate fi un gigant, subgigant sau pitic de tip spectral K sau M. Timpul necesar pentru trecerea de la o stare de explozie la o stare de repaus este de ordinul 1-3 zile. Același lucru este probabil valabil și pentru cele noi repetate [2] .

Cauza izbucnirii unei noi clasice este o reacție termonucleară pe suprafața unei pitice albe. După câțiva ani de transfer de masă între stele , temperatura și presiunea de pe suprafața unei pitice albe devin suficiente pentru o explozie. Masa acestui material poate ajunge la 30 terestre . De îndată ce temperatura devine suficient de ridicată, acest strat începe să se extindă. Rata de expansiune a cochiliei în minute poate ajunge la 3.000 km/s, iar luminozitatea sa - 100.000 solară . Peste 1.000 de zile sau cam asa ceva, plicul se extinde intr-o asemenea masura incat poate fi vazuta ca o nebuloasa care inconjoara perechea stelar. Pe parcursul a sute de ani, învelișul se risipește în mediul interstelar [2] .

Până când cel nou repetă blițuri, nu este diferit de cele noi cu un bliț înregistrat: printre cele noi repetate se numără atât cele rapide, cât și cele lente; valorile absolute ale novelor repetate sunt aceleași cu cele ale novelor convenționale. Cu toate acestea, în ceea ce privește amplitudinile de luminozitate, detaliile spectrale și alte caracteristici, novele repetate sunt mai asemănătoare între ele decât cu nova obișnuită (care nu au avut izbucniri repetate). Astfel, amplitudinile fluctuațiilor de luminozitate pentru aproape toate noele repetate sunt mai mici decât pentru cele obișnuite [2] [4] .

Cele mai multe stele noi probabil izbucnesc de mai multe ori în viața lor. Masa de material care trebuie acumulată pentru a declanșa o erupție depinde de masa piticii albe. În sistemele cu pitică albă de 0,6 mase solare , timpul de acumulare (timpul dintre izbucniri) poate ajunge la 5 milioane de ani, iar într-un sistem cu pitică albă cu masa de 1,3 mase solare - 30.000 de ani [2] .

Acestea sunt aceleași mecanisme și se reînnoiesc. Dar ar putea fi ele sisteme de același tip, dar cu o pitică albă și mai masivă? Teoretic, acest lucru este posibil. Rata de acumulare a unui sistem cu o pitică albă de 1,4 masă solară poate corespunde unui timp de acumulare mai mic de 100 de ani. Un astfel de sistem ar putea fi T Compass . Dar în prezent nu este încă clar dacă mecanismul de izbucnire al tuturor novelor repetate este același cu cel al novelor clasice, sau dacă unele dintre ele au izbucniri asociate cu acțiunea vântului stelar sau cu instabilitate în discurile de acreție [2] .

Relația novaelor repetate cu unele supernove de tip Ia

Și mai interesantă este posibilitatea ca nove repetate să fie progenitorii supernovelor de tip Ia . Observațiile asupra izbucnirilor de nova clasice și a nebuloaselor de izbucnire indică faptul că piticele albe pot pierde masa în timpul izbucnirilor repetate. Cu toate acestea, cele mai grele pitice albe, cu ratele lor mai mari de acumulare, pot de fapt să crească masa în timp. Deși cea mai mare parte a materiei acumulate este ejectată în timpul izbucnirii, o parte din ea este reținută. Masa de pitice albe a unor noi repetate a crescut acum aproape până la limita lui Chandrasekhar și ele ar putea exploda în curând ca o supernova de tip Ia [6] .

Observații repetate de noi

Din cauza rarității lor, novele periodice sunt extrem de interesante pentru astronomi. Observarea acestor stele de-a lungul deceniilor este o contribuție extrem de valoroasă pe care un observator vizual, inclusiv un amator , o poate aduce științei, însă această sarcină nu este una ușoară [2] .

Leslie Peltier, unul dintre cei mai importanți observatori ai AAVSO care a urmărit North Corona T fără succes de mulți ani, scrie în cartea sa Starlight Nights:

Din 1920, l-am observat cu fiecare ocazie. Timp de mai bine de douăzeci și cinci de ani am urmărit-o din noapte în noapte când se răsucește și se întoarce în somnul ei intermitent. Într-o noapte de februarie 1946, ea s-a agitat, a deschis încet ochii, apoi a aruncat rapid husele și s-a ridicat! Au trecut aproape optzeci de ani de când steaua a rupt simetria Coroanei de Nord . Și unde eram eu, autoproclamatul ei tutore, chiar în acel moment, în noaptea în care s-a trezit? Am fost adormit!

Peltier a setat alarma pentru 2:30 am pentru a observa variabilele. Când s-a ridicat, cerul era senin și stelele străluceau puternic, dar a hotărât că noaptea este prea rece și s-a întors la culcare [2] .

Re-știri notabile

Conceptul de nou repetat este condiționat: putem spune că toate cele noi se repetă, diferența este doar în intervalele dintre focare. O confirmare decisivă a ipotezei Kukarin-Parenago ar fi descoperirea izbucnirilor recurente de stele noi obișnuite cu amplitudini mari. Dar intervalul dintre focarele lor este de mii de ani, iar așteptarea repetării lor pare fără speranță. Astronomii așteaptă izbucnirile altor nova repetate observate în secolul al XX-lea și mai devreme: observațiile lor sunt extrem de importante [3] .

Tabelul arată noul [2] cunoscut și repetat .

Note

1. ↑ 1 2 Warner, B. Recurrent Nova  ( 1995). Data accesului: 26 septembrie 2012. Arhivat din original la 1 noiembrie 2012.
2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Mike Simonsen. Recurrent Novae  (engleză) (27 martie 2009). Preluat la 26 septembrie 2012. Arhivat din original la 27 mai 2016.
3. ↑ 1 2 Yu. P. Pskovskii. Capitolul V. VARIETATE SPECIALĂ DE NOI STELE . STELE NOI ȘI SUPERNOI . Astronet (1985). Data accesului: 26 septembrie 2012. Arhivat din original la 11 februarie 2015. (Rusă)
4. ↑ 1 2 N.N. SAMUS. CAPITOLUL 3. STELE VARIABILE EXPLOZIVE ȘI NOI . STELE VARIABILE . GAISH MSU. Data accesului: 26 septembrie 2012. Arhivat din original la 28 ianuarie 2012. (Rusă)
5. ↑ MF Bode. Izbucniri de Nova clasice și recurente  . arxiv.org (21 noiembrie 2011). Preluat la 26 septembrie 2012. Arhivat din original la 6 noiembrie 2020.
6. ↑ Ferdinand Patat. Conectarea Novae recurente la (unele) Supernove  de tip Ia . arxiv.org (27 septembrie 2011). Preluat la 26 septembrie 2012. Arhivat din original la 6 noiembrie 2020.