Stea noua

Stele noi , în literatura astronomică , de obicei doar „noi” ( lat.  nova [singular], novae [plural]) - stele , a căror luminozitate crește brusc de ~ 10 3 -10 6 ori (în medie, creșterea luminozității este ~10 4 , luminozitatea - cu ~12 magnitudini ). La luminozitatea maximă, magnitudinea absolută este de la −6 la −9 m [1] , adică de 10.000–300.000 de ori mai strălucitoare decât Soarele, iar energia totală a flăcării ajunge la 10 45–10 47 erg sau 10 38–1040 J (Soarele emite o astfel de energie timp de 8-800 de mii de ani) [2] .

Caracteristicile observabile ale stelelor

Conform clasificării Morgan-Keenan ( clasificarea Harvard ), cea nouă aparține tipului Q.

Mecanism flash

Toate stelele noi (precum nova și variabilele cataclismice ) sunt sisteme binare apropiate, constând dintr-o pitică albă și o stea însoțitoare situate pe secvența principală sau care au atins stadiul de gigantă roșie în timpul evoluției și umplu lobul Roche . În astfel de sisteme, materia straturilor exterioare ale stelei însoțitoare curge pe pitica albă prin vecinătatea punctului Lagrange L 1 , materia care curge formează un disc de acreție în jurul piticii albe, rata de acreție pe pitica albă este constantă. și este determinat de parametrii stelei însoțitoare și raportul de masă al stelelor componente ale sistemului binar; compoziția gazului care cade pe pitica albă este tipică straturilor exterioare ale giganților roșii și stelelor din secvența principală - mai mult de 90% hidrogen .

Piticele albe sunt nuclee „arse” de giganți roșii care și-au vărsat coaja în cursul evoluției; compoziția lor depinde de masa stelei originale: evoluția stelelor mai puțin masive duce la pitici albe cu heliu; ca urmare a evoluției stelelor cu masă mai mare, în miezul cărora a avut loc o reacție triplă cu heliu , se formează pitice albe de carbon. În orice caz, doi factori sunt cheie pentru dezvoltarea unei izbucniri de nova: abundența extrem de scăzută a hidrogenului și starea degenerată a materiei pitice albe.

Gazul acumulat se acumulează pe suprafața piticii albe, formând un strat bogat în hidrogen, datorită accelerației extrem de mari a căderii libere pe suprafața piticii albe (~10 6 m/s²), acest strat se află într-o stare degenerată. stare și este încălzit suplimentar de fluxul de pe discul de acumulare, a cărui viteză de cădere este de ~1000 km/s. Pe măsură ce hidrogenul se acumulează în stratul de suprafață și temperatura acestuia crește, reacțiile termonucleare ale ciclului CNO încep să aibă loc în stratul bogat în hidrogen , acest lucru este facilitat de pătrunderea carbonului din straturile subiacente ale piticii albe în stratul de suprafață degenerat. În condiții nedegenerate, eliberarea de energie a reacțiilor termonucleare care au loc în materie, ducând la creșterea temperaturii, duce la creșterea presiunii și, în consecință, la dilatare, la o scădere a densității și la o scădere a vitezei reacțiilor nucleare ( proporțional cu densitatea și temperatura) - adică stabilirea unui echilibru hidrostatic autoreglabil , așa cum se întâmplă în interioarele stelelor din secvența principală. Totuși, o trăsătură a unui gaz degenerat nerelativist este dependența extrem de slabă a presiunii de temperatură: . Rezultatul este o accelerare explozivă a reacțiilor de fuziune într-un înveliș bogat în hidrogen, temperatura crește brusc până când degenerarea la o anumită densitate este ridicată și se formează o undă de șoc care ejectează stratul superior al învelișului de hidrogen al piticii albe în spațiul înconjurător. . O astfel de creștere explozivă a ratei reacțiilor termonucleare în materia stelară degenerată este un fenomen destul de tipic: fulgerările de heliu ale giganților roșii și detonarea carbonului în nucleele degenerate ale stelelor masive și ale piticelor albe masive au o natură similară atunci când limita Chandrasekhar este depășită .

La scurt timp după izbucnire, începe un nou ciclu de acumulare pe pitica albă și acumularea stratului de hidrogen, iar după un timp, determinat de rata de acumulare și de proprietățile piticii albe, izbucnirea se repetă. Intervalul dintre izbucniri variază de la zeci de ani pentru novele repetate până la mii de ani pentru novele clasice.

Semnificație istorică

Când a observat supernova SN 1572 în constelația Cassiopeia , astronomul Tycho Brahe a reflectat acest lucru în notele sale ca o nouă stea (din lat.  de stella nova ), dând astfel naștere termenului nou . În lucrările sale, el a susținut că, deoarece mișcarea obiectelor din apropiere ar trebui să fie vizibilă în raport cu stelele fixe, cea nouă ar trebui să fie foarte departe.

Istoricul cercetării

Timp de 2200 de ani (532 î.Hr. - 1690 d.Hr.), în cronicile chineze și japoneze au fost identificate aproximativ 90 de focare de altele noi. O echipă de cercetare europeană cu participarea Universității din Göttingen a descoperit o nebuloasă cu emisie în apropierea centrului clusterului globular Messier 22 (NGC 6656) , posibil rămășițele unei noi stele pe care astronomii chinezi au văzut-o în mai 48 î.Hr. [3] .

După inventarea telescopului (1609) și înainte de izbucnirea Eta Carinae (1843), oamenii de știință europeni au observat doar 5 izbucniri de stele noi. Din a doua jumătate a secolului al XIX-lea, focarele de altele noi au fost de obicei descoperite anual. William Huggins în 1866 a efectuat pentru prima dată observații spectroscopice ale unei noi stele ( nova Northern Corona 1866 ) și a descoperit prezența unei învelișuri gazoase în jurul acesteia, strălucitoare în linii de hidrogen. În secolul al XX-lea, au fost doar 5 ani în care nu s-a observat niciun focar de alții noi: 1908, 1911, 1923, 1965 și 1966. În secolul 21, până la 10 focare noi sunt descoperite în mod tradițional pe an. Luminozitatea celor mai multe noi depășește 12 m , dar rareori depășește 6 m . În acest moment, astronomii profesioniști implementează Proiectul E-Nova pentru studiul pe toate undele exploziilor de nova [4] . Pasionații de astronomie observă și ei activ acest tip de obiecte [5] .

Noi ca indicatori de distanță

Cele noi au șanse mari să fie folosite ca bujii standard . Deci, de exemplu, distribuția amplitudinii sale absolute este bimodală, cu vârful principal la -7,5 și vârful mai mic la -8,8. În plus, magnitudinea absolută a noii rămâne aproximativ aceeași (−5,5) timp de aproximativ 15 zile după explozie. Determinarea distanțelor până la galaxii și clustere de galaxii folosind novae oferă aceeași precizie ca atunci când se utilizează cefeide .

Nomenclatura, tipurile și clasificarea noilor stele

Până în 1925, noile stele au fost denumite în conformitate cu nomenclatura stelelor variabile a lui Friedrich Argelander din 1862, adică numele consta dintr-un index de litere corespunzător ordinii descoperirii lor în constelație și numele constelației. Deci, de exemplu, în această nomenclatură, noul an 1901 din constelația Perseus a fost desemnat ca GK Per . Din 1925, cele noi au fost denumite stele variabile, adică indicele V, numărul de serie al descoperirii în constelație și numele constelației: de exemplu, noul 1975 din constelația Cygnus este desemnat ca V1500 Cyg .

Cele noi neconfirmate sunt notate cu literele PNV ( English  Possible Nova ) cu coordonatele cerești în formatul: Jhhmmssss+ddmmsss.

Stele noi sunt o subclasă de stele variabile cataclismice ( în engleză  Cataclysmic Variable , abreviat CV ) . Există noi clasice cu o perioadă lungă între focare și noi repetate cu o repetare relativ frecventă a focarelor.

• NA  - rapid nou, ing. nova rapidă , reprezentativă pentru GK Per
• NB  - lent nou, ing. nova lente
• NC  - extrem de lent nou, ing. nova extrem de lentă , reprezentativă a RT Ser
• NR  - repetat nou, ing. nova recurente .

Nou mai luminos 6m din 1890

Repetat nou

Novaele repetate sunt o clasă de stele noi care au fost observate în mai multe izbucniri puternice cu un interval între izbucniri de câteva zeci de ani, la care luminozitatea stelei crește cu o medie de 10 m .

Note

1. ↑ Astronomie. Stele noi . Preluat la 11 iulie 2021. Arhivat din original la 11 iulie 2021. (nedefinit)
2. ↑ Astronet > Stele noi . Consultat la 14 iulie 2008. Arhivat din original la 19 noiembrie 2010. (nedefinit)
3. ↑ Fabian Gottgens și colab. Descoperirea unei vechi rămășițe de nova în clusterul globular galactic M 22 Arhivat la 30 aprilie 2019 la Wayback Machine , 25 aprilie 2019
4. ↑ Site-ul web al proiectului E-Nova . Data accesului: 9 mai 2012. Arhivat din original pe 8 ianuarie 2011. (nedefinit)
5. ↑ Spectral observations of nova outbursts Arhivat 29 mai 2012 la Wayback Machine (astronom amator francez)

Literatură

• Stele noi // Noul Dicționar Enciclopedic : În 48 de volume (au fost publicate 29 de volume). - Sankt Petersburg. , Pg. , 1911-1916.
• Pskovskiy Yu. P. . Stele noi și supernove. M., 1985
• Şugarov S. Yu . Caracteristicile fizice de bază ale stelelor cataclismice. GAISH, 1999
• Zeilik, Michael. Astronomie conceptuală New York: John Wiley & Sons, Inc., 1993.
• Alloin, D. și W. Gieren, eds. Note de curs: Lumânări stelare pentru scara distanței extragalactice. Robert Gilmozzi și Massimo Della Valle, „Novae as Distance Indicators”, pp. 229-241. Berlin: Springer, 2003.

Link -uri

• Stele noi // Astronet
•  Lista de noi din 1678
• Clasificarea focarului Nova // AAVSO 
• Schaefer. Istorii fotometrice cuprinzătoare ale tuturor noilor recidivante galactice cunoscute  (engleză)  // The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2010. - Vol. 187 , nr. 2 . - P. 275-373 . - doi : 10.1088/0067-0049/187/2/275 . - Cod . - arXiv : 0912.4426 .
• Shafter şi colab. Un studiu spectroscopic și fotometric al Novae în M31  //  The Astrophysical Journal  : jurnal. - Editura IOP , 2011. - Vol. 734 , nr. 1 . — P. 12 . - doi : 10.1088/0004-637X/734/1/12 . — Cod biblic . - arXiv : 1104.0222 .

Site-uri tematice	discogs
Dicționare și enciclopedii	Mare catalană Mare norvegian Rusă mare in jurul lumii Nou Britannica (online) Treccani Universalis
În cataloagele bibliografice BNF : 11981119f GND : 4172093-3 J9U : 987007531741505171 LCCN : sh85127463 NDL : 00571136 NKC : ph522098