U Skorpioni

U Scorpii  on yksi kymmenestä tunnetusta toistuvasta novasta galaksissamme [ 5] . Se sijaitsee Skorpionin tähdistön pohjoisosassa , 14 kpc :n etäisyydellä Maasta [1] . Järjestelmä on spektroskooppisesti binaarinen : se koostuu K2 - alajättiläisestä ja valkoisesta kääpiöstä [1] .

U Scorpii -järjestelmän varhainen havaintohistoria

Englantilainen tähtitieteilijä ja sitten Intiassa sijaitsevan Madrasin observatorion johtaja N. R. Pogson havaitsi U Scorpion -soihdun ensimmäisen kerran vuonna 1863 . Pogson seurasi novaa sen erittäin lyhyen näkyvyysjakson aikana ja arvioi soihdun amplitudiksi 9m ,1 20. toukokuuta . Viikon aikana soihdun kirkkaus väheni 12 m ,8 ja kesäkuun 10. päivänä se katosi näkyvyydestä. Sitten hän ei ollut näkyvissä yli 80 vuoteen, kunnes Helen Thomas löysi hänet tutkiessaan Harvardin arkiston valokuvalevyjä . Kävi ilmi, että U Scorpio leimahti 12. toukokuuta 1906 ja 21. kesäkuuta 1936. Thomas totesi myös, että sekä tähden kirkkauden nousu että lasku olivat hyvin lyhyitä; vuoden 1936 purkauksen aikana tähti menetti yli magnitudin alle yhdeksässä tunnissa ja laski sitten kuusi ja puoli magnitudia kuukaudessa. U Scorpiin uudelleenlöytö ja valokäyrän mittaukset osoittivat, että tähti pitää hallussaan ennätystä nopeimpana tunnettuna toistuvana novana [6] .

U Scorpiilla on myös ennätys kaikista toistuvista nooveista: se leimahti vuosina 1863, 1906, 1917, 1936, 1945, 1969, 1979, 1987 ja 1999. Epidemioiden välinen aikaväli on yleisesti ottaen melko säännöllinen - noin 10 vuotta tai tämän arvon kerrannainen: oletetaan, että taudinpurkauksia ei tuolloin rekisteröity. Mutta huolimatta suuresta määrästä purkauksia, U Scorpii on edelleen yksi vähiten tutkituista toistuvista nooveista. Äärimmäisen nopea kirkkauden nousu ja yhtä nopea vaimeneminen tarkoittavat, että tarkkailijoilla on vain vähän aikaa tutkia järjestelmän ominaisuuksia itse purkauksen aikana. Webbink totesi [7] , että ennen vuoden 1979 purkausta tähtitieteilijöillä ei ollut hyviä mittauksia U Scorpiin spektroskooppisista ominaisuuksista, ja tällä hetkellä on monia kysymyksiä tämän järjestelmän ominaisuuksista [6] .

10 tunnetun toistuvan uuden joukossa Skorpionin U erottuvat yhdessä kompassin T:n kanssa erillisessä luokassa. Niillä on suhteellisen lyhyt kiertorata : T Pyxillä on lyhin jakso kaikista toistuvista nooveista 1,8 tuntia; ja U Scon kiertoaika on hieman yli 1,2 vuorokautta, kun taas pimennysten aiheuttama kirkkaus vaihtelee välillä 18 m ,5 - 20 m [8] .

Muilla toistuvilla nooveilla, kuten RS Ophiuchus ja T Northern Corona , on satojen päivien kiertoradat – paljon pidempiä kuin useimmat kataklysmiset muuttujat ja enemmän kuin symbioottiset tähdet , kuten Z Andromeda (joka on kokonaisen muuttuvien tähtien ja sen kiertoradan jakso on noin 725 päivää) [6] .

Kirkkauden lisäys tähden lepotilasta (V ~ 18 m .5) huippuun (V = 7 m .5) kestää noin neljä tuntia ja kolmen magnitudin väheneminen huipusta tapahtuu 2,6 päivässä. Järjestelmällä on erittäin suuri ulostyöntönopeus (todennäköisesti yli 7500 km/s, ei paljon pienempi kuin supernovaräjähdyksessä ) [6] .

1999 epidemia

P. Schmeer [9] havaitsi vuoden 1999 U Scorpiin purkauksen helmikuun 25. päivänä, kun tähti saavutti magnitudin 9m,5 . Muutaman tunnin kuluttua kirkkaus saavutti huippunsa 7 m ,6:ssa, minkä jälkeen se alkoi laskea tasaisesti [1] .

Vuoden 1999 purkauksen aikana tehtiin ensimmäiset yritykset arvioida valkoisen kääpiön massaa. Ajanjaksolla D+19-20 U Sco -järjestelmässä rekisteröitiin aktiivisuutta pehmeän röntgenalueen alueella . Pehmeän röntgensädelähteen löytö binääritähtijärjestelmässä osoittaa, että valkoisen kääpiön on oltava erittäin massiivinen (>1,2 ) [1] .

Lepotilassa U Sco:n spektriä hallitsevat HeII -viivat [10] , vetyviivat joko puuttuvat tai ovat erittäin heikkoja. Soihdun aikana spektri rikastuu myös heliumilla. Tämän järjestelmän evoluution skenaario olettaa, että ainetta kerääntyy valkoiseen kääpiöön nopeudella 10–6 vuodessa, valkoinen kääpiö polttaa vetyä muodostaen pintakerrokseen heliumia, joka on osittain ohentunut valkoisesta kääpiöstä lähtevän tähtituulen vuoksi. kääpiö [1] .

Soihdun aikana saadut spektrit (D+11,41 ja D+12,35) osoittavat ionisaatiotason nousua ja He II-linjojen vahvistumista. Muiden elementtien linjat ovat heikentyneet ja niiden leveys on pienentynyt. Linja H osoitti, että kuori laajenee nopeudella 6 875 km/s D+11,41 ja 6 524 km/s nopeudella D+12:35. Arvio poistuneen aineen massasta, joka loi U Sco -järjestelmän kuoren, oli samanlainen kuin vuosien 1979 ja 1987 purkausten arviot ja oli 10 −7 [1] .

Vuoden 2010 epidemia

Vuonna 2005 Brad Schaefer ehdotti [11] , että koska U Scorpii -soihdutusten ajoitus on melko säännöllinen (noin kymmenen vuotta), U Sco:n tulisi leimahtaa uudelleen vuoden 2009 tienoilla (2009,3 ± 1 v). Tammikuun 28. päivänä 2010, noin kello 6.00 itärannikon aikaa , amatööritähtitieteilijä Barbara Harris Floridasta ilmoitti uuden tähden ilmestymisestä lähellä kahdeksatta magnitudia Skorpionin tähdistössä. Noin puoli tuntia myöhemmin hänen maanmiehensä Sean Dvorak vahvisti Harrisin viestin. Sitten aurinko nousi USA :n ylle, ja tähtien havainnointi kävi mahdottomaksi. Kuitenkin, kiitos American Association of Variable Star Observers ( AAVSO ), viesti levisi ympäri maailmaa. Tähteä alettiin tarkkailla Uudessa-Seelannissa ja Australiassa , ja tarkkailijat myös muista maailman maista liittyivät pian mukaan [6] .

Ensimmäistä kertaa tutkijat pystyivät jäljittämään yksityiskohtaisesti suurimman kirkkauden, jolla tähti kesti vain muutaman tunnin, sekä kirkkauden nopean häipymisen. Purkauksen aikana järjestelmää tutkittiin käyttämällä kahta avaruusteleskooppia: amerikkalaista röntgensatelliittia RXTE (Rossi X-ray Timing Explorer) ja INTEGRAL -gamma-observatoriota . Ajanjaksolla D+11–D+30 U Scorpionin kirkkaus pysyi lähes ennallaan, minkä jälkeen kirkkaus laski kohtalaisen voimakkaasti kaikilla alueilla. Toinen tasanne valokäyrässä oli ajanjaksolla D+41 - D+57 kirkkaudella V  = 16 m , 8 ± 0 m .2 (pimennysten ulkopuolella). Tämä tasango päättyi melko jyrkkään pudotukseen ajanjaksolla D+57 arvoon D+64, jolloin pimennyksen ulkopuolella kirkkaus saavutti tavanomaisen kirkkaustasonsa V  = 18m.0 , eli päivänä D+64 leimahdus päättyi. Aika kirkkauden huipusta lepotilaan oli 64 päivää, mikä on erittäin nopea toistuvaan uuteen. Muilla toistuvilla uusilla RS Ophiuchusilla ja T Northern Crownilla tämä ajanjakso oli 93 päivää [6] .

Soihdun aikana järjestelmää tarkkailtiin spektroskooppisilla ja fotometrisillä tutkimuksilla lähes kaikilla sähkömagneettisen spektrin alueilla: röntgen- , ultravioletti- , optinen ja infrapuna [12] . U Sco -järjestelmässä ei havaittu aktiivisuutta myöskään radioaalloissa gamma - kaistoilla , tietoa on vain järjestelmän useiden päivien aktiivisuudesta infrapuna-alueella 3,2-33 mikronia. Tämä on ensimmäinen toistuva nova, joka on havaittu koko epidemian aikana ja josta on tehty suuri määrä havaintoja (22 000 mittausta) noin 100 tarkkailijalta ympäri maailmaa ja 9 satelliitilta avaruudessa [6] .

Näistä havainnoista on herännyt monia kysymyksiä. Mikä esimerkiksi aiheutti optisen ja IR:n kolminkertaisen huipun, joka kesti useita päiviä piikin jälkeen? Lisäksi miksi järjestelmässä oli kaksi tasankoa? Ei myöskään tiedetä, miksi valokäyrällä ilmaantuu lyhyitä (kestoltaan noin puolen tunnin) välähdyksiä, joiden amplitudi on jopa puolet voimakkuudesta ensimmäisten 11 päivän aikana, eli silloin, kun räjähdyksen aikana sinkoutunut ammus on pääosin näkyvä [6] .

Kaikkia spektrejä analysoidaan parhaillaan, jotta saadaan arvio poistuneen aineen massasta ja kemiallisten alkuaineiden jakautumisesta soihdun aikana. Jokaiselle leimahduspäivälle on jo olemassa spektraalinen energiajakauma. Tämä arvo on suoraan verrannollinen sinkoutuneen aineen massaan, mikä tarjoaa toisen tavan vastata kysymykseen, keräävätkö valkoiset kääpiöt massaa vai sinkoutuvatko kaikki aine räjähdyksen aikana [6] .

Seuraavan U Scorpii -järjestelmän epidemian odotetaan tapahtuvan vuonna 2020  ± 2 [6] .

U Scorpii tyypin Ia supernovaehdokkaana

Paljon mielenkiintoisempi on toinen kysymys: ovatko toistuvat novat tyypin Ia supernovien esiasteita ? Useimmat lisääntyvät valkoiset kääpiöt eivät ole kovin massiivisia, eivätkä ne saa paljon massaa elinaikanaan lisääntymisen kautta . Näin ollen useimmat klassiset novat eivät todennäköisesti koskaan saavuta Chandrasekharin rajaa  , massaa, jossa valkoinen kääpiö romahtaa neutronitähdeksi , mikä on tyypin Ia supernovaräjähdyksen syy. Onko mahdollista, että toistuvat novat massiivisten valkoisten kääpiöineen juuri Chandrasekhar-rajan alapuolella ovat supernovaehdokkaita? On näyttöä siitä, että RS Ophiuchus [13] ja U Scorpio [14] ovat hyviä ehdokkaita tuleville supernovalle.

Southamptonin yliopiston ja Winchester Collegen tähtitieteilijät ovat laskeneet, että U Scorpii räjähtää seuraavien 700 000 vuoden aikana. Tutkimusryhmä oli ensimmäinen, joka sai tarkat massaarviot järjestelmän valkoisesta kääpiöstä ja vahvisti, että se on valtavan räjähdyksen partaalla. Jos U Scorpius -järjestelmän räjähdys todella tapahtuu supernovaskenaarion mukaan, se on yötaivaan kirkkain kohde Kuun jälkeen , ja ensimmäisten päivien aikana se on selvästi näkyvissä päivällä [15] .

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 G. C. ANUPAMA. TOISTUVAN NOVA U SCORPII :N VUODEN 1999  PURKKAUS . Arkistoitu alkuperäisestä 13. joulukuuta 2012.
2. ↑ NOVA Sco 1863 -- Nova  . SIMBAD . Centre de Données astronomiques de Strasbourg . Arkistoitu alkuperäisestä 13. joulukuuta 2012.
3. ↑ 1 2 Gaia Data Release 2  (englanniksi) / Data Processing and Analysis Consortium , European Space Agency - 2018.
4. ↑ Kafka S., Williams R. Toistuvan nova U Scorpiin vuoden 2010 varhainen purkausspektri  // Astron . Astrofia. / T. Forveille - EDP Sciences , 2011. - Voi. 526.—s. 83–83. — ISSN 0004-6361 ; 0365-0138 ; 1432-0746 ; 1286-4846 - doi:10.1051/0004-6361/201015415 - arXiv:1012.0833
5. ↑ Bradley E. SchaeferKenyon. Histories of All Known Galactic Recurrent Novae  (englanniksi)  (linkki ei saatavilla) . arXiv.org (22. joulukuuta 2009). Arkistoitu alkuperäisestä 3. marraskuuta 2019.
6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 BSJ. Toistuva nova U Scorpii  (englanniksi)  (linkki ei saatavilla) . AAVSO (13. huhtikuuta 2010). Arkistoitu alkuperäisestä 13. joulukuuta 2012.
7. ↑ Webbink, Ronald F.; Livio, Mario; Truran, James W.; Orio, Marina. Toistuvien nouvien luonne  . Astronomy Abstract Service (maaliskuu 1987). Arkistoitu alkuperäisestä 13. joulukuuta 2012.
8. ↑ Schaefer, Bradley E.; Ringwald, FA Toistuvan Nova U Scorpiin parannettu kiertorata  . Astronomy Abstract Service (heinäkuu 1995). Arkistoitu alkuperäisestä 13. joulukuuta 2012.
9. ↑ Schmeer, P.; Waagen, E.; Shaw, L.; Mattiazzo, M. U Scorpii  (englanti) . Astronomy Abstract Service (helmikuu 1999). Arkistoitu alkuperäisestä 13. joulukuuta 2012.
10. ↑ Hanes, D.A. Toistuva nova U Scorpii pursotuksen jälkeinen hiljaisuus  . Astronomy Abstract Service (maaliskuu 1985). Arkistoitu alkuperäisestä 13. joulukuuta 2012.
11. ↑ Schaefer, B.E.U Scorpii: Toistuva nova räjähtääkö?  (englanniksi) . Sky & Telescope (29. huhtikuuta 2009). Arkistoitu alkuperäisestä 13. joulukuuta 2012.
12. ↑ Ernesto Guido, Giovanni Sostero. U Scorpii in Outburst  (englanniksi) (29. tammikuuta 2010). Arkistoitu alkuperäisestä 13. joulukuuta 2012.
13. ↑ JL Sokoloski, GJM Luna, K. Mukai, Scott J. Kenyon. Röntgensäteilyä lähettävä räjähdysaalto Recurrent Nova RS Ophiuchista  (englanniksi)  (linkki ei saatavilla) . arXiv.org (12. toukokuuta 2006). Arkistoitu alkuperäisestä 19. elokuuta 2016.
14. ↑ Täysin hyvä, TD; Dhillon, V.S.; Littlefair, S. P.; Marsh, TR; Smith, D. A. Valkoisen kääpiön massa toistuvassa novassa U Scorpii  . Astronomy Abstract Service (marraskuu 2001). Arkistoitu alkuperäisestä 13. joulukuuta 2012.
15. ↑ Tim Thoroughgood, Vik Dhillon, Stuart Littlefair, Tom Marsh, Deneal Smith. U Scorpii - Tikittävä aikapommi  (englanniksi)  (linkki ei saatavilla) (30. heinäkuuta 2001). Arkistoitu alkuperäisestä 5. helmikuuta 2010.