Uusi tähti

Uudet tähdet , tähtitieteellisessä kirjallisuudessa, yleensä vain "uusia" ( lat.  nova [yksikkö], novae [monikko]) - tähdet , joiden kirkkaus kasvaa yhtäkkiä ~ 10 3 -10 6 kertaa (keskimäärin valoisuuden kasvu on ~10 4 , kirkkaus - ~12 magnitudilla ). Suurimmalla valovoimalla absoluuttinen magnitudi on -6 - -9 m [1] eli 10 000 - 300 000 kertaa kirkkaampi kuin Aurinko ja kokonaissoihdutusenergia saavuttaa 10 45-10 47 erg eli 10 38-1040 J (Aurinko säteilee tällaista energiaa 8-800 tuhatta vuotta) [2] .

Tähtien havaittavissa olevat ominaisuudet

Morgan-Keenan- luokituksen ( Harvard-luokitus ) mukaan uusi kuuluu tyyppiin Q.

Flash-mekanismi

Kaikki uudet tähdet (sekä novat ja kataklysmiset muuttujat ) ovat läheisiä binäärisysteemejä, jotka koostuvat valkoisesta kääpiöstä ja tähdestä, jotka sijaitsevat pääsekvenssissä tai ovat saavuttaneet evoluution aikana punaisen jättiläisen vaiheen ja täyttävät sen Roche-keilan . Tällaisissa järjestelmissä tähtikumppanin ulkokerrosten aine virtaa valkoiselle kääpiölle Lagrangen pisteen L 1 läheisyyden kautta , virtaava aine muodostaa akkretoitumiskiekon valkoisen kääpiön ympärille, lisääntymisnopeus valkoiseen kääpiöön on vakio. ja sen määräävät kumppanitähtien parametrit ja binäärijärjestelmän komponenttitähtien massasuhde; valkoisen kääpiön päälle putoavan kaasun koostumus on tyypillinen punaisten jättiläisten ja pääsarjan tähtien ulkokerroksille - yli 90 % vetyä .

Valkoiset kääpiöt ovat punaisten jättiläisten "palaneita" ytimiä, jotka ovat vuodattaneet kuorensa evoluution aikana; niiden koostumus riippuu alkuperäisen tähden massasta: vähemmän massiivisten tähtien kehitys johtaa heliumin valkoisiin kääpiöihin; suuremman massaisten tähtien evoluution seurauksena, joiden ytimessä tapahtui kolminkertainen heliumreaktio , muodostuu hiilivalkoisia kääpiöitä. Joka tapauksessa kaksi tekijää ovat avainasemassa novapurkauksen kehittymiselle: vedyn erittäin alhainen määrä ja valkoisen kääpiöaineen rappeutunut tila.

Kerääntynyt kaasu kerääntyy valkoisen kääpiön pinnalle muodostaen vetypitoisen kerroksen, koska valkoisen kääpiön pinnalla on erittäin suuri vapaan pudotuksen kiihtyvyys (~10 6 m/s²), tämä kerros on rappeutunut. tilassa ja sitä lämmittää lisäksi akkretiolevystä tuleva virtaus, jonka putoamisnopeus on ~1000 km/s. Vedyn kertyessä pintakerrokseen ja sen lämpötilan noustessa CNO-syklin lämpöydinreaktiot alkavat edetä vetyrikkaassa kerroksessa , mitä helpottaa hiilen tunkeutuminen valkoisen kääpiön alla olevista kerroksista rappeutuneeseen pintakerrokseen. Ei-degeneroituneissa olosuhteissa aineessa tapahtuvien lämpöydinreaktioiden energian vapautuminen, joka johtaa lämpötilan nousuun, johtaa paineen nousuun ja vastaavasti laajenemiseen, tiheyden laskuun ja ydinreaktioiden nopeuden laskuun ( verrannollinen tiheyteen ja lämpötilaan) - eli itsesäätyvän hydrostaattisen tasapainon muodostuminen, kuten tapahtuu pääsarjan tähtien sisätiloissa. Ei-relativistisen rappeutuneen kaasun ominaisuus on kuitenkin paineen erittäin heikko riippuvuus lämpötilasta: . Tuloksena on fuusioreaktioiden räjähdysmäinen kiihtyvyys vetyä sisältävässä kuoressa, lämpötila nousee jyrkästi, kunnes degeneraatio tietyllä tiheydellä poistuu, ja syntyy iskuaalto, joka työntää valkoisen kääpiön vetykuoren ylemmän kerroksen ympäröivään tilaan. . Tällainen räjähdysmäinen lämpöydinreaktioiden nopeuden lisääntyminen degeneroituneessa tähtiaineessa on melko tyypillinen ilmiö: punaisten jättiläisten heliumleimaukset ja hiilen räjähdykset massiivisten tähtien ja massiivisten valkoisten kääpiöiden rappeutuneissa ytimissä ovat luonteeltaan samanlaisia, kun Chandrasekharin raja ylittyy .

Pian purkauksen jälkeen alkaa uusi sykli, joka kerääntyy valkoiseen kääpiöön ja vetykerroksen kerääntymiseen, ja jonkin ajan kuluttua purkaus toistuu lisääntymisnopeuden ja valkoisen kääpiön ominaisuuksien perusteella. Purkausten välinen aika vaihtelee kymmenistä vuosista toistuvien noovien tapauksessa tuhansiin vuosiin klassisten noovien kohdalla.

Historiallinen merkitys

Tarkastellessaan supernovaa SN 1572 Cassiopeian tähdistössä tähtitieteilijä Tycho Brahe heijasti tämän muistiinpanoissaan uutena tähteenä ( lat.  de stella nova ) ja synnytti siten termin new . Teoksissaan hän väitti, että koska lähellä olevien esineiden liikkeen tulisi olla havaittavissa suhteessa kiinteisiin tähtiin, uuden tulisi olla hyvin kaukana.

Tutkimushistoria

2200 vuoden (532 eKr. - 1690 jKr.) aikana noin 90 uutta taudinpurkausta tunnistettiin kiinalaisissa ja japanilaisissa kronikoissa. Eurooppalainen tutkimusryhmä, johon osallistuu Göttingenin yliopisto, on löytänyt Messier 22 (NGC 6656) -pallojoukon keskustan läheltä emissio-sumun , mahdollisesti uuden tähden jäänteet, jonka kiinalaiset tähtitieteilijät näkivät toukokuussa 48 eKr . [3] .

Teleskoopin keksimisen jälkeen (1609) ja ennen Eta Carinaen puhkeamista (1843) eurooppalaiset tutkijat havaitsivat vain 5 uusien tähtien puhkeamista. 1800-luvun toiselta puoliskolta lähtien uusia taudinpurkauksia havaittiin yleensä vuosittain. William Huggins vuonna 1866 teki ensimmäistä kertaa spektroskooppisia havaintoja uudesta tähdestä ( nova Northern Corona 1866 ) ja havaitsi sen ympärillä vetylinjoina hehkuvan kaasuvaipan. 1900-luvulla oli vain viisi vuotta, jolloin ei havaittu yhtään uusien puhkeamista: 1908, 1911, 1923, 1965 ja 1966. 2000-luvulla havaitaan perinteisesti jopa 10 uutta taudinpurkausta vuodessa. Useimpien noovien kirkkaus ylittää 12 metriä , mutta harvoin yli 6 metriä . Tällä hetkellä ammattitähtitieteilijät toteuttavat E-Nova-projektia novaräjähdysten kaikkiaaltotutkimukseen [4] . Myös tähtitieteen harrastajat tarkkailevat aktiivisesti tämän tyyppisiä kohteita [5] .

Uutta etäisyysmittarina

Uusilla on hyvät mahdollisuudet käyttää tavallisia sytytystulppia . Joten esimerkiksi sen absoluuttisen suuruuden jakauma on bimodaalinen, päähuippu on -7,5 ja pienempi huippu -8,8. Lisäksi novan absoluuttinen voimakkuus pysyy suunnilleen samana (−5,5) noin 15 päivää räjähdyksen jälkeen. Etäisyyden määrittäminen galaksiin ja galaksiklustereihin nooveilla antaa saman tarkkuuden kuin käytettäessä kefeidejä .

Uusien tähtien nimikkeistö, tyypit ja luokitus

Vuoteen 1925 asti uudet tähdet nimettiin Friedrich Argelanderin vuoden 1862 muuttuvien tähtien nimikkeistön mukaisesti , eli nimi koostui kirjainindeksistä, joka vastasi niiden löytämisjärjestystä tähdistöstä , ja tähdistön nimestä. Joten esimerkiksi tässä nimikkeistössä uusi vuosi 1901 Perseuksen tähdistössä nimettiin nimellä GK Per . Vuodesta 1925 lähtien uusia on kutsuttu muuttujiksi, eli indeksi V, löydön sarjanumero tähdistöstä ja tähdistön nimi: esimerkiksi Cygnus-tähdistön uusi vuosi 1975 on nimetty V1500 Cyg .

Vahvistamattomat uudet on merkitty kirjaimilla PNV ( englanniksi  Possible Nova ) taivaankoordinaateilla muodossa: Jhhmmssss+ddmmsss.

Uudet tähdet ovat kataklysmisten muuttuvien tähtien alaluokka ( englanniksi  Cataclysmic Variable , lyhenne CV ) . On olemassa klassisia noveja, joiden taudinpurkausten välillä on pitkä aika, ja toistuvia noveja, joissa epidemiat toistuvat suhteellisen usein.

• NA  - nopea uusi, eng. rapid novae , edustaja GK Per
• HUOM  - hidas uusi, eng. hitaat novat
• NC  - erittäin hidas uusi, eng. erittäin hidas novae , RT Serin edustaja
• NR  - toistuva uusi, eng. toistuvia nouvia .

Uusi kirkkaampi 6m vuodelta 1890

Toistettu uusi

Toistuvat novat ovat uusien tähtien luokka, joita on havaittu useissa voimakkaissa purkauksissa useiden kymmenien vuosien purkausten välissä, jolloin tähden kirkkaus kasvaa keskimäärin 10 m .

Muistiinpanot

1. ↑ Tähtitiede. Uudet Tähdet . Haettu 11. heinäkuuta 2021. Arkistoitu alkuperäisestä 11. heinäkuuta 2021. (määrätön)
2. ↑ Astronet > Uudet tähdet . Haettu 14. heinäkuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 19. marraskuuta 2010. (määrätön)
3. ↑ Fabian Gottgens et ai. Vanhan novan jäänteen löytö galaktisessa pallomaisessa klusterissa M 22 Arkistoitu 30. huhtikuuta 2019 Wayback Machinessa 25. huhtikuuta 2019
4. ↑ E-Nova Project -sivusto . Käyttöpäivä: 9. toukokuuta 2012. Arkistoitu alkuperäisestä 8. tammikuuta 2011. (määrätön)
5. ↑ Novapurkausten spektraaliset havainnot Arkistoitu 29. toukokuuta 2012 Wayback Machinessa (ranskalainen amatööritähtitieteilijä)

Kirjallisuus

• Uudet tähdet // Uusi Encyclopedic Dictionary : 48 nidettä (29 osaa julkaistiin). - Pietari. , s. , 1911-1916.
• Pskovskiy Yu. P. . Uudet ja supernovatähdet. M., 1985
• Shugarov S. Yu . Katalysmisten tähtien fyysiset perusominaisuudet. GAISH, 1999
• Zeilik, Michael. Conceptual Astronomy New York: John Wiley & Sons, Inc., 1993.
• Alloin, D. ja W. Gieren, toim. Luentomuistiinpanot: Tähtien kynttilät ekstragalaktiseen etäisyysasteikkoon. Robert Gilmozzi ja Massimo Della Valle, "Novae as Distance Indicators", s. 229-241. Berliini: Springer, 2003.

Linkit

• Uudet tähdet // Astronet
•  Luettelo noovista vuodesta 1678 lähtien
• Nova - epidemian luokitus // AAVSO 
• Schäfer. Kattavat fotometriset historiat kaikista tunnetuista galaktisista toistuvista noista  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2010. - Voi. 187 , no. 2 . - s. 275-373 . - doi : 10.1088/0067-0049/187/2/275 . - . - arXiv : 0912.4426 .
• Shafter et ai. Spektroskooppinen ja fotometrinen tutkimus Novaista M31:ssä  //  The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 2011. - Voi. 734 , no. 1 . - s. 12 . - doi : 10.1088/0004-637X/734/1/12 . — . - arXiv : 1104.0222 .

Temaattiset sivustot	diskot
Sanakirjat ja tietosanakirjat	Suuri katalaani Hienoa norjalaista Iso venäläinen maailman ympäri Uusi Britannica (verkossa) Treccani Universalis
Bibliografisissa luetteloissa BNF : 11981119f GND : 4172093-3 J9U : 987007531741505171 LCCN : sh85127463 NDL : 00571136 NKC : ph522098