Нова зоря

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук

Нова́ зоря (в астрономії зазвичай просто Нова, від лат. Nova) — зоря, світність якої раптово збільшується в ~103—106 разів (на 7-19 зоряних величин), а потім поступово зменшується (протягом місяців чи років). Здебільшого світність збільшується в десятки тисяч разів. Спочатку вважали, що спалахує нова (раніше не існуюча) зоря, оскільки такі зорі до спалаху не спостерігалися.

З появою нових засобів спостереження (телескопів, фотографії) з'ясувалося, ці зорі існують як до, так і після спалаху, але вони дуже слабкі, принаймні недоступні для спостереження неозброєним оком. У той же час у максимумі блиску світність нової порівняна зі світністю найяскравіших надгігантів — їх абсолютна зоряна величина становить -8m — -7m.

Історія[ред.ред. код]

Появу «нових» зір на небосхилі уважні спостерігачі помічали з давніх давен. У східних хроніках (китайських, корейських, японських, в'єтнамських) вони фіксувалися неодноразово[1][2]. Про деякі з них є згадки в європейських джерелах. Зокрема Пліній Старший стверджує, що саме поява нової зірки у сузір'ї Скорпіона (близько 134 до н.е.) спонукала Гіппарха до складання його зоряного каталога[3]. Заради точності слід зазначити, що деякі зі спостережуваних античними астрономами «нових» зір за сучасною класифікацією належать до наднових.

Після винайдення телескопа Нових виявляли дедалі більше, починаючи з другої половини 19 століття - майже щорічно. У двадцятому сторіччі було лише п'ять років (1908, 1911, 1923, 1965 та 1966), протягом яких астрономи не зафіксували появу Нових. Проте серед усіх Нових 20-го сторіччя було лише три, які у максимумі блиску були яскравіші першої зоряної величини.

За сучасними оцінками у нашій Галактиці щороку спалахує від 50 до 300 Нових, але більшість з них залишається непоміченими. За незмінних темпів протягом часу існування нашої Галактики (1010 років) мало статися близько 1012 спалахів Нових. Однак це число перевищує загальну кількість зір у нашій Галактиці.

Механізм спалаху[ред.ред. код]

Прогрес у розумінні причин спалахів відбувся після того, як з'ясувалося, що всі детально вивчені Нові входять до складу подвійних систем. Вперше такий факт встановив М. Уокер (1954) щодо Нової DQ Геркулеса, яка спалахнула 1934 року.

Схематичний процес спалаху нової у подвійних системах внаслідок акреції на білий карлик багатої на водень речовини зірки-компаньона

Наразі астрономи практично не мають розбіжностей щодо фізичних процесів спалаху Нових. Вважається, що спалах відбувається на поверхні білого карлика, що входить до тісної подвійної системи. Білий карлик — це зірка, що майже позбавлена термоядерного палива: її водень вже «вигорів» у процесі еволюції. Проте якщо відбувається перетікання речовини із сусідньої компоненти (зазвичай, гіганта або надгіганта, що заповнює свою порожнину Роша), це призводить до накопичення багатої на водень речовини на поверхні білого карлика. Коли біля підніжжя водневого шару температура та густина зросте до рівня, достатнього для початку термоядерної реакції, «воднева бомба» на поверхні білого карлика вибухне.

Вибухоподібний характер спалаху пояснюється тим, що електронний газ на поверхні білого карлика перебуває у виродженому стані. Після досягнення температури кілька мільйонів Кельвінів розпочинаються ядерні реакції водневого циклу, які призводять до подальшого розігрівання водневого шару. За звичайних умов це призвело б до збільшення тиску та розширення зорі, зменшення густини та, відповідно, швидкості ядерних реакцій — система досягла б рівноваги. Але у виродженому стані речовини збільшення температури не призводить до збільшення тиску і розширення не відбувається. Проте швидкість перебігу ядерних реакцій зростає із температурою, виділення енергії збільшується і температура зростає ще більше, реакція стає ланцюговою. Коли температура сягає 15—18 млн. K розпочинаються ядерні реакції вуглецево-азотного циклу. Зростання енерговиділення триває поки не відбудеться зняття виродженого стану (за температури понад 100 млн. K).

Спалах нової спричиняє скидання оболонки (зі швидкістю близько 1000 км/сек), яку згодом іноді можна спостерігати у вигляді туманності. Маса скинутої оболонки - менше 0,001 маси Сонця. Отже, спалахнувши, зірка не руйнується повністю. Після скидання оболонки можливий процес її повторного накопичення.

Класифікація[ред.ред. код]

За сучасною класифікацією Нові утворюють окремий клас серед вибухових та новоподібних зір і поділяються на чотири підкласи:

  • NA — швидкі нові, які характеризуються швидким підйомом та спадом блиску (спад на три зоряні величини після максимуму відбувається менш, ніж за 100 днів);
  • NB — повільні нові (спад на три зоряні величини після максимуму триває більше 100 днів);
  • NC — нові з дуже повільним розвитком, які більше роками залишаються в максимумі блиску, і дуже повільно згасають;
  • NR — повторні нові. Відрізняються тим, що у них зафіксовано не один спалах, а два (або більше) з інтервалом від 10 до 80 років.

Суттєвої різниці між швидкими та повільними Новими немає, цей поділ досить умовний. Згідно з сучасними уявленнями, всі нові мають бути повторними. Для більшості з них спостерігався лише один спалах тільки тому, що період між спалахами дуже великий.

Система позначень[ред.ред. код]

На ранніх етапах досліджень Нові розглядали як унікальне явище і проводили різницю між змінними зорями і Новими - тимчасовими гостями на нашому небі. Первинне позначення Нових складається із літери лат. N, скороченої латинської назви сузір'я, у якому спостерігалася зірка, та року спостереження. Наприклад, найяскравіша Нова двадцятого сторіччя (−1.1m), спалах якої зафіксовано 1918 року в сузір'ї Орла, мала позначення N Aql 1918, де Aql - скорочення від лат. Aquila (Орел).

У подальшому з'ясувалося, що ті Нові, які доступні для спостережень у мінімумі, виявляють змінність і між спалахами, а за сучасними даними - більшість з них має спалахувати і повторно.

Після другої світової війни систему позначень змінних зір було розповсюджено на всі Нові. Нова Орла 1918 року отримала постійне позначення V603 Aql.

Наразі Бюро Астрономічних Телеграм Міжнародного Астрономічного Союзу намагається надавати Новим остаточні позначення в системі GCVS одразу після їх відкриття.

Примітки[ред.ред. код]

  1. Hsi Tse-tsung A new catalog of Novae recorded in chinese and japanese chronicles 1957 (англ.)
  2. Hilmar W. Duerbeck Novae: an historical perspective Cambridge University Press, p.5-6 (англ.)
  3. Ю. П. Псковский Новые и сверхновые звезды М., 1985 (рос.)

Джерела[ред.ред. код]