Ny stjerne

Nye stjerner , i astronomisk litteratur, normalt bare "nye" ( lat.  nova [ental], novae [plural]) - stjerner , hvis lysstyrke pludselig stiger med ~ 10 3 -10 6 gange (i gennemsnit stigningen i lysstyrke er ~ 104 , lysstyrke - med ~12 størrelser ). Ved den maksimale lysstyrke er den absolutte størrelse fra −6 til −9 m [1] , dvs. 10.000-300.000 gange lysere end Solen, og den samlede energi af blusset når 10 45-10 47 erg , eller 10 38- 10 40 J ( Solen udsender sådan energi i 8-800 tusind år) [2] .

Observerbare karakteristika for stjerner

Ifølge Morgan-Keenan- klassifikationen ( Harvard-klassifikation ) tilhører den nye type Q.

Flash-mekanisme

Alle nye stjerner (såvel som novaer og kataklysmiske variabler ) er tætte binære systemer bestående af en hvid dværg og en ledsagerstjerne placeret på hovedsekvensen , eller som har nået stadiet af en rød kæmpe under evolutionen og fylder dens Roche-lap . I sådanne systemer strømmer stoffet fra ledsagestjernens ydre lag ind på den hvide dværg gennem nærheden af ​​Lagrange-punktet L 1 , det flydende stof danner en tilvækstskive omkring den hvide dværg, tilvæksthastigheden på den hvide dværg er konstant og bestemmes af parametrene for ledsagerstjernen og masseforholdet mellem komponentstjernerne i det binære system; sammensætningen af ​​gassen, der falder på den hvide dværg, er typisk for de ydre lag af røde kæmper og hovedsekvensstjerner - mere end 90 % brint .

Hvide dværge er "udbrændte" kerner af røde kæmper, der har fældet deres skal i løbet af evolutionen; deres sammensætning afhænger af massen af ​​den oprindelige stjerne: udviklingen af ​​mindre massive stjerner fører til heliumhvide dværge; som et resultat af udviklingen af ​​stjerner med en større masse, i hvis kerne en tredobbelt heliumreaktion fandt sted , dannes kulstofhvide dværge. Under alle omstændigheder er to faktorer nøglen til udviklingen af ​​et nova-udbrud: den ekstremt lave mængde brint og den degenererede tilstand af det hvide dværgstof.

Den ophobede gas akkumuleres på overfladen af ​​den hvide dværg og danner et brintrigt lag på grund af den ekstremt høje acceleration af frit fald på overfladen af ​​den hvide dværg (~10 6 m/s²), dette lag er i en degenereret tilstand og opvarmes yderligere af strømmen fra tilvækstskiven, hvis faldhastighed er ~1000 km/s. Efterhånden som brint akkumuleres i overfladelaget, og dets temperatur stiger, begynder termonukleære reaktioner af CNO-cyklussen at forløbe i det hydrogenrige lag , dette lettes af indtrængning af kulstof fra de underliggende lag af den hvide dværg ind i det degenererede overfladelag. Under ikke-degenererede forhold fører energifrigivelsen af ​​termonukleære reaktioner, der forekommer i stoffet, hvilket fører til en temperaturstigning, til en stigning i tryk og følgelig udvidelse, et fald i tæthed og et fald i hastigheden af ​​nukleare reaktioner ( proportional med tæthed og temperatur) - det vil sige etableringen af ​​en selvregulerende hydrostatisk ligevægt , som det sker i det indre af hovedsekvensstjerner. Et træk ved en ikke-relativistisk degenereret gas er imidlertid den ekstremt svage afhængighed af tryk på temperaturen: . Resultatet er en eksplosiv acceleration af fusionsreaktioner i en brintrig skal, temperaturen stiger kraftigt, indtil degeneration ved en given tæthed ophæves, og der dannes en chokbølge, der skubber det øverste lag af den hvide dværgs brintskal ud i det omgivende rum. . En sådan eksplosiv stigning i hastigheden af ​​termonukleære reaktioner i degenereret stjernestof er et ret typisk fænomen: heliumglimt fra røde kæmper og kulstofdetonation i de degenererede kerner af massive stjerner og massive hvide dværge har en lignende karakter, når Chandrasekhar-grænsen overskrides .

Kort efter udbruddet begynder en ny cyklus af tilvækst på den hvide dværg og ophobning af brintlaget, og efter nogen tid, bestemt af tilvæksthastigheden og den hvide dværgs egenskaber, gentages udbruddet. Intervallet mellem udbrud varierer fra ti år for gentagne novaer til tusinder af år for klassiske novaer.

Historisk betydning

Da astronomen Tycho Brahe observerede supernovaen SN 1572 i stjernebilledet Cassiopeia , afspejlede dette i sine noter som en ny stjerne (fra lat. de stella nova ), og derved fødte udtrykket ny . I sine værker argumenterede han for, at da bevægelsen af ​​nærliggende objekter skulle være mærkbar i forhold til fiksstjerner, skulle den nye være meget langt væk.  

Forskningshistorie

I 2200 år (532 f.Kr. - 1690 e.Kr.) blev omkring 90 udbrud af nye identificeret i kinesiske og japanske krøniker. Et europæisk forskerhold med deltagelse af universitetet i Göttingen har opdaget en emissionståge nær centrum af kuglehoben Messier 22 (NGC 6656) , muligvis resterne af en ny stjerne, som kinesiske astronomer så i maj 48 f.Kr. [3] .

Efter opfindelsen af ​​teleskopet (1609) og før udbruddet af Eta Carinae (1843), bemærkede europæiske videnskabsmænd kun 5 udbrud af nye stjerner. Fra anden halvdel af 1800-tallet opdagede man normalt årligt udbrud af nye. William Huggins udførte i 1866 for første gang spektroskopiske observationer af en ny stjerne ( nova Northern Corona 1866 ) og opdagede tilstedeværelsen af ​​en gasformig kappe omkring den, der glødede i brintlinjer. I det 20. århundrede var der kun 5 år, hvor der ikke blev bemærket et eneste udbrud af nye: 1908, 1911, 1923, 1965 og 1966. I det 21. århundrede opdages traditionelt op til 10 nye udbrud om året. Lysstyrken af ​​de fleste novaer overstiger 12m , men overstiger sjældent 6m . I øjeblikket implementerer professionelle astronomer E-Nova-projektet til undersøgelse af novaeksplosioner på alle bølger [4] . Astronomi-entusiaster observerer også aktivt denne type objekter [5] .

Nyt som afstandsindikatorer

Nye har en god chance for at blive brugt som standard tændrør . Så for eksempel er fordelingen af ​​dens absolutte størrelse bimodal, med hovedtoppen ved -7,5 og den mindre top ved -8,8. Derudover forbliver den absolutte størrelse af novaen omtrent den samme (−5,5) i omkring 15 dage efter eksplosionen. Bestemmelse af afstande til galakser og galaksehobe ved hjælp af novaer giver samme nøjagtighed som ved brug af cepheider .

Nomenklatur, typer og klassificering af nye stjerner

Indtil 1925 blev nye stjerner navngivet i overensstemmelse med Friedrich Argelanders nomenklatur af variable stjerner fra 1862, det vil sige, at navnet bestod af et bogstavindeks svarende til rækkefølgen af ​​deres opdagelse i stjernebilledet og navnet på stjernebilledet. Så for eksempel i denne nomenklatur blev det nye år 1901 i stjernebilledet Perseus betegnet som GK Per . Siden 1925 er de nye blevet omtalt som variable stjerner, det vil sige indekset V, serienummeret på opdagelsen i stjernebilledet og navnet på stjernebilledet: for eksempel er den nye 1975 i stjernebilledet Cygnus betegnet som V1500 Cyg .

Ubekræftede nye betegnes med bogstaverne PNV ( English  Possible Nova ) med himmelske koordinater i formatet: Jhhmmssss+ddmmsss.

Nye stjerner er en underklasse af kataklysmiske variable stjerner ( engelsk  Cataclysmic Variable , forkortelse CV ) . Der er klassiske novaer med en lang periode mellem udbrud og gentagne novaer med en relativt hyppig gentagelse af udbrud.

• NA  - hurtig ny, eng. rapid novae , repræsentant for GK Per
• NB  - langsom ny, eng. langsomme novaer
• NC  - ekstremt langsom ny, eng. ekstremt langsomme novae , repræsentant for RT Ser
• NR  - gentaget nyt, eng. tilbagevendende novaer .

Ny lysere 6m fra 1890

Gentaget ny

Gentagne novaer er en klasse af nye stjerner, der er blevet observeret i flere kraftige udbrud med et interval mellem udbrud på flere ti år, hvor stjernens lysstyrke i gennemsnit øges med 10 m .

Noter

1. ↑ Astronomi. Nye stjerner . Hentet 11. juli 2021. Arkiveret fra originalen 11. juli 2021. (ubestemt)
2. ↑ Astronet > Nye stjerner . Hentet 14. juli 2008. Arkiveret fra originalen 19. november 2010. (ubestemt)
3. ↑ Fabian Gottgens et al. Opdagelse af en gammel nova-rest i den galaktiske kuglehob M 22 Arkiveret 30. april 2019 på Wayback Machine , 25. april 2019
4. ↑ E-Nova-projektets hjemmeside . Dato for adgang: 9. maj 2012. Arkiveret fra originalen 8. januar 2011. (ubestemt)
5. ↑ Spektralobservationer af nova-udbrud Arkiveret 29. maj 2012 på Wayback Machine (fransk amatørastronom)

Litteratur

• Nye stjerner // New Encyclopedic Dictionary : I 48 bind (29 bind blev udgivet). - Sankt Petersborg. , s. , 1911-1916.
• Pskovskiy Yu. P. . Nye og supernova stjerner. M., 1985
• Shugarov S. Yu . Grundlæggende fysiske egenskaber ved katastrofale stjerner. GAISH, 1999
• Zeilik, Michael. Conceptual Astronomy New York: John Wiley & Sons, Inc., 1993.
• Alloin, D. og W. Gieren, red. Forelæsningsnoter: Stjernelys for den ekstragalaktiske afstandsskala. Robert Gilmozzi og Massimo Della Valle, "Novae as Distance Indicators", s. 229-241. Berlin: Springer, 2003.

Links

• Nye stjerner // Astronet
•  Liste over novaer siden 1678
• Nova udbrudsklassificering // AAVSO 
• Schäfer. Omfattende fotometriske historier om alle kendte galaktiske tilbagevendende novaer  (engelsk)  // The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 2010. - Vol. 187 , nr. 2 . - S. 275-373 . - doi : 10.1088/0067-0049/187/2/275 . - . - arXiv : 0912.4426 .
• Shafter et al. En spektroskopisk og fotometrisk undersøgelse af Novae i M31  //  The Astrophysical Journal  : tidsskrift. - IOP Publishing , 2011. - Vol. 734 , nr. 1 . — S. 12 . - doi : 10.1088/0004-637X/734/1/12 . — . - arXiv : 1104.0222 .

Tematiske steder	discogs
Ordbøger og encyklopædier	Fantastisk catalansk Fantastisk norsk Stor russer jorden rundt Ny Britannica (online) Treccani Universalis
I bibliografiske kataloger BNF : 11981119f GND : 4172093-3 J9U : 987007531741505171 LCCN : sh85127463 NDL : 00571136 NKC : ph522098