Gentag nyt

Den aktuelle version af siden er endnu ikke blevet gennemgået af erfarne bidragydere og kan afvige væsentligt fra den version , der blev gennemgået den 2. april 2022; verifikation kræver 1 redigering .

Gentagne novaer  er en klasse af nye stjerner , der har kraftige udbrud med et interval på flere ti år. Under disse udbrud bliver stjernen i gennemsnit lysere med 10 størrelsesordener [1] .

Der er mindst to klasser af gentagne nye [1] :

I gentagne novaer og klassiske novaer kan den udstødte skal detekteres spektroskopisk, men dette er ikke muligt i dværgnovaer .

Historie om observationer af gentagne novaer

Den første gentagne nova blev opdaget i 1902: det var T Compass , som var blusset op før det i 1890. Det gentagne udbrud af en ny stjerne virkede ukarakteristisk for almindelige novaer, og denne stjerne blev overført til klassen af ​​nova-lignende stjerner . Men snart blev der opdaget flere gentagne nye, og T Compass har nu gentaget blink fire gange mere.

Disse kataklysmiske variabler tiltrækker opmærksomhed på grund af den utrolige amplitude af deres lysstyrke, normalt 8-12 størrelser, og sjældenheden af ​​disse begivenheder. Mange af disse udbrud forekommer én gang i en astronoms liv , i denne forstand ligner de udseendet af Halleys komet [2] .

Der er nu indsamlet data om mere end 200 udbrud af nye og supernovaer set i antikken, og blandt dem er der utvivlsomt også de lyseste gentagne novaer. I oldtiden blev kun de klareste blink bemærket - ikke svagere end 3. størrelsesorden.

I regionen CI Orel , som brød ud i 1918, blev udbrud observeret tidligere. Europæiske observatører så udbrud på stedet omkring 125 og muligvis så tidligt som 1612. På stedet for GK Perseus , som brød ud i 1901, sås et udbrud i 839 [3] .

Første teori om gentagne nye

I 1934 sammenlignede de sovjetiske astronomer P. P. Parenago og B. V. Kukarkin amplituderne og cyklustider for gentagne novaer og variabler af U Gemini-typen . Det viste sig, at jo større amplituden er, desto længere er tiden mellem udbrud: U Variable af Gemini-typen har både amplituder og intervaller mellem udbrud kortere end for gentagne novaer. Hvis almindelige nye stjerner har endnu større lysstyrkeamplituder, bør de derfor gentage deres udbrud med længere intervaller. De udledte forholdet "gennemsnitlig cyklusvarighed-gennemsnitlig amplitude" for dværgnovaer:

Her  er amplituden i fotografiske stråler , og cyklussens varighed er udtrykt i dage.

Baseret på de få gentagne novaer kendt på det tidspunkt, konkluderede Kukarkin og Parenago, at denne afhængighed tilsyneladende også gælder for gentagne novaer. I de dage var den nye T af Northern Crown kendt , som blinkede i 1866. Tidligere udbrud af denne stjerne blev ikke observeret, men en relativt lille udbrudsamplitude (8 m ) bragte T af den nordlige korona tættere på gentagne novaer. Kukarkin og Parenago tog risikoen ved at forudsige et genudbrud af stjernen 80-100 år efter udbruddet i 1866. Hvis det afledte forhold mellem amplituder og cyklusser virkelig eksisterer, så burde denne nye stjerne ifølge deres beregninger have gentaget udbruddet mellem 1926 og 1966. Den 8. februar 1946 opdagede en amatørastronom, en linjemand A. S. Kamenchuk, som kendte stjernehimlen godt , en "ekstra" stjerne af 2. størrelsesorden i stjernebilledet Northern Crown (kun dens klareste stjerne, Gemma , havde sådan en størrelse i denne lille konstellation ). Professionelle astronomer bemærkede først denne stjerne den 9. februar, da den allerede var begyndt at svækkes.

Dette eksempel på en ekstremt vellykket videnskabelig prognose er dog ikke helt korrekt. Faktisk er det baseret på egenskaberne af variable stjerner af en helt anden type, med en anden natur og energi af flares (som Kukarkin og Parenago ikke kendte). Derudover er T'et for den nordlige korona  ikke en typisk repræsentant for gentagne novaer, med en kæmpe i stedet for en subgigant som leverandør af stof ophobet på en hvid dværg , og følgelig med et højere bidrag fra denne komponent til den samlede lysstyrke af systemet og som følge heraf med en undervurderet amplitude [4] .

Gentaget nyt og klassisk nyt

I General Catalog of Variable Stars (GCVS) er gentagne novaer inkluderet i samme kategori som novaer, men kendetegnene ved deres lyskurver skelnes og betegnes som "NR", det vil sige periodisk, med den eneste forskel, at to eller flere udbrud adskilles af et interval på 10-80 år. Dette betyder, at flare-mekanismen, omløbsperioderne, spektrene og arten af ​​komponenterne i disse tætte binære systemer er de samme eller næsten de samme som dem for klassiske novaer [5] .

Klassiske novaer er tætte binære systemer med omløbsperioder fra 0,05 til 230 dage. Hovedkomponenten i dem er en varm hvid dværg, og den sekundære, koldere komponent kan være en kæmpe, subgigant eller dværg af spektraltypen K eller M. Den tid, der kræves for overgangen fra en bursttilstand til en hviletilstand. er i størrelsesordenen 1-3 dage. Det samme gælder nok for gentagne nye [2] .

Årsagen til udbruddet af en klassisk nova er en termonuklear reaktion på overfladen af ​​en hvid dværg. Efter flere års masseoverførsel mellem stjerner bliver temperaturen og trykket på overfladen af ​​en hvid dværg tilstrækkelig til en eksplosion. Massen af ​​dette materiale kan nå 30 terrestriske . Så snart temperaturen bliver høj nok, begynder dette lag at udvide sig. Skallens ekspansionshastighed på få minutter kan nå 3.000 km/s, og dens lysstyrke - 100.000 solenergi . Over 1.000 dage eller deromkring udvider hylsteret sig i en sådan grad, at det kan ses som en tåge, der omgiver stjerneparret. I løbet af hundreder af år forsvinder skallen i det interstellare medium [2] .

Indtil det nye gentager blink, er det ikke anderledes end nye med ét registreret blink: blandt de gentagne nye er der både hurtige og langsomme; de absolutte værdier for gentagne novaer er de samme som for konventionelle novaer. Men med hensyn til lysstyrkeamplituder, spektrale detaljer og andre træk ligner gentagne novaer mere hinanden end almindelige novaer (som ikke havde gentagne udbrud). Således er amplituderne af lysstyrkeudsving for næsten alle gentagne novaer mindre end for almindelige [2] [4] .

De fleste nye stjerner blusser sandsynligvis op mere end én gang i deres liv. Massen af ​​materiale, der skal akkumuleres for at udløse et blus, afhænger af massen af ​​den hvide dværg. I systemer med en hvid dværg på 0,6 solmasser kan akkumuleringstiden (tiden mellem udbrud) nå op på 5 millioner år, og i et system med en hvid dværg med en masse på 1,3 solmasser - 30.000 år [2] .

Det er de samme mekanismer og fornyet. Men kunne det være systemer af samme type, men med en endnu mere massiv hvid dværg? Teoretisk set er dette muligt. Tilvæksthastigheden af ​​et system med en 1,4 solmasse hvid dværg kan svare til en akkumuleringstid på mindre end 100 år. Et sådant system kunne være T Compass . Men på nuværende tidspunkt er det stadig ikke klart, om udbrudsmekanismen for alle gentagne novaer er den samme som for klassiske novaer, eller om nogle af dem har udbrud forbundet med stjernevindens påvirkning eller med ustabilitet i tilvækstskiver [2] .

Relation af gentagne novaer til nogle type Ia supernovaer

Endnu mere interessant er muligheden for, at gentagne novaer kan være stamfædre til Type Ia supernovaer . Observationer af udbrud af klassiske novaer og udbrudståger indikerer, at hvide dværge kan tabe masse ved gentagne udbrud. Imidlertid kan de tungeste hvide dværge med deres højere tilvækstrater faktisk opbygge masse over tid. Selvom det meste af det ophobede materiale udstødes under udbruddet, tilbageholdes noget af det. Massen af ​​hvide dværge af nogle gentagne novaer er nu vokset næsten til grænsen for Chandrasekhar , og de kan snart eksplodere som en type Ia supernova [6] .

Observationer af gentagne nye

På grund af deres sjældenhed er periodiske novaer ekstremt interessante for astronomer. At observere disse stjerner gennem årtier er et ekstremt værdifuldt bidrag, som en visuel observatør, inklusive en amatør , kan yde til videnskaben, men denne opgave er ikke let [2] .

Leslie Peltier, en af ​​AAVSO 's topobservatører, der har fulgt North Corona T uden succes i mange år, skriver i sin bog Starlight Nights:

Siden 1920 har jeg observeret det ved enhver lejlighed. I mere end femogtyve år har jeg set hende fra nat til nat, mens hun kaster sig og vender sig i sin periodiske søvn. En nat i februar 1946 rørte hun på sig, åbnede langsomt øjnene og smed hurtigt betrækket tilbage og rejste sig! Næsten firs år er gået siden stjernen brød symmetrien i den nordlige korona . Og hvor var jeg, hendes selverklærede værge, i det øjeblik, den nat hun vågnede? Jeg sov!

Peltier indstillede alarmen til 02:30 for at observere variablerne. Da han rejste sig, var himlen klar og stjernerne skinnede klart, men han besluttede, at natten var for kold og gik tilbage i seng [2] .

Bemærkelsesværdige fornyelser

Begrebet gentaget nyt er betinget: vi kan sige, at alle nye gentages, forskellen er kun i intervallerne mellem udbrud. En afgørende bekræftelse af Kukarin-Parenago-hypotesen ville være opdagelsen af ​​tilbagevendende udbrud af almindelige nye stjerner med store amplituder. Men intervallet mellem deres udbrud er tusinder af år, og forventningen om deres gentagelse ser håbløs ud. Astronomer venter på udbrud af andre gentagne novaer observeret i det 20. århundrede og tidligere: observationer af dem er ekstremt vigtige [3] .

Tabellen viser den kendte gentagne nye [2] .

Navn
 Reduktion
 Stjernestørrelse ,
maks. min 		Flash år Astronomiske koordinater (2000)
T kompas T Pyx 6.5-15.3 1890, 1902, 1920, 1944, 1966, 2011 09 t  04 m  41,50 s −32° 22′ 47,60″
IM Square IM heller 7,8-22,0 1920, 2002 15 t  39 m  26,38 s −52° 19′ 18,70″
T North Crown TCrB 2,0-11,3 1866, 1946 15 t  59 m  30,20 s +25° 55′ 13,00″
U Skorpionen du sco 8.8-19.5 1863, 1906, 1917, 1936, 1945, 1969, 1979, 1987, 1999, 2010, 2022 16 t  22 m  30,78 s −17° 52′ 43,30″
RS Ophiuchi RS Oph 4.3-12.5 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006, 2021 17 t  50 m  13,17 s −06° 42′ 28,60″
V745 Skorpionen V745Sco 11.2-21 1937, 1989, 2014 17 t  55 m  22,27 s −33° 14′ 58,50″
V394 South Crown V394CrA 7.2-18.8 1949, 1987 18 t  00 m  26,04 s −39° 00′ 32,80″
V3890 Skytten V3890 Sgr 8.4-17.2 1962, 1990, 2019 18 t  30 m  43,27 s −24° 01′ 8,20″
CI Eagle CI Aql 8.8-15.6 1917, 2000 18 t  52 m  3,56 s −01° 28′ 38,90″
V2487 Ophiuchus V2487Oph 9.5-17.7 1900, 1998 17t  31m 59,81s −19 ° 13′ 55,60  ″

Noter

  1. ↑ 1 2 Warner, B. Recurrent Nova  ( 1995). Dato for adgang: 26. september 2012. Arkiveret fra originalen 1. november 2012.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Mike Simonsen. Recurrent Novae  (engelsk) (27. marts 2009). Hentet 26. september 2012. Arkiveret fra originalen 27. maj 2016.
  3. ↑ 1 2 Yu. P. Pskovskii. Kapitel V. SÆRLIGE UDVALG AF NYE STJERNER . NYE OG SUPERNYE STJERNER . Astronet (1985). Dato for adgang: 26. september 2012. Arkiveret fra originalen 11. februar 2015.
  4. ↑ 1 2 N.N. SAMUS. KAPITEL 3. EKSPLOSIVE OG NYLIGNENDE VARIABLE STJERNER . VARIABLE STJERNER . GAISH MSU. Dato for adgang: 26. september 2012. Arkiveret fra originalen 28. januar 2012.
  5. ↑ MF Bode. Klassiske og tilbagevendende Nova-udbrud  . arxiv.org (21. november 2011). Hentet 26. september 2012. Arkiveret fra originalen 6. november 2020.
  6. ↑ Ferdinand Patat. Tilslutning af tilbagevendende Novae til (nogle) Type Ia Supernovae  . arxiv.org (27. september 2011). Hentet 26. september 2012. Arkiveret fra originalen 6. november 2020.
 variable stjerner
Eruptiv
Pulserende
roterende
Katalysmisk
formørkende binære filer
Lister
Kategori: Variable stjerner