Новая зорка

Новыя зоркі, у астранамічнай літаратуры звычайна проста «новыя» (лац.: nova [адз. лік], novae [мн. лік]) — зоркі, свяцільнасць якіх раптоўна павялічваецца ў ~10³—10⁶ разоў (у сярэднім павелічэнне свяцільнасці — у ~10⁴, бляску — на ~12 зорных велічынь).

Назіраныя характарыстыкі зорак правіць

Змяненне бляску новай Лебедзя 1975 г. (V1500 Cyg)

Па класіфікацыі Моргана — Кінана (гарвардская класіфікацыя), новая адносіцца да тыпу Q.

Механізм успышкі правіць

Акрэцыя на белы карлік у цеснай падвойнай сістэме (ва ўяўленні мастака)

Усе новыя зоркі (як і новападобныя і катаклізмічныя пераменныя) з’яўляюцца цеснымі падвойнымі сістэмамі, якія складаюцца з белага карліка і зоркі-кампаньёна, якая размешчанай на галоўнай паслядоўнасці, або дасягнула падчас эвалюцыі стадыі чырвонага гіганта і запоўніла сваю поласць Роша. У такіх сістэмах адбываецца перацяканне рэчыва вонкавых слаёў зоркі-кампаньёна на белы карлік праз наваколлі пункты Лагранжа L₁, рэчыва, якое перацякае, утварае вакол белага карліка акрэцыйны дыск, хуткасць акрэцыі на белы карлік пастаянная і вызначаецца параметрамі зоркі-кампаньёна і адносінамі мас зорак-кампанентаў падвойнай сістэмы; склад газу, які падае на белы карлік, тыповы для вонкавых слаёў чырвоных гігантаў і зорак галоўнай паслядоўнасці — больш за 90 % вадароду.

Залежнасць ціску выраджанага газу ад тэмпературы: успышка новай (рэакцыі CNO-цыклу) развіваецца на гарызантальным участку

Белыя карлікі ўяўляюць сабой «выгаралыя» ядры чырвоных гігантаў, якія падчас эвалюцыі скінулі сваю абалонку; іх склад залежыць ад масы зыходнай зоркі: эвалюцыя менш масіўных зорак вядзе да геліевых белых карлікаў, у выніку эвалюцыі зорак з большай масай, у ядры якіх ішла трайная геліевая рэакцыя, утвараюцца вугляродныя белыя карлікі. У любым выпадку для развіцця ўспышкі новай ключавымі з’яўляюцца два фактары: вельмі нізкае ўтрыманне вадароду і выраджаны стан рэчыва белага карліка.

Газ пры акрэцыі накопліваецца на паверхні белага карліка, утвараючы ўзбагачаны вадародам слой, з-за вельмі высокага паскарэння вольнага падзення на паверхні белага карліка (~10⁶ м/с²) гэты слой знаходзіцца ў выраджаным стане і дадаткова разаграваецца патокам з акрэцыйнага дыска, хуткасць падзення якога складае ~1000 км/с. Па меры накаплення вадароду ў паверхневым слоі і павышэнні яго тэмпературы ва ўзбагачаным вадародам слоі адбываюцца тэрмаядзерныя рэакцыі CNO-цыклу, гэтаму спрыяе і пранікненне ў выраджаны паверхневы слой вугляроду з ніжэйшых слаёў белага карліка. У нявыраджаных умовах энергавыдзяленне тэрмаядзерных рэакцый, што адбываюцца ў рэчыве, прыводзіць да павышэння тэмпературы і да росту ціску, і, адпаведна, пашырэнню, паніжэнню шчыльнасці і зніжэнню хуткасці ядзерных рэакцый (прапарцыйнай шчыльнасці і тэмпературы) — гэта значыць усталяванню самарэгулявальнай гідрастатычнай раўнавагі, як гэта адбываецца ў нетрах зорак галоўнай паслядоўнасці. Аднак асаблівасцю нерэлятывісцкага выраджанага газу з’яўляецца вельмі слабая залежнасць ціску ад тэмпературы: $P\sim K\rho ^{5/3}$ . Вынікам з’яўляецца выбуховападобнае паскарэнне рэакцый тэрмаядзернага сінтэзу ў багатай вадародам абалонцы, тэмпература рэзка ўзрастае да зняцца выраджэння пры такой шчыльнасці, і фарміруецца ўдарная хваля, якая скідвае верхні слой вадароднай абалонкі белага карліка ў навакольную прастору. Такое выбуховае нарастанне хуткасці тэрмаядзерных рэакцый у выраджаным зорным рэчыве з’яўляецца досыць тыповай з’явай: падобную прыроду маюць геліевыя ўспышкі чырвоных гігантаў і вугляродная дэтанацыя ў выраджаных ядрах масіўных зорак і масіўных белых карлікаў пры перавышэнні мяжы Чандрасекара.

Неўзабаве пасля ўспышкі пачынаецца новы цыкл акрэцыі на белы карлік і накаплення вадароднага слоя і, праз некаторы час, вызначаная тэмпамі акрэцыі і ўласцівасцямі белага карліка, успышка паўтараецца. Інтэрвал паміж успышкамі складае ад дзясяткаў гадоў у паўторных новых да тысяч гадоў у класічных новых зорак.

Гістарычнае значэнне правіць

Пры назіранні за звышновай SN 1572 у сузор’і Касіяпея астраном Ціха Брагэ напісаў гэта ў сваіх запісах як пра новую зорку (ад лац.: de stella nova), даўшы тым самым нараджэнне тэрміну новая. У сваіх працах ён сцвярджаў, што з прычыны таго, што рух блізкіх аб’ектаў павінен быць прыкметны адносна нерухомых зорак, то новая павінна знаходзіцца вельмі далёка.

Гісторыя даследаванняў правіць

За 2200 гадоў (532 г. да н.э. — 1690 г. н.э.) у кітайскіх і японскіх летапісах было выяўлена каля 90 успышак новых. Пасля вынаходства тэлескопа (1609 г.) і да ўспышкі Эта Кіля (1843 г.) еўрапейскія навукоўцы заўважылі ўсяго 5 успышак новых зорак. З другой паловы XIX стагоддзя ўспышкі новых звычайна адкрывалі штогод. Уільям Хагінс у 1866 годзе ўпершыню выканаў спектраскапічныя назіранні новай зоркі (новай Паўночнай Кароны 1866) і выявіў наяўнасць вакол яе газавай абалонкі, якая свеціцца ў лініях вадароду. У XX стагоддзі было толькі 5 гадоў, на працягу якіх не было заўважана ніводнай успышкі новых: 1908, 1911, 1923, 1965 і 1966 года. У XXI стагоддзі традыцыйна за год адкрываецца да 10 успышак новых. Бляск большасці новых перавышае 12 зор. вел., але рэдка апыняецца вышэй за 6 зор. вел. У гэты момант прафесійнымі астраномамі рэалізуецца праект «E-Nova Project» па ўсехвалевым даследаванні ўспышак новых зорак^[1]. Аматары астраноміі таксама актыўна назіраюць гэты тып аб’ектаў^[2].

Новыя як індыкатары адлегласці правіць

Новыя маюць добрыя шанцы быць выкарыстанымі ў якасці стандартных свечак. Хай, да прыкладу, размеркаванне яе абсалютнай зорнай велічыні бімадальна, з асноўнай вяршыняй у −7,5 і меншай у −8,8. Акрамя таго, абсалютная зорная велічыня новай застаецца прыблізна аднолькавай (-5,5) каля 15 дзён пасля выбуху. Вызначэнне адлегласцей галактык і скопішчаў галактык пры дапамозе новых даюць такую ж дакладнасць, як і пры выкарыстанні цэфеід.

Наменклатура, тыпы і класіфікацыя новых зорак правіць

Да 1925 г. новыя зоркі называліся ў адпаведнасці з наменклатурай пераменных зорак Фрыдрыха Аргеландэра 1862 года, гэта значыць імя складалася з літарнага індэкса, які адпавядае парадку іх адкрыцця ў сузор’і, і назвы сузор’я. Так, напрыклад, у гэтай наменклатуры новая 1901 года ў сузор’і Персея пазначалася як GK Per. З 1925 года новыя называюцца як пераменныя зоркі, гэта значыць індэксам V, парадкавым нумарам адкрыцця ў сузор’і і назвай сузор’я: так, напрыклад, новая 1975 года ў сузор’і Лебедзя пазначаецца як V1500 Cyg.

Непацверджаныя новыя пазначаюць літарамі PNV (англ.: Possible Nova) з нябеснымі каардынатамі ў фармаце: Jhhmmssss+ddmmsss.

Новыя зоркі з’яўляюцца падкласам катаклізмічных пераменных зорак (англ.: Cataclysmic Variable, абр. CV). Вылучаюць класічныя новыя з вялікім перыядам паміж успышкамі і паўторныя новыя з адносна частай паўтаральнасцю ўспышак.

Na — хуткія новыя, англ. rapid novae, прадстаўнік GK Per
Nb — павольныя новыя, англ. slow novae
Nc — лімітава павольныя новыя, англ. extremely slow novae, прадстаўнік RT Ser
NR — паўторныя новыя, англ. recurrent novae.

Новыя ярчэйшыя за 6 зор. вел., пачынаючы з 1890 правіць

Год	Новая	Максімальны бляск
1891	T Aurigae	3,8
1898	V1059 Sagittarii	4,5
1899	V606 Aquilae	5,5
1901	GK Persei	0,2
1910	Nova Lacertae 1910	4,6
1912	Nova Geminorum 1912	3,5
1918	V603 Aquilae	−1,8
1920	Nova Cygni 1920	2,0
1925	RR Pictoris	1,2
1934	DQ Herculis	1,4
1936	CP Lacertae	2,1
1939	BT Monocerotis	4,5
1942	CP Puppis	0,3
1950	DK Lacertae	5,0
1960	V446 Herculis	2,8
1963	V533 Herculis	3
1970	FH Serpentis	4
1975	V1500 Cygni	2,0
1984	QU Vulpeculae	5,2
1986	V842 Centauri	4,6
1991	V838 Herculis	5,0
1992	V1974 Cygni	4,2
1999	V1494 Aquilae	5,03
1999	V382 Velorum	2,6
2007	V1280 Scorpii	3,75
2013	V339 Дэльфіна	4,3
2013	Новая Цэнтаўра 2013	3,5

Паўторныя новыя правіць

Паўторныя новыя — клас новых зорак, якія назіраліся ў некалькіх магутных успышках з інтэрвалам паміж успышкамі ў некалькі дзясяткаў гадоў, пры якіх яркасць зоркі павялічваецца ў сярэднім на 10^m