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. Однак у максимумі блиску світність нової порівняна зі світністю найяскравіших надгігантів — їх абсолютна зоряна величина становить −8m….−7m.
Спалах відбувається на поверхні білого карлика, що входить до складу тісної подвійної системи. Із супутника (зазвичай, гіганта або надгіганта, що заповнив свою порожнину Роша), відбувається перетікання багатої на Гідроген речовини, яка накопичується на поверхні білого карлика. Коли біля підніжжя водневого шару температура та густина зросте до рівня, достатнього для початку термоядерних реакцій, відбувається спалах, який призводить до скидання оболонки зі швидкістю близько 1000 км/с.
Історія
Появу «нових» зір на небосхилі уважні спостерігачі помічали з давніх-давен. У східних хроніках (китайських, корейських, японських, в'єтнамських) вони фіксувалися неодноразово. Про деякі з них є згадки в європейських джерелах. Зокрема Пліній Старший стверджує, що саме поява нової зорі в сузір'ї Скорпіона (близько 134 до н. е.) спонукала Гіппарха до складання його зоряного каталогу. 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 XIX сторіччя — майже щорічно. У XX сторіччі було лише п'ять років (1908, 1911, 1923, 1965 та 1966), протягом яких астрономи не зафіксували появу нових. Проте серед усіх нових XX сторіччя було лише три, які в максимумі блиску були яскравіші першої зоряної величини.
1929 року Едвін Габбл знайшов нові зорі в галактиці Андромеди. Регулярні спостереження за цією галактикою показали, що в ній щороку спалахує 25—30 нових.
У нашій Галактиці спалахи спостерігаються лише в невеликій її частині (близько сотої частки її обсягу). Вважається, що в нашій Галактиці щороку спалахує від 50 до 300 нових, але більшість із 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. З цього можна зробити висновок, що нові зорі мають спалахувати повторно.
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. Вокер (1954) щодо Нової DQ Геркулеса, яка спалахнула 1934 року.
Система позначень
На ранніх етапах досліджень нові — які були тимчасовими гостями на нашому небі — розглядали як унікальне явище й відділяли від змінних зір. Первинне позначення нових складається з літери лат. N, скороченої латинської назви сузір'я, у якому спостерігалася зоря, 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). Надалі з'ясувалося, що ті нові, які доступні для спостережень у мінімумі, виявляють змінність і між спалахами, а за сучасними даними — більшість із них має спалахувати повторно.
Після Другої світової війни на всі нові було розповсюджено (систему позначень змінних зір). [en] отримала позначення V603 Aql. Наразі Бюро астрономічних телеграм Міжнародного астрономічного союзу намагається надавати новим остаточні позначення в Загальному каталозі змінних зір одразу після їх відкриття.
Класифікація
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 роками залишаються в максимумі блиску й 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.
За складом білого карлика виділяють два типи нових: «вуглецево-кисневі», з початковою масою зорі менше ~8 M☉, що пройшли стадії горіння гідрогену та гелію, залишивши багате вуглецем та киснем ядро; та «киснево-неонові», що утворилися з масивніших зір (8—10 M☉), які додатково пройшли стадію горіння вуглецю, залишивши багате киснем та неоном ядро.
Крива блиску
Криві блиску типових нових поділяють на такі ділянки:
- Стан до спалаху.
- Стрімке початкове зростання блиску. Триває від кількох годин у найшвидших нових до трьох діб — у найповільніших.
- Зупинка (або затримка) зростання блиску, коли він приблизно на 2m менший максимального. Тривалість дуже різниться: від 1,5 до 40 діб. У найшвидших нових (наприклад, V1500 Лебедя) ця стадія практично непомітна.
- Остаточний підйом та фаза максимуму. Триває від кількох годин (у найшвидших нових) до 100 діб. У найповільніших нових може тривати роками.
- Початковий спад. Зазвичай відповідає зменшенню блиску на 3m.
- Перехідна стадія. Це може бути зміна нахилу кривої, коливання блиску або глибокий мінімум із подальшим підйомом.
- Остаточний спад. Блиск повільно зменшується до початкового рівня (до спалаху); нахил кривої менший, ніж на попередніх ділянках.
Стадії розвитку спектра
Якщо не враховувати спектри до спалаху та після його завершення, у спектрах нових виділяють п'ять стадій:
- передмаксимальний спектр;
- головний спектр;
- дифузно-іскровий спектр;
- оріонів спектр;
- небулярний спектр.
Кожна нова спектральна стадія починається до завершення попередньої і деякий час вони спостерігаються разом.
Спектр до спалаху
Частина інформації в цій статті застаріла. (червень 2017) |
Єдиний відомий знімок спектра класичної нової до спалаху — знімок спектра [en] (1918). Його дисперсія мала, а сам знімок слабкий. Розподіл енергії у неперервному спектрі схожий на такий у зорях типу А чи В, але не вдається розрізнити ніяких ліній. Повторні нові перед спалахом мають неперервний спектр із розподілом, що вказує на високу температуру. Крім того, наявні слабкі лінії НеІІ та водню.
Передмаксимальний спектр
Знімки спектрів під час кінцевого підйому отримано для семи нових. У більшості з них спостерігається досить розмитий спектр поглинання без сильних емісійних ліній. З наближенням до максимуму спектр поглинання зазвичай стає більш сильним та чітким, і завжди робиться більш пізнім. Усі спектри типу B швидко перетворювались на спектри типу А задовго до настання максимуму блиску. Спектри в максимумі лежать у межах від A0 до F8. Взагалі, спектри поблизу максимуму схожі на спектри зір-надгігантів, як-от α Cyg та ε Aur. Усі емісійні лінії зі збільшенням яскравості зникають у неперервному спектрі. Таким чином, у максимумі емісії видно лише Нα. Після максимуму блиску передмаксимальний спектр зберігається дуже недовго, і зникає, коли відбувається післямаксимальне перетворення.
Головний спектр
Перехід до типового спектра нової, що складається з яскравих і темних ліній, відбувається незабаром після максимуму блиску. Це перетворення зазвичай триває приблизно 24 години. Спектр у максимумі — це спектр надгіганта типу А чи F зі зсувом у короткохвильовий бік, який відповідає швидкості від 60 км/с (RR Pic) до 1300 км/с (V603 Aql). Лінії поодинокі, можуть бути або розмитими, або чіткими. Із початком спадання блиску з'являється друга система ліній, що мають більший зсув у короткохвильовий бік. Вона швидко підсилюється й стає спочатку рівною, а потім і перевищує за інтенсивністю передмаксимальний спектр, який у цей час послаблюється. Ця абсорбційна система являє собою головний спектр. Одночасно з його появою по всьому спектрі з'являються яскраві лінії. Найсильнішими є лінії водню й Ca II, наступні за яскравістю — Na I та Fe II. Вони симетрично розширені відносно свого нормального положення, а лінії поглинання головного спектра лежать біля їх короткохвильового краю.
Одразу після появи головного спектра в ньому починаються зміни. Деякі лінії швидко зникають, наприклад Mg II, O I, Si I, Si II. Лінії Fe II та Ti II зберігаються досить довго. Найдовше залишаються видимими лінії бальмерівської серії водню та Са ІІ. В емісійному спектрі після максимуму з'являються авроральні лінії [O I] та [N II]. Взагалі ж усі емісійні лінії неперервно послаблюються.
Дифузно-іскровий спектр
Перш ніж головний спектр встигає значно ослабнути, з'являється нова система ліній зі зсувом у короткохвильовий бік, який вдвічі більший, ніж зсув головного спектра (550—950 км/с у DQ Her та 2200 км/с у V603 Aql). Цей дифузно-іскровий спектр спочатку складається з широких розмитих ліній водню, Ca II, Mg II, Fe I, Na I, O I.
Повільні нові зазвичай мають багатший дифузно-іскровий спектр, у якому спостерігаються лінії Ti II і Cr II. Дифузно-іскрова система досягає найбільшої яскравості, коли блиск зорі стає на 2m меншим за максимальний, а потім слабшає. Лінії цієї системи за інтенсивністю, особливо у повільних нових, значно сильніші за лінії головного спектра; у деяких швидких нових у дифузно-іскровому спектрі були помітні лише лінії водню. У найшвидших нових дифузно-іскровий спектр існує лише кілька днів, а у повільних — декілька тижнів. Під час його зникнення лінії зазвичай стають різкими та розпадаються на компоненти. При цьому деякі компоненти можуть зникати і знов з'являтися, крім того, іноді бувають помітні їх швидкі зсуви. Флуктуації блиску цих нових зазвичай супроводжуються сильними змінами в інтенсивності й положенні ліній поглинання дифузно-іскрового спектра. Найсильніші лінії поглинання цієї системи супроводжуються емісією. Як і смуги головного спектра, емісійні лінії дифузно-іскрового спектра симетрично розширені, і лінії поглинання лежать поблизу їх короткохвильового краю. Під час найбільшої інтенсивності смуги водневої емісії дифузно-іскрового спектра можуть зрівнятися за яскравістю зі смугами головного спектра. Характер дифузно-іскрового спектра свідчить про наявність турбулентності або великого розкиду у швидкостях.
При зникненні цієї системи ліній передусім зникає лінія Mg II, а водневі лінії перестають спостерігатися, коли блиск стає на 3m меншим за максимальний.
Оріонів спектр
Рання стадія
Приблизно в момент найбільшої інтенсивності дифузно-іскрового спектра починають з'являтися лінії поглинання Не І, N II, O II зі зсувом, зазвичай рівним зсуву ліній дифузно-іскрового спектра, але часто — значно більшим. Іноді з'являються водневі лінії з таким самим зсувом. У V603 Aql швидкість, що відповідала оріоновому спектру, становила 2700 км/с, тоді як швидкість за дифузно-іскровим спектром була 2200 км/с. Оріонів спектр поглинання досягає максимальної інтенсивності приблизно в той час, коли зникає дифузно-іскровий спектр. Лінії оріонового спектра дещо розмиті, на відміну від ліній дифузно-іскрового спектра вони з часом не стають більш різкими й у більшості нових не розщеплюються на компоненти. Коли оріонів спектр досягає максимуму інтенсивності, особливо виділяються численні групи ліній N II i O II.
Лінії поглинання оріонового спектра супроводжуються розмитими й безструктурними лініями випромінення. Найбільше виділяється широка смуга з центром біля 464 нм, яка в момент появи, скоріше за все, є блендою ліній N II i O II, але пізніше, коли збудження збільшується, вони поступаються місцем лініям N III. Ще пізніше, розмита емісійна смуга на цій ділянці зумовлена, ймовірно, N V. Взагалі, розпливчаста оріонова емісія більш характерна для повільних нових, ніж для швидких, у яких ширина смуг настільки велика, що вони мають малий контраст на тлі неперервного спектра. Оріонові лінії зазнають великих зсувів, які корелюють із повторними змінами блиску.
Стадія 4640
Численні лінії N II і O II поступово зникають і з'являються дві лінії N III (λ4097 і λ4103) й одночасно з ними — широкі розмиті емісійні смуги поблизу λ4640 і λ4100. З моменту їх появи (блиск у цей час на 3,5m менший за максимальний) нова вступає в стадію 4640. До цього часу дифузно-іскровий спектр зникає, а від головного абсорбційного спектра залишаються лише водневі лінії. Стадія 4640 приблизно збігається за часом із перехідним періодом на кривій блиску. У цей час спектр із зоряного перетворюється на небулярний.
Небулярна стадія
Зі зменшенням блиску нової збудження за лініями головного емісійного спектра зростає, а будова головного спектра змінюється. Дуже рано з'являються заборонені лінії О І та N II. Лінії Не І, N II, N III та Не ІІ при появі мають таку ж ширину й структуру, як і лінії водню. Коли зникає дифузійна смуга N III поблизу λ4640, що пов'язана з оріоновим спектром, стають помітними смуги головного спектра, зумовлені випромінюванням того самого N III. Коли блиск стає на 4m меншим за максимальний, вперше стають помітними емісійні лінії [O III] і [Ne III]. Вони посилюються порівняно з дозволеними лініями, аж поки не стають найяскравішими (відносно інших ліній, адже в цілому яскравість зменшується). Небулярна стадія розвивається повністю, коли блиск стає на 7m меншим за максимальний. Спектр нової в цей час дуже схожий на спектр планетарної туманності, за винятком ширини ліній. Однак від одної нової до іншої спостерігаються значні відмінності, які не можна пояснити неповнотою даних або різницею у збудженнях.
Спектр після спалаху
Якщо під час небулярної стадії застосувати довгі експозиції, ціною великої перетримки сильних небулярних емісійних ліній можна отримати на знімку неперервний спектр. Спектрограми нових та їх небулярних оболонок, що розширюються, показують, що емісійні смуги утворюються головним чином в оболонці, яка розлітається, тоді як неперервний спектр випромінюється центральною зорею. Оскільки туманність продовжує слабшати, її випромінювання, накладене на неперервний спектр, стає все менш інтенсивним, і врешті решт залишається лише спектр зорі.
Неперервний спектр нових у мінімумі й поблизу нього сягає далеко в ультрафіолетовий бік, що вказує на високу температуру зорі. Деякі спектри мають широкі лінії поглинання, схожі на лінії поглинання в білих карликів (нові WZ Sge, DI Lac). У спектрах деяких нових не вдається знайти ні ознак емісії, ні поглинання. Однак, багато нових мають відносно вузькі емісійні лінії водню, Не ІІ і С ІІІ. Ширина цих ліній становить 10—20 ангстрем.
Фізичні процеси
На ранніх стадіях спалаху спектральні лінії зсуваються у фіолетовий бік, що свідчить про швидке розширення оболонки. Збільшення світності відбувається за рахунок збільшення поверхні, втім, оболонка залишається непрозорою. Внаслідок розширення густина оболонки зменшується. Нова досягає максимуму блиску коли оболонка стає прозорою для випромінювання з глибших і гарячіших шарів.
Після цього поряд із лініями поглинання (які утворюються в оболонці) з'являються інші системи ліній:
- від пізніших викидів, які мають більшу швидкість та наздоганяють основну оболонку;
- від інших частин оболонки, які не проєктуються на зорю й стали помітними внаслідок часткової прозорості оболонки. Їх світіння в емісійних лініях зумовлено ударами енергетичних електронів.
На пізніших стадіях утворюється типовий спектр газової туманності: порівняно яскраві емісійні лінії іонів (OIII, HeII, NeIII, CIV) зумовлені поглинанням в оболонці ультрафіолетової складової, яка випромінюється зорею, та перевипромінюванням, яке відбувається переважно у видимому світлі. Внаслідок взаємодії оболонки з потоками газу, що наздоганяють її, та з міжзоряним середовищем оболонка стає неоднорідною. Ця неоднорідність зростає з часом.
Оболонка поступово розширюється, слабне й врешті-решт зливається з міжзоряним середовищем.
Механізм спалаху
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 зоря, що майже позбавлена термоядерного палива: її водень вже «вигорів» у процесі еволюції. Проте коли з сусідньої компоненти (зазвичай, гіганта або надгіганта, що заповнює свою порожнину Роша), відбувається перетікання речовини, 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 термоядерних реакцій (вважається що для цього на поверхні білого карлика має накопичитися близько 1030 г багатої на водень речовини), «воднева бомба» на поверхні білого карлика вибухає.
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 розігрівання водневого шару. За звичайних умов це призвело б до збільшення тиску та розширення зорі, що викликало б зменшення густини та, відповідно, швидкості ядерних реакцій — система досягла б рівноваги. Проте у виродженому стані речовини збільшення температури не призводить до збільшення тиску, й розширення не відбувається. Однак швидкість перебігу ядерних реакцій зростає з температурою, виділення енергії збільшується й температура зростає ще більше — реакція стає ланцюговою. Коли температура сягає 15—18 млн K розпочинаються ядерні реакції вуглецево-азотного циклу. Зростання енерговиділення триває доки не відбудеться зняття виродженого стану (за температури понад 100 млн. K[]). Тоді оболонка стрімко розширюється.
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, зоря не руйнується повністю. Після скидання оболонки можливий процес її повторного накопичення. Таким чином, спостережувана кількість спалахів у нашій Галактиці (1012) може бути пояснена існуванням порівняно невеликої кількості (~109) тісних подвійних.
Ядерні процеси в нових зорях
На початку спалаху нової, домінують реакції протон-протонного циклу. Коли температура досягає 15—18 млн K основної ролі набувають реакції CNO-циклу:
- (12C(p, γ) → 13N(β+) → 13C(p, γ) → 14N(p, γ) → 15O).
Із підвищенням температури, час захоплення протона ядром 13N стає меншим, ніж час відповідної реакції β-розпаду, що призводить до збільшення кількості реакцій гарячого CNO-циклу, як-от[]:
- 13N(p, γ) →14O,
- 14N(p, γ) →15O,[ ]
- 16O(p, γ) →17F.
Коли температура перевищує ∼2·107 K, в оболонці білого карлика знімається виродження електронного газу й починається конвекція, яка переносить синтезовані в ході CNO-циклу нестабільні 13N, 14, 15O і 17F до зовнішніх холодніших шарів оболонки. Енергія від їх β-розпаду іде на розширення і скидання оболонки. Крім того, великий вміст 13N, 14,15O і 17F, синтезованих під час спалаху, призводить до підвищеного вмісту 13C, 15N і 17O в скинутій оболонці.
У спалаху нової зорі також синтезуються ізотопи інших хімічних елементів із масовим числом A < 40, які пов'язані сотнями різних реакцій. Переважно під час спалаху відбуваються реакції приєднання протона і β-розпаду, без помітного впливу реакцій захоплення нейтронів чи α-частинок.
Гідродинамічні моделі спалаху й спостереження за хімічним складом скинутих оболонок вказують на те, що ланцюжки реакцій у новій зорі доходять до 40Ca, а важчі елементи в них не синтезуються.
Джерела
- Нові зорі // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 322. — .
- Hsi Tse-tsung A new catalog of Novae recorded in chinese and japanese chronicles 1957 (англ.)
- Hilmar W. Duerbeck Novae: an historical perspective Cambridge University Press, p.5-6 (англ.)
- Ю. П. Псковский (1985). Новые и сверхновые звезды. М. (рос.)
- Н. Н. Самусь Переменные звезды Глава 3. Взрывные и новоподобные переменные звезды Учебное пособие по курсу «Астрономия» (рос.)
- Ю. П. Псковский (1985). Глава III. Обыкновенные новые звезды. Новые и сверхновые звезды. М. (рос.)
- В. Г. Горбацкий. Новые звезды // Физика Космоса. — 1986.(рос.)
- Классификация переменных звезд в соответствии с IV изданием ОКПЗ Взрывные и новоподобные переменные [ 2022-06-25 у Wayback Machine.] (рос.)
- Jose J. (2016). Stellar Explosions: Hydrodynamics and Nucleosynthesis. Series in Astronomy and Astrophysics. CRC Press. с. 161. ISBN .
- Дж. Л. Гринстейн [J.L. Greenstein], ред. (1963) [University of Chicago press, 1960]. Звездные атмосферы [Stellar atmospheres]. M.
Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет
Ne plutati z nadnovoyu U Vikipediyi ye statti pro inshi znachennya cogo termina Nova zorya znachennya Nova zorya v astronomiyi zazvichaj prosto Nova vid lat Nova zorya svitnist yakoyi raptovo zbilshuyetsya v 103 106 raziv na 7 19 zoryanih velichin a potim postupovo zmenshuyetsya protyagom misyaciv chi rokiv Zdebilshogo svitnist zbilshuyetsya v desyatki tisyach raziv Spochatku vvazhali sho spalahuye nova ranishe ne isnuyucha zorya oskilki taki zori do spalahu ne sposterigalisya Akreciya na bilij karlik u tisnij podvijnij sistemi v uyavlenni hudozhnika Z poyavoyu novih zasobiv sposterezhennya teleskopiv fotografiyi z yasuvalosya ci zori isnuyut yak do tak i pislya spalahu ale voni duzhe slabki prinajmni nedostupni dlya sposterezhennya neozbroyenim okom Odnak u maksimumi blisku svitnist novoyi porivnyana zi svitnistyu najyaskravishih nadgigantiv yih absolyutna zoryana velichina stanovit 8m 7m Spalah vidbuvayetsya na poverhni bilogo karlika sho vhodit do skladu tisnoyi podvijnoyi sistemi Iz suputnika zazvichaj giganta abo nadgiganta sho zapovniv svoyu porozhninu Rosha vidbuvayetsya peretikannya bagatoyi na Gidrogen rechovini yaka nakopichuyetsya na poverhni bilogo karlika Koli bilya pidnizhzhya vodnevogo sharu temperatura ta gustina zroste do rivnya dostatnogo dlya pochatku termoyadernih reakcij vidbuvayetsya spalah yakij prizvodit do skidannya obolonki zi shvidkistyu blizko 1000 km s IstoriyaPoyavu novih zir na neboshili uvazhni sposterigachi pomichali z davnih daven U shidnih hronikah kitajskih korejskih yaponskih v yetnamskih voni fiksuvalisya neodnorazovo Pro deyaki z nih ye zgadki v yevropejskih dzherelah Zokrema Plinij Starshij stverdzhuye sho same poyava novoyi zori v suzir yi Skorpiona blizko 134 do n e sponukala Gipparha do skladannya jogo zoryanogo katalogu Zaradi tochnosti slid zaznachiti sho deyaki zi sposterezhuvanih antichnimi astronomami novih zir za suchasnoyu klasifikaciyeyu nalezhat do nadnovih Pislya vinajdennya teleskopa novih viyavlyali dedali bilshe pochinayuchi z drugoyi polovini XIX storichchya majzhe shorichno U XX storichchi bulo lishe p yat rokiv 1908 1911 1923 1965 ta 1966 protyagom yakih astronomi ne zafiksuvali poyavu novih Prote sered usih novih XX storichchya bulo lishe tri yaki v maksimumi blisku buli yaskravishi pershoyi zoryanoyi velichini 1929 roku Edvin Gabbl znajshov novi zori v galaktici Andromedi Regulyarni sposterezhennya za ciyeyu galaktikoyu pokazali sho v nij shoroku spalahuye 25 30 novih U nashij Galaktici spalahi sposterigayutsya lishe v nevelikij yiyi chastini blizko sotoyi chastki yiyi obsyagu Vvazhayetsya sho v nashij Galaktici shoroku spalahuye vid 50 do 300 novih ale bilshist iz nih zalishayetsya nepomichenimi Za nezminnih tempiv protyagom chasu isnuvannya nashoyi Galaktiki 1010 rokiv malo statisya blizko 1012 spalahiv novih Odnak ce chislo perevishuye zagalnu kilkist zir u nashij Galaktici Z cogo mozhna zrobiti visnovok sho novi zori mayut spalahuvati povtorno Progres u rozuminni prichin spalahiv vidbuvsya pislya togo yak z yasuvalosya sho vsi detalno vivcheni novi vhodyat do skladu podvijnih sistem Vpershe takij fakt vstanoviv M Voker 1954 shodo Novoyi DQ Gerkulesa yaka spalahnula 1934 roku Sistema poznachenNa rannih etapah doslidzhen novi yaki buli timchasovimi gostyami na nashomu nebi rozglyadali yak unikalne yavishe j viddilyali vid zminnih zir Pervinne poznachennya novih skladayetsya z literi lat N skorochenoyi latinskoyi nazvi suzir ya u yakomu sposterigalasya zorya ta roku sposterezhennya Napriklad najyaskravisha nova dvadcyatogo storichchya 1 1m spalah yakoyi zafiksovano 1918 roku v suzir yi Orla mala poznachennya N Aql 1918 de Aql skorochennya vid lat Aquila Orel Nadali z yasuvalosya sho ti novi yaki dostupni dlya sposterezhen u minimumi viyavlyayut zminnist i mizh spalahami a za suchasnimi danimi bilshist iz nih maye spalahuvati povtorno Pislya Drugoyi svitovoyi vijni na vsi novi bulo rozpovsyudzheno sistemu poznachen zminnih zir en otrimala poznachennya V603 Aql Narazi Byuro astronomichnih telegram Mizhnarodnogo astronomichnogo soyuzu namagayetsya nadavati novim ostatochni poznachennya v Zagalnomu katalozi zminnih zir odrazu pislya yih vidkrittya KlasifikaciyaNovi utvoryuyut okremij klas sered vibuhovih ta novopodibnih zir i podilyayutsya na chotiri pidklasi NA shvidki novi yaki harakterizuyutsya shvidkim pidjomom ta spadom blisku spad na tri zoryani velichini pislya maksimumu vidbuvayetsya mensh nizh za 100 dniv NB povilni novi spad na tri zoryani velichini pislya maksimumu trivaye bilshe 100 dniv NC novi z duzhe povilnim rozvitkom yaki rokami zalishayutsya v maksimumi blisku j duzhe povilno zgasayut NR povtorni novi Vidriznyayutsya tim sho u nih zafiksovano ne odin spalah a dva abo bilshe z intervalom vid 10 do 80 rokiv Suttyevoyi riznici mizh shvidkimi ta povilnimi novimi nemaye cej podil dosit umovnij Zgidno z suchasnimi uyavlennyami vsi novi mayut buti povtornimi Dlya bilshosti z nih sposterigavsya lishe odin spalah tilki tomu sho period mizh spalahami duzhe velikij Za skladom bilogo karlika vidilyayut dva tipi novih vuglecevo kisnevi z pochatkovoyu masoyu zori menshe 8 M sho projshli stadiyi gorinnya gidrogenu ta geliyu zalishivshi bagate vuglecem ta kisnem yadro ta kisnevo neonovi sho utvorilisya z masivnishih zir 8 10 M yaki dodatkovo projshli stadiyu gorinnya vuglecyu zalishivshi bagate kisnem ta neonom yadro Kriva bliskuKrivi blisku tipovih novih podilyayut na taki dilyanki Stan do spalahu Strimke pochatkove zrostannya blisku Trivaye vid kilkoh godin u najshvidshih novih do troh dib u najpovilnishih Zupinka abo zatrimka zrostannya blisku koli vin priblizno na 2m menshij maksimalnogo Trivalist duzhe riznitsya vid 1 5 do 40 dib U najshvidshih novih napriklad V1500 Lebedya cya stadiya praktichno nepomitna Ostatochnij pidjom ta faza maksimumu Trivaye vid kilkoh godin u najshvidshih novih do 100 dib U najpovilnishih novih mozhe trivati rokami Pochatkovij spad Zazvichaj vidpovidaye zmenshennyu blisku na 3m Perehidna stadiya Ce mozhe buti zmina nahilu krivoyi kolivannya blisku abo glibokij minimum iz podalshim pidjomom Ostatochnij spad Blisk povilno zmenshuyetsya do pochatkovogo rivnya do spalahu nahil krivoyi menshij nizh na poperednih dilyankah Stadiyi rozvitku spektraYaksho ne vrahovuvati spektri do spalahu ta pislya jogo zavershennya u spektrah novih vidilyayut p yat stadij peredmaksimalnij spektr golovnij spektr difuzno iskrovij spektr orioniv spektr nebulyarnij spektr Kozhna nova spektralna stadiya pochinayetsya do zavershennya poperednoyi i deyakij chas voni sposterigayutsya razom Spektr do spalahu Chastina informaciyi v cij statti zastarila Vi mozhete dopomogti onovivshi yiyi Mozhlivo mistit zauvazhennya shodo potribnih zmin cherven 2017 Yedinij vidomij znimok spektra klasichnoyi novoyi do spalahu znimok spektra en 1918 Jogo dispersiya mala a sam znimok slabkij Rozpodil energiyi u neperervnomu spektri shozhij na takij u zoryah tipu A chi V ale ne vdayetsya rozrizniti niyakih linij Povtorni novi pered spalahom mayut neperervnij spektr iz rozpodilom sho vkazuye na visoku temperaturu Krim togo nayavni slabki liniyi NeII ta vodnyu Peredmaksimalnij spektr Znimki spektriv pid chas kincevogo pidjomu otrimano dlya semi novih U bilshosti z nih sposterigayetsya dosit rozmitij spektr poglinannya bez silnih emisijnih linij Z nablizhennyam do maksimumu spektr poglinannya zazvichaj staye bilsh silnim ta chitkim i zavzhdi robitsya bilsh piznim Usi spektri tipu B shvidko peretvoryuvalis na spektri tipu A zadovgo do nastannya maksimumu blisku Spektri v maksimumi lezhat u mezhah vid A0 do F8 Vzagali spektri poblizu maksimumu shozhi na spektri zir nadgigantiv yak ot a Cyg ta e Aur Usi emisijni liniyi zi zbilshennyam yaskravosti znikayut u neperervnomu spektri Takim chinom u maksimumi emisiyi vidno lishe Na Pislya maksimumu blisku peredmaksimalnij spektr zberigayetsya duzhe nedovgo i znikaye koli vidbuvayetsya pislyamaksimalne peretvorennya Golovnij spektr Perehid do tipovogo spektra novoyi sho skladayetsya z yaskravih i temnih linij vidbuvayetsya nezabarom pislya maksimumu blisku Ce peretvorennya zazvichaj trivaye priblizno 24 godini Spektr u maksimumi ce spektr nadgiganta tipu A chi F zi zsuvom u korotkohvilovij bik yakij vidpovidaye shvidkosti vid 60 km s RR Pic do 1300 km s V603 Aql Liniyi poodinoki mozhut buti abo rozmitimi abo chitkimi Iz pochatkom spadannya blisku z yavlyayetsya druga sistema linij sho mayut bilshij zsuv u korotkohvilovij bik Vona shvidko pidsilyuyetsya j staye spochatku rivnoyu a potim i perevishuye za intensivnistyu peredmaksimalnij spektr yakij u cej chas poslablyuyetsya Cya absorbcijna sistema yavlyaye soboyu golovnij spektr Odnochasno z jogo poyavoyu po vsomu spektri z yavlyayutsya yaskravi liniyi Najsilnishimi ye liniyi vodnyu j Ca II nastupni za yaskravistyu Na I ta Fe II Voni simetrichno rozshireni vidnosno svogo normalnogo polozhennya a liniyi poglinannya golovnogo spektra lezhat bilya yih korotkohvilovogo krayu Odrazu pislya poyavi golovnogo spektra v nomu pochinayutsya zmini Deyaki liniyi shvidko znikayut napriklad Mg II O I Si I Si II Liniyi Fe II ta Ti II zberigayutsya dosit dovgo Najdovshe zalishayutsya vidimimi liniyi balmerivskoyi seriyi vodnyu ta Sa II V emisijnomu spektri pislya maksimumu z yavlyayutsya avroralni liniyi O I ta N II Vzagali zh usi emisijni liniyi neperervno poslablyuyutsya Difuzno iskrovij spektr Persh nizh golovnij spektr vstigaye znachno oslabnuti z yavlyayetsya nova sistema linij zi zsuvom u korotkohvilovij bik yakij vdvichi bilshij nizh zsuv golovnogo spektra 550 950 km s u DQ Her ta 2200 km s u V603 Aql Cej difuzno iskrovij spektr spochatku skladayetsya z shirokih rozmitih linij vodnyu Ca II Mg II Fe I Na I O I Povilni novi zazvichaj mayut bagatshij difuzno iskrovij spektr u yakomu sposterigayutsya liniyi Ti II i Cr II Difuzno iskrova sistema dosyagaye najbilshoyi yaskravosti koli blisk zori staye na 2m menshim za maksimalnij a potim slabshaye Liniyi ciyeyi sistemi za intensivnistyu osoblivo u povilnih novih znachno silnishi za liniyi golovnogo spektra u deyakih shvidkih novih u difuzno iskrovomu spektri buli pomitni lishe liniyi vodnyu U najshvidshih novih difuzno iskrovij spektr isnuye lishe kilka dniv a u povilnih dekilka tizhniv Pid chas jogo zniknennya liniyi zazvichaj stayut rizkimi ta rozpadayutsya na komponenti Pri comu deyaki komponenti mozhut znikati i znov z yavlyatisya krim togo inodi buvayut pomitni yih shvidki zsuvi Fluktuaciyi blisku cih novih zazvichaj suprovodzhuyutsya silnimi zminami v intensivnosti j polozhenni linij poglinannya difuzno iskrovogo spektra Najsilnishi liniyi poglinannya ciyeyi sistemi suprovodzhuyutsya emisiyeyu Yak i smugi golovnogo spektra emisijni liniyi difuzno iskrovogo spektra simetrichno rozshireni i liniyi poglinannya lezhat poblizu yih korotkohvilovogo krayu Pid chas najbilshoyi intensivnosti smugi vodnevoyi emisiyi difuzno iskrovogo spektra mozhut zrivnyatisya za yaskravistyu zi smugami golovnogo spektra Harakter difuzno iskrovogo spektra svidchit pro nayavnist turbulentnosti abo velikogo rozkidu u shvidkostyah Pri zniknenni ciyeyi sistemi linij peredusim znikaye liniya Mg II a vodnevi liniyi perestayut sposterigatisya koli blisk staye na 3m menshim za maksimalnij Orioniv spektr Rannya stadiya Priblizno v moment najbilshoyi intensivnosti difuzno iskrovogo spektra pochinayut z yavlyatisya liniyi poglinannya Ne I N II O II zi zsuvom zazvichaj rivnim zsuvu linij difuzno iskrovogo spektra ale chasto znachno bilshim Inodi z yavlyayutsya vodnevi liniyi z takim samim zsuvom U V603 Aql shvidkist sho vidpovidala orionovomu spektru stanovila 2700 km s todi yak shvidkist za difuzno iskrovim spektrom bula 2200 km s Orioniv spektr poglinannya dosyagaye maksimalnoyi intensivnosti priblizno v toj chas koli znikaye difuzno iskrovij spektr Liniyi orionovogo spektra desho rozmiti na vidminu vid linij difuzno iskrovogo spektra voni z chasom ne stayut bilsh rizkimi j u bilshosti novih ne rozsheplyuyutsya na komponenti Koli orioniv spektr dosyagaye maksimumu intensivnosti osoblivo vidilyayutsya chislenni grupi linij N II i O II Liniyi poglinannya orionovogo spektra suprovodzhuyutsya rozmitimi j bezstrukturnimi liniyami viprominennya Najbilshe vidilyayetsya shiroka smuga z centrom bilya 464 nm yaka v moment poyavi skorishe za vse ye blendoyu linij N II i O II ale piznishe koli zbudzhennya zbilshuyetsya voni postupayutsya miscem liniyam N III She piznishe rozmita emisijna smuga na cij dilyanci zumovlena jmovirno N V Vzagali rozplivchasta orionova emisiya bilsh harakterna dlya povilnih novih nizh dlya shvidkih u yakih shirina smug nastilki velika sho voni mayut malij kontrast na tli neperervnogo spektra Orionovi liniyi zaznayut velikih zsuviv yaki korelyuyut iz povtornimi zminami blisku Stadiya 4640 Chislenni liniyi N II i O II postupovo znikayut i z yavlyayutsya dvi liniyi N III l4097 i l4103 j odnochasno z nimi shiroki rozmiti emisijni smugi poblizu l4640 i l4100 Z momentu yih poyavi blisk u cej chas na 3 5m menshij za maksimalnij nova vstupaye v stadiyu 4640 Do cogo chasu difuzno iskrovij spektr znikaye a vid golovnogo absorbcijnogo spektra zalishayutsya lishe vodnevi liniyi Stadiya 4640 priblizno zbigayetsya za chasom iz perehidnim periodom na krivij blisku U cej chas spektr iz zoryanogo peretvoryuyetsya na nebulyarnij Nebulyarna stadiya Zi zmenshennyam blisku novoyi zbudzhennya za liniyami golovnogo emisijnogo spektra zrostaye a budova golovnogo spektra zminyuyetsya Duzhe rano z yavlyayutsya zaboroneni liniyi O I ta N II Liniyi Ne I N II N III ta Ne II pri poyavi mayut taku zh shirinu j strukturu yak i liniyi vodnyu Koli znikaye difuzijna smuga N III poblizu l4640 sho pov yazana z orionovim spektrom stayut pomitnimi smugi golovnogo spektra zumovleni viprominyuvannyam togo samogo N III Koli blisk staye na 4m menshim za maksimalnij vpershe stayut pomitnimi emisijni liniyi O III i Ne III Voni posilyuyutsya porivnyano z dozvolenimi liniyami azh poki ne stayut najyaskravishimi vidnosno inshih linij adzhe v cilomu yaskravist zmenshuyetsya Nebulyarna stadiya rozvivayetsya povnistyu koli blisk staye na 7m menshim za maksimalnij Spektr novoyi v cej chas duzhe shozhij na spektr planetarnoyi tumannosti za vinyatkom shirini linij Odnak vid odnoyi novoyi do inshoyi sposterigayutsya znachni vidminnosti yaki ne mozhna poyasniti nepovnotoyu danih abo rizniceyu u zbudzhennyah Spektr pislya spalahu Yaksho pid chas nebulyarnoyi stadiyi zastosuvati dovgi ekspoziciyi cinoyu velikoyi peretrimki silnih nebulyarnih emisijnih linij mozhna otrimati na znimku neperervnij spektr Spektrogrami novih ta yih nebulyarnih obolonok sho rozshiryuyutsya pokazuyut sho emisijni smugi utvoryuyutsya golovnim chinom v obolonci yaka rozlitayetsya todi yak neperervnij spektr viprominyuyetsya centralnoyu zoreyu Oskilki tumannist prodovzhuye slabshati yiyi viprominyuvannya nakladene na neperervnij spektr staye vse mensh intensivnim i vreshti resht zalishayetsya lishe spektr zori Neperervnij spektr novih u minimumi j poblizu nogo syagaye daleko v ultrafioletovij bik sho vkazuye na visoku temperaturu zori Deyaki spektri mayut shiroki liniyi poglinannya shozhi na liniyi poglinannya v bilih karlikiv novi WZ Sge DI Lac U spektrah deyakih novih ne vdayetsya znajti ni oznak emisiyi ni poglinannya Odnak bagato novih mayut vidnosno vuzki emisijni liniyi vodnyu Ne II i S III Shirina cih linij stanovit 10 20 angstrem Fizichni procesiNa rannih stadiyah spalahu spektralni liniyi zsuvayutsya u fioletovij bik sho svidchit pro shvidke rozshirennya obolonki Zbilshennya svitnosti vidbuvayetsya za rahunok zbilshennya poverhni vtim obolonka zalishayetsya neprozoroyu Vnaslidok rozshirennya gustina obolonki zmenshuyetsya Nova dosyagaye maksimumu blisku koli obolonka staye prozoroyu dlya viprominyuvannya z glibshih i garyachishih shariv Pislya cogo poryad iz liniyami poglinannya yaki utvoryuyutsya v obolonci z yavlyayutsya inshi sistemi linij vid piznishih vikidiv yaki mayut bilshu shvidkist ta nazdoganyayut osnovnu obolonku vid inshih chastin obolonki yaki ne proyektuyutsya na zoryu j stali pomitnimi vnaslidok chastkovoyi prozorosti obolonki Yih svitinnya v emisijnih liniyah zumovleno udarami energetichnih elektroniv Na piznishih stadiyah utvoryuyetsya tipovij spektr gazovoyi tumannosti porivnyano yaskravi emisijni liniyi ioniv OIII HeII NeIII CIV zumovleni poglinannyam v obolonci ultrafioletovoyi skladovoyi yaka viprominyuyetsya zoreyu ta pereviprominyuvannyam yake vidbuvayetsya perevazhno u vidimomu svitli Vnaslidok vzayemodiyi obolonki z potokami gazu sho nazdoganyayut yiyi ta z mizhzoryanim seredovishem obolonka staye neodnoridnoyu Cya neodnoridnist zrostaye z chasom Obolonka postupovo rozshiryuyetsya slabne j vreshti resht zlivayetsya z mizhzoryanim seredovishem Mehanizm spalahuShematichnij proces akreciyi na bilij karlik bagatoyi na voden rechovini zori suputnika Narazi astronomi praktichno ne mayut rozbizhnostej shodo fizichnih procesiv spalahu novih Vvazhayetsya sho spalah vidbuvayetsya na poverhni bilogo karlika sho vhodit do tisnoyi podvijnoyi sistemi Bilij karlik ce zorya sho majzhe pozbavlena termoyadernogo paliva yiyi voden vzhe vigoriv u procesi evolyuciyi Prote koli z susidnoyi komponenti zazvichaj giganta abo nadgiganta sho zapovnyuye svoyu porozhninu Rosha vidbuvayetsya peretikannya rechovini ce prizvodit do nakopichennya bagatoyi na voden rechovini na poverhni bilogo karlika Koli bilya pidnizhzhya vodnevogo sharu temperatura ta gustina zroste do rivnya dostatnogo dlya pochatku termoyadernih reakcij vvazhayetsya sho dlya cogo na poverhni bilogo karlika maye nakopichitisya blizko 1030 g bagatoyi na voden rechovini vodneva bomba na poverhni bilogo karlika vibuhaye Vibuhopodibnij harakter spalahu poyasnyuyetsya tim sho elektronnij gaz na poverhni bilogo karlika perebuvaye u virodzhenomu stani Pislya dosyagnennya temperaturi kilka miljoniv Kelviniv rozpochinayutsya yaderni reakciyi vodnevogo ciklu yaki prizvodyat do rozigrivannya vodnevogo sharu Za zvichajnih umov ce prizvelo b do zbilshennya tisku ta rozshirennya zori sho viklikalo b zmenshennya gustini ta vidpovidno shvidkosti yadernih reakcij sistema dosyagla b rivnovagi Prote u virodzhenomu stani rechovini zbilshennya temperaturi ne prizvodit do zbilshennya tisku j rozshirennya ne vidbuvayetsya Odnak shvidkist perebigu yadernih reakcij zrostaye z temperaturoyu vidilennya energiyi zbilshuyetsya j temperatura zrostaye she bilshe reakciya staye lancyugovoyu Koli temperatura syagaye 15 18 mln K rozpochinayutsya yaderni reakciyi vuglecevo azotnogo ciklu Zrostannya energovidilennya trivaye doki ne vidbudetsya znyattya virodzhenogo stanu za temperaturi ponad 100 mln K dzherelo Todi obolonka strimko rozshiryuyetsya Spalah novoyi sprichinyaye skidannya obolonki zi shvidkistyu blizko 1000 km sek yaku zgodom inodi mozhna sposterigati u viglyadi tumannosti Masa skinutoyi obolonki menshe 0 001 masi Soncya Otzhe spalahnuvshi zorya ne rujnuyetsya povnistyu Pislya skidannya obolonki mozhlivij proces yiyi povtornogo nakopichennya Takim chinom sposterezhuvana kilkist spalahiv u nashij Galaktici 1012 mozhe buti poyasnena isnuvannyam porivnyano nevelikoyi kilkosti 109 tisnih podvijnih Yaderni procesi v novih zoryahNa pochatku spalahu novoyi dominuyut reakciyi proton protonnogo ciklu Koli temperatura dosyagaye 15 18 mln K osnovnoyi roli nabuvayut reakciyi CNO ciklu 12C p g 13N b 13C p g 14N p g 15O Iz pidvishennyam temperaturi chas zahoplennya protona yadrom 13N staye menshim nizh chas vidpovidnoyi reakciyi b rozpadu sho prizvodit do zbilshennya kilkosti reakcij garyachogo CNO ciklu yak ot dzherelo 13N p g 14O 14N p g 15O sumnivno 16O p g 17F Koli temperatura perevishuye 2 107 K v obolonci bilogo karlika znimayetsya virodzhennya elektronnogo gazu j pochinayetsya konvekciya yaka perenosit sintezovani v hodi CNO ciklu nestabilni 13N 14 15O i 17F do zovnishnih holodnishih shariv obolonki Energiya vid yih b rozpadu ide na rozshirennya i skidannya obolonki Krim togo velikij vmist 13N 14 15O i 17F sintezovanih pid chas spalahu prizvodit do pidvishenogo vmistu 13C 15N i 17O v skinutij obolonci U spalahu novoyi zori takozh sintezuyutsya izotopi inshih himichnih elementiv iz masovim chislom A lt 40 yaki pov yazani sotnyami riznih reakcij Perevazhno pid chas spalahu vidbuvayutsya reakciyi priyednannya protona i b rozpadu bez pomitnogo vplivu reakcij zahoplennya nejtroniv chi a chastinok Gidrodinamichni modeli spalahu j sposterezhennya za himichnim skladom skinutih obolonok vkazuyut na te sho lancyuzhki reakcij u novij zori dohodyat do 40Ca a vazhchi elementi v nih ne sintezuyutsya DzherelaNovi zori Astronomichnij enciklopedichnij slovnik za zag red I A Klimishina ta A O Korsun Lviv Golov astronom observatoriya NAN Ukrayini Lviv nac un t im Ivana Franka 2003 S 322 ISBN 966 613 263 X Hsi Tse tsung A new catalog of Novae recorded in chinese and japanese chronicles 1957 angl Hilmar W Duerbeck Novae an historical perspective Cambridge University Press p 5 6 angl Yu P Pskovskij 1985 Novye i sverhnovye zvezdy M ros N N Samus Peremennye zvezdy Glava 3 Vzryvnye i novopodobnye peremennye zvezdy Uchebnoe posobie po kursu Astronomiya ros Yu P Pskovskij 1985 Glava III Obyknovennye novye zvezdy Novye i sverhnovye zvezdy M ros V G Gorbackij Novye zvezdy Fizika Kosmosa 1986 ros Klassifikaciya peremennyh zvezd v sootvetstvii s IV izdaniem OKPZ Vzryvnye i novopodobnye peremennye 2022 06 25 u Wayback Machine ros Jose J 2016 Stellar Explosions Hydrodynamics and Nucleosynthesis Series in Astronomy and Astrophysics CRC Press s 161 ISBN 978 1 4398 5308 5 Dzh L Grinstejn J L Greenstein red 1963 University of Chicago press 1960 Zvezdnye atmosfery Stellar atmospheres M