Нова зоря: відмінності між версіями

{{не плутати|наднова|надновою}}

ЗІз появою нових засобів спостереження ([[телескоп]]ів, 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 часОднак у максимумі блиску світність нової порівняна зі світністю найяскравіших [[надгігант]]ів&nbsp;— їх [[абсолютна зоряна величина]] становить -8^m&nbsp;— -7^m<ref name="aes_322"/>.

Появу «нових» зір на небосхилі уважні спостерігачі помічали з давніх давен. У східних хроніках (китайських, корейських, японських, в'єтнамських) вони фіксувалися неодноразово<ref>Hsi Tse-tsung [http://articles.adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-iarticle_query?bibcode=1957SvA.....1..161T&db_key=AST&page_ind=0&plate_select=NO&data_type=GIF&type=SCREEN_GIF&classic=YES A new catalog of Novae recorded in chinese and japanese chronicles] [[1957]] {{ref-en}}</ref><ref>Hilmar W. Duerbeck [http://assets.cambridge.org/97805218/43300/excerpt/9780521843300_excerpt.pdf Novae: an historical perspective] Cambridge University Press, p.5-6 {{ref-en}}</ref>. 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 [[Гіппарх]]а до складання [[астрономічні каталоги#Каталог Гіппарха|його зоряного каталога]]<ref name="Псковский">{{cite book|author=Ю.&nbsp;П.&nbsp;Псковский |url=http://www.astronet.ru/db/msg/1201870/index.html |title=Новые и сверхновые звезды |place=М |year=1985}} {{ref-ru}}</ref>. Заради точності слід зазначити, що деякі зі спостережуваних античними астрономами «нових» зір за сучасною класифікацією належать до [[наднова|наднових]].

Після винайдення [[телескоп]]а нових виявляли дедалі більше, починаючи з другої половини [[19XIX століттясторіччя]]&nbsp;— 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 в максимумі блиску були яскравіші першої зоряної величини<ref name="Samus_3_1"/>.

ЗаВ сучасниминашій оцінкамиГалактиці практичноспалахи спостерігаються лише спалахи в невеликій частиніїї Галактикичастині (близько сотої частки її обсягу)<ref name="Горбацкий"/>. ВсьогоВважається, що в [[Чумацький Шлях|нашій Галактиці]] щороку спалахує від 50 до 300 нових, але більшість з них залишається непоміченими. За незмінних темпів протягом часу існування нашої [[Галактика|Галактики]] (10¹⁰&nbsp;років) мало статися близько 10¹²&nbsp;спалахів нових. Однак це число перевищує загальну кількість зір у нашій Галактиці. З цього можна зробити висновок, що нові зорі мають спалахувати повторно<ref name="Samus_3_1"/>.

Після [[друга світова війна|другої світової війни]] системуна позначеньвсі нові було розповсюджено [[ЗміннаЗмінні зірказорі#Система позначень|систему позначень змінних зір]] було розповсюджено на всі нові. ''Нова Орла 1918 року'' отримала постійне позначення ''V603 Aql''.

Наразі Бюро Астрономічних Телеграм [[Міжнародний астрономічний союз|Міжнародного Астрономічного Союзу]] намагається надавати новим остаточні позначення в системі [[GCVSЗКЗЗ]] одразу після їх відкриття<ref name="Samus_3_1"/>.

За сучасною класифікацією новіНові утворюють окремий клас серед вибухових та новоподібних зір і поділяються на чотири підкласи<ref name="GCVS_IV"/>:

Повторні нові перед спалахом мають неперервний спектр із розподілом, що вказує на високу температуру. Крім того, наявні слабкі лінії НеІІ та водню<ref name="Гринстейн">{{cite book|title=Звездные атмосферы|editor= Дж. Л. ГринстейнаГринстейн [J.L. Greenstein]| place=M. |trans-title=Stellar atmospheres |year=1963|origyear= University of Chicago press, 1960}}</ref>.

Білий карлик&nbsp;— це зоря, що майже позбавлена термоядерного палива: її [[водень]] вже «вигорів» у процесі [[еволюція зір|еволюції]]. Проте якщоколи відбувається перетікання речовини ізз сусідньої компоненти (зазвичай, [[Гігант (зоря)|гіганта]] або [[надгігант]]а, що заповнює свою [[порожнина Роша|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<ref name="Горбацкий"/>), «[[воднева бомба]]» на поверхні білого карлика вибухає<ref name="Samus_3_1"/>.

Вибухоподібний характер спалаху пояснюється тим, що електронний газ на поверхні білого карлика перебуває у [[вироджений газ|виродженому стані]]. Після досягнення температури кілька мільйонів [[Кельвін]]ів розпочинаються ядерні реакції [[водневий цикл|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&nbsp;— 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&nbsp;— реакція стає ланцюговою. Коли температура сягає 15—18&nbsp;млн.&nbsp;K розпочинаються ядерні реакції [[вуглецево-азотний цикл|вуглецево-азотного циклу]]. Зростання енерговиділення триває доки не відбудеться зняття виродженого стану (за температури понад 100&nbsp;млн.&nbsp;K). Тоді оболонка стрімко розширюється.