Image Image Image Image Image Image Image Image Image Image

Новости астрономии и астрофизики — The Universe Times | 23.06.2018

Scroll to top

Top

3 комментария

GK Персея - первая новая XX века

GK Персея — первая новая XX века
shortstoryf

Используя космическую рентгеновскую обсерваторию Чандра астрономы изучили один особый взрыв новой звезды, который может дать представления о динамике других, намного больших звёздных катаклизмов. Речь идет об объекте GK Персея (GK Persei) — новой, которая стала сенсацией в астрономическом мире более ста лет назад в 1901 году, когда внезапно появилась как одна из самых ярких звёзд на небе и в течение нескольких дней продолжала светить, постепенно угасая. Сегодня астрономы называют звезду GK Персея классической новой, а появилась она благодаря термоядерному взрыву на поверхности белого карлика, который является плотным остатком звезды, в прошлом подобной Солнцу.

Новая звезда вспыхивает почти, как и сверхновая, когда сильная гравитация белого карлика перетягивает материал из своей орбитальной звезды-компаньона. Если на поверхности белого карлика накапливается достаточно материала, главным образом в форме водородного газа, то реакция ядерного синтеза может существенно усилиться, а их наивысшей точкой станет взрыв водородной бомбы космического масштаба на поверхности звезды. В этот момент внешние слои белого карлика сдуваются взрывной волной и происходит то, что мы воспринимаем, как вспышку новой звезды, которую можно наблюдать сроком от нескольких месяцев до нескольких лет, по мере того, как вещество распространяется в космическом пространстве.

Классические взрывы новых звёзд можно принять за миниатюрные версии взрывов сверхновых. Но появление сверхновой сигнализирует нам о том, что произошло разрушение всей звезды, а энергия, высвобождаемая этим взрывом, является столь высокой, что сверхновая своим светом может надолго затмить галактику, в  которой она находится. Сверхновые чрезвычайно важны для «климата» космического пространства, поскольку выбрасывают в него огромное количество энергии и ответственны за распространение таких элементов, как железо, кальций и кислород, который могут быть включены в последующие поколения звёзд и планет. И хотя остатки сверхновых звёзд намного более массивны и энергетически сильны, чем классические новые, часть фундаментальных физических процессов, протекающих во время этих взрывов, у них одинаковая. В обоих процессах участвует взрыв и ударная волна, которая несётся на сверхзвуковой скорости через области, заполненные газом.  Существенная разница между сверхновыми и новыми в том, что при взрыве последних не обязательно происходит разрушение звезды, и вспышка новой может произойти ещё раз через какое-то время. Наличие более скромного выброса энергии и массы при взрывах новых звёзд означает, что её остатки рассеиваются намного быстрее. Этот фактор в совокупности с тем, что такие взрывы происходят чаще, чем взрывы сверхновых, делает новые звёзды важными целями для изучения космических катаклизмов.

Обсерватория Чандра наблюдала новую GK Персея в феврале 2000 года и в ноябре 2013 года. Это 13-летняя разница должна была предоставить астрономам достаточно времени, чтобы у них появилась возможность заметить важные различия в рентгеновском излучении и его свойствах. Опубликованный снимок содержит в себе информацию в различных спектрах: рентгеновский от Чандры (синий цвет), оптические данные от телескопа Хаббл (жёлтый цвет) и радиоинформация от решётки VLA (розовый цвет). Рентгеновские данные демонстрируют присутствие горячего газа, а информация в радиодиапазоне показывает эмиссию электронов, которые были ускорены до высоких энергий ударной волны новой. Оптические данные показывают скопления вещества, которое было выброшено в пространство во время взрыва. А вот природа точечного источника в левой нижней части снимка неизвестна.

За те 13 лет, что прошли между двумя наблюдениями Чандры, остатки от взрыва двигались со скоростью приблизительно 1.12 миллиона километров в час. Это означает, что взрывная волна преодолела за это время 144.84 миллиарда километров. Эта интересная информация говорит о том, какую важную информацию может предоставить исследование остатков от взрывов новых звёзд. За 13 лет яркость рентгеновского излучения GK Персея уменьшилась приблизительно на 40 процентов, тогда как температура газа в расширяющейся оболочке по существу осталась постоянно со значением примерно в один миллион градусов Цельсия. Но, поскольку взрывная волна расширила и нагрела расширяющуюся материю, температура после взрывной волны должна была уменьшиться. Наблюдаемое падение светимости и постоянная температура означают, что волна энергии за прошлые 13 лет столкнулась с незначительным количеством газа в окружающей среде вокруг звезды. Это предполагает, что волна в настоящее время расширяется в области намного более низкой плотности, чем прежде.

Изображения

  • Gk Персея

    Источник: X-ray: NASA/CXC/RIKEN/D.Takei et al; Optical: NASA/STScI; Radio: NRAO/VLA

  • Gk Персея Рентген

    Источник: NASA/CXC/RIKEN/D.Takei et al

  • Gk Персей Оптический

    Источник: NASA/STScI

  • Gk Персей Радио

    Источник: NRAO/VLA

Информация о снимке

Название объекта GK Персея
Характеристика классическая новая
Прямое восхождение 03ч 31м 11.80с
Склонение +43° 54′ 16.80″
Созвездие Персей
Расстояние 1530 световых лет
Поле зрения 3.5 угловых минут (1.5 световых лет)
Дата наблюдения 10 февраля 2000 года и 22 ноября 2013 года
Суммарное время наблюдения 53 часа 32 минуты (2 дня 5 часов 32 минуты)
GK Персея
ИСТОРИЯ ИССЛЕДОВАНИЯ
Открыватель Томас Дэвид Андерсон
Дата открытия 21 февраля 1901
НАБЛЮДАТЕЛЬНЫЕ ДАННЫЕ
(ЭПОХА J2000.0)
Тип Новая звезда
Прямое восхождение 03ч 31м 11.82с
Склонение +43° 54′ 16.8″
Расстояние 1530 световых лет (460 парсек)
Созвездие Персей
Видимая звёздная величина (V) Vmax = +0.2m, Vmin = +14.00m
Лучевая скорость (Rv) 28 км/c
Параллакс (π) 6±11 mas
Спектральный класс Be+K2sdI*
Показатель цвета (B − V) от -3.8
Переменность NA+XP
Период (P) 2 дня
Компонент A
GK Персея A
Тип Оранжевый субгигант
Спектральный класс K2IVsdI
Компонент B
GK Персея B
Тип Белый карлик
Спектральный класс Be

По информации Chandra X-ray Center.

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter.

Comments

  1. Никс Савиных

    «Vmax = +0.2m, Vmin = +14.00m»»
    Vmin = -14.00
    это, как будь, то звездная величина?

    • shortstoryf

      Звёздная величина (блеск) — безразмерная числовая характеристика относительной яркости объекта. Обычно понятие применяется к небесным светилам. Звёздная величина характеризует поток энергии от рассматриваемого светила (энергию всех фотонов в секунду) на единицу площади. Таким образом, видимая звёздная величина зависит и от физических характеристик самого объекта (то есть светимости), и от расстояния до него. Чем меньше значение звёздной величины, тем ярче данный объект. Понятие звёздной величины используется при измерении потока энергии в видимом, инфракрасном и ультрафиолетовом диапазоне.

  2. Никс Савиных

    Дело в том, что давненько не занимался астрономией, так эпизодически просматривал материал. И как то так случилось, что все поменялось в голове местами: чем слабее объект, тем меньше его звездная величина и именно с минусом! Вчера прочел ваш материал, не поверил и пошел в Вики, и там тоже не поверил, хотя выбора не оставалось!
    И только сегодня утром, моя голова все таки «достала материал» из своих запасов и выдала мне подтверждение! И снова я не верил, но куда деваться, если голова продолжала выдавать сохраненный «старый» материал в полном согласии с цитатой из Вики!
    Такие вот дела!

Оставьте комментарий

Добавить комментарий

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте как обрабатываются ваши данные комментариев.

Сообщить об опечатке

Текст, который будет отправлен нашим редакторам:

Яндекс.Метрика Рейтинг@Mail.ru Лицензия Creative Commons «The Universe Times» Google