Image Image Image Image Image Image Image Image Image Image

Новости астрономии и астрофизики — The Universe Times | 15.12.2017

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

Сообщить об опечатке

Текст, который будет отправлен нашим редакторам:

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