Repetir nuevo

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Las novas repetidas  son una clase de estrellas nuevas que tienen estallidos poderosos con un intervalo de varias decenas de años. Durante estos estallidos, la estrella se vuelve más brillante en un promedio de 10 magnitudes [1] .

Hay al menos dos clases de new repetido [1] :

En las novas repetidas y las novas clásicas, la capa expulsada se puede detectar espectroscópicamente, pero esto no es posible en las novas enanas .

Historia de las observaciones de novas repetidas

La primera nova repetida se descubrió en 1902: fue T Compass , que había estallado antes en 1890. El estallido repetido de una nueva estrella parecía poco característico de las novas ordinarias, y esta estrella fue transferida a la clase de estrellas tipo nova . Pero pronto se descubrieron varios más repetidos, y T Compass ahora ha repetido destellos cuatro veces más.

Estas variables catastróficas llaman la atención por la increíble amplitud de su brillo, generalmente de 8 a 12 magnitudes, y la rareza de estos eventos. Muchos de estos estallidos ocurren una vez en la vida de un astrónomo , en este sentido se asemejan a la aparición del cometa Halley [2] .

Ahora se han recopilado datos sobre más de 200 brotes de nuevas y supernovas vistos en la antigüedad, y entre ellos, sin duda, también se encuentran las novas repetidas más brillantes. En la antigüedad, solo se notaban los destellos más brillantes, no más débiles que la tercera magnitud.

En la región de CI Orel , que estalló en 1918, los brotes se observaron antes. Los observadores europeos vieron brotes en el sitio alrededor de 125 y posiblemente ya en 1612. En el sitio de GK Perseus , que entró en erupción en 1901, se observó un brote en 839 [3] .

Primera teoría de los nuevos repetidos

En 1934, los astrónomos soviéticos P. P. Parenago y B. V. Kukarkin compararon las amplitudes y tiempos de ciclo de novas repetidas y variables tipo U Gemini . Resultó que cuanto mayor era la amplitud, mayor era el tiempo entre los estallidos: las variables de tipo U Gemini tienen amplitudes e intervalos entre los estallidos más cortos que para las novas repetidas. En consecuencia, si las nuevas estrellas ordinarias tienen amplitudes de brillo aún mayores, deberían repetir sus estallidos a intervalos más largos. Derivaron la relación "duración promedio del ciclo-amplitud promedio" para las novas enanas:

Aquí  , es la amplitud en rayos fotográficos , y la duración del ciclo se expresa en días.

Con base en las pocas novas repetidas conocidas en ese momento, Kukarkin y Parenago concluyeron que esta dependencia aparentemente también se aplica a las novas repetidas. Por aquellos días se conocía la nueva T de la Corona del Norte , luciendo en 1866. No se observaron estallidos anteriores de esta estrella, sin embargo, una amplitud de estallido relativamente pequeña (8 m ) acercó a T de la corona norteña a novas repetidas. Kukarkin y Parenago se arriesgaron a predecir un nuevo estallido de la estrella 80-100 años después del estallido de 1866. Si realmente existe la relación derivada entre amplitudes y ciclos, entonces esta nueva estrella, según sus cálculos, debería haber repetido el estallido entre 1926 y 1966. El 8 de febrero de 1946, un astrónomo aficionado, un liniero A. S. Kamenchuk, que conocía bien el cielo estrellado , descubrió una estrella “extra” de 2ª magnitud en la constelación de la Corona del Norte (solo su estrella más brillante, Gemma , tenía tal magnitud en esta pequeña constelación ). Los astrónomos profesionales notaron esta estrella solo el 9 de febrero, cuando ya había comenzado a debilitarse.

Sin embargo, este ejemplo de un pronóstico científico extremadamente exitoso no es del todo correcto. De hecho, se basa en las propiedades de las estrellas variables de un tipo completamente diferente, con una naturaleza y energía de destellos diferentes (que Kukarkin y Parenago no conocían). Además, la T de la Corona Norte  no es un representante típico de novas repetidas, con un gigante en lugar de un subgigante como proveedor de materia acrecentada en una enana blanca y, en consecuencia, con una mayor contribución de este componente al total. brillo del sistema y, como resultado, con una amplitud subestimada [4] .

Nuevo repetido y nuevo clásico

En el Catálogo General de Estrellas Variables (GCVS), las novas repetidas se incluyen en la misma categoría que las novas, pero las características de sus curvas de luz se distinguen y denotan como "NR", es decir, periódicas, con la única diferencia de que dos o más arrebatos están separados por un intervalo entre los 10 y los 80 años. Esto significa que el mecanismo de las llamaradas, los períodos orbitales, los espectros y la naturaleza de los componentes de estos sistemas binarios cercanos son los mismos o casi los mismos que los de las novas clásicas [5] .

Las novas clásicas son sistemas binarios cercanos con períodos orbitales que van desde 0,05 a 230 días. El componente principal en ellos es una enana blanca caliente, y el componente secundario, más frío, puede ser una gigante, subgigante o enana del tipo espectral K o M. El tiempo requerido para la transición de un estado de ráfaga a un estado de reposo es del orden de 1 a 3 días. Lo mismo es probablemente cierto para los nuevos repetidos [2] .

La causa del estallido de una nova clásica es una reacción termonuclear en la superficie de una enana blanca. Después de varios años de transferencia de masa entre estrellas , la temperatura y la presión en la superficie de una enana blanca se vuelven suficientes para una explosión. La masa de este material puede alcanzar los 30 terrestres . Tan pronto como la temperatura sube lo suficiente, esta capa comienza a expandirse. La tasa de expansión del caparazón en minutos puede alcanzar los 3.000 km/s, y su luminosidad - 100.000 solares . Durante aproximadamente 1000 días, la envoltura se expande hasta tal punto que puede verse como una nebulosa que rodea al par estelar. Durante cientos de años, la capa se disipa en el medio interestelar [2] .

Hasta que el nuevo repita los destellos, no es diferente de los nuevos con un destello registrado: entre los nuevos repetidos hay tanto rápidos como lentos; los valores absolutos de las novas repetidas son los mismos que los de las novas convencionales. Sin embargo, en términos de amplitudes de brillo, detalles espectrales y otras características, las novas repetidas son más similares entre sí que las novas ordinarias (que no tuvieron estallidos repetidos). Por lo tanto, las amplitudes de las fluctuaciones de brillo para casi todas las novas repetidas son menores que para las ordinarias [2] [4] .

La mayoría de las estrellas nuevas probablemente se encienden más de una vez en sus vidas. La masa de material que debe acumularse para desencadenar una llamarada depende de la masa de la enana blanca. En sistemas con una enana blanca de 0,6 masas solares , el tiempo de acumulación (tiempo entre explosiones) puede alcanzar los 5 millones de años, y en un sistema con una enana blanca con una masa de 1,3 masas solares - 30.000 años [2] .

Estos son los mismos mecanismos y re-nueva. Pero, ¿podrían ser sistemas del mismo tipo, pero con una enana blanca aún más masiva? Teóricamente, esto es posible. La tasa de acreción de un sistema con una enana blanca de 1,4 masas solares puede corresponder a un tiempo de acumulación de menos de 100 años. Uno de esos sistemas podría ser T Compass . Pero en la actualidad todavía no está claro si el mecanismo de estallido de todas las novas repetidas es el mismo que el de las novas clásicas, o si algunas de ellas tienen estallidos asociados a la acción del viento estelar oa la inestabilidad en los discos de acreción [2] .

Relación de novas repetidas con algunas supernovas de tipo Ia

Aún más interesante es la posibilidad de que las novas repetidas puedan ser las progenitoras de las supernovas de Tipo Ia . Las observaciones de explosiones de novas clásicas y nebulosas de explosiones indican que las enanas blancas pueden perder masa durante explosiones repetidas. Sin embargo, las enanas blancas más pesadas, con sus tasas de acumulación más altas, pueden acumular masa con el tiempo. Aunque la mayor parte de la materia acumulada se expulsa durante el estallido, parte de ella se retiene. La masa de enanas blancas de algunas novas repetidas ahora ha crecido casi hasta el límite de Chandrasekhar y pronto pueden explotar como una supernova de tipo Ia [6] .

Observaciones de nuevos repetidos

Debido a su rareza, las novas periódicas son extremadamente interesantes para los astrónomos. La observación de estas estrellas durante décadas es una contribución extremadamente valiosa que un observador visual, incluido un aficionado , puede hacer a la ciencia, pero esta tarea no es fácil [2] .

Leslie Peltier, uno de los principales observadores de AAVSO que ha seguido a North Corona T sin éxito durante muchos años, escribe en su libro Starlight Nights:

Desde 1920, lo he observado en cada oportunidad. Durante más de veinticinco años la he observado noche tras noche mientras da vueltas y vueltas en su sueño intermitente. Una noche de febrero de 1946, se agitó, abrió lentamente los ojos y luego, rápidamente, retiró las sábanas y se puso de pie. Han pasado casi ochenta años desde que la estrella rompió la simetría de la Corona Norte . ¿Y dónde estaba yo, su autoproclamado guardián, en ese mismo momento, la noche en que despertó? ¡Estaba dormido!

Peltier puso la alarma a las 2:30 am para observar las variables. Cuando se levantó, el cielo estaba despejado y las estrellas brillaban intensamente, pero decidió que la noche era demasiado fría y volvió a la cama [2] .

Re-noticias notables

El concepto de repetido nuevo es condicional: podemos decir que todos los nuevos se repiten, la diferencia está solo en los intervalos entre brotes. Una confirmación decisiva de la hipótesis de Kukarin-Parenago sería el descubrimiento de estallidos recurrentes de nuevas estrellas ordinarias con grandes amplitudes. Pero el intervalo entre sus brotes es de miles de años, y la expectativa de su repetición parece desesperada. Los astrónomos están esperando los estallidos de otras novas repetidas observadas en el siglo XX y antes: las observaciones de ellas son extremadamente importantes [3] .

La tabla muestra los nuevos repetidos conocidos [2] .

Nombre
 Reducción
 Magnitud estelar ,
máx—mín 		años relámpago Coordenadas astronómicas (2000)
brújula T-pyx 6,5—15,3 1890, 1902, 1920, 1944, 1966, 2011 09 h  04 min  41,50 s −32° 22′ 47,60″
Cuadrado IM MI ni 7,8—22,0 1920, 2002 15 h  39 m  26,38 s −52° 19′ 18,70″
Corona T Norte TCrB 2,0—11,3 1866, 1946 15 h  59 m  30,20 s +25° 55′ 13,00″
tu escorpio tu sco 8,8—19,5 1863, 1906, 1917, 1936, 1945, 1969, 1979, 1987, 1999, 2010, 2022 16 h  22 m  30,78 s −17° 52′ 43,30″
RS Ofiuchi RS oftalmológico 4,3—12,5 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006, 2021 17 h  50 m  13,17 s −06° 42′ 28,60″
V745 Escorpio V745Sco 11.2-21 1937, 1989, 2014 17 h  55 m  22,27 s −33° 14′ 58,50″
V394 Corona Sur V394CrA 7,2—18,8 1949, 1987 18 h  00 min  26,04 s −39° 00 ′ 32,80″
V3890 Sagitario V3890 Sr. 8.4—17.2 1962, 1990, 2019 18 h  30 m  43,27 s −24° 01′ 8,20″
Águila CI CI Aql 8,8—15,6 1917, 2000 18 h  52 m  3,56 s −01° 28′ 38,90″
V2487 Ofiuco V2487Oph 9,5—17,7 1900, 1998 17h  31m 59.81s −19 ° 13′ 55.60  ″

Notas

  1. ↑ 1 2 Warner, B. Nova recurrente  ( 1995). Fecha de acceso: 26 de septiembre de 2012. Archivado desde el original el 1 de noviembre de 2012.
  2. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Mike Simonsen. Recurrent Novae  (inglés) (27 de marzo de 2009). Consultado el 26 de septiembre de 2012. Archivado desde el original el 27 de mayo de 2016.
  3. ↑ 1 2 Yu. P. Pskovskii. Capítulo V. ESPECIAL VARIEDAD DE NUEVAS ESTRELLAS . NUEVAS Y SUPERNUEVAS ESTRELLAS . Astronet (1985). Fecha de acceso: 26 de septiembre de 2012. Archivado desde el original el 11 de febrero de 2015.
  4. ↑ 1 2 NN SAMUS. CAPÍTULO 3. ESTRELLAS VARIABLES EXPLOSIVAS Y NUEVAS . ESTRELLAS VARIABLES . MSU GAISH. Fecha de acceso: 26 de septiembre de 2012. Archivado desde el original el 28 de enero de 2012.
  5. ↑ MFBode. Explosiones Nova clásicas y recurrentes  . arxiv.org (21 de noviembre de 2011). Consultado el 26 de septiembre de 2012. Archivado desde el original el 6 de noviembre de 2020.
  6. ↑ Fernando Patat. Conexión de novas recurrentes a (algunas) supernovas  de tipo Ia . arxiv.org (27 de septiembre de 2011). Consultado el 26 de septiembre de 2012. Archivado desde el original el 6 de noviembre de 2020.
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