Прагляд зыходнага тэксту старонкі Новая зорка

{{перанакіраванне|Нова}}
'''Новыя зоркі''', у [[астраномія|астранамічнай]] літаратуры звычайна проста '''«новыя»''' ({{lang-la|nova}} [адз. лік], {{lang-la2|novae}} [мн. лік]) — [[зорка|зоркі]], [[свяцільнасць]] якіх раптоўна павялічваецца ў ~10³—10<sup>6</sup> разоў (у сярэднім павелічэнне свяцільнасці — у ~10<sup>4</sup>, бляску — на ~12 [[Абсалютная зорная велічыня|зорных велічынь]]).

== Назіраныя характарыстыкі зорак ==
[[Выява:V1500.Cyg.JD2442500-2444500.LightCurve.png|thumb|300 px|Змяненне бляску новай Лебедзя 1975 г. (V1500 Cyg)]]
Па [[Спектральныя класы зорак|класіфікацыі Моргана — Кінана]] (''гарвардская класіфікацыя''), новая адносіцца да тыпу Q.

== Механізм успышкі ==
[[Выява:Making a Nova.jpg|frame|right|[[Акрэцыя]] на белы карлік у цеснай падвойнай сістэме (ва ўяўленні мастака)]]
Усе новыя зоркі (як і [[Новападобныя зоркі|новападобныя]] і [[катаклізмічныя пераменныя]]) з’яўляюцца [[Цесная падвойная сістэма|цеснымі падвойнымі сістэмамі]], якія складаюцца з [[белы карлік|белага карліка]] і зоркі-кампаньёна, якая размешчанай на [[Галоўная паслядоўнасць|галоўнай паслядоўнасці]], або дасягнула падчас эвалюцыі стадыі [[Чырвоны гігант|чырвонага гіганта]] і запоўніла сваю [[поласць Роша]]. У такіх сістэмах адбываецца перацяканне рэчыва вонкавых слаёў зоркі-кампаньёна на белы карлік праз наваколлі [[пункт Лагранжа|пункты Лагранжа]] L<sub>1</sub>, рэчыва, якое перацякае, утварае вакол белага карліка [[акрэцыйны дыск]], хуткасць [[акрэцыя|акрэцыі]] на белы карлік пастаянная і вызначаецца параметрамі зоркі-кампаньёна і адносінамі мас зорак-кампанентаў падвойнай сістэмы; склад газу, які падае на белы карлік, тыповы для вонкавых слаёў чырвоных гігантаў і зорак галоўнай паслядоўнасці — больш за 90 % [[вадарод]]у.

[[Выява:Degenetate.Gas.Pressure.vs.Temperature.plot-ru.svg|thumb|left|200 px|Залежнасць ціску [[Выраджаны газ|выраджанага газу]] ад тэмпературы: успышка новай (рэакцыі [[CNO-цыкл]]у) развіваецца на гарызантальным участку]]
Белыя карлікі ўяўляюць сабой «выгаралыя» ядры чырвоных гігантаў, якія падчас эвалюцыі скінулі сваю абалонку; іх склад залежыць ад масы зыходнай зоркі: эвалюцыя менш масіўных зорак вядзе да геліевых белых карлікаў, у выніку эвалюцыі зорак з большай масай, у ядры якіх ішла [[геліевая ўспышка|трайная геліевая рэакцыя]], утвараюцца вугляродныя белыя карлікі. У любым выпадку для развіцця ўспышкі новай ключавымі з’яўляюцца два фактары: вельмі нізкае ўтрыманне вадароду і [[Выраджаны газ|выраджаны]] стан рэчыва белага карліка.

Газ пры акрэцыі накопліваецца на паверхні белага карліка, утвараючы ўзбагачаны вадародам слой, з-за вельмі высокага [[Паскарэнне вольнага падзення|паскарэння вольнага падзення]] на паверхні белага карліка (~10<sup>6</sup>&nbsp;м/с²) гэты слой знаходзіцца ў выраджаным стане і дадаткова разаграваецца патокам з акрэцыйнага дыска, хуткасць падзення якога складае ~1000 км/с. Па меры накаплення вадароду ў паверхневым слоі і павышэнні яго тэмпературы ва ўзбагачаным вадародам слоі адбываюцца тэрмаядзерныя рэакцыі [[CNO-цыкл]]у, гэтаму спрыяе і пранікненне ў выраджаны паверхневы слой вугляроду з ніжэйшых слаёў белага карліка. У нявыраджаных умовах энергавыдзяленне тэрмаядзерных рэакцый, што адбываюцца ў рэчыве, прыводзіць да павышэння тэмпературы і да росту ціску, і, адпаведна, пашырэнню, паніжэнню шчыльнасці і зніжэнню хуткасці ядзерных рэакцый (прапарцыйнай шчыльнасці і тэмпературы) — гэта значыць усталяванню самарэгулявальнай [[Гідрастатычная раўнавага|гідрастатычнай раўнавагі]], як гэта адбываецца ў нетрах зорак галоўнай паслядоўнасці. Аднак асаблівасцю нерэлятывісцкага [[Выраджаны газ|выраджанага газу]] з’яўляецца вельмі слабая залежнасць ціску ад тэмпературы: <math>P \sim K \rho ^{5/3}</math>. Вынікам з’яўляецца выбуховападобнае паскарэнне рэакцый тэрмаядзернага сінтэзу ў багатай вадародам абалонцы, тэмпература рэзка ўзрастае да зняцца выраджэння пры такой шчыльнасці, і фарміруецца ўдарная хваля, якая скідвае верхні слой вадароднай абалонкі белага карліка ў навакольную прастору. Такое выбуховае нарастанне хуткасці тэрмаядзерных рэакцый у выраджаным зорным рэчыве з’яўляецца досыць тыповай з’явай: падобную прыроду маюць [[Геліевая ўспышка|геліевыя ўспышкі]] [[Чырвоны гігант|чырвоных гігантаў]] і [[вугляродная дэтанацыя]] ў выраджаных ядрах масіўных зорак і масіўных белых карлікаў пры перавышэнні [[Мяжа Чандрасекара|мяжы Чандрасекара]].

Неўзабаве пасля ўспышкі пачынаецца новы цыкл акрэцыі на белы карлік і накаплення вадароднага слоя і, праз некаторы час, вызначаная тэмпамі акрэцыі і ўласцівасцямі белага карліка, успышка паўтараецца. Інтэрвал паміж успышкамі складае ад дзясяткаў гадоў у паўторных новых да тысяч гадоў у класічных новых зорак.

== Гістарычнае значэнне ==
Пры назіранні за [[Звышновая зорка|звышновай]] [[SN 1572]] у [[Касіяпея (сузор’е)|сузор’і Касіяпея]] астраном [[Ціха Брагэ]] напісаў гэта ў сваіх запісах як ''пра новую зорку'' (ад {{lang-la|de stella nova}}), даўшы тым самым нараджэнне тэрміну ''новая''. У сваіх працах ён сцвярджаў, што з прычыны таго, што рух блізкіх аб’ектаў павінен быць прыкметны адносна нерухомых зорак, то новая павінна знаходзіцца вельмі далёка.

== Гісторыя даследаванняў ==
За 2200 гадоў ([[532 да н.э.|532 г. да н.э.]] — [[1690 н.э.|1690 г. н.э.]]) у кітайскіх і японскіх летапісах было выяўлена каля 90 успышак новых. Пасля вынаходства [[тэлескоп]]а ([[1609]] г.) і да ўспышкі [[Эта Кіля]] (1843 г.) еўрапейскія навукоўцы заўважылі ўсяго 5 успышак новых зорак. З другой паловы [[XIX]] стагоддзя ўспышкі новых звычайна адкрывалі штогод. [[Уільям Хагінс]] у [[1866]] годзе ўпершыню выканаў спектраскапічныя назіранні новай зоркі ([[T Паўночнай Кароны|новай Паўночнай Кароны 1866]]) і выявіў наяўнасць вакол яе газавай абалонкі, якая свеціцца ў лініях вадароду. У XX стагоддзі было толькі 5 гадоў, на працягу якіх не было заўважана ніводнай успышкі новых: 1908, 1911, 1923, 1965 і 1966 года. У XXI стагоддзі традыцыйна за год адкрываецца да 10 успышак новых. Бляск большасці новых перавышае 12 зор. вел., але рэдка апыняецца вышэй за 6 зор. вел. У гэты момант прафесійнымі астраномамі рэалізуецца праект «E-Nova Project» па ўсехвалевым даследаванні ўспышак новых зорак<ref>[https://safe.nrao.edu/evla/nova/ Сайт праекта «E-Nova Project»]</ref>. Аматары астраноміі таксама актыўна назіраюць гэты тып аб’ектаў<ref>[http://www.astrosurf.com/buil/us/spe7/novae.htm Спектральныя назіранні ўспышак новых зорак] (французскі аматар астраноміі)</ref>.

== Новыя як індыкатары адлегласці ==
Новыя маюць добрыя шанцы быць выкарыстанымі ў якасці [[Шкала адлегласцяў у астраноміі|стандартных свечак]]. Хай, да прыкладу, размеркаванне яе [[Абсалютная зорная велічыня|абсалютнай зорнай велічыні]] бімадальна, з асноўнай вяршыняй у −7,5 і меншай у −8,8. Акрамя таго, абсалютная зорная велічыня новай застаецца прыблізна аднолькавай (-5,5) каля 15 дзён пасля выбуху. Вызначэнне адлегласцей [[Галактыка|галактык]] і [[Скопішча галактык|скопішчаў галактык]] пры дапамозе новых даюць такую ж дакладнасць, як і пры выкарыстанні [[Цэфеіда|цэфеід]].

== Наменклатура, тыпы і класіфікацыя новых зорак ==
Да 1925 г. новыя зоркі называліся ў адпаведнасці з наменклатурай [[Пераменныя зоркі|пераменных зорак]] [[Фрыдрых Вільгельм Аўгуст Аргеландэр|Фрыдрыха Аргеландэра]] 1862 года, гэта значыць імя складалася з літарнага індэкса, які адпавядае парадку іх адкрыцця ў [[Сузор’е|сузор’і]], і назвы сузор’я. Так, напрыклад, у гэтай наменклатуры новая 1901 года ў [[Персей (сузор’е)|сузор’і Персея]] пазначалася як '''GK Per'''. З 1925 года новыя называюцца як пераменныя зоркі, гэта значыць індэксам V, парадкавым нумарам адкрыцця ў сузор’і і назвай сузор’я: так, напрыклад, новая 1975 года ў сузор’і Лебедзя пазначаецца як '''V1500 Cyg'''.

Непацверджаныя новыя пазначаюць літарамі PNV ({{lang-en|Possible Nova}}) з нябеснымі каардынатамі ў фармаце: Jhhmmssss+ddmmsss.

Новыя зоркі з’яўляюцца падкласам [[катаклізмічныя пераменныя|катаклізмічных пераменных зорак]] ({{lang-en|'''C'''ataclysmic '''V'''ariable}}, абр. '''CV'''). Вылучаюць класічныя новыя з вялікім перыядам паміж успышкамі і паўторныя новыя з адносна частай паўтаральнасцю ўспышак.
* '''Na''' — хуткія новыя, англ. ''rapid novae'', прадстаўнік GK Per
* '''Nb''' — павольныя новыя, англ. ''slow novae''
* '''Nc''' — лімітава павольныя новыя, англ. ''extremely slow novae'', прадстаўнік RT Ser
* '''NR''' — паўторныя новыя, англ. ''recurrent novae''.

=== Новыя ярчэйшыя за 6 зор. вел., пачынаючы з 1890 ===
{{main|Спіс новых зорак}}
{| border="2" cellpadding="2" cellspacing="0" style="margin:4px; border:4px solid #cccccc;"
|- align="center" bgcolor="cccccc"
|Год || Новая || [[Бачная зорная велічыня|Максімальны бляск]]
|-
|[[1891]]
|[[T Aurigae]]
|3,8
|-
|[[1898]]
|[[V1059 Sagittarii]]
|4,5
|-
|[[1899]]
|[[V606 Aquilae]]
|5,5
|-
|[[1901]]
|[[GK Persei]]
|0,2
|-
|[[1910]]
|[[Nova Lacertae 1910]]
|4,6
|-
|[[1912]]
|[[Nova Geminorum 1912]]
|3,5
|-
|[[1918]]
|[[V603 Aquilae]]
| −1,8
|-
|[[1920]]
|[[Nova Cygni 1920]]
|2,0
|-
|[[1925]]
|[[RR Pictoris]]
|1,2
|-
|[[1934]]
|[[DQ Herculis]]
|1,4
|-
|[[1936]]
|[[CP Lacertae]]
|2,1
|-
|[[1939]]
|[[BT Monocerotis]]
|4,5
|-
|[[1942]]
|[[CP Puppis]]
|0,3
|-
|[[1950]]
|[[DK Lacertae]]
|5,0
|-
|[[1960]]
|[[V446 Herculis]]
|2,8
|-
|[[1963]]
|[[V533 Herculis]]
|3
|-
|[[1970]]
|[[FH Serpentis]]
|4
|-
|[[1975]]
|[[V1500 Cygni]]
|2,0
|-
|[[1984]]
|[[QU Vulpeculae]]
|5,2
|-
|[[1986]]
|[[V842 Centauri]]
|4,6
|-
|[[1991]]
|[[V838 Herculis]]
|5,0
|-
|[[1992]]
|[[V1974 Cygni]]
|4,2
|-
|[[1999]]
|[[V1494 Aquilae]]
|5,03
|-
|[[1999]]
|[[V382 Velorum]]
|2,6
|-
|[[2007]]
|[[V1280 Scorpii]]
|3,75
|-
|[[2013]]
|[[V339 Дэльфіна]]
|4,3
|-
|[[2013]]
|[[Новая Цэнтаўра 2013]]
|3,5
|}

=== Паўторныя новыя ===
{{main|Паўторныя новыя}}
Паўторныя новыя — клас новых зорак, якія назіраліся ў некалькіх магутных успышках з інтэрвалам паміж успышкамі ў некалькі дзясяткаў гадоў, пры якіх яркасць зоркі павялічваецца ў сярэднім на 10<sup>m</sup>

=== Цікавыя новыя ===
* [[DM Ліры]] ([[Карлікавыя новыя|карлікавая новая]])
* [[A0620-00]] (першая адкрытая рэнтгенаўская новая, магчыма паўторная)

== Гл. таксама ==
* [[Катаклізмічныя пераменныя]]
* [[Звышновая]]
* [[Падвойная зорка]]

== Крыніцы ==
{{Крыніцы}}

== Літаратура ==
* [http://www.astronet.ru/db/msg/1201870/index.html ''{{nobr|Псковский Ю. П.}}''. Новые и сверхновые звезды. М., 1985]
* [http://www.astronet.ru/db/msg/1169756 ''{{nobr|Шугаров С. Ю.}}''. Основные физические характеристики катаклизмических звезд. ГАИШ, 1999]
* Zeilik, Michael. ''Conceptual Astronomy'' New York: John Wiley & Sons, Inc., 1993.
* Alloin, D., and W. Gieren, eds. ''Lecture Notes: Stellar Candles for the Extragalactic Distance Scale.'' Robert Gilmozzi and Massimo Della Valle, «Novae as Distance Indicators», pp. 229–241. Berlin: Springer, 2003.

== Дадатак ==
* Па [[Спектральны клас|класіфікацыі Моргана-Кінана]] (''гарвардская класіфікацыя''), новая адносіцца да тыпу Q.

== Спасылкі ==
{{Навігацыя}}
* [http://www.astronet.ru/db/msg/1188495 Новыя зоркі] // Астранет
* [http://www.tsm.toyama.toyama.jp/curators/aroom/var/nova/1600.htm Спіс успышак Новых з 1678 года] {{Архівавана|url=https://web.archive.org/web/20100329153823/http://www.tsm.toyama.toyama.jp/curators/aroom/var/nova/1600.htm |date=29 сакавіка 2010 }}
* [http://www.phys.lsu.edu/recurrentnova/ Старонка Паўторных Новых]
* [http://arxiv.org/abs/1004.3698 Класіфікацыя ўспышак Новых] (на аснове аналізу 93 крывых бляску)
* [http://adsabs.harvard.edu/abs/1992AJ....104..725W Класіфікацыя Новых па спектрах]
* [http://www.aavso.org/vsots_gkper Класіфікацыя ўспышак Новых] // [[Амерыканская Асацыяцыя назіральнікаў пераменных зорак|AAVSO]] {{ref-en}}
* [http://www.aavso.org/vsots_novae Падрабязны артыкул на AAVSO пра Новыя зоркі]{{ref-en}}
{{Бібліяінфармацыя}}

[[Катэгорыя:Астрафізіка]]
[[Катэгорыя:Новыя]]
[[Катэгорыя:Пераменныя зоркі]]