Повторные новые — класс новых звёзд, которые наблюдались в нескольких мощных вспышках c интервалом между вспышками в несколько десятков лет, при которых яркость звезды увеличивается в среднем на 10^m величин^[1].

Есть по крайней мере два класса повторных новых^[1]:

1. Повторные новые типа U Скорпиона. В этом типе, раздувшаяся звезда-компаньон потеряла большую часть своих внешних слоев, во время перетекания материала на горячий, массивный белый карлик.

2. Повторные новые типа RS Змееносца. Это двойная система, которая состоит из красного гиганта и массивного белого карлика. Взрыв происходит внутри внешних слоев красного гиганта и вызван термоядерной реакцией материала аккрецировавшего на белый карлик.

В случае повторных новых и классических новых, выброшенная оболочка может быть обнаружена спектроскопически, а у карликовых новых это невозможно.

История наблюдений повторных новых

Первая повторная новая была обнаружена в 1902 году, когда вспыхнулаT Компаса, вспыхивавшая до этого в 1890 году. Явление повторной вспышки новой звезды показалось нехарактерным для обычных новых, и эту звезду перевели в класс новоподобных звёзд. Но вскоре были открыты еще несколько повторных новых, а T Компаса к настоящему времени повторила вспышки еще четыре раза.

Эти катаклизмические переменные привлекают внимание из-за невероятной амплитуды их блеска, как правило, 8^m-12^m величин, и редкости этих событий. Многие из этих вспышек происходят раз в жизни астронома, в этом смысле они похожи на появление кометы Галлея^[2].

Сейчас собраны данные о более чем 200 вспышках новых и сверхновых звезд, замеченных в древности, и среди них, несомненно, встречаются и ярчайшие повторные новые. В древности замечались только самые яркие вспышки - не слабее 3-й звездной величины.

В районе вспышки CI Орла 1918 году. европейские наблюдатели видели вспышки около 125 года и, возможно, в 1612 году. На месте новой Персея 1901 году. была замечена вспышка в 839 году^[3] .

Первая теория повторных новых

В 1934 году советские астрономы П.П. Паренаго и Б.В. Кукаркин сравнили амплитуды и циклы повторных новых звезд и переменных типа U Близнецов. Оказалось, что чем больше амплитуда, тем больше и цикл между вспышками: у переменных типа U Близнецов амплитуды небольшие и короткие промежутки между вспышками, а у повторных новых и то и другое больше, следовательно, если обычные новые звезды имеют еще большие амплитуды блеска, то они должны повторять свои вспышки через более длительные промежутки времени. Они вывели зависимость «средняя продолжительность цикла—средняя амплитуда» для карликовых новых:

Здесь — амплитуда в фотографических лучах, а продолжительность цикла выражена в сутках.

По немногочисленным известным в то время повторным новым Кукаркин и Паренаго сделали вывод, что зависимость эта, по-видимому, применима и к повторным новым. В те времена была известна новаяT Северной Короны, вспыхивавшая в 1866 году. Более ранние вспышки этой звезды не наблюдались, однако сравнительно небольшая амплитуда вспышки (8^m) сближала T Северной Короны с повторными новыми. Кукаркин и Паренаго рискнули предсказать повторную вспышку звезды через 80 - 100 лет после вспышки 1866 года. Если обнаружившаяся взаимосвязь между амплитудами и циклами существует в действительности, то эта новая звезда по их расчетам должна была повторить вспышку между 1926 и 1966 гг. 8 февраля 1946 года любитель астрономии, путевой обходчик А.С. Каменчук, хорошо знавший звездное небо, обнаружил в созвездии Северной Короны «лишнюю» звезду 2-й величины (такую величину в этом небольшом созвездии имела лишь самая яркая её звезда – Гемма). Астрономы профессионалы заметили эту звезду лишь 9 февраля, когда она уже стала убывать в блеске.

Однако, этот пример крайне удачного научного прогноза не совсем корректен . Действительно, он основан на свойствах переменных звезд совсем другого типа, с иной природой и энергетикой вспышек (чего не знали Кукаркин и Паренаго). Кроме того, T Северной Короны - не вполне типичный представитель повторных новых, с гигантом вместо субгиганта в качестве поставщика вещества, аккрецируемого на белый карлик, а следовательно, с более высоким вкладом этого компонента в суммарный блеск системы и, как следствие, с заниженной амплитудой^[4].

Повторные новые и классические новые

В общем каталоге переменных звезд (ОКПЗ) повторные новые включены в ту же категорию, что и новые звезды, однако выделяются особенности их кривых блеска и обозначаются как «NR», т.е. периодические, с тем только отличием, что две или более вспышек, разделены промежутком в 10-80 лет. Это означает, что механизм вспышки, орбитальные периоды, спектры и характер компонентов этих тесных двойных систем являются одинаковыми или очень похожими на классические новые звезды^[5] .

Классические новые - это близкие двойные системы с орбитальными периодами от 0,05 до 230 дней. Основной системы является горячий белый карлик, а вторичный, более холодный, компонент может быть гигантом, субгигантом, или карликом спектрального класса К или М. Также для них характерно время, необходимое для перехода от состояния вспышки к состоянию покоя порядка 1-3 дня. То же самое, вероятно, справедливо для повторных новых^[2].

Причиной вспышки классической новой является термоядерная реакция на поверхности белого карлика. После нескольких лет массообмена между звёздами, температура и давление на поверхности белого карлика становятся достаточными, , чтобы взорваться. Причём, масса этого материала может иметь массу 30 Земель. Как только температура становится достаточно высокой, этот слой начинает расширяться. За минуты в процессе расширения оболочки может быть достигнута скорость 3 000 км/с, а сама расширяющаяся оболочка может достигнуть светимости в 100 000 солнечной. После 1 000 дней или около того оболочка расширяется до такой степени, что её можно рассматривать как туманность окружающую звёздную пару. За сотни лет оболочка рассеивается в межзвездной среде^[2].

Можно отметить, что пока новая не повторит вспышки, она ничем не отличается от новых, имевших единственную вспышку; среди повторных новых есть и быстрые и медленные: абсолютные величины повторных новых такие же, как у обычных новых. Однако, по амплитудам блеска, спектральным деталям и другим особенностям повторные новые сходны между собой больше, чем с обычными новыми, не имевшими повторных вспышек. Так, почти все повторные новые имеют амплитуды колебания блеска, меньшие, чем новые, не повторявшие вспышек^[2][4].

Большинство новых звезд, вероятно, вспыхивают более чем один раз в жизни. Масса белых карликов определяет количество материала, который необходимо накопить перед запуском вспышки. В системах с белым карликом 0,6 солнечной массы время накопления может занять до 5 миллионов лет между вспышками. В системе с белым карликом 1,3 солнечной массы время накопления может занять 30 000 лет между вспышками^[2].

Таковы же механизмы и повторных новых Но могут ли они быть системами того же типа, но с ещё более массивным белым карликом? Теоретически это возможно. Темп аккреции системы с белым карликом 1,4 солнечной массы может иметь время накопления менее 100 лет. T Компаса может быть одной из таких систем. Но в настоящее время всё же не ясно: является ли механизм вспышки всех повторных новых таким же, как и для классических новых, или некоторые из них являются результатом действия звёздного ветра, или результатом неустойчивости в аккреционных дисков^[2].

Связь повторных новых с некоторыми сверхновыми типа Ia

Еще более интересным является возможность того, что повторные новые на самом деле могут быть прародителями сверхновых типа Ia. Наблюдения вспышек классических новых и образующихся в результате вспышек туманностей указывают на то, что белые карлики могут терять массу с течением времени во время повторных вспышек. Однако, самые тяжелые белые карлики, с их более высоким темпом аккреции, могут фактически наращивать массу с течением времени. Хотя большая часть аккрецировавшего вещества сбрасывается во время вспышки, однако какая-то часть его сохраняется. Масса белых карликов некоторых повторных новых в настоящее время выросла почти до предела Чандрасекара и вскоре он может взорваться как сверхновая типа Ia^[6].

Наблюдения повторных новых

В силу своей редкости периодические новые чрезвычайно интересны для астрономов. Наблюдения этих звезд на протяжении десятилетий является чрезвычайно ценным вкладом, который визуальный наблюдатель, в т.ч. любитель, может внести в науку, но эта задача не из легких^[2].

Лесли Пельтье, одного из лучших наблюдателей AAVSO, безуспешно следивший за T Северной Короныдолгие годы в сыоей книге «Звёздные ночи Starlight» («Starlight Nights») пишет:

С 1920 года я наблюдал её при каждом удобном случае. Уже более двадцати пяти лет я смотрел на неё от ночи к ночи, как она ворочается в своём прерывистом сне. Однажды ночью в феврале 1946 года она зашевелилась, медленно открыла глаза , а затем быстро отбросила одеяло и встала! Почти восемьдесят лет прошло с тех пор как звезда разрушила симметрию Северной Короны. и где был я, её самозваный опекун, в тот самый момент - ночь когда она проснулась? Я спал!

Пельтье поставил будильник на 2:30 ночи, чтобы наблюдать переменные. Когда он поднялся, небо было ясным и звезды ярко сияли, но он решив, что ночь слишком холодная решил вернуться в постель^[2].

Известные повторные новые

Понятие повторной новой условно: можно сказать, что все новые являются повторными, различие состоит только в интервалах между вспышками. Решающим подтверждением гипотезы Кукарина-Паренаго было бы обнаружение повторности вспышек обычных новых звезд с большими амплитудами. Но интервал между их вспышками составляет тысячи лет, и ожидание их повторения выглядит безнадежным.Астрономы ждут вспышек других повторных новых звезд, наблюдавшихся в XX веке и в более раннее время: наблюдения за ними исключительно важны^[3].

В таблице представлены, известные повторные новые^[2].

Примечания