Новая Дельфина 2013 — новая звезда, открытая в созвездии Дельфина в ночь с 14 на 15 августа 2013 года японским астрономом-любителем Коити Итагаки.

За день до открытия находившаяся на этом месте звезда PNV J20233073+2046041 имела 17-ю звёздную величину. В момент открытия блеск составлял 6,8^m, в течение ближайших двух дней её блеск увеличился почти до 4^m. 17 августа звезда была видна невооружённым глазом. Она стала наиболее яркой новой на небе с 1999 года. Блеск достиг максимума (примерно 4,3^m), после чего стал медленно уменьшаться. В момент максимума светимость по отношению к состоянию до вспышки (блеск 17,1^m) выросла примерно в 130 000 раз. Можно сравнить две фотографии, полученные 13 мая и 14 августа 2013 года.

На сайте Лаборатория космических исследований представлена статья об открытии Новой звезды в созвездии Дельфина. В этой статье дополнительная информация.

Определение температуры оболочки по энергии возбуждения наблюдаемых линий

В начале вспышки на фоне непрерывного спектра белого карлика появились линии водорода, нейтрального гелия и однажды ионизированных кальция и железа. Это излучал газ, захваченный из протяженной атмосферы соседней звезды, скорее всего, находящейся на стадии «холодного» гиганта или сверхгиганта (температура – две три тысячи кельвинов). Этот газ не участвовал в термоядерных реакциях и поэтому сохранился, сам же белый карлик уже израсходовал весь свой водород. (У некоторых новых компонентом оказывался красный карлик). Через несколько дней в период наибольшей яркости Новой появились линии излучения, требующие большей энергии возбуждения (температура – миллионы кельвинов), это спектры более глубоких и более горячих слоев оболочки, располагавшихся вблизи поверхности белого карлика в которых произошел термоядерный взрыв. Наблюдались линии азота, кислорода, ионизированных атомов кремния, магния, титана и др. Яркость Новой увеличилась в сотни тысяч раз, поэтому спектр второго компонента двойной звезды наблюдать очень трудно.

Определение скорости расширения оболочки

О скоростях расширения оболочки, достигающих у Новой Дельфина нескольких тысяч километров в секунду (!), судят по доплеровским сдвигам внутри спектральных линий, превратившихся в полосы. Наблюдаемая скорость превышает параболическую для белого карлика, поэтому «оболочка истекает».

Причины превращения спектральных линий в полосы понятны из рисунка 1.

Рис. 1.

Области оболочки, движущиеся перпендикулярно лучу зрения, (а), излучают несмещенную длину волны, так как проекция их скорости на луч зрения равна нулю. Радиальные проекции скоростей газа в полусфере, движущейся от наблюдателя, формируют длинноволновое крыло полосы излучения. Полусфера, движущаяся к наблюдателю, излучает линии, смещенные в коротковолновую сторону, формируя коротковолновую часть полосы излучения. Область (г), направленная к наблюдателю, также излучает, но еще сильнее поглощает свет расположенной за ней звезды. В этой области образуется линия поглощения. Скорость в области (г) целиком направлена к наблюдателю, именно она дает реальное значение скорости расширения оболочки. Радиальная скорость области (г) больше всех проекций скоростей других частей оболочки, поэтому линия поглощения сдвинута в коротковолновую сторона сильнее всех линий полосы излучения. Скорость расширения оболочки вычисляется по формуле Доплера. Область (г’) в формировании спектра не участвует, так как экранируется белым карликом.

Каждый химический элемент дает свой набор линий, вернее, полос. Чем шире эмиссионная полоса и чем сильнее сдвинута линия поглощения, тем больше скорость соответствующих атомов или ионов.

Так было установлено, что в максимуме блеска Новой внутренние горячие слои догоняют и обгоняют более холодные наружные.

Определение расстояния до Новой

Обычный метод определения расстояний до звезд, находящихся на расстояниях, недоступных для измерений при помощи параллакса, основан на знании модуля расстояния, равного разности видимой звездной величины и абсолютной. Для Новой Дельфина этот метод не годится, так как не известна ее видимая звездная величина до вспышки. Известно только, что звезда была слабее 17-й звездной величин. Поэтому поглощение света на пути от звезды к Земле, влияющее на оценку расстояния, тоже учесть невозможно.

Используется оригинальный, но не очень точный метод.

Измеряется угол Dr (см. рис. 2), на который расширилась оболочка за промежуток времени Dt (дни, месяцы или годы). Зная скорость расширения оболочки в километрах в секунду, определяют, на сколько километров продвинулась за это же время перпендикулярно лучу зрения наблюдаемая часть оболочки, то есть находят Dr.

Рис. 2

Выражая угол в радианах и решая треугольник, получают расстояние до Новой R в километрах. Удобнее измерять изменение углового диаметра всей расширяющейся звезды и учитывать, что в картинной плоскости она расширяется в обе стороны. Недостаток метода в том, что за время Dt оболочка расширяется с непостоянной скоростью.

http://www.astronomerstelegram.org/?read=5297

http://www.astronomerstelegram.org/?read=5294