Попытки убедить атеиста в том, что он таки неправ

[Пyмяyx**]

Именно так.

[bombay]

Именно так.

То есть какое то время эта масса существовала как единое целое, а потом вдруг разлетелась на куски и образовались звёзды и планетные системы. И насколько я понимаю орбиты этих систем сформировались как результат этого взрыва? То есть в глобальном смысле то, что сейчас происходит во вселенной является следствием этого взрыва?

[Пyмяyx**]

Именно так.

[bombay]

Именно так.

Значит все звёзды постепенно теряют массу и затухают?

[Пyмяyx**]

Конечно.

[bombay]

Конечно.

​Почему тогда и сейчас зажигаются новые звёзды?

[Пyмяyx**]

​Новая звезда

[править | править код]Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 7 июня 2017; проверки требуют 10 правок.

Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 7 июня 2017; проверки требуют 10 правок.




Перейти к навигацииПерейти к поискуУ этого термина существуют и другие значения, см. Новая звезда (значения).
Запрос «Нова» перенаправляется сюда; см. также другие значения.
Но́вые звёзды, в астрономической литературе обычно просто «новые» (лат. nova [ед. число], novae [мн. число]) — звёзды, светимость которых внезапно увеличивается в ~10³—10⁶ раз (в среднем увеличение светимости — в ~10⁴, блеска — на ~12 звёздных величин).
Содержание

• 1Наблюдаемые характеристики звёзд
• 2Механизм вспышки
• 3Историческое значение
• 4История исследований
• 5Новые как индикаторы расстояния
• 6Номенклатура, типы и классификация новых звёзд
  
  • 6.1Новые ярче 6 зв. вел., начиная с 1890
  • 6.2Повторные новые
  • 6.3Интересные новые
  
  
• 7См. также
• 8Примечания
• 9Литература
• 10Дополнение
• 11Ссылки

Наблюдаемые характеристики звёзд[править | править код]


Изменение блеска новой Лебедя 1975 г. (V1500 Cyg)


По классификации Моргана — Кинана (гарвардская классификация), новая относится к типу Q.
Механизм вспышки[править | править код]

Аккреция на белый карлик в тесной двойной системе (в представлении художника)


Все новые звёзды (как и новоподобные и катаклизмические переменные) являются тесными двойными системами, состоящими из белого карлика и звезды-компаньона, находящейся на главной последовательности, либо достигшей в ходе эволюции стадии красного гиганта и заполнившей свою полость Роша. В таких системах происходит перетекание вещества внешних слоёв звезды-компаньона на белый карлик через окрестности точки Лагранжа L₁, перетекающее вещество образует вокруг белого карлика аккреционный диск, скорость аккреции на белый карлик постоянна и определяется параметрами звезды-компаньона и отношением масс звёзд-компонентов двойной системы; состав падающего на белый карлик газа типичен для внешних слоёв красных гигантов и звёзд главной последовательности — более 90 % водорода.

Зависимость давления вырожденного газа от температуры: вспышка новой (реакции CNO-цикла) развивается на горизонтальном участке


Белые карлики представляют собой «выгоревшие» ядра красных гигантов, в ходе эволюции сбросивших свою оболочку; их состав зависит от массы исходной звезды: эволюция менее массивных звёзд ведёт к гелиевым белым карликам, в результате эволюции звёзд с большей массой, в ядре которых шла тройная гелиевая реакция, образуются углеродные белые карлики. В любом случае для развития вспышки новой ключевыми являются два фактора: крайне низкое содержание водорода и вырожденное состояние вещества белого карлика.
Аккрецируемый газ накапливается на поверхности белого карлика, образуя обогащённый водородом слой, из-за крайне высокого ускорения свободного падения на поверхности белого карлика (~10⁶ м/с²) этот слой находится в вырожденном состоянии и дополнительно разогревается потоком из аккреционного диска, скорость падения которого составляет ~1000 км/с. По мере накопления водорода в поверхностном слое и повышения его температуры в обогащённом водородом слое начинают идти термоядерные реакции CNO-цикла, этому способствует и проникновение в вырожденный поверхностный слой углерода из нижележащих слоёв белого карлика. В невырожденных условиях энерговыделение идущих в веществе термоядерных реакций, приводящее к повышению температуры, приводит к росту давления и, соответственно, расширению, понижению плотности и снижению скорости ядерных реакций (пропорциональной плотности и температуре) — то есть установлению саморегулирующегося гидростатического равновесия, как это происходит в недрах звёзд главной последовательности. Однако особенностью нерелятивистского вырожденного газа является крайне слабая зависимость давления от температуры: P ∼ K ρ 5 / 3 {\displaystyle P\sim K\rho ^{5/3}} . Результатом является взрывоподобное ускорение реакций термоядерного синтеза в богатой водородом оболочке, температура резко возрастает до снятия вырождения при данной плотности, и формируется ударная волна, сбрасывающая верхний слой водородной оболочки белого карлика в окружающее пространство. Такое взрывное нарастание скорости термоядерных реакций в вырожденном звёздном веществе является достаточно типичным явлением: сходную природу имеют гелиевые вспышки красных гигантов и углеродная детонация в вырожденных ядрах массивных звёзд и массивных белых карликов при превышении предела Чандрасекара.
Вскоре после вспышки начинается новый цикл аккреции на белый карлик и накопления водородного слоя и, через некоторое время, определяемое темпами аккреции и свойствами белого карлика, вспышка повторяется. Интервал между вспышками составляет от десятков лет у повторных новых до тысяч лет у классических новых звёзд.
Историческое значение[править | править код]

При наблюдении сверхновой SN 1572 в созвездии Кассиопея астроном Тихо Браге отразил это в своих записях как о новой звезде (от лат. de stella nova), дав тем самым рождение термину новая. В своих работах он утверждал, что так как движение близких объектов должно быть заметно относительно неподвижных звёзд, то новая должна находиться очень далеко.
История исследований[править | править код]

За 2200 лет (532 г. до н. э. — 1690 г. н. э.) в китайских и японских летописях было выявлено около 90 вспышек новых. Европейская исследовательская группа с участием Геттингенского университета обнаружила вблизи центра шарового скопления Messier 22 (NGC 6656) эмиссионную туманность, возможно, являющуюся останками новой звезды, которую китайские астрономы видели в мае 48 года до нашей эры^[1].
После изобретения телескопа (1609 г.) и до вспышки Эта Киля (1843 г.) европейские учёные заметили всего 5 вспышек новых звезд. Со второй половины XIX века вспышки новых обычно открывали ежегодно. Уильям Хаггинс в 1866 году впервые выполнил спектроскопические наблюдения новой звезды (новой Северной Короны 1866) и обнаружил наличие вокруг неё газовой оболочки, светящейся в линиях водорода. В XX веке было только 5 лет, в течение которых не было замечено ни одной вспышки новых: 1908, 1911, 1923, 1965 и 1966 года. В XXI веке традиционно за год открывается до 10 вспышек новых. Блеск большинства новых превышает 12 зв. вел., но редко оказывается выше 6 зв. вел. В данный момент профессиональными астрономами реализуется проект «E-Nova Project» по всеволновому исследованию вспышек новых звезд^[2]. Любители астрономии также активно наблюдают этот тип объектов^[3].
Новые как индикаторы расстояния[править | править код]

Новые имеют хорошие шансы быть использованными в качестве стандартных свеч. Пусть, к примеру, распределение её абсолютной звёздной величины бимодально, с основной вершиной в −7,5 и меньшей в −8,8. Кроме того, абсолютная звёздная величина новой остаётся приблизительно одинаковой (−5,5) около 15 дней после взрыва. Определение расстояний галактик и скоплений галактик при помощи новых дают такую же точность, как и при использовании цефеид.
Номенклатура, типы и классификация новых звёзд[править | править код]

До 1925 г. новые звёзды именовались в соответствии с номенклатурой переменных звёзд Фридриха Аргеландера 1862 года, то есть имя состояло из буквенного индекса, соответствующего по порядку их открытия в созвездии, и названия созвездия. Так, например, в этой номенклатуре новая 1901 года в созвездии Персея обозначалась как GK Per. С 1925 года новые именуются как переменные звёзды, то есть индексом V, порядковым номером открытия в созвездии и названием созвездия: так, например, новая 1975 года в созвездии Лебедя обозначается как V1500 Cyg.
Неподтверждённые новые обозначают буквами PNV (англ. Possible Nova) с небесными координатами в формате: Jhhmmssss+ddmmsss.
Новые звёзды являются подклассом катаклизмических переменных звёзд (англ. Cataclysmic Variable, аббр. CV). Выделяют классические новые с большим периодом между вспышками и повторные новые с относительно частой повторяемостью вспышек.

• Na — быстрые новые, англ. rapid novae, представитель GK Per
• Nb — медленные новые, англ. slow novae
• Nc — предельно медленные новые, англ. extremely slow novae, представитель RT Ser
• NR — повторные новые, англ. recurrent novae.

Новые ярче 6 зв. вел., начиная с 1890[править | править код]

Основная статья: Список новых звёзд

Год	Новая	Максимум блеска
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 Геркулеса	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	3,0
1970	FH Serpentis	4,0
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 Дельфина	4,3
2013	V1369 Центавра	3,3
2015	Новая Стрельца 2015	4,0
2016	SMCN 2016-10a	−10,5

Повторные новые[править | править код]

Основная статья: Повторные новые
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
Интересные новые[править | править код]

• DM Лиры (карликовая новая)
• A0620-00 (первая открытая рентгеновская новая, возможно повторная)

См. также[править | править код]

• Кварковая новая
• Катаклизмические переменные
• Сверхновая
• Двойная звезда

[bombay]

​Новая звезда

• 
  

Я уже девушке писал, что если вы что то понимаете, то можете кратко передать суть. Мне интересно как Вы это понимаете, а судя по такому ответу ничего не понимаете, просто прячетесь за статьёй.

[HellGirl]

Думаю, что и я, и Пум прекрасно понимают, о чем речь.
Коротко: новая звезда не возникает из ничего.
Это процесс слияния двух звезд, при котором яркость звезды (до этого очень тусклой и незаметной) резко повышается, в результате чего "новая" звезда становится видна невооруженным глазом. Это как если в затухающий костер подкинуть дровишек (Роль дровишек в данном случае играет материал, перетянутый от звезды-компаньона).

Судя по Википедии это общепринятая в науке теория. То есть иной научно обоснованной теории нет.
Отмечу, что все это имеет к атеизму весьма отдаленное отношение.
От темы Атеизм vs вера мы плавно перешли к теме наука vs вера.

[Пyмяyx**]

Ну, прямо некрасиво как-то. Мои оппоненты таскают статьи из Интернета мегабайтами. Я, кстати, не в обиде, читаю с интересом. А тут решил вместо того, чтобы стучать по клавишам, выложить хорошую статью и получил по рукам!

В кратце? "Новые" - условное название. Новые звёзды получаются из страх. Ну, вот порезали старое платье и из него сшили блузку. Воть вам и новое платье.

А есть ещё сверхновые, самые яркие. Так вот, когда появляется сверхновая, это не рождение звезды, а её о смерть: взрыв.