Созвездие Лебедь - одно из богатейших достопримечательностями среди всех остальных. Его альфа - Денеб, ярко сияет в летнем небе и относится к ярчайшим звездам летнего неба. Это созвездие имеет множество двойных звёзд, скоплений и туманностей.

Созвездие Лебедь очень хорошо заметно на небе благодаря характерной форме из ярких звезд, которая называется Северным Крестом. Оно относится к , так как именно в это время года поднимается на максимальную высоту и наиболее удобно для наблюдений.

Это созвездие летом расположено на юго-востоке и перемещается к югу, довольно высоко над горизонтом. Найти его очень просто, благодаря яркой звезде Денеб – это альфа в созвездии Лебедь, и фигуре, напоминающей крест. Эта фигура на древних картах изображает лебедя.

Денеб – одна из вершин фигуры, которая называется Летним Треугольником. Другие его вершины образуют Вега – альфа , и Альтаир – альфа Орла. Эти три звезды – самые яркие на летнем небе.

Созвездие Лебедь расположено на фоне Млечного Пути, поэтому в нём очень много интересных объектов – звёзд, звёздных скоплений, туманностей. Для любителя астрономии, вооруженного даже небольшим телескопом, здесь большое раздолье.

Звёзды созвездия Лебедь

Это большое и замечательное созвездие имеет немало интересных звёзд. Некоторые двойные, например, Альбирео, входят в число самых красивых пар, причем наблюдать их можно и в небольшой телескоп. Каждая звезда отличается от других, поэтому разберем самые примечательные.

Денеб – главная звезда в созвездии Лебедя

Денеб , α Лебедя, сияет на фоне Млечного Пути, подобно бриллианту. Эта звезда входит с список ярчайших звезд. Расстояние до неё огромно – 1640 световых лет, однако она имеет яркость +1.25m.

Такая яркость, несмотря на огромное расстояние, объясняется просто. Денеб – одна из самых больших и мощных звёзд, известных на сегодняшний день. Диаметр этого белого сверхгиганта сравним с диаметром земной орбиты, то есть эта звезда больше Солнца в 240 раз, а света она излучает в 67000 раз больше! Солнце излучает света за 140 лет столько же, сколько Денеб за 1 день.

Как и у всех сверхгигантов, жизнь альфы созвездия Лебедь коротка. Он уже истратил весь свой водород, и через пару миллионов лет взорвется сверхновой. Когда будете смотреть на эту звезду, вспомните, какой это невероятно далекий, однако и невообразимо яркий огненный шар.

Альбирео – самая красивая двойная звезда

Если Денеб расположен в хвосте Лебедя, то Альбирео – в его клюве. Это бета созвездия, которая находится на противоположном конце его «креста».

Альбирео – одна из красивейших звездных пар. Даже в небольшой телескоп можно легко заметить оранжевый гигант яркостью 3.4m, и расположенную неподалеку голубую звезду яркостью 5.1m. Их цвет хорошо заметен, и на эту пару можно долго любоваться. Угловое расстояние между звездами – 34”.

Двойная звезда Альбирео — одна из красивейших пар.

Обе звезды физически связаны и входят в одну систему, обращаясь около общего центра масс примерно за 100 тысяч лет – так велико расстояние между ними.

На самом деле эта звезда тройная. Оранжевый гигант имеет еще одного голубого компаньона, но эта пара очень тесная, и в телескоп не различима. Расстояние до этой интересной системы – 385 световых лет.

61 Лебедя – «Летящая звезда»

Немного в стороне от Денеба можно найти интересную двойную звезду под названием 61 Лебедя . Эта пара состоит из двух оранжевых карликов, каждый из которых намного меньше Солнца. Полный оборот они делают за 678 лет. Разделить их можно уже в небольшой телескоп. Хотя звезду и можно найти невооруженным глазом, однако яркость её невелика, поэтому лучше использовать хотя бы бинокль.

Замечательна 61 Лебедя своей историей. Находится эта звезда в 11 световых годах от нас, то есть довольно близко. Поэтому её смещение на небе можно заметить, что и было сделано еще в 1804 году итальянским астрономом Джузеппе Пиацци. И это была одна из первых звезд, до которой точно было определено расстояние, что стало еще одним подтверждением идей по устройству мира Джордано Бруно.

За быстрое перемещение эту звезду прозвали «Летящей звездой».

В 50-70 годах звезда 61 Лебедя наделала много шума. Некоторые наблюдения говорили об отклонениях в её траектории, что связывали с наличием нескольких планет массой в несколько масс Юпитера. Так как в то время еще никто не открывал планет у других звёзд, да и само их существование было лишь теорией, то это открытие стало настоящей сенсацией. Однако всё это не подтвердилось, и современная аппаратура никаких экзопланет у 61 Лебедя не обнаружила, хотя пылевой диск там, скорее всего, есть.

Когда будете направлять свой телескоп на созвездие Лебедя, обязательно взгляните на эту любопытную звезду. Она, кстати, и в фантастике упоминалась неоднократно, так что имеет некоторую известность. Да и просто это красивая пара.

Туманности и скопления в созвездии Лебедь

Это созвездие богато на разные туманные объекты. Здесь много звёздных скоплений и туманностей. Некоторые из них можно увидеть даже в бинокль, а другие будут доступны лишь мощному телескопу. Поэтому упомянем здесь наиболее яркие или примечательные из них.

М 29 – рассеянное звёздное скопление

Это скопление также имеет обозначение NGC 6913, и расположено оно рядом со звездой γ Лебедя, довольно яркой. Яркость его составляет 7.1m, поэтому невооруженному глазу оно недоступно, однако уже в бинокль это скопление легко обнаружить, и даже кое-что рассмотреть. В телескоп, даже небольшой, М 29 открывается во всей красе. Однако лучше всего для наблюдений использовать 150-мм или больший телескоп.

Скопление состоит из небольшого количества звезд, всего около 50. Самые яркие образуют четырехугольник и треугольник. Из-за своей формы скопление имеет название Градирня.

Расстояние до М 29 – 4000 световых лет, размер его достигает 11 световых лет, и оно приближается к нам со скоростью в 28 км/с. Из-за большого количества пыли и газа между нами и этим скоплением, в котором есть очень горячие гиганты, его звезды кажутся нам гораздо слабее, чем есть на самом деле.

М 39 – великолепное рассеянное скопление

Это скопление при яркости 4.2m можно легко найти невооруженным глазом. В Лебеде оно самое яркое из всех. Уже в 10-кратный бинокль M 39 выглядит весьма красиво и впечатляюще. Оно удалено от нас на 820 световых лет, и при изучении созвездия непременно найдите его – оно находится недалеко от Денеба.

NGC 6811 – рассеянное звёздное скопление

Это звездное скопление имеет яркость 6.8m, и легко находится в бинокль. Однако самые яркие звезды в нем – с яркостью 9.8m, и чтобы различить их, понадобится уже хотя бы небольшой телескоп. Как правило, скопление выглядит как небольшой звездный сгусток, но это обманчивое впечатление. На самом деле это очень обильное скопление, и звезд в нём более 1000, но яркость большинства – более 15m, поэтому они недоступны для любительских телескопов.

Расстояние до этого интересного скопления огромно – 3300 световых лет. А интересно оно тем, что в центре его мало звезд, и они сосредоточены вокруг. Почему центр пустует – загадка. Поэтому NGC 6811 – объект пристального изучения для космического телескопа «Кеплер».

Туманность «Вуаль» — NGC 6960

Это очень эффектная на фотографиях диффузная туманность. У неё есть еще и другие названия – Рыбачья сеть и Ведьмина метла. Она и в самом деле напоминает нечто подобное.

Эта туманность – остаток сверхновой, которая взорвалась несколько тысяч лет назад. Сейчас это просто огромнейшее газовое облако, раскинувшееся на 50 световых лет. Туманность настолько огромна, что занимает целых 3 градуса в поле зрения, и отдельные, самые яркие её части, обозначены в каталогах под собственными именами. Самая яркая её часть и называется Вуалью.

Туманность Вуаль в созвездии Лебедя.

Для поиска туманности можно использовать звезду 52 Лебедя, с яркостью 4.2m. Однако это трудный объект для визуальных наблюдений в любительские телескопы. Требуются узкополосные светофильтры и большая апертура, чтобы выявить её на фоне неба. Однако на фотографиях она получается неплохо.

Другие части этой туманности – NGC 6992 и NGC 6995, не менее эффектные.

Другие объекты созвездия Лебедь

Конечно, перечисленными скоплениями достопримечательности созвездия Лебедь не исчерпываются. В нем есть еще немало других скоплений и туманностей, но они являются гораздо более сложными объектами для наблюдений даже в мощные любительские телескопы.

Например, в созвездии Лебедь есть очень эффектная туманность NGC 7000, под названием «Северная Америка» . На фотографии она действительно напоминает этот материк. Её яркость – 4m, однако при наблюдении в бинокль или телескоп разглядеть что-то вряд ли получится. А вот фотографии с использованием фильтров получаются неплохо.

Туманность Северная Америка действительно очень напоминает континент.

Планетарная туманность NGC 6826 называется Мерцающей, потому что при взгляде прямо на центральную звезду её не видно. А вот если смотреть боковым зрением, то туманность становится заметной. Однако наблюдать её нужно в телескоп с апертурой от 130 мм, и желательно использовать светофильтры. Яркость её – 8.6m, а размер – 0.6’.

Фото планетарной туманности NGC 6826 с телескопа Чандра.

Другая планетарная туманность – NGC 6884 , имеет яркость всего 10.9m, а по размеру она в 12 раз меньше планетарной туманности Кольцо в Лире. Поэтому это довольно сложный объект, для наблюдения которого нужен 300-мм телескоп.

Есть в Лебеде и еще одна планетарная туманность – NGC 7008 , которая выглядит очень интересно на фотографиях, но для наблюдений нужен телескоп с апертурой от 250 мм.

Отражательно-эмиссионная туманность IC 5146 , под названием «Кокон» — тоже довольно известный объект. Эта туманность имеет яркость 7.2m, а его размеры 10’х10’. Центральную звезду яркостью 9.7m можно увидеть и в небольшой телескоп, а вот сама туманность проявляется при использовании светофильтров. Любопытно, что вокруг этой газовой туманности имеется темная пылевая туманность.Хотя созвездие Лебедь и расположено в основном на фоне Млечного Пути, но и в нём можно обнаружить галактики. Например, спиральная галактика NGC 6946 по названием «Фейерверк» выглядит очень красиво и повернута к нам плашмя. Но она при яркости в 9m имеет поверхностную яркость всего в 14m, и для её поисков нужен по крайней мере 150-мм телескоп.

Галактика NGC 6946 — Фейерверк, выглядит очень шикарно.

Созвездие Лебедь очень богато на достопримечательности, но далеко не все можно увидеть с скромные любительские телескопы. Но имея хотя-бы 150-мм инструмент, возможности гораздо увеличиваются. Счастливые обладатели 200-мм и более апертур могут найти не только перечисленные здесь объекты, но и многие другие, которые мы не упомянули из-за сложности их наблюдений. Для их поиска можно воспользоваться программой=планетарием «Стеллариум», а некоторые обозначены в атласе, который можно и распечатать на принтере.

Желаем ясного неба и увлекательного путешествия по созвездию Лебедь!

Тест на внимательность

Какие яркие звезды есть в центре на фотографии ниже? Ответ пишите в комментариях.

Когда звезда у звезды крадет массу

Как мы уже знаем, двойные звезды оказались для астрофизиков чрезвычайно благодарным объектом исследований. Двойные звезды позволяют узнать гораздо больше, чем одиночные. Это относится не только к рентгеновским звездам, о которых пойдет речь в следующей главе, но и к обычным звездам, входящим в двойные системы. Некоторое время назад считалось даже, что двойные звезды доказали нам неправильность всех прежних представлений о развитии звезд. Некоторые исследователи двойных систем были убеждены в том, что звезды развиваются совершенно не так, как показывают результаты компьютерного моделирования, проведенного в 50-60-е годы.

Почву для сомнений дал определенный тип двойных звезд, знакомство с которыми началось, когда в 1667 г. астроном из Болоньи Джемиани Монтанари заметил, что вторая по яркости звезда в созвездии Персея какое-то время светила гораздо слабее, чем прежде.

Алголь, Голова дьявола

Птолемей называл эту звезду Головой Медузы, которую Персей (в его честь названо созвездие) держит в руке. Евреи дали ей имя Голова дьявола, а арабы - Рас аль Гуль, что означает «неспокойный дух». К арабскому названию восходит и современное наименование этой звезды: Алголь. Монтанари заметил, что Алголь - переменная звезда, а более чем через сто лет 18-летний англичанин Джон Гудрайк понял, в чем тут дело. В ночь на 12 ноября 1782 года он был поражен тем, что яркость звезды уменьшилась раз в шесть по сравнению с обычной. Следующей ночью Алголь вновь ярко сиял. 28 декабря того же года явление повторилось: в 17.30 Алголь светил слабо, но через три с половиной часа он вновь был ярким. Гудрайк продолжал наблюдения, и вскоре ключ к загадке был найден. Обычно Алголь ярок, но через каждые 69 часов его яркость в течение 3,5 часа убывает более чем в шесть раз, а в следующие 3,5 часа восстанавливается до нормальной.

Гудрайк нашел объяснение, которое и сегодня остается верным. В журнале «Philosophical Transactions» Лондонского Королевского общества одаренный молодой человек (как мы уже знаем, глухонемой от рождения) писал: «Если бы не было еще слишком рано высказывать догадки о причинах этого явления, я мог бы предположить, что едва ли ответственным за него может быть нечто иное, нежели либо прохождение перед звездой крупного небесного тела, обращающегося вокруг Алголя, либо же собственное движение Алголя, в ходе которого к Земле регулярно поворачивается его сторона, покрытая пятнами или чем-то подобным». Но понадобилось еще сто лет, чтобы ему поверили. Сегодня мы знаем, что первое объяснение было верным. Звезда-спутник с периодом обращения 69 часов регулярно проходит перед Алголем и частично затмевает его.

Это явление каждый может наблюдать невооруженным глазом нужно только знать, где находится на небе Алголь. Звезда эта почти всегда яркая, и обычно в ней не обнаруживается ничего особенного. Время от времени, однако, Алголь оказывается столь же слабым, как и находящаяся по соседству слабая звездочка Ро Персея.

Сегодня известно много переменных звезд, которые, подобно Алголю, периодически затмеваются своими спутниками в начале этой книги мы уже упоминали о затменно-переменной звезде Дзета Возничего. Все затменно-переменные представляют собой очень тесные двойные системы и находятся так далеко, что даже в лучший телескоп не удается увидеть каждую из звезд по отдельности. Однако по тому, как протекает затмение, можно много сказать о звездной паре. И го, что удалось узнать о звездах типа Алголя, противоречило, казалось, всему, что считалось известным о развитии звезд.

Сложные взаимодействия в двойных звездах

На вещество звезды, вокруг которой обращается звезда-спутник, действует не только собственная сила тяжести, направленная к центру, но и сила притяжения со стороны второй звезды. Кроме того, существенную роль играет и центробежная сила, обусловленная собственным вращением звезды.

Поэтому сила притяжения звезды, вблизи которой находится другая звезда, изменяется в ее окрестности весьма сложным образом. К счастью, еще в середине прошлого века работавший в Монпелье французский математик Эдуард Рош нашел ряд упрощений, которыми и поныне пользуются астрофизики.

У одиночной звезды все окружающее вещество под действием силы притяжения звезды устремляется к ее центру. В двойной же звездной системе в любой точке пространства действует также сила притяжения второй звезды, направленная к ее центру. В области, где эти силы действуют в противоположных направлениях (вдоль линии, соединяющей центры звезд), силы притяжения двух звезд могут полностью или частично компенсировать друг друга (рис. 9.1). Обозначим наши звезды цифрами 1 и 2. Поскольку сила притяжения быстро убывает с увеличением расстояния до гравитирующей массы, в непосредственной близости к звезде 1 преобладает ее сила притяжения, а вблизи звезды 2 верх берет притяжение второй звезды. Для каждой из звезд поэтому можно определить так называемый «разрешенный» объем, из которого весь находящийся в нем газ будет только притягиваться к этой звезде. Внутри этого объема, который часто называют полостью Роша, преобладает сила притяжения соответствующей звезды. При сечении полостей Роша плоскостью, проходящей через обе звезды, получится кривая, показанная штриховой линией на рис. 9.1. При расчетах полостей Роша учитываются и центробежные силы, действующие на газ, вовлеченный в собственное вращение звезды. Вещество, находящееся за пределами полостей Роша обеих звезд, может выбрасываться центробежными силами из системы или притягиваться к любой из звезд. Но, попав в полость Роша, вещество должно упасть на соответствующую звезду. Размеры полостей Роша зависят от массы каждой из звезд и расстояния между ними и для хорошо известных двойных звезд легко рассчитываются.

Рис. 9.1. Силы в тесной двойной системе. Обе звезды показаны черными точками. Стрелки указывают направление, в котором на частицу газа действует сила в данной точке. Вблизи каждой звезды преобладает сила тяжести (стрелки направлены к звезде). На линии, соединяющей центры звезд, имеется точка, где силы тяжести уравновешиваются. Поскольку обе звезды обращаются одна относительно другой (положение оси вращения и направление вращения указаны вверху), на большом удалении от оси (справа и слева на рисунке) преобладает центробежная сила, стремящаяся выбросить вещество в пространство. У каждой звезды имеется некоторый максимальный возможный объем. Когда звезда, расширяясь, выйдет за пределы области, показанной красной штриховой линией, часть ее оболочки перейдет к другой звезде. Максимальный возможный объем звезды в двойной системе называется полостью Роша.

Наблюдая двойные звезды, часто обнаруживают системы, в которых каждая из звезд намного меньше своей полости Роша (рис. 9.2, а). На поверхности каждой звезды преобладает ее собственная сила тяжести, направленная к центру. Грубо говоря, ни одна из звезд «не замечает», что у нее есть спутник. Не удивительно поэтому, что звезды в подобной системе ее называют разделенной двойной - ничем не отличаются от одиночных звезд. Чаще всего обе они принадлежат к главной последовательности и представляют собой звезды, существующие за счет водородного термоядерного синтеза и израсходовавшие еще небольшую часть своего «топлива».

Рис. 9.2. а - разделенная двойная система. Каждая из звезд заметно меньше своего объема Роша, показанного черной штриховой линией; б - полуразделенная двойная система. Левая звезда полностью заполнила свой объем Роша.

Но существуют и такие двойные, у которых одна компонента существенно меньше своей полости Роша, а другая уже заполнила свой предельный объем; такие системы называют полуразделенными () к этому типу относится и Алголь. Вот здесь начинаются сложности.

Парадоксы Алголя и Сириуса

Более массивная компонента полуразделенной двойной системы меньше своей полости Роша и является нормальной звездой главной последовательности. Совершенно иначе обстоит дело с менее массивной компонентой: она уже достигла пределов полости Роша и на диаграмме Герцшпрунга-Рессела (Г-Р) находится справа от главной последовательности, заметно сместившись от нее в сторону красных гигантов (рис. 9.3). И в то время как более массивная компонента еще не израсходовала свой запас водорода - ведь она находится на главной последовательности, - у менее массивной, по-видимому, водород в центре уже выгорел, и поэтому она переходит в область красных гигантов.

Рис. 9.3. В полуразделенной двойной системе более массивная компонента (красная точка) еще находится на главной последовательности, а менее массивная (красный кружок) уже ушла с главной последовательности. Не противоречит ли это теории, согласно которой более массивная компонента должна первой покинуть главную последовательность?

Это, однако, переворачивает с ног на голову все наши представления об эволюции звезд. Мы уже видели, что более массивные звезды эволюционируют быстрее и свой запас водорода расходуют раньше. Здесь же мы имеем дело с двумя звездами одного возраста, и при этом менее массивная первой проявляет признаки выгорания. В том, что возраст компонент двойной одинаков, сомневаться не приходится. Звезды должны были образоваться одновременно, поскольку захват одной звезды другой невозможен. Почему же менее массивная звезда стареет раньше? Неужели наши основные представления об эволюции звезд неверны?

Представления о развитии звезд приводят нас к затруднениям не только в случае двойных звезд типа Алголя-сложности возникают и при рассмотрении разделенных двойных.

Обратимся, например, к Сириусу. Мы уже знаем, что он образует двойную систему со своим спутником, белым карликом с массой 0,98 солнечной. Расчеты на ЭВМ показывают, что звезда с массой меньше солнечной может превратиться в белый карлик не раньше, чем через 10 миллиардов лет после своего возникновения. Поэтому спутник Сириуса должен в любом случае быть намного старше нашего Солнца. Главная же звезда системы имеет массу в 2,3 солнечных, и поэтому должна развиваться гораздо быстрее.

Однако она обладает всеми признаками молодой звезды, существующей за счет термоядерного горения водорода. Получается, что и в этой системе более массивная компонента еще не израсходовала свой водород, а менее массивная, напротив, уже вошла в стадию угасания.

Сириус не является патологическим исключением существует много двойных звезд, в которых менее массивный белый карлик соседствует с более массивной «молодой» звездой.

Двойные звезды в компьютере

Собственно говоря, в основных положениях теории звездной эволюции сомневаться не следовало. В конце концов результаты теории очень хорошо согласовались с наблюдениями звездных скоплений. Почему же с эволюцией звезды начинается такая неразбериха, когда она находится в двойной системе, а не в звездном скоплении, где звезды удалены друг от друга на значительные расстояния? Дело тут может быть только во взаимном влиянии звезд друг на друга.

Основной эффект состоит не в деформации, которую испытывают подобные близко расположенные звезды: отклонение формы звезды от сферической затрагивает только ближайшие к поверхности слои, которые не играют практически никакой роли в эволюции. Главное здесь в том, что звезда не может быть сколь угодно большой.

Представим себе, что звезда по известным причинам расширяется, и происходит это до тех пор, пока она не достигнет своего максимально допустимого объема - объема своей полости Роша. При дальнейшем расширении звезды часть ее внешней оболочки попадет в полость Роша ее спутника. Отсюда вещество расширяющейся звезды должно падать на спутник. Вот в этом и состоит особенность эволюции тесно расположенных двойных звезд: масса звезды может претерпевать со временем резкие изменения. Ведь каждая звезда начинает расширяться, когда в ее центре запасы водорода истощаются в результате ядерных реакций с выделением энергии.

В двойной системе, где вначале, как на , а, компоненты полностью разделены, более массивная компонента первой расходует свой водород и готова уже превратиться в красный гигант. Однако довольно скоро она, расширяясь, заполняет свою полость Роша, по мере дальнейшего расширения ее масса переходит к звезде-спутнику. Но что происходит дальше, сразу сказать трудно.

И вновь на помощь приходит компьютер. По существу дальнейшее мало чем отличается от эволюции одиночной звезды. Нужно только вразумительно растолковать компьютеру, что в распоряжении расширяющейся звезды имеется лишь ограниченный объем. Компьютер должен рассчитать величину этого объема на каждый момент эволюции звезды и сравнить его с объемом самой звезды. Если объем звезды окажется больше ее полости Роша, то избыточную массу следует отнять и рассчитать модель для звезды с соответственно меньшей массой. Избыток же массы переходит к другой звезде. Перенос массы от одной звезды к другой приводит к изменению сил притяжения каждой из них, а также скорости вращения и, следовательно, центробежной силы. Поэтому компьютер должен всякий раз вновь рассчитывать объемы полостей Роша и определять, находятся ли звезды после передачи массы внутри своих полостей Роша или же происходит дальнейший унос вещества с одной из звезд на другую. Таким образом, на вычислительной машине удается моделировать эволюцию звезд, обменивающихся массой, и мы получаем в распоряжение аппарат, позволяющий исследовать развитие двойных звездных систем на различных примерах.

Первое решение «парадокса Алголя» предложил Дональд Мортон в своей диссертации, которую он подготовил в начале 1960 года в Принстоне у М. Шварцшильда. К 1965 году на компьютере научились моделировать и более сложные этапы звездной эволюции, и мы с Альфредом Вайгертом в Гёттингене занялись этой задачей. Нам удалось рассчитать несколько вариантов эволюции двойных систем. Приведем здесь лишь два примера.

История первой звездной пары: возникновение полуразделенной системы

Этот расчет был первым из произведенных нами. Исходными послужили две звезды с массой в 9 и 5 солнечных, обращающиеся одна относительно другой с периодом 1,5 суток на расстоянии 13,2 солнечных радиуса. Поначалу эволюционирует более массивная компонента; скорость эволюции менее массивной компоненты сравнительно мала. По мере того, как звезда с массой в 9 солнечных масс расходует все большую и большую долю своего водорода, ее внешняя оболочка медленно расширяется. Через 12,5 миллионов лет количество водорода в центре звезды уменьшается примерно наполовину, и к этому времени звезда расширяется настолько, что подходит к границам своей полости Роша. На диаграмме Г-Р (рис. 9.4) ее теперешнее состояние изображается точкой а. Дальнейшее расширение звезды становится невозможным: ее вещество должно переходить к спутнику.

Рис. 9.4. Эволюция тесной двойной системы с компонентами в 5 и 9 солнечных масс. У более массивной компоненты истощение запасов водорода начинается раньше. Она могла бы стать красным сверхгигантом (красная пунктирная линия). Однако уже в точке а она полностью заполняет свою полость Роша, и в результате быстрой передачи массы своему спутнику переходит в точку b (красная штриховая линия), а менее массивная компонента перемещается по главной последовательности вверх (черная штриховая стрелка). Звезда, которая была более массивной, а теперь стала менее массивной компонентой, дожигает в своей центральной области остатки водорода и переходит из точки b в точку с, где ее масса равна теперь всего трем солнечным, в то время как масса ее спутницы равна 11 солнечным (цифрами на диаграмме обозначены массы компонент в массах Солнца).

Расчет показывает, что передачи малой доли вещества недостаточно, чтобы остановить увеличение объема звезды. Дальнейшая эволюция происходит катастрофически: за 60 000 лет звезда отдает своему спутнику 5,3 солнечных массы из своих 9, и масса спутника становится равной 5 + 5,3 - 10,3 солнечных массы. Звезда-спутник накопила такое количество звездного вещества, что ее масса стала существенно больше. За время, очень малое по звездным масштабам, более массивная и менее массивная компоненты двойной поменялись ролями. «Ограбленная» звезда находится теперь на диаграмме Г-Р в точке b. Ранее, когда она еще была более массивной компонентой двойной, она израсходовала значительную часть своего водорода и теперь является «старой» звездой. Поэтому она стоит справа от главной последовательности. Для нее наступает период медленной эволюции, во время которого она сжигает в центре остатки своего водорода. При этом она постепенно расширяется и в течение следующих десяти миллионов лет понемногу отдает массу своей звезде-спутнику.

Компонента, которая имеет теперь большую массу, начинает понемногу стариться. Но еще многие миллионы лет она не покинет главную последовательность. В этот период двойная система обладает всеми признаками, характерными для системы Алголя: более массивная компонента еще не состарилась и находится на главной последовательности, а менее массивная уже ушла с главной последовательности и полностью заполняет свою полость Роша!

Причина того, что в Млечном Пути мы наблюдаем только такие двойные, в которых быстрый обмен массой либо еще не произошел (разделенные системы), либо уже завершился (полуразделенные системы), состоит в следующем: время, в течение которого происходит обмен веществом, в 200 раз короче периодов спокойной эволюции до и после обмена. Соответственно и шансов застать систему «с поличным» в момент обмена в 200 раз меньше. В принципе Дональд Мортон дал верное описание пятью годами раньше в своей диссертации.

История второй звездной пары: возникновение белого карлика

При проведении этого расчета в нашу группу вошел также Клаус Коль, впоследствии перешедший работать в компьютерную промышленность. Расчет делался для не слишком массивных звезд с массой в 1 и 2 солнечных, удаленных друг от друга на расстояние 6,6 солнечного радиуса. Результаты показаны на диаграмме Г-Р на рис. 9.5 и в масштабе на рис. 9.6.

Рис. 9.5. Возникновение белого карлика. Более массивная компонента (две солнечных массы) движется из точки а, менее массивная (одна солнечная масса) - из точки а на главной последовательности. Более массивная компонента развивается быстрее и первой заполняет свою полость Роша (точка b). Отдавая массу своей спутнице, она по штриховой красной кривой переходит в точку d, где передача массы заканчивается. Звезда, у которой осталось всего 0,26 массы Солнца, переходит в точку е и становится белым карликом. Ее спутница переходит по главной последовательности вверх в точку d. (См. также рис. 9.6.)

Рис. 9.6. Наглядное изображение эволюции звезд, показанной на диаграмме Г-Р на . Буквы соответствуют точкам на диаграмме . Полость Роша для каждой из звезд указана черной штриховой линией. Видно, что в результате массообмена расстояние между звездами может заметно измениться; соответственно изменяется и объем полости Роша. Вертикальная линия на рисунке соответствует оси вращения двойной системы. В результате эволюции вместо двух звезд главной последовательности (вверху) получаются (внизу) одна звезда главной последовательности (справа) и крошечный белый карлик (слева).

Здесь опять более массивная компонента поначалу эволюционирует быстрее и ее радиус непрерывно растет. Расстояние между звездами выбрано, однако, таким, что звезда достигает границ своей полости Роша лишь тогда, когда водород в ее центре уже полностью превратится в гелий. Этот критический момент наступает для звезды через 570 миллионов лет. Как и в предыдущем случае, начинается быстрый (за 5 миллионов лет) перенос массы, и звезда отдает примерно одну солнечную массу своей звезде-спутнику, а затем происходит все более и более медленная передача вещества, так что в результате через 120 миллионов лет от двух солнечных масс у звезды остается лишь 0,26 солнечной массы. Звезда теряет почти полностью свою богатую водородом оболочку, и у нее остается лишь гелий, который образовался в ее глубинах в результате сгорания водорода в термоядерной реакции. Теперь эта звезда с массой 0,26 солнечной состоит внутри из гелия, а снаружи ее окружает разреженная водородная оболочка большого радиуса. К концу обмена веществом звезда превращается в красный гигант. Компьютерная модель позволяет заглянуть внутрь этой гигантской звезды, чего нельзя сделать непосредственно. Почти вся сфера в 10 солнечных радиусов заполнена разреженным газом водородной оболочки; 99 % массы звезды составляет гелий, сосредоточенный в малом центральном ядре, которое по диаметру в 20 раз меньше Солнца. Внутри красного гиганта находится белый карлик! Но пока что наша звезда имеет протяженную оболочку. По окончании обмена веществом звезда теряет способность расширяться, и оболочка «схлопывается» на центральное маленькое гелиевое ядро. Радиус звезды резко уменьшается, и теперь она и снаружи выглядит как белый карлик. На диаграмме Г-Р звезда смещается в левую нижнюю часть, туда, где находятся белые карлики.

Что же происходит тем временем со звездой-спутником? Она приобретает от изначально более массивной компоненты 2–0,26 = 1,74 солнечной массы. Таким образом, главная звезда и спутник меняются ролями. Но звезда, которая теперь стала более массивной (2,74 солнечной массы), еще не успела после получения дополнительной массы претерпеть значительную эволюцию, в то время как другая звезда уже превратилась в белый карлик. Итак, полученное решение доказывает, что в двойной звездной системе могут сосуществовать белый карлик и более массивная молодая главная звезда, что наблюдается, например, в системе Сириуса.

Кажущиеся парадоксы и затруднения разрешились. Данные, полученные в результате наблюдения двойных звезд, еще раз показывают, что основные представления теории звездной эволюции в целом верны.

В небе наблюдается много разделенных двойных систем, у которых массы компонент и расстояния между ними таковы, что в будущем, когда более массивная компонента израсходует свой водород, произойдет обмен массой по приведенному выше сценарию, и в конечном счете будет рожден белый карлик.

Нельзя сказать с уверенностью, что описанная история звездной пары, завершившаяся образованием белого карлика, действительно описывает эволюцию системы Сириуса. Некоторые особенности этой звездной пары дают основания для сомнений. Мы, однако, уже видели, что одиночная звезда может избавиться от своей оболочки благодаря звездному ветру или за счет образования планетарной туманности и превратится в белый карлик. Возможно, в системе Сириуса и не происходил обмен веществом, а более массивная изначально компонента совершенно самостоятельно сбросила свою оболочку. При этом основная доля массы ушла в межзвездное пространство и лишь малая часть досталась звезде-спутнику. Но и тогда парадокс разрешается, так как ранее эта звезда эволюционировала быстрее своего спутника благодаря тому, что ее масса была больше. Во всяком случае, нынешняя менее массивная компонента была прежде более массивной.

Обмен массой между компонентами двойной звездной системы играет важную роль и в феномене новых звезд. С древних времен известны эти яркие вспышки звезд, однако лишь после 1945 г. стало ясно, что все новые являются, по-видимому, двойными звездами.

Тот, кому случилось посмотреть на небо вечером в пятницу 29 августа 1975 года, должен был заметить-во всяком случае, если ему были знакомы очертания основных созвездий, - что в созвездии Лебедя что-то не так. Здесь появилась звезда, которой раньше не было. В странах к востоку от нас это заметили раньше, так как там раньше наступили сумерки и на небе раньше показались звезды. Когда же и к нам пришла ночь, многие увидели высоко в небе новую звезду (рис. 9.7). Астрономы-любители навели на нее свои телескопы, и профессионалы поспешили под куполы обсерваторий. Неужели произошло событие, которого ожидали со времен Кеплера, и нам посчастливилось наблюдать вспышку Сверхновой в нашем Млечном Пути? Стали ли мы свидетелями возникновения нейтронной звезды, подобной Сверхновой в Крабовидной туманности?

Рис. 9.7. Вспышка Новой в созвездии Лебедя 29 августа 1975 года. Точки соответствуют отдельным измерениям блеска.

Сегодня звезда в созвездии Лебедя представляет собой неприметный слабый объект, который можно увидеть только в телескоп. Это была не та заветная звезда, появления которой ждали так долго: звезда в созвездии Лебедя была не сверхновой, а всего лишь новой.

То, что наряду со взрывами сверхновых случаются также и малые, безобидные вспышки, было замечено, по всей видимости, впервые в 1909 г., когда в Туманности Андромеды вспыхнули две звезды. Эти вспышки были, однако, в тысячу раз слабее, чем взрыв Сверхновой, который наблюдал за четверть века до этого в той же галактике Гартвиг. Сегодня мы знаем, что выделение энергии при этом соответствовало вспышкам других звезд, наблюдавшимся и в нашем Млечном Пути. Особенно красивое явление можно было наблюдать в 1901 г. в созвездии Персея в Млечном Пути.

Новые, как называют эти вновь вспыхивающие звезды, не имеют ничего общего с феноменом сверхновых. Они существенно слабее и возникают существенно чаще. В одной только галактике, которую мы называем Туманностью Андромеды, ежегодно отмечают 20–30 вспышек новых. Пользуясь старыми фотографическими снимками, можно увидеть, что в том месте, где отмечена новая, обязательно находилась звезда. Через несколько лет после вспышки звезда вновь приобрела свои прежние характеристики. Таким образом, происходит резкое увеличение яркости звезды, после чего все идет по-прежнему.

Нередко впоследствии по соседству с новой замечают небольшую туманность, которая разлетается с большой скоростью, очевидно, в результате взрыва. Однако в отличие от туманностей, образующихся после взрывов сверхновых, это облачко обладает очень малой массой. Звезда не взрывается, а лишь выбрасывает часть своего вещества, по-видимому, не более тысячной доли своей массы.

Новая 1934 года

Что же это за звезды, которые неприметно таятся в небе и вдруг буквально за один день вспыхивают так ярко, что начинают светить в десятки тысяч раз сильнее обычного, а затем месяц за месяцем становятся все слабее, чтобы через несколько лет вернуться к своему прежнему заурядному существованию, которое они влачили до своего недолгого торжества?

Вполне типичной представительницей таких звезд является Новая, вспыхнувшая в декабре 1934 года в созвездии Геркулеса. Тогда она была ярче всех остальных звезд этого созвездия. В апреле 1935 года ее яркость резко упала, но она оставалась еще достаточно яркой, чтобы ее можно было различить невооруженным глазом. Сегодня эту звезду удается наблюдать в средний телескоп.

Что же дали наблюдения этого слабого объекта? Самое главное, пожалуй, в том, что при внимательном изучении эта экс-новая оказалась двойной звездой. Это открыл в 1954 г. американец Мерл Уокер из Ликской обсерватории. Звезды этой системы обращаются с периодом 4 часа 39 минут. Благодаря тому, что звезды при обращении затмевают друг друга, о них удалось узнать больше. Одна из звезд - белый карлик с массой, равной солнечной. Вторая, по всей вероятности, обычная звезда главной последовательности с меньшей массой. Но эта система преподнесла и сюрприз. Главная звезда полностью заполняет свою полость Роша, и с ее поверхности вещество переходит на белый карлик. Как и в системе Алголя, мы имеем дело с полуразделенной системой, в которой происходит перенос вещества с одной звезды на другую, но в данном случае вещество попадает на белый карлик.

Знаем мы и еще кое-что. Вещество не сразу попадает на карлик. Поскольку вся система вращается, центробежная сила отклоняет поток вещества, и газ собирается вначале в кольцо, окружающее белый карлик. Отсюда вещество постепенно переходит на поверхность белого карлика (рис. 9.8). Кольцо это увидеть невозможно. Но при вращении системы главная звезда проходит перед кольцом и часть за частью затмевает его. Это выражается в уменьшении количества наблюдаемого нами света, вклад в который дает и светящееся кольцо. Изучались не только структура кольца и его протяженность. Выяснилось, что температура особенно высока в том месте, где вещество, уходящее с главной звезды, попадает на газовое кольцо. На кольце есть горячее пятно, которое возникает там, где газовый поток, попадая на кольцо, тормозится и часть энергии его движения превращается в тепло. Кроме того, обнаружено, что белый карлик в двойной системе Новой Геркулеса сам изменяет свою яркость с периодом 70 секунд. И всякий раз, внимательно изучая бывшие новые, ученые обнаруживали, что имеют дело с двойной звездной системой, в которой белый карлик получает вещество от нормальной звезды главной последовательности. Существуют также звезды, родственные новым так называемые карликовые новые. Вспышки их гораздо слабее и повторяются не вполне регулярным образом. Эти объекты также являются двойными системами указанного типа.

Рис. 9.8. Компоненты двойной системы, которую мы наблюдаем как Новую, движутся в направлении красных стрелок. Звезда главной последовательности заполнила свою полость Роша. Вещество с ее поверхности переходит на спутник - белый карлик. Однако прежде чем упасть на белый карлик, вещество образует вращающийся диск (диск аккреции). Там, где поток вещества попадает на диск аккреции, наблюдается горячее яркое пятно. (Рисунок X. Риттера.)

Ядерные взрывы в двойных звездных системах

В чем же причина резкого высвобождения огромного количества энергии в двойной системе, вследствие которого на короткое время яркость объекта увеличивается в десятки тысяч раз?

Идея, позволившая дать ответ на этот вопрос, восходит к Мартину Шварцшильду, к Роберту Крафту, работающему в настоящее время в Ликской обсерватории, и к расчетам, проведенным Пьетро Джанноне (сейчас он в Римской обсерватории) и Альфредом Вайгертом в 60-е годы в Гёттингене. Теорию разработал Самнер Старфилд со своими коллегами из Университета шт. Аризона в Темпе.

Хотя в своих глубинах белый карлик достаточно горяч, чтобы там могла начаться водородная термоядерная реакция, он образовался в центральной области красного гиганта, где водород давно уже превратился в гелий, да и гелий, по всей вероятности, преобразован в углерод. Поэтому внутри белого карлика водорода нет. Но газ, который поступает на белый карлик от соседней звезды главной последовательности, богат водородом. Вначале вещество попадает на относительно холодную поверхность карлика, где температура слишком низка для возникновения термоядерной реакции. На поверхности образуется богатый водородом слой, который со временем становится все плотнее. Этот слой подогревается снизу, там, где он контактирует с веществом белого карлика. Так продолжается до тех пор, пока температура слоя не достигнет примерно 10 миллионов градусов. При этой температуре водород «вспыхивает», и гигантский взрыв уносит всю водородную оболочку в пространство. Старфилд и его коллеги рассчитали на ЭВМ модель такой водородной бомбы на поверхности белого карлика, и эта модель, судя по всему, хорошо объясняет феномен новых звезд.

В пользу этого говорит и тот факт, что многие новые (а возможно, и все) вспыхивают периодически. Так, в 1946 г. в созвездии Северная Корона была отмечена Новая, которая уже вспыхивала в 1866 г. У некоторых новых наблюдались три и более вспышек (рис. 9.9). Повторные вспышки хорошо согласуются с теорией. После взрыва звезда главной последовательности, с которой ничего не происходит, продолжает питать белый карлик веществом, богатым водородом. На поверхности карлика вновь образуется «взрывоопасный» слой, который взрывается, когда температура его становится достаточно высокой для начала термоядерной реакции.

Рис. 9.9. Вспышки Новой Т Компаса регулярно повторяются. Они наблюдались в 1890, 1902, 1920, 1944, 1966 годах.

Пока не удалось еще установить, является ли Новая Лебедя 1975 года двойной системой. Астрофизики поэтому пытаются выяснить, не может ли на поверхности одиночного белого карлика образоваться богатый водородом слой из межзвездного вещества. Но, возможно, эти попытки преждевременны, и нужно подождать, пока система не успокоится после вспышки, и тогда можно будет установить, что она является двойной, как и другие новые. Возможно также, что нам не удастся это установить вообще: ведь если мы смотрим на двойную в направлении, перпендикулярном плоскости ее орбиты, то не можем определить существование двойной системы ни по доплеровскому смещению (см. приложение А), ни по покрытию одной компоненты другой.

Тесные двойные системы, в которых вещество переходит с одной звезды на другую, открыли для нас ряд новых явлений. Кажущийся парадокс Алголя и загадка «разновозрастных» звезд системы Сириуса разрешены. Двойные звезды подарили нам феномен новых. И наконец, с двойными звездами связаны самые поразительные, видимо, из известных небесных тел двойные рентгеновские звезды.

В созвездии Лебедя (Cygnus). Объект примерно в 1.5 градусах к западу от звезды 41 Cygni звездной величины +4. Его временное обозначение PNV J20214234+3103296. Stellarium.

Недавно обнаруженная звезда звездной величины +10.9 вспыхнула в созвездии Лебедя. Коичи Нишияма (Koichi Nishiyama ) и Фуджио Кабашима (Fujio Kabashima ), оба из Японии, сделали свое открытие вчера, 31 марта, с помощью объектива 105mm f/4 и электронной камеры. Они быстро подтвердили свои наблюдения дополнительными фотографиями, снятыми 0.40-метровым рефлектором. На фото, сделанных 27 марта, ничего не было видно до +13.4 звездной величины, но когда они проверили фотографии, сделанные 30 марта, на них присутствовала звезда +12.4 звездной величины. Хорошие новости - она становится ярче!

Более подробная карта, показывающая звезды до +10.5 звездной величины, поможет вам разыскать эту звезду. Ее координаты: прямое восхождение R.A. 20h 21m 42, склонение +31° 3′. Stellarium.

Хотя предполагаемая новая требует подтверждения, астрономы - любители новых - возможно захотят начать наблюдение звезды как можно быстрее. Новые могут быстро становится ярче, иногда на несколько звездных величин за день. Эти карты должны помочь вам найти звезду, которая восходит около полуночи и подходит для просмотра около 1:30 a.m. - 2 a.m. по местному времени на востоке. В это время для наблюдений потребуется 4-дюймовый телескоп (или больше), но скрестим пальцы, чтобы увидеть, как звезда станет ярче.

Новые появляются в тесных двойных звездных системах, где одна звезда - крошечная, но чрезвычайно компактная звезда - белый карлик. Карлик притягивает вещество в диск вокруг себя, часть материи направляется к поверхности и запускает взрыв новой. Предоставлено: NASA.

Увидеть новую - стать свидетелем катаклизма. Астрономы - главным образом, любители - открывают около 10 новых в год в нашей галактике . Было бы видно намного больше, если бы не пылевые облака и расстояние. Все они связаны с тесными , где крошечный, но очень плотный белый карлик крадет газ из своего компаньона. Газ в конечном счете направляется к поверхности, температура которой около 150000 К, где он уплотняется под действием гравитации и нагревается до высокой температуры до тех пор, пока не произойдет вспышки. Если вы когда-нибудь задавались вопросом, на что бы был похож взрыв миллионов ядерных боеголовок сразу, обратите свой взгляд на новую.

Блеск новых может увеличиваться на 7 - 16 звездных величин, в 50000 - 100000 ярче , за несколько дней. Тем временем, газ, который они изгоняют во взрыве, движется в направлении от двойной звезды со скоростью до 3200 км/с.

Эмиссия длинноволновой части красной области спектра, называемая водород-альфа или H-альфа, часто говорит о новой. Когда в фазе вспышки звезда скрыта огненным облаком розового газа водорода и расширяющегося облака обломков (мусора). Итальянский астроном получил этот спектр предполагаемой новой 1 апреля, показывающий эмиссию H-альфа. Предоставлено: Gianluca Masi .

Нишияма и Кабашима находятся в полосе удачи. Если подтвердится, это будет их третье открытие новой звезды за месяц! 8 марта они обнаружили Новую Цефея 2014 (

29 августа 1975 года в небе появилась сверхновая звезда в созвездии Лебедя. Блеск светил, подобных ей, при вспышке увеличивается на десятки звёздных величин в течение нескольких суток. Сверхновая звезда сравнима по яркости со всей галактикой, в которой она вспыхнула, и даже может превосходить её. Мы сделали подборку самых известных сверхновых звезд.

«Крабовидная туманность». По сути, это не звезда, а остаток от нее . Она находится в созвездии Тельца. Крабовидная туманность осталась после взрыва сверхновой под названием SN 1054, который произошел в 1054 году. Вспышка была видна на протяжении 23 дней невооружённым глазом даже в дневное время. И это при том, что она расположена на расстоянии около 6500 световых лет (2 кпк) от Земли.

Сейчас туманность расширяется со скоростью около 1500 километров в секунду. Крабовидная туманность получила своё название от рисунка астронома Уильяма Парсонса , использовавшего 36-дюймовый телескоп в 1844 г. В этом наброске туманность очень напоминала краба.

SN 1572 (Сверхновая Тихо Браге). Она вспыхнула в созвездии Кассиопеи в 1572 году. Свои наблюдения от увиденной звезды описал Тихо Браге.

Однажды вечером, когда я, по обыкновению, осматривал небосвод, вид которого мне так хорошо знаком, я, к неописуемому моему удивлению, увидел близ зенита в Кассиопее яркую звезду необыкновенной величины. Поражённый открытием, я не знал, верить ли собственным глазам. По блеску её можно было сравнить только с Венерой , когда эта последняя находится в ближайшем расстоянии от Земли. Люди, одарённые хорошим зрением, могли различить эту звезду при ясном небе днём, даже в полдень. Ночью при облачном небе, когда другие звёзды скрывались, новая звезда оставалась видимой сквозь довольно густые облака.

SN 1604 или Сверхновая Кеплера . Она вспыхнула осенью 1604 года в созвездии Змееносца. А расположено это светило приблизительно в 20,000 световых лет от Солнечной системы. Несмотря на это, после вспышки ее было видно на небе около года.

SN 1987A вспыхнула в Большом Магеллановом Облаке, карликовой галактике-спутнике Млечного Пути. Свет от вспышки достиг Земли 23 февраля 1987 года. Невооруженным глазом звезду можно было увидеть в мае того же года. Пиковая видимая звёздная величина составила +3:185. Это самая близкая вспышка сверхновой со времён изобретения телескопа. Эта звезда стала первой по яркости в 20 веке.

SN 1993J - вторая по яркости звезда в 20 веке. Она вспыхнула в 1993 году в спиральной галактике M81. Это двойная звезда. Об этом ученые догадались, когда вместо того чтобы постепенно гаснуть, продукты взрыва стали странным образом наращивать яркость. Тогда стало ясно: обычная красная звезда-сверхгигант не могла превратиться в столь необычную сверхновую. Возникло предположение о том, что вспыхнувший сверхгигант составлял пару с ещё одной звездой.

В 1975 году вспыхнула сверхновая звезда в созвездии Лебедя. В 1975 году в хвосте Лебедя произошел такой мощный взрыв, что сверхновую звезду было видно невооруженным взглядом. Именно так ее и заметил на Крымской станции студент-астроном Сергей Шугаров. Позже выяснилось, что его сообщение было уже шестым. Самыми первыми, за восемь часов до Шугарова , звезду увидели японские астрономы. Новую звезду можно было видеть без телескопов считанные ночи: она была яркой только с 29 августа по 1 сентября. Потом она стала обычной звездой третьей величины по блеску. Однако за время своего свечения новая звезда успела превзойти по яркости альфу Лебедя. Настолько ярких новых звезд наблюдатели не видели с 1936 года. Звезду назвали Новой Лебедя 1975, V1500 Cygni, а в 1992 году в том же созвездии произошла еще одна вспышка.кварковой звезды, многократный взрыв звезды, столкновение двух массивных звёзд.

Самой молодой сверхновой звездой в нашей Галактике является G1.9+0.3. Она находится на расстоянии около 25 000 световых лет от нас и расположена в созвездии Стрельца в центре Млечного Пути. Скорость расширения останков сверхновой является беспрецедентной - более 15 тысяч километров в секунду (это 5 % от скорости света). Эта звезда вспыхнула в нашей Галактике около 25 000 лет назад. На Земле её взрыв можно было бы наблюдать около 1868 года.

Коичи Нишияма (Koichi Nishiyama) и Фудзио Кабашима (Fujio Kabashima) из Японии сделали свое открытие 31 марта с электронной камерой и объективом 105mm F/4.

Они быстро подтвердили свое наблюдение дополнительными фотографиями, сделанными с 0,40-м отражателем. Ничего не было видно до величины +13,4 на фотографиях, сделанных 27 марта, но когда они проверили снимки, сделанные 30 марта, звезда представляла собой +12,4. Хорошая новость - она становится ярче!

Эта звезда была подтверждена как новая. По состоянию на 2 апреля, её звездная величина составляет 11.0.

Новые звезды могут проясняться быстро, иногда на несколько величин всего за день. Эти карты должны помочь сосредоточиться на звезде, которая поднимается около полуночи и позволяет взглянуть на себя около 1:30 - 2:00 утра по местному времени (20:30 - 21:00 МСК) в восточной части неба. На данный момент, требуется 4-дюймовый или больший телескоп, чтобы обнаружить ее.

Новая может достичь яркости от 7 до 16 величин, что эквивалентно в 50 000-100 000 раз ярче Солнца, всего за несколько дней.

Нишияма и Кабашима находятся на чем-то вроде «горячей полосы». Так как информация подтвердилась, эта звезда стала их третьим открытием новой за месяц! 8 марта они обнаружили Nova Cephei 2014 (в созвездии Цефея) с величиной 11,7, достигшей в настоящее время отметки примерно 12, и 10-й величины Nova Scorpii 2014 (в созвездии Скорпиона), которая сейчас находится на отметке 12,5, открытой 26 марта. Впечатляет.