Nova

Nova neboli také nová hvězda dostala své jméno v dobách, kdy nebyla známá pravá podstata tohoto typu hvězd a kdy se soudilo, že nova je skutečně nově vzniklá hvězda. O tom svědčí i její latinský název stella nova.

Dnes však již skutečnou podstatu nov („nových“ hvězd) známe. Jedná se o eruptivní (kataklyzmatickou) proměnnou hvězdu, která je produktem druhého stádia přenosu hmoty v těsných dvojhvězdách. Za vzplanutím novy stojí termonukleární exploze plazmy na povrchu bílého trpaslíka.

Progenitorem novy je skutečně bílý trpaslík, hvězda v závěrečném stádiu svého vývoje. Tato hvězda je tvořena degenerovaným plynem, je neobyčejně malá a hustá a je bez vnitřního zdroje energie (v jejím jádře neprobíhají žádné termonukleární reakce).

A přesto může tato trpasličí hvězda stát za energeticky velice vydatnými procesy – za náhlým zjasněním zvaným nova. Za prudkým zjasněním takovéto hvězdy (novou) stojí zapálení (jaderná fúze) kritického množství látky bohaté na vodík a hélium na povrchu bílého trpaslíka.V neděli 23.2. tomu bylo rovných 27 let, kdy ve Velkém Magellanovu oblaku (nejbližší galaktický soused) ve vzdálenosti 160 000 světelných let byl pozorován výbuch supernovy 1987 A. Co to vůbec supernova je? S trochou nadsázky by se dalo říci, že hvězda sebevrah. Supernovy jsou těmi nejefektnějšími kosmickými ohňostroji a závěrečným dějstvím aktivního života hodně hmotných hvězd.

Nova je sice podle názvu menší „sestřičkou“ supernovy, avšak její fyzikální podstata je zcela jiná. Navíc jejím progenitorem je bílý trpaslík oproti rudému obru v případě supernov. Nova může být také na rozdíl od supernovy opakujícím se (periodickým) jevem (viz níže), neboť při vzplanutí novy se fyzikální vlastnosti hvězdy nemění.

Přenos hmoty na bílého trpaslíka

Hmota na bílého trpaslíka proudí v podobě spirálovitě se svinujícího akrečního disku z druhé složky těsné dvojhvězdy, která gravitačním působením svého souseda vyplnila tzv. Rocheovu mez. Tato hmota, která je odsávaná z chladného červeného souseda (obvykle z červeného trpaslíka) utváří na povrchu bílého trpaslíka poměrně tenkou obálku, která je bohatá na vodík. Ten je obsažen v povrchových vrstvách svého chladnějšího souseda. Podobně jako je tomu u novy SS Cygni či T Pyx.

Průměrná rychlost přenosu hmoty z chladnějšího souseda dosahuje jen asi 10-9 Ms/rok (Ms je hmotnost Slunce). Při vzplanutí novy se na povrchu bílého trpaslíka nachází akreovaná plazma o hmotnosti od 10-9 do 10-3 Ms, což hmotnostní poměry obou složek dvojhvězdy prakticky neovlivní. Např. nova KT Eri ztratila během vzplanutí asi 10-5 Ms.

Podle studie O. Yarona může k obřímu výbuchu novy dojít v případě, že tempo přenosu vodíku do slupky bílého trpaslíka je mimořádně nízké. Pokud je tempo přenosu vodíku kolem 5 × 10-13 Ms/rok, může dojít k silnému výbuchu novy s amplitudou přes 20m a k odvržení velkého množství hmoty do kosmického prostoru (až 7 × 10-4 Ms). Zatím však podobné vzplanutí astronomy pozorováno nebylo.

Vzplanutí novy

Vodíková obálka se zvýšeným obsahem atomů C, N a O je silně stlačována a odspodu ohřívána silným UV a X zářením bílého trpaslíka. Když teplota a tlak plynu obálky na povrchu bílého trpaslíka dosáhne dostatečné hodnoty, zapálí se termonukleární reakce explozivního charakteru přeměňující vodík na hélium. Tento děj se navenek projeví jako vzplanutí novy. Např. z pozorování čar prvků C, N a O u novy T Pyx v rentgenovém pásmu v dubnu 2011 byla vypočtena teplota bipolárního oblaku na neuvěřitelných 420 000 K!

Zářivý výkon nov a jak moc může nova zjasnit?

Bílý trpaslík představuje závěrečné stádium vývoje hvězd. Jedná se o neobyčejně kompaktní a v pozemských měřítcích dozajista velice exotickou hvězdu střední hmotnosti, velice malých rozměrů a s počáteční velice vysokou povrchovou teplotou. Hmotnost bílého trpaslíka sice odpovídá hmotnosti průměrné hvězdy, avšak rozměry bílý trpaslík připomíná spíše planetu terestrického typu.

Vzplanutí novy je obvykle náhlé, některé z nov však mohou mít rozjezd poněkud pomalejší. Nova svou jasnost zvýší v průběhu 1 – 100 dní o 7 – 16m a pak poměrně pomalu, mnohdy i několik let klesá její jasnost na původní hodnotu před vzplanutím. Nova tak svou jasnost může zvýšit 1 000× a ty nejjasnější až 1 000 000×.

Těsně po dosáhnutí maxima jasnosti se ve spojitém spektru novy objevují široké emisní čáry svědčící o rychlé expanzi obálky hvězdy. Pokud se ve spektru objevuje multiplicita, pak nova si odfoukla vícekrát a odvrhla několik obálek. S klesající jasností novy spojité spektrum slábne, přičemž dostává charakter spektra typického pro emisní mlhoviny s řadou zakázaných čar.V roce 2005 objevil B. Williams aj. rentgenovou novu 0044+4112 v galaxii M 31 v souhvězdí Andromedy, jejíž maximální zářivý výkon dosáhl 1031 W. Další rentgenové novy byly objeveny v galaxiích M 32 a v Magellanových mračnech, jejichž zářivý výkon se pohyboval v rozmezí 1029 – 1033 W.

Rychlé a pomalé novy

Podle charakteru světelné křivky se novy dělí na rychlé (Na), pomalé (Nb) a velmi pomalé (Nc). U rychlých nov klesá jasnost o více než 3m za 100 dní, u pomalých o méně než 3m za 100 dní a u velice pomalých o 3m za asi 1 000 dní. Příkladem rekurentní novy může být hvězda RS Ophiuchi, u níž byla zaznamenána vzplanutí v letech 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 a 2006.

Zvláštním případem novy je nova AG Peg, která je ve stavu zjasnění již plných 150 let. Jedná se o bezprecedentně nejpomalejší novu v historii astronomie. AG Peg patří do třídy symbiotických nov. Bílý trpaslík obíhá kolem rudého obra spektrální třídy M5III z nějž vane silný hvězdný vítr o rychlosti 60 km/s. Ten se překládá s hvězdným větrem bílého trpaslíka o rychlosti asi 700 km/s.Jako rudý (červený) obr jsou označovány hvězdy v závěrečném stádiu svého vývoje krátce po té, co po spotřebování větší části zásob vodíku v jádře opustily hlavní posloupnost a na Hertzprungově-Russellově diagramu se přesunuly do posloupnosti obrů. Rudí obři mohou mít červené, ale také žlutooranžové zabarvení. To podle povrchové teploty, která nepřesáhne 5 000 K. Obvykle se povrchová teplota rudých obrů pohybuje v rozmezí 3 000 až 4 000 K.

Zajímavou novou byla nova V1974 Cyg (r. 1992), která je od Slunce vzdálena 1,7 kPc. Složky dvojhvězdy kolem sebe obíhají v extrémně malé vzdálenosti 0,85 RS (asi jen půl milionu kilometrů, což je jen o málo více než vzdálenost Země – Měsíc) jednou za 1,9 h.

Když došlo na povrchu bílého trpaslíka (novy V1974 Cyg) s hmotností 1,05 MS k překotné termonukleární reakci, jeho plynná obálka se při výbuchu silně nafoukla a dosáhla poloměru asi 100 RS, takže obklopila i sekundární složku dvojhvězdy o hmotnosti asi 0,2 MS a poloměru 0,2 RS.

Výron hmoty, během nějž se objevilo i měkké rentgenové záření, trval 245 dní. Svítivost této mimořádně jasné novy (1,7m) se po dobu 13 dní nacházela nad tzv. Eddingtonovou mezí, což patří k dosud neobjasněným fyzikálním problémům celé řady nov. Eddingtonova mez svítivosti určuje nejvyšší možný zářivý výkon, který může do volného kosmického prostoru přenést kulová slupka plynu nacházejícího se vy hydrostatické rovnováze, aniž by došlo k rozpínání této slupky.

Vůbec nejrychlejšími pozorovanými novami byly V838 Her a V4160 Sgr z roku 1991, u nichž došlo k poklesu jasnosti o 2m za méně než dva dny. V obou případech se jednalo o výbuchy obálek velmi hmotných bílých trpaslíků s hmotností okolo 10-5 MS. V jejich spektrech dominovaly čáry Ne s velkým přebytkem C, N, S a Si.

Rychlost rozpínání obálek a kolik energie se při vzplanutí novy uvolní?

Během exploze průměrné novy se uvolní 6 × 1037 J energie, přičemž většina obálky je z povrchu novy odmrštěna rychlostí 100 – 1 000 km/s a v následujících týdnech či letech vytváří kolem novy malou mlhovinu obsahující vedle vodíku a hélia i další prvky. Například uhlík, dusík, kyslík, ale i netečný plyn neon nebo hořčík. Novy tak obohacují mezihvězdný prostor o těžší prvky.

Rychlost rozpínání obálky odmrštěné při výbuchu novy však může dosahovat i vyšších rychlostí. Například u novy V2361 Cygni, která vzplanula v polovině února 2005 dosáhla rychlost rozpínání plynné obálky neuvěřitelných 6 500 km/s. V2361 Cygni byla velice rychlou novou, která po dvou měsících pohasla na pouhých 18,5m.

Další rychle se rozpínající obálka byla pozorována u novy V5115 Sgr (5 000 km/s), V476 Sct (4 000 km/s) či V477 Sct (6 000 km/s). Zmínku si zaslouží i nova V4740 Sgr z roku 2007, jejíž obálka se rozpínala rychlostí 3 900 km/s.

Teplota obálky během překotné termojaderné fúze může dosahovat až 5 × 107 K, jak zjistil J. Ness aj. z měření velmi silného rentgenového záření u nov V4745 Sgr, V574 Pup, V382 Nor, V723 Cas a V1047 Cen analýzou dat ze satelitu Swift.

Rekurentní novy

Podle počtu pozorovaných vzplanutí se novy dělí na klasické novy a rekurentní novy (Nr). U klasických nov se pozorovalo dosud pouze jedno vzplanutí, u rekurentních více než jedno. Astronomové však předpokládají, že všechny novy jsou rekurentní. Jen u klasických nov je perioda vzplanutí delší než období, po které se takovéto novy pozorují. U „krátkoperiodických“ rekurentních nov bývají nárůsty jasnosti obvykle nižší než u nov „klasických“ a nárůst jasnosti není tak vysoký.

Jednou z nejjasnějších pozorovaných nov byla N Scorpii 2007a, kterou objevil 4.2.2007 v souhvězdí Štíra japonský amatérský astronom nebo N Del 2013 z minulého roku. Přehled vybraných jasných nov za poslední desetiletí uvádí tabulka níže.

Jaká je četnost nov?

Odhaduje se, že v naší Galaxii ročně vzplane okolo 30 nov. Pozorovat se jich ale daří pouze asi třetina, neboť světlo vzdálených nov je absorbováno v hlavní rovině Galaxie.

Podobně na tom je galaxie M 31 v souhvězdí Andromeda, kde je ročně pozorováno okolo 30 nov, jejich četnost se však odhaduje na asi 65 vzplanutí za rok. Nejjasnější z nich dosahují až 17m, takže při modulu vzdálenosti galaxie M 31 (24,5m) odpovídá jejich absolutní hvězdná velikost až -7,5m. Ještě více nov je pozorováno v nepravidelných trpasličích galaxiích Velký a Malý Magellanův oblak, které patří do místní skupiny galaxií.

V obří eliptické galaxii M 87 (od Země je vzdálena asi 16 MPc) v souhvězdí Panny ročně vzplane okolo 300 nov. Dokonce se podařilo pozorovat poměrně jasnou novu v jedné z kulových hvězdokup této obří galaxie (v roce 2004), což byla historicky teprve druhá kulová hvězdokupa v níž byla nova spatřena. Po kulové hvězdokupě M 80, v níž byla v roce 1860 pozorována nova T Sco.

zdroj: Treking.cz