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 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 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. A přesto může tato trpasličí hvězda stát za energeticky velice vydatnými procesy – za náhlým zjasněním zvaným nova. Za prudkým zjasněním takovéto hvězdy stojí zapálení kritického množství látky bohaté na vodík a hélium na povrchu bílého trpaslíka.
V neděli 23. 2. tomu bylo 27 let, kdy ve Velkém Magellanově oblaku ve vzdálenosti 160 000 světelných let byl pozorován výbuch supernovy 1987A. Supernova je závěrečným dějstvím života velmi hmotných hvězd. Nova je sice podle názvu menší „sestřičkou“ supernovy, avšak její fyzikální podstata je zcela jiná. Jejím progenitorem je bílý trpaslík, zatímco u supernovy rudý obr. Nova může být také opakujícím se jevem, protože při vzplanutí 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 vyplnila Rocheovu mez. Tato hmota, odsávaná z chladného červeného souseda, vytváří na povrchu trpaslíka tenkou obálku bohatou na vodík. Průměrná rychlost přenosu hmoty dosahuje asi . Při vzplanutí se na povrchu trpaslíka nachází akreovaná plazma o hmotnosti až , což hmotnostní poměry dvojhvězdy prakticky neovlivní.
Podle studie O. Yarona může k obřímu výbuchu novy dojít při mimořádně nízkém tempu přenosu vodíku, kolem . Takové vzplanutí však zatím nebylo pozorováno.
Vzplanutí novy
Vodíková obálka se zvýšeným obsahem atomů C, N a O je stlačována a ohřívána UV a X zářením bílého trpaslíka. Když teplota a tlak dosáhnou kritických hodnot, zapálí se explozivní termonukleární reakce přeměňující vodík na hélium. Tento děj se projeví jako vzplanutí novy. U novy T Pyx byla například vypočtena teplota bipolárního oblaku 420 000 K.
Zářivý výkon a změny jasnosti
Bílý trpaslík je kompaktní hvězda s vysokou povrchovou teplotou. Vzplanutí novy bývá náhlé, ale některé novy mohou mít pomalejší nástup. Jasnost novy vzroste během 1–100 dní o 7–16 magnitud a poté pomalu klesá, někdy i několik let. Nova může svou jasnost zvýšit tisíckrát až milionkrát.
Po dosažení maxima se ve spektru objevují široké emisní čáry svědčící o expanzi obálky. Později spektrum připomíná emisní mlhoviny. Rentgenové novy byly pozorovány i v jiných galaxiích, například v M31, M32 a Magellanových mračnech.
Rychlé a pomalé novy
Podle světelné křivky se novy dělí na:
- rychlé – pokles o více než 3 mag za 100 dní,
- pomalé – méně než 3 mag za 100 dní,
- velmi pomalé – pokles o 3 mag za asi 1000 dní.
Rekurentní novy se opakují, například RS Ophiuchi (vzplanutí 1898–2006). Zvláštním případem je nova AG Peg, která je ve stavu zjasnění již 150 let.
Příklady pozorovaných nov
Zajímavou novou byla V1974 Cyg (1992), jejíž složky obíhají extrémně blízko sebe. Při výbuchu se obálka nafoukla na 100 slunečních poloměrů a obklopila i druhou složku. Výron hmoty trval 245 dní a svítivost byla 13 dní nad Eddingtonovou mezí.
Nejrychlejšími novami byly V838 Her a V4160 Sgr (1991), u nichž jasnost poklesla o 2 mag za méně než dva dny.
Rychlost rozpínání obálky a energie
Průměrná nova uvolní asi J energie. Obálka je odmrštěna rychlostí 100–1000 km/s a vytváří mlhovinu obsahující těžší prvky. Některé novy však dosahují extrémních rychlostí, například V2361 Cygni až 6500 km/s. Teplota obálky může dosáhnout K.
Rekurentní novy
Klasické novy mají pozorované pouze jedno vzplanutí, rekurentní více. Předpokládá se však, že všechny novy jsou rekurentní, jen perioda může být delší než doba pozorování. Mezi nejjasnější patří N Scorpii 2007a nebo N Del 2013.
Četnost nov
V naší Galaxii ročně vzplane asi 30 nov, ale pozoruje se jen třetina kvůli absorpci světla. V galaxii M31 je pozorováno také kolem 30 nov, ale skutečný počet je asi 65 ročně. V Magellanových oblacích je nov ještě více. V obří eliptické galaxii M87 vzplane ročně kolem 300 nov. V roce 2004 byla v jedné z jejích kulových hvězdokup pozorována nova – teprve druhý takový případ v historii.
