Novy

Úvod

Nova je zkrácený název pro Nova stella, což znamená nová hvězda. Jedná se o starou hvězdu, která náhle stokrát až tísíckrát zvětší svou jasnost. Pak září několik dní až měsíců touto jasností a poté opět zhasíná. Při této změně se také mění i spektrum hvězdy. Cyklus zjasňování a pohasínání se opakuje v rozmezí od stovek do desítek stovek let a proto byl u většiny nov pozorován doposud pouze jeden cyklus. Takové novy jsou označovány jako klasické novy. Zjasnění novy je doprovázeno odvržením hmoty a zformováním obálek hmoty okolo novy, které se pak pomalu rozptylují do okolního prostoru.

DQ Her a FH Ser - klasické novy

Historické měření

Ve starověku byly novy označovány supernovy, komety a všechny nestálé objekty, jako pomíjivé hvězdy. První pozorování těchto objektů prováděli čínští, japonští a korejští astronomové (astrologové), kterí při jejich výskytu předpovídali přicházející nebezpečí. Pro starověkou a středověkou evropu tyto objekty znamenali něco tajemného, jelikož byly v konfliktu s Aristetolovskou představou sférického vesmíru. Detailní čínské záznamy máme již z roku 200 před. kr. Korejské a Japonské pravidelné měření začlo až okolo 800 let n. l. Komety byly od těchto objektů odlišeny brzy, ale novy od supernov prně až ve 30. letech 20. stol. V počátcích 60. let 20. stol. byly již naschromážděny hojné záznamy z pozorování, hlavně Roberta Krafta), ze kterých vyplynulo, že novy jsou binárními systémy, které se skládají z hlavní hvězdy a málo hmotné hvězdy (průvodce) hlavní posloupnosti. Pozorováním nov po erupcích a v několika případech i před erupcí, bylo zjištěno, že jde o velice blízké hvězdy. Podle odhadu hmoty se ukázalo, že hlavní hvězda je bílý trpaslík. To vedlo k hypotéze, že průvodce rudý obr je natolik velký (vyplňuje Rocheův lalok), že předává svou hmotu (přes Lagrangeův bod) drůhé hvězdě. V některých případech, je rychlou rotací, vytvořen hmoty, postupně dopadající na bílého trpaslíka, akreční disk.

Pozorování

Počet a rozložení

Na přelomu 20. stol. rostl počet pozorovaní nov v  průměru asi čtyři galaktické novy za rok. Z těchto pozorování vzešlo rozlišení dvou populací nov. Diskové novy, které se nachází v galaktickém disku, jsou jasnější a rovnoměrně rozloženy a novy v okolí galaktického centra, které jsou méně jasné a mají méně znatelný průběh zjasňování. Počet galaktických nov je odhadován na 40±20 za rok. Pro srovnání, populace nov ve Velkém Magelanově mračnu je v převažné věšině typu diskových nov, ale např. v galaxii Andromeda (M31) je většina nov v oblasti galaktického centra. V M31 je zaznamenáno přibližně 30 nov za rok, v M33 okolo 5 za rok a v LMC okolo 2 za rok.

Galaxie Andromeda a 6 nov zaznamenaných r. 2003
Zdroj: http://www.supernovae.net/sn2003/nm3115n1.html

Světelná křivka a spektum

Podle Deana McLaughlina jsou novy klasifikovány podle doby slabnutí od maximálního jasu obvykle 3 magnitud - označováno jako t₃. Podle toho jsou rozpoznávány tři (někdy pět) tříd. Velmi rychlé novy s t₃ < 10 dní, pomalé novy s t₃ > 100 dní a dále jedna až tři mezitřídy. Tyto objekty v jednotlivých třídách nejsou fyzicky rozdílné, ale jsou rozděleny do tříd pro lepší kategorizaci objektů s podobnou hodnotou t₃.

Světelné křivky nov
velmi rychlé novy	mezitřída	pomalé novy

V průběhu výbuchu novy může být zaznamenáno i několik stavů rozlišených podle optikého spektra a změn optické jasnosti. Jejich charakterizace, datovaná až k McLaughlinu v počátcích 40. let 20. stol., zůstala dodnes prakticky nezměněna.

Vývoj spektra velmi rychlé novy 1988 v LMC s t₂~ 5 dní. Křivka dole ukazuje základní a rozptýlené spektrum 1,34 dne po maximu. Uprostřed - 19,44 dne po maximu - typické Orion spektrum. Nahoře - 50,23 dne po maximu - ranné nebulární spektrum

1. Fáze prenovy je chrakterizována slabými změnami v jasnosti a spektu horké hvězdy (bílý trpaslík). Což se projeví malým vzrůstem optické světelnosti 1-15 let před výbuchem.
2. Průběh premaximální fáze je závislá na strmosti vrůstu jasnosti na maximální visuální jasnost. Charakteristické spektrum této fáze má výraznou modrou oblast spektra, absorbční čáry s modrým posuvem a nepříliš výrazné nebo žádné emisní čáry. Vývoj spektra absorbčních čar s modrým posuvem značí rozpínající se chadnoucí atmosféru hvězdy. V průběhu finálního rozpínání k maximu rychle klesá fotosférická teplota a dosahuje pro různé novy hodnot 9 000 až 4 000 K. Tato fáze má spektrum typu B až A a někdy F. Tři následné fáze jsou rozděleny následovně: Počáteční nárůst, který obvykle trvá den nebo dva, dále pak krátké premaximální zastavení nárůstu, které může v některých případech travat až měsíce a finální rychlý nárůst.
3. Maximální fáze obsahuje počáteční zklidnění se spektrem v základním stavu, které je brzy následováno rozšířeným o rozptýlené spektrum. Optické maximum je v optické světelné křivce jednoznačně určitelné píkou . Blízko maxima a v průběhu počátečního útlumu jsou barvy nov stejné jako mají jasní veleobři. Světelnost většiny nov zůstává po nějaký čas po maximu konstantní, což je potvrzeno pozorováním v UV oboru spektra, které umožňuje pozorování hvězdy i při přítomnosti horké fotosféry a IR měřením, které umožní pozorování i přes oblasti prachu, jež je z okolí novy vymetán novou na okraj rozpínající se obálky novy. Základní spektrum má charakteristické čáry P Cygni spektrálního profilu, které jsou naskládanými v relativně chladné a velmi výrazné kontinuum, to následně slábne, posouvá se směrem k modré oblasti spektra. Při fázích, kdy ionizace není příliš velká, jsou přítomny výrazné emisní čáry vodíku a kovů. Tento materiál je odvrhován v  dávkách (mracích) nebo prstencích. Jejich rychlosti, odvozené z modrého posuvu, jsou u pomalých nov v rozmezí od několika až po několik stovek km/s a okolo tisíců km/s u rychlých nov. U rychlých nov rozšířené spektrum rozptýleného světla vydrží 1 - 2 dny po maximu a 1 - 2 týdny u pomalých nov. Toto je určeno emisími a absorbční čarami častých prvků jako jsou C, N, O, Si, S a Ne. Síla spektrálních čar prků pak naznačuje jejich kvantitu. Odvozené rychlosti jsou vysoké a šíře spektrálních čar ukazuje velkou rozličnost rychlostí.
4. V přechodne fázy pokračuje zklidňování charakteristické Orion spektrem, čarami hoření a koronálními liniemi. Měření magnitudy v průběhu této periody nám ukazuje mírný pokles nebo oscilace s typickými denními časovými prodlevami nebo s velkými poklesy s možným navratem až za několik týdnů. Příčina poklesu je přičítána oblastem prachu, ve kterém se světlo absorbuje. Barevné efekty způsobované absorbcí světla prachem jsou komplexní a zapříčiňují je prachové částečky rozdílných velikostí v různých časových okamžicích. Rychlosti odvozené z jasných spektrálních linií jsou vyšší než předtím. Infračervené spektrum některých nov jsou v této fázy obohaceny silnými koronálními čarami.
5. Nebulární fáze, která následuje je charakteristická zakázanými liniemi. Nova se nyní stává o několik magnitu méně jasná. Má malou fotosféru a záření je hlavně v UV a rentgenovém záření. Mlhovina, která se formuje okolo novy je v tomto okamžiku neforemná, obsahuje hmotu přibližně 10^-5 - 10^-5 M_Slunce.
6. Fáze postnovy nebo také závěrečná fáze je novou dosažena, když se nova navrací do stavu, ve kterém byla jako před výbuchem. Akreční disk se obnovuje a v okolí hvězdy je oblast odvržené hmoty viz. obr. Z obrázku vidíme, že odvržená hmota má množství odlišností. Tyto zbytky září ještě několik let po samotném výbuchu.
   

   Obrázky Hα obálek dvou nov. Nahoře DQ Her, dole RR Pic. Typická nerovnoměrná struktura. Na pravé straně jsou vidět oblasti získané odstraněním elipticky symetrických částí.

Přes podobnosti spekter a vývoje jasností se u nov vyskytují užasné variace vlastností, které mohou činit odlišnosti mezi novami ruzných tříd, ale také i stejných tříd. S tímto se pak musí počítat v každe teorii nov.

Teorie

Mechanismus výbuchu

Studie výbuchů nov začala s prací Evry Schatzmana ve 40. a 50. letech 20. stol. V těchto teoriích bylo považováno hoření vodíku za původce exploze. Přibývání vodíku na bílém trpaslíku a pozdější nestabilní hoření v podmínkách elektronové degenerace bylo prvně zkoumáno Leonem Mestelem v r. 1952. O více než 20 let později bylo obecně přijato, že výbuchy klasických nov je výsledkem výbušného hoření vodíku (termonukleární úniky) na povrchu bílého trpaslíka, který je získává na vodík bohatou hmotu z blízkého rudého obra. Bližší pohled na vývoj cyklických výbuchů nov, z pohledu hydrodynamického vývoje, byl prováděn až v 60. letech 20. stol.

Materiál, který se akumuluje na povrchu bílého trpaslíka je na něm stlačován a elektrony vespod teto vrstvy materiálu částečně degenerují. Ve stejnou dobu stoupá teplota vespod této na vodík bohaté obálky. A když překročí 2 x 10⁷ K vzplane vodík v tenké vrstvě CNO cyklem. Energie, která je uvolňována při stoupající teplotě (teplota stoupá exponenciálně, hvězda se nerozpíná a neochlazuje) posiluje míru nukleární reakce. Okolo 10⁸ K , je míra CNO cyklu omezována slábnoucí mírou β⁺ - nestabilních jader, na teplotě nezávislé. Teplota začíná být natolik vysoká, že se degenerace prohlubuje a plyn v okolí se mění k ideálnímu. V tomto okamžiku zde nejsou žádné úniky hmoty. Obálka se rozpíná jakmile teplota hoření překročí 10⁸ K. Následuje vznícení konveční oblast formuje okolo zdroje tenke vrstvy hmoty a rozpíná se k povrchu. Konvekční mísení β⁺ - nestabilních jader v obálce přináší čerstvé CNO jádra do hořící vrtvy dokud nestabilní isotopy převládají v objemu celé obálky. Generování energie pokračuje i při poklesu dodávání β⁺ -nestabilních jader. Důsledkem rychlé expanze a ochlazování v rozrůstacící se obálce je absorpce tepelné energie. V průběhu úniků stoupá jasnost bílého trpaslíka dokud nedosáne Eddingtonovy kritické světelnosti Ledd=4*π*G*Mwd/κ, kde Mwd je hmotnost hvězdy a κ je fotografická opacita hvězdy. Když hvězda dosáhně bolometrického maxima je její poloměr stále relativně malý a povrch stále horký (proto září převážně v UV nebo EUV oboru spektra). Následuje relativně dlouhá fáze konstantního bolometrického toku záření . Rychlé rozpínání obálky je nyní konstantní, blízké kritické hodnotě světelnosti. Nemůže být dosaženo hydrostatické rovnováhy, ale hmota je zářením vytlačována v opticky hustém větru. Důležitost tlaku záření v souvislosti s odvrhováním hmoty novou bylo poprvé rozpůznáno Williamem McCrea na počátku roku 1937. Z výpočtů pak vyšli rychlosti expandujícího materiálu, míry ztrát hmoty a celkové množství odvrhované hmoty. Ukázalo se, že rychlosti rozpínání se pohybují mezi několika stavkami km/s pro pomalé novy a několika tisíci pro rychlé novy.

Průběh vývoje novy v H-R diagramu.

Optické maximum nastává, když je dosaženo fotosférického poloměru 100 R_Slunce, což souvisí s efektivní teplotou několika strovek kelvinů. Poté, když se obálka rozprostře do větší plochy a stává se méně hustou a klesá opacita, fotosféra ustupuje přes rozpínající se hmotu . Poloměr se změnšuje zatímco efektivní teplota se zvětšuje. Proto v H-R diagramu vytváří dvojitou linii vývoje z vysokých do nízkých efektivních teplot a zpět viz. obr.

Když je většina hmoty obálky odvržena, končí ztráty hmoty. Malé zbytky obálky se ztahují na povrch bílého trpaslíka a začíná pomalé ochlazování. Pokračuje hoření vodíku v tepelné rovnováze s nulkeárním a bolometrickým vyzařování a oboje pomalu klesají. Když je většina z vodíkové obálky změněna na helium ustává nukleární hoření a bílý trpaslík se navrací do stavu před výbuchem. Zklidnění novy do stavu před výbuchem zabere okolo několika let a zbytky bílého trpaslíka většinou nedotčené výbuchem zaujímají své místo. Pokračuje akrece a nový výbuch a a nový cyklus novy začíná.

Složení odvrhované hmoty - pozorování a teorie

Nedávné výpočty zastoupení těžkých prvků v odvržené hmotě klasických nov byli založeny na analýze emisních linií v období útlumu nebo na anylýze pozorovaných obálek starých nov. Hlavní charakteristiky složení odvržené hmoty jsou odvozené z pozorování.

Vlastnosti nov.

• Všechny novy mají stupeň výskytu He-CNO
• Dále také zároveň výskyt He a CNO a (nebo) O, Ne, Mg .
• Není zde žádna zjevná souvislost mezi hmotou vodíku (sloupec Y) a hmotou těžkých prvků (sloupce Z)
• Shodně s obsahem neonu může být nova přibližně rozdělená na dvě kategorie. Jedna s malým výskytem neonu oproti jeho výskytu v CNO jádře a druhá s velkým výskytem neonu a těžších prvků.

V pricipu jsou zde tři možné důvody pro nezvyklé složení.

• hmota akrečního disku je bohatá na He, CNO a těžší izotopy
• těžké prvky se vytvářejí v průběhu výbuchu
• materiál jádra je vyplavován vzhůru do akreční hmoty, která je bohatá na vodík.

První možnost je vysoce nepravděpodobná, protože dárcovská hvězda bývá typu K nebo M hlavní posloupnosti a nejsou známy hvězdy s obálkou mající složení stejné jako hmota odvrhovaná novou. U druhé možnosti energie potřebná k výbuchu novy je dodávaná hořením tenké oblasti hmoty akrečního disku a teploty zde nedosahují takových hodnot, aby mohli vznikat prvky těžší než helium. Takže zbývá možnost prolínání hmoty bílého trpaslíka s hmotou dopadající na povrch bílého trpaslíka. Toto může probíhat dvěmi mechanismy.

1) difuze vodíku do jádra, což způsobuje vznícení oblastí pod okrajem jádra a konvekčni mísení materiálu jádra ležící nad poloměrem vznícení s obálkou jádra.

2) turbulentní mísení způsobující nestabilitu na okraji mezi bílým trpaslíkem a akreční hmotou.

Na počátku výbuchu je původce novy složen ze dvou částí - jádro a obálka. Hoření, které je rozděluje se nachází v hloubce, kterou dosáhl klesající (difundující) vodík ve fázy akrece (pokud uvažujeme akreční difúzní průběh vývoje). Nebo na dně nestabilní turbulentní obálky (pokud uvažujeme vývoj novy s turbulentním mísením).

Explozivní vznícení vodíku vede ke zformování konvekční oblasti, která vymete celeu obálku. Tak nehledě na původní výskyt prvků se před výbuchem promísí celá oblast kde probíhá kovenkční proudění. Proto pozorované složení přímo nesouvisí s mechanismem mísení, ale odráží materiálové složení bílého trpaslíka. Podle toho dva typy bílých trpaslíků se zdají být původci nov. Uhlíko-kyslíkový bílý trpaslíci a kyslíko-neon-hořčíkový bílý trpaslíci.

Cyklus novy