Nova

Malířova představa akrece plazmatu z rudého obra bílým trpaslíkem
Obrázek: NASA

Nova se tvoří z těsné dvojhvězdy, jejímž jedním členem je bílý trpaslík a druhým je buď hvězda hlavní posloupnosti nebo červený obr spalující normálním způsobem vodík na helium (tj. normální plazmová hvězda). Tento objekt se nazývá praenova. V okamžiku, kdy vrchní vrstvy atmosféry normální plazmové hvězdy při rozpínání dosáhnou Rocheovy meze, začne plazma složená převážně z vodíku a helia přetékat do sféry gravitačního vlivu bílého trpaslíka, kde nejprve vytvoří akreční disk. V akrečním disku ztrácejí částice plazmatu turbulencí, třením a vyzařováním postupně svoji energii a klesají po spirále na povrch trpaslíka, kde se po dlouhou dobu, někdy až desetitisíce let, hromadí. Tato doba závisí zejména na rychlosti přenášení látky mezi hvězdami; obvykle však tato rychlost činí kolem 10⁻⁹ M_s/rok (M_s je hmotnost Slunce). Spodní vrstvy vznikající atmosféry bílého trpaslíka se vlivem jeho gravitace stlačují a tlak a teplota s přibývajícím množstvím přeneseného plazmatu rostou až dojde ke spuštění termonukleární reakce. Nejprve se normálním uhlíkovým cyklem nebo přímou proton-protonovou reakcí termonukleárně syntetizuje z vodíku helium. Tato reakce obvykle probíhá klidně a neprojevuje se významným zvyšováním jasnosti bílého trpaslíka. S dalším růstem tlaku a souběžně s tím i teploty až na 20 milionů kelvinů se však prudce rozhoří jiná termonukleární reakce, při které se izotop ⁴He začne měnit na těžší prvky. Rychlost, jakou tato druhá reakce nabíhá a později vyhasíná, je různá a podle ní rozlišujeme dva základní druhy nov: pomalé novy a rychlé novy. U pomalých nov sice počáteční nárůst je rychlý, pak se výrazně zpomalí a maxima je dosaženo až za několik týdnů po prvním zjasnění. Také následný pokles trvá dlouho, půl roku až roky, než hvězdná velikost poklesne na hodnotu u praenovy. U rychlých nov je maxima jasnosti dosaženo během několika málo dní a pokles trvá pouze týdny, nejvýše půl roku. Množství energie, uvolněné při této termonukleární explozi, je prakticky u obou typů stejné a činí 6×10³⁷ J. Celkově se při vzplanutí novy termonukleárně přemění jen asi 5 % celkového množství látky získané bílým trpaslíkem akrecí.

Nova Cygni 1992 s vyvrženým plynem na snímku z HST
Snímek: NASA/STScI

V průběhu intenzivní fáze zažehnutí heliové termonukleární reakce jsou horní vrstvy vodíkoheliové atmosféry odvrženy do prostoru rychlostmi až 2000 km/s a vytvářejí rozpínající se plynový obal, který může být v případě novy blízké ke Sluneční soustavě opticky pozorovatelný jako mlhovinový prstenec. Příkladem toho může být Nova Persei 1901 = GK Per. Tato fáze života novy se nazývá nebulární (tj. mlhovinová). Celkové množství takto vyvržené látky je vcelku zanedbatelné a leží v rozmezí od 10⁻⁹ do 10⁻³ M_s (nejčastěji kolem 10⁻⁴ M_s), takže celkově se ani hmotnost dvojhvězdné soustavy, ani samotného bílého trpaslíka prakticky nezmění. Kromě vodíku a helia vyvržený plyn obsahuje i těžší prvky jako uhlík, dusík, kyslík, neon a hořčík. Novy tak přispívají k obohacování mezihvězdného prostoru těžkými prvky, i když zanedbatelnou měrou ve srovnání se supernovami a červenými obry.

Po návratu do výchozího stavu, který se nazývá postnova, se proces přenosu látky z plazmové hvězdy na bílého trpaslíka obnoví a může tedy dojít k opětovnému vzplanutí novy. Takové novy, u kterých došlo v historické době k opakované explozi, se nazývají rekurentní novy. Příkladem může být RS Ophiuchi, u které bylo pozorováno vzplanutí již šestkrát (v letech 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006 a zatím naposledy v roce 2021). Ty novy, u nichž v historické době není známo opakované vzplanutí, se nazývají klasické novy. Z teoretických úvah však vyplývá, že pouze perioda opakovaných explozí je u nich značně velká a může ležet v rozmezí tisíců až milionů let.

Bylo zjištěno, že statistické rozdělení jejich absolutních hvězdných velikostí v maximu je bimodální, s hlavním maximem četnosti při −7,5^M a s vedlejším maximem při −8,8^M. Kromě toho mají všechny novy přibližně 15 dní po dosažení maxima přibližně stejnou absolutní hvězdnou velikost, a to −5,5^M. Kromě toho může být upřesněna absolutní hvězdná velikost určité novy ze známého vztahu mezi ní a rychlostí poklesu jasu v čase (vztah MMRD, tj. Maximum Magnitude versus Rate of Decline).

Porovnání pozorované hvězdné velikosti a odhadnuté absolutní hvězdné velikosti se dá pak použít podobně jako u cefeidy k určování vzdáleností nejbližších galaxií a to s podobnou přesností. Výhoda nov proti cefeidám je jejich větší absolutní hvězdná velikost (a jsou tedy pozorovatelné na větší vzdálenosti), nevýhodou je však jejich menší četnost výskytu.

Při svém objevu je novám dáno jméno sestávající ze slova „Nova“ následovaného latinským názvem souhvězdí v němž byla objevena (v genitivu) a s připojením letopočtu roku, v němž vzplanuly (např. Nova Persei 1901). Toto jméno může být případně zkráceno tak, že místo slova nova se použije jen písmeno „N“ (bez tečky), následované mezinárodní zkratkou souhvězdí a letopočtem (např. N Per 1901). Později jim je přiděleno standardní označení proměnné hvězdy.

Astronom Tycho Brahe pozoroval supernovu SN 1572 v souhvězdí Kasiopeji a svá zjištění publikoval ve spise De stella nova (lat. „O nové hvězdě“). Název této knihy dal za vznik i názvu této třídy astronomických objektů. V svém díle uvedl, že v případě, že by se jednalo o blízký objekt, musel by se mezi stálicemi (hvězdami) zřetelně pohybovat, a že tedy „nova“ musí být velmi vzdálená od Země. I když z dnešního hlediska je zásadní rozdíl mezi pojmy nova a supernova, po dlouhou dobu astronomové mezi těmito druhy objektů nedělali rozdíl; teprve od 30. let 20. stol., kdy byla zjištěna jejich rozdílná fyzikální podstata, se začal používat i pojem supernova.

• Supernova
• Trpasličí nova

• Obrázky, zvuky či videa k tématu nova na Wikimedia Commons
• Slovníkové heslo nova ve Wikislovníku
• General Catalog of Variable Stars, Sternberg Astronomical Institute, Moskva
• NASA Observatorium: Classical Nova