Nowa w Galaktyce Andromedy

Nova Cygni 1992 – zdjęcie z HST

Nowa klasyczna (ang. classical nova) – gwiazda wybuchowa, w rzeczywistości ciasny układ podwójny złożony z białego karła i gwiazdy ciągu głównego lub nieco odewoluowanej gwiazdy. Mechanizm wybuchu to eksplozja termojądrowa na powierzchni białego karła. Z definicji, w nowych klasycznych wybuch zaobserwowano tylko raz. Układy, w których zaobserwowano rozbłysk kilkukrotnie ze względów historycznych należą do odrębnej klasy gwiazd typu nowa powrotna, a te, których wybuchu jeszcze nie zaobserwowano, należą do klasy gwiazd typu zmienna nowopodobna.

Nazwa tej gwiazdy pochodzi stąd, że z gwiazdy niewidocznej gołym okiem w ciągu krótkiego odcinka czasu staje się gwiazdą łatwo dostrzegalną. Pierwszą gwiazdę nową zaobserwował Hipparch w gwiazdozbiorze Skorpiona.

Typowe amplitudy wybuchów mieszczą się pomiędzy 8 a 15 magnitudo. Z wielkością amplitudy wiąże się tempo spadku jasności po wybuchu. Gwiazdy, które znacząco jaśnieją, obniżają swoją jasność w tempie rzędu dni, a które nie jaśnieją tak bardzo – w tempie rzędu miesięcy. Co roku odkrywa się w naszej Galaktyce kilka do kilkunastu nowych klasycznych.

Rozbłysk gwiazdy nowej można czasami obserwować gołym okiem. Najlepszym przykładem jest Nova Cyg 1975, która rozbłysła 29 sierpnia 1975 w gwiazdozbiorze Łabędzia.

Mechanizm wybuchu

Jeśli biały karzeł jest w układzie kataklizmicznym, to znaczy ma bliskiego towarzysza – gwiazdę wypełniającą powierzchnię Roche’a, to materia z atmosfery towarzysza przepływa w sposób ciągły w stronę białego karła i stopniowo osiada na jego powierzchni. Opadający gaz to przede wszystkim wodór i hel, główne składniki materii we Wszechświecie. Opadający gaz jest sprasowywany na powierzchni białego karła przez bardzo silne pole grawitacyjne, a ciągle opadające nowe warstwy materii dodatkowo przyczyniają się do systematycznego wzrostu grubości i temperatury warstwy. Ponieważ biały karzeł zbudowany jest z materii zdegenerowanej, to u podstawy otoczki wodorowo-helowej też dominować zaczyna ciśnienie zdegenerowanych elektronów. W momencie, gdy temperatura u podstawy warstwy przekroczy wartość, w której efektywnie zajść mogą reakcje termojądrowe (ok. 20 milionów K), proces spalania wodoru następuje lawinowo, poprzez cykl CNO, ponieważ wzrost temperatury w wyniku spalania nie powoduje natychmiastowego wzrostu ciśnienia powodującego ekspansję i schłodzenie otoczki. Dlatego istotnym parametrem układu podwójnego jest tempo dopływu masy do białego karła (tempo akrecji): gdy jest zbyt duże, powyżej ok. 10 masy słońca/rok, opadająca materia nie ulega kompletnej degeneracji, ciśnienie powodujące ekspansję warstwy wodorowo-helowej może odgrywać stabilizująca rolę i wybuch nie następuje. Typowe tempo akrecji w układzie jest mniejsze, spalanie zachodzi wybuchowo i w krótkim czasie wyzwolona jest ogromna ilość energii. To powoduje odrzucenie zewnętrznych warstw białego karła, z prędkościami rzędu kilkuset do kilku tysięcy km/s. Ekspandująca otoczka nagrzewa się i zjawisko widzimy jako gwałtowne pojaśnienie gwiazdy. Po osiągnięciu maksimum jasność spada, w miarę jak ekspandująca otoczka staje się coraz rzadsza. Całe zjawisko trwa typowo od 20 do 80 dni.

Rozbłysk jest tak jasny, ponieważ reakcje termojądrowe wytwarzają 10 do 100 razy więcej energii z jednostki masy niż czyni to grawitacja w przypadku opadania materii na białego karła. Natomiast odrzucona materia stanowi nieznaczną część masy gwiazdy (ok. 1/10 000).

Odstępy czasu między wybuchami są na ogół na tyle długie, że z danego układu obserwujemy tylko jeden rozbłysk. Są jednak takie źródła, w których rozbłyski zachodzą częściej, jak np. RS Ophiuchi, która rozbłysła sześciokrotnie (w roku 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, i ponownie w 2006), i wtedy gwiazdy takie określamy mianem nowa powrotna.

Dalsza ewolucja gwiazdy nie jest jasna: albo masa białego karła w wyniku wybuchów zmaleje, albo mimo wszystko masa wzrośnie skutkiem akrecji, i biały karzeł wybuchnie jako gwiazda supernowa typu Ia, zamieniając się w gwiazdę neutronową, albo też masa białego karła będzie rosła na tyle wolno, że układ przestanie być układem półrozdzielonym i ustanie przepływ masy, a z nim rozbłyski typu nowej (Sarna i in. 2005).