Nova

Z Multimediaexpo.cz

Nova (lat. nova, čes. nová), zastarale též nová hvězda, je označení pro astronomický jev, při němž se v důsledku náhlého spuštění termonukleární reakce (kataklyzmického výbuchu), způsobeného nahromaděním vodíkového a heliového plazmatu na povrchu bílého trpaslíka v soustavě těsné dvojhvězdy, hvězdný objekt prudce zvýší asi stotisíckrát až milionkrát svoji jasnost, tedy o 13 až 15 magnitud. Původní objekt bývá obvykle natolik slabý, že nemusel být pozorován. V přeneseném významu je termín nova používán též pro označení tohoto druhu hvězdných objektů. V tomto smyslu patří nova do třídy kataklyzmických proměnných hvězd.

Obsah

Fyzikální podstata novy

Soubor:Making a Nova.jpg
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 sekvence nebo rudý 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 Ms/rok (Ms 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.

Soubor:Nova cygni 1992.jpg
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 Ms (nejčastěji kolem 10-4 Ms), 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 rudými 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 a zatím naposledy v roce 2006). 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.

Význam nov pro astronomii

Bylo zjištěno, že statistické rozdělení jejich absolutních hvězdných velikostí v maximu je bimodální, s hlavním maximem četnosti při −7,5M a s vedlejším maximem při −8,8M. Kromě toho mají všechny novy přibližně 15 dní po dosažení maxima přibližně stejnou absolutní hvězdnou velikost, a to −5,5M. 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.

Pojmenování nov

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 Perseus 1901). Toto jméno mlže 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.

Historická poznámka

Astronom Tycho Brahe pozoroval supernovu SN 1572 v souhvězdí Kasiopeja 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.

Přehled jasných nov od roku 1890 do současnosti

RokOznačení novySouhvězdíMaximální jasnost
1891 T Aur Vozka (Auriga) 3,8m
1898 V1059 Sgr Střelec (Sagittarius) 4,5m
1899 V606 Aql Orel (Aquila) 5,5m
1901 GK Per Perseus (Perseus) 0,2m
1903 N Gem 1903 Blíženci (Gemini) 6m
1905 N Aql 1905 Orel (Aquila) 7,3m
1910 N Lac 1910 Ještěrka (Lacerta) 4,6m
1912 N Gem 1912 Blíženci (Gemini) 3,5m
1918 V603 Aql Orel (Aquila) −1,8m
1919 N Lyr 1919 Lyra (Lyra) 7,4m
1919 N Oph 1919 Hadonoš (Ophiuchus) 7,4m
1920 N Cyg 1920 Labuť (Cygnus) 2,0m
1925 RR Pic Malíř (Pictor) 1,2m
1934 DQ Her Herkules (Hercules) 1,4m
1936 CP Lac Ještěrka (Lacerta) 2,1m
1939 BT Mon Jednorožec (Monoceros) 4,5m
1942 CP Pup Lodní záď (Puppis) 0,3m
1943 N Aql 1943 Orel (Aquila) 6,1m
1950 DK Lac Ještěrka (Lacerta) 5,0m
1960 V446 Her Herkules (Hercules) 2,8m
1963 V533 Her Herkules (Hercules) 3m
1970 FH Ser Had (Serpens) 4m
1975 V1500 Cyg Labuť (Cygnus) 2,0m
1975 V373 Sct Štít (Scutum) 6m
1976 NQ Vul Lištička (Vulpecula) 6m
1978 V1668 Cyg Labuť (Cygnus) 6m
1984 QU Vul Lištička (Vulpecula) 5,2m
1986 V842 Cen Kentaur (Centaurus) 4,6m
1991 V838 Her Herkules (Hercules) 5,0m
1992 V1974 Cyg Labuť (Cygnus) 4,2m
1999 V1494 Aql Orel (Aquila) 5,03m
1999 V382 Vel Plachty (Vela) 2,6m
2006 RS Oph Hadonoš (Ophiuchus) 4,5m

Související články

Externí odkazy


Citováno z „http://www.multimediaexpo.cz/mmecz/index.php/Nova“