Gwiazdy nowe
1 Maj 2005r. w
Gwiazdy Zmienne i Niestacjonarne napisał/a
Marcin Szulc
Nazwa gwiazda nowa sięga jeszcze czasów starożytnych, gdy w II wieku p. n. e. Hipparch dostrzegł w gwiazdozbiorze Skorpiona (Scorpius) gwiazdę, której nikt przedtem nie widział. Po pewnym czasie gwiazda stała się niewidoczna. Podobno zjawisko to zachęciło Hipparcha do ułożenia katalogu gwiazd.
Nazwa gwiazda nowa sięga jeszcze czasów starożytnych, gdy w II wieku p. n. e. Hipparch dostrzegł w gwiazdozbiorze Skorpiona (Scorpius) gwiazdę, której nikt przedtem nie widział. Po pewnym czasie gwiazda stała się niewidoczna. Podobno zjawisko to zachęciło Hipparcha do ułożenia katalogu gwiazd. Wiadomości o gwiazdach nowych znajdujemy w kronikach chińskich, a następnie obserwowali je Tycho Brahe i Kepler. Do połowy XIX wieku astronomowie nie zwracali dostatecznej uwagi na rozbłyśnięcia gwiazd nowych, w ciągu bowiem XVIII wieku i początku XIX wieku nie ma wzmianek o odkrywaniu gwiazd tego rodzaju. Dopiero od połowy XIX wieku nastąpił wzrost odkryć gwiazd nowych. We wszystkich przypadkach zdołano stwierdzić w nowszych czasach, gdy rozpowszechniło się stosowanie fotografii w astronomii, że przed zabłyśnięciem gwiazdy nowej w jej miejscu święciła już słaba gwiazda. Zjawisko nowej polega wiec na znacznym pojaśnieniu tej słabej gwiazdy niekiedy o 10 - 15 wielkości.
Gwiazdy nowe oznaczamy zwykle wyrazem łacińskim Nova, z dodaniem nazwy gwiazdozbioru i roku pojawienia się gwiazdy (np. Nova Herculis 1934). Gwiazdy te otrzymują poza tym normalne oznaczenia stosowane dla gwiazd zmiennych (Nova Herculis 1934 = DQ Herculis).
Stadium poprzedzające rozbłyśnięcie gwiazdy nowej na ogół nie jest znane. Wprawdzie na fotografiach, które były przypadkowo wykonane w okolicach nieba, gdzie zjawiła się gwiazda nowa, możemy ocenić jej blask przed rozbłyśnięciem, brak jednak prawie zawsze obserwacji spektralnych z tego okresu, najistotniejszych w badaniach gwiazd nowych.
Najjaśniejszą gwiazdą nową XX wieku była Nova Aquilae 1918, która w maksimum blasku doszła do -1m, 4, czyli dorównała blaskiem Syriuszowi. Wzrost blasku nastąpił bardzo szybko, bo w ciągu 9 godzin gwiazda pojaśniała o 5 wielkości, czyli stokrotnie, po maksimum blasku nastąpiło jej osłabienie o przeszło 4 wielkości w ciągu 20 dni. Potem rozpoczęły się ożywione oscylacje blasku trwające około 3 miesiące. Oscylacje te następnie zaczęły maleć i po niespełna 10 latach blask gwiazdy osłabł do 11m, czyli do stanu, jaki był przed jej rozbłyśnięciem.
Podobnie zachowały się dwie inne gwiazdy XX stulecia, Nova Persei 1901 (0m,1 w maksimum blasku) i Nova Cygni 1920 (1m,6 w maksimum blasku). Inny natomiast przebieg zmian blasku zaobserwowano u gwiazdy Nova Herculis 1934. Po osiągnięciu przez nią maksimum blasku 1m,3 nastąpił bardzo powolny jego spadek, podczas którego wystąpiły wahania o amplitudzie 3m. Po upływie prawie 4 miesięcy od maksimum blasku nastąpiło dość szybkie jego obniżenie, wskutek czego gwiazda w ciągu miesiąca osłabła do 13m. następnie blask gwiazdy zaczął wzrastać i 7 miesięcy po wybuchu doszedł do 7m, słabnąć powoli w następnych latach aż do 8m. Astronom amerykański M. F. Walker odkrył, że gwiazda ta jest spektralnie podwójna, o okresie 4,5 godziny, przy czym jeden ze składników okazał się gwiazdą zmienną pulsującą o okresie 71 minut. Jest to najkrótszy zaobserwowany okres pulsacji. Typowa gwiazda nowa, jak np. N Per 1901 lub N Aql 1918, podczas początkowego wzrostu blasku ma widmo podobne do klasy A, linie absorpcyjne są jednak znacznie przesunięte ku fioletowi, co świadczy, że gazy atmosfery oddalają się znacznie przesunięte ku fioletowi, co świadczy, ze gazy atmosfery oddalają się od gwiazdy ze znaczna prędkością rzędu 1000 km/s. Przeważają w widmie linie wodoru, żelaza i tytanu. Po osiągnięciu maksimum blasku pojawiają się w widmie nie przesunięte szerokie linie emisyjne ograniczone od strony fioletowego brzegu ciemnymi liniami absorpcyjnymi jako wynik ekspansji atmosfery gwiazdowej. Prędkość tej ekspansji może przekraczać 3000 km/s.
Gdy blask gwiazdy maleje, ciągle tło widma słabnie i z tego powodu coraz trudniej można rozróżniać linie absorpcyjne. W tym stadium zjawiają się w widmie jasne linie nebularne, charakterystyczne dla widm mgławic planetarnych. W końcu linie nebularne zanikają i widmo przybiera wygląd widma gwiazd typu Wolfa-rayeta.
Przyczyn zmian blasku i dużych przemian w widmie gwiazd nowych szukano dawniej w czynnikach zewnętrznych. Przypuszczano np, że przemiany te mogą być wywołane zderzeniem dwóch gwiazd lub przechodzeniem gwiazdy przez mgławicę. Obecnie jednak hipotezy takie zostały całkowicie zarzucone i przebieg obserwowanych zjawisk u gwiazd nowych znajduje wyjaśnienie w powstawaniu niestabilności w zewnętrznych warstwach gwiazdy, co prowadzi do wybuchowego odrzucania powłok gazowej. Z przyczyn, które nie zostały jeszcze dokładnie wyjaśnione, warstwy zewnętrzne gwiazdy zaczynają się w pewnej chwili rozszerzać, promień gwiazdy wzrasta, wskutek czego zwiększa się znacznie świecąca powierzchnia gwiazdy. Obserwowany szybki wzrost blasku, zgodnie z przyjętymi obecnie poglądami na istotę zjawiska gwiazd nowych, wynika w tym stadium tylko ze zwiększenia powierzchni świecącej gwiazdy.
Odrzucona powłoka gwiazdy staje się przy dalszym jej rozszerzaniu przezroczysta, przestaje przeto dawać widmo ciągłe i zaczynają przez nią poświęcać bardziej gorące, głębiej położone warstwy gwiazdy. Czasami gwiazda odrzuca kolejno kilka powłok, przy czym prędkość drugiej lub trzeciej powłoki może być większa od prędkości powłoki pierwszej. Powłoki te doganiają wtedy pierwszą powłokę wywołując istotne zmiany w widmie gwiazdy nowej. Na skutek fluktuacji w wypływie ciągłym gazów powstają wahania blasku obserwowane u wszystkich prawie gwiazd nowych. Masa odrzucanych powłok stanowi około 0,00001 masy Słońca, a energia wydzielona przez gwiazdę podczas wybuchu wynosi przeciętnie 1045 ergów, chociaż u niektórych gwiazd nowych może być większa od 1046 ergów. Ta ostatnia wartość jest równoważna całkowitej energii promieniowania Słońca, wysyłanej przez 100 000 lat.
O odrzucaniu powłok gazowych przez gwiazdy nowe świadczą bezpośrednie obserwacje. W roku 1916 zauważono dookoła gwiazdy Nova Persei 1901 małą mgławicę rozszerzającą się z prędkością 1" rocznie. Widmo jej zawierało jasne emisyjne powłoki, z której dochodziło światło zarówno z części zbliżającej się ku nam, jak i oddalającej się. Analogiczne rozszerzające się mgławice zaobserwowano juz u przeszło 10 gwiazd nowych, czyli u wszystkich najjaśniejszych, a więc najbliższych gwiazd tego rodzaju. Przeciętnie co rok odkrywa się w układzie gwiazdowym Drogi Mlecznej dwie gwiazdy nowe, ocenia się jednak, ze całkowita liczba wybuchów gwiazd nowych jest rzędu 40 na rok na cały układ gwiazdowy.
Prawdopodobnie wszystkie gwiazdy nowe są ciasnymi układami podwójnymi, gdzie występują złożone przepływy materii gazowej między składnikami. W związku z podobieństwem, jakie zachodzi między gwiazdami nowymi a białymi karłami, wydaje się słuszne założenie, że jednym ze składników układu podwójnego jest biały karzeł. Mamy więc do czynienia z dwoma gwiazdami różniącymi się znacznie składem chemicznym. Z teorii takich układów wynika, że na skutek przepływu bogatej w wodór materii gazowej od chłodnego składnika do gorącego białego karła, na powierzchni tego ostatniego nawarstwia się coraz więcej materii bogatej w wodór i gdy osiągnie ona na styku z zewnętrznymi powłokami białego karła odpowiednio dużą grubość, może w dolnych warstwach tej materii temperatura osiągnąć kilka milionów kelwinów. Rozpocząć się tedy mogą reakcje termojądrowe zamiany wodoru na hel, przy czym odmiennie niż w środku gwiazdy, przebieg tych reakcji byłby wybuchowy sprawiając, że w wyniku tego wybuchu gwiazda wyrzuci w przestrzeń swe warstwy zewnętrzne. Da to w efekcie opisane wyżej zjawisko gwiazdy nowej.
Referencje:
Eugeniusz Rybka: "Astronomia Ogólna" wyd. VI
Twoje Imię
28.03.2024, 11:28