Scurt istoric privind observarea novelor
Stelele nove erau considerate ca stele noi care "apar" brusc pe bolta cereasca acolo unde inainte nu se vedea nici-o stea cu ochiul liber. In acest sens pot fi amintite mai multe obiecte de acest tip care au fost observate de-a lungul secolelor.
La 4 iulie 1054 a fost observata cu ochiul liber aparitia unei nove, adica a fost inregistrata explozia unei stele care pe bolta cereasca era situata in apropierea stelei Tauri. Stralucirea acesteia a devenit mai mare decat aceea a planetei Venus si a fost chiar mai mare decat stralucirea tuturor stelelor vizibile luate la un loc. Ea a fost inregistrata in cronicile chineze si japoneze si a fost numita "Steaua musafir". Apoi, pe masura ce treceau lunile, aceasta stea a devenit din ce in ce mai slaba pana cand n-a mai fost vizibila cu ochiul liber. In locul in care a avut loc explozia respectiva, astazi se gaseste Nebuloasa Crab. Acest obiect face parte din clasa supernovelor.
Este foarte probabil ca inceputul studiului novelor coincide cu data de 11 noiembrie 1572, cand Tycho Brahe a observat explozia unei stele in Constelatia Cassiopeea. Aceasta supernova, a carei stralucire in timpul exploziei a fost asemanatoare cu aceea a planetei Venus, a putut fi vazuta in timpul zilei. Dupa aproape trei luni ea a ajuns la magnitudinea 1, pentru ca in martie 1574 sa devina invizibila pentru ochiul liber.
Fenomenul observat de Tycho Brahe a produs un efect extraordinar asupra modului de gandire al oamenilor constituind unul din cele mai puternice argumente prin care se combatea ideea imuabilitatii sferei ceresti.
In constelatia Lebada (Cygnus) a fost observata o stea de magnitudine 3 care a explodat in anul 1600. Aceasta "nova" a devenit de magnitudinea 5 in anul 1715 si a ramas astfel, fiind cunoscuta sub denumirea P Cygni, care este reprezentanta unei categorii de stele variabile cu invelis in expansiune.
O alta supernova a fost observata de Kepler (Steaua lui Kepler). Ea a explodat in anul 1604 in Constelatia Ophiuchus si a avut la maxim o stralucire asemanatoare cu aceea a lui Jupiter, pentru ca mai tarziu, sa devina invizibila.
La inceput novele si supernovele formau o singura categorie de obiecte cunoscute sub numele de stele noi. Mai tarziu, datorita diferentei de luminozitate in timpul maximei de stralucire, astronomii le-au clasificat in doua grupe distincte: nove si supernove.
O nova de magnitudine 3 a fost descoperita in anul 1669 in Constelatia Vulpecula. Aceasta a avut un maxim secundar in anul 1671, iar in 1672 a devenit invizibila.
Pe la inceputul anului 1848, observatiile de nove erau efectuate izolat si cu totul intamplator ; abia dupa acest an se intreprinde un plan in vederea cercetarii sistematice a unor astfel de obiecte.
In anul 1860 au fost observate novele V 841 Ophiuchi si T Scorpii, iar in 1876 este descoperita nova T Coronae Borealis, primul obiect de acest fel observat vizual si spectroscopic.
In 1876 este observata nova Q Cygni.
In 1885 se observa prima supernova extragalactica S Andromedae, iar in 1891 se efectueaza primele observatii fotografice ale novei T Aurigae.
In prima jumatate a secolului al XX-lea au fost observate cinci stele ale caror straluciri au crescut pana la magnitudinea 1 sau mai mult.
O stea nova poate fi notata prin cuvantul "nova", urmat de numele la cazul genitiv al constelatiei in care a avut loc aparitia respectiva, dupa care se scrie anul in care s-a efectuat observatia.
Printre novele descoperite in secolul nostru, un loc deosebit il ocupa Nova Aquilae 1918, a carei stralucire a crescut cu 13 magnitudini.
Nova Herculis 1934 care apartine unei stele duble stranse in care componentele respective se eclipseaza reciproc cu o perioada de 4h si 39 minute.
CLASIFICAREA NOVELOR
Dupa modul de variatie a stralucirii se pot deosebi urmatoarele tipuri de nove:
Nove ordinare, a caror stralucire creste cu 12-13 magnitudini intr-un interval de timp cu cateva ore sau chiar zile. Caracteristicile acestei clase de nove sunt asemanatoare cu cele ale novei tipice Nova Aquilae 1918. Aceasta stea era cunoscuta ca o stea ordinara de clasa spectrala A pana in anul 1918, cand stralucirea ei a crescut cu aproximativ 13 magnitudini. De pe o serie de fotografii efectuate timp de aproape zece ani, s-a pus in evidenta existenta unui strat care se indeparta in toate directiile in raport cu steaua centrala. Din masuratorile efectuate pe aceste placi s-a dedus ca stratul respectiv se deplaseaza cu o secunda de arc pe an, iar luminozitatea stelei in timpul eruptiei a crescut de la +5 la -8 magnitudini. Dupa ce a atins stralucirea maxima, luminozitatea novei a scazut brusc de-a lungul unei curbe aproape exponentiale.
Din datele inregistrate se constata ca stralucirea unei nove ordinare descreste destul de rapid in primele zile care urmeaza dupa faza maxima, pe urma declinul este mult mai lent, iar dupa cativa ani nova revine la stralucirea avuta inainte de eruptie. In primele opt zile dupa maxim stralucirea stelei Nova Aquilae 1918 scade cu 3 magnitudini.
Faptul ca in timpul eruptiei unei nove se produce o ejectie "radiala" de materie gazoasa se deduce nu numai din masuratorile efectuate pe placa fotografica, ci si din variatiile observate in spectrul corespunzator. Astfel, de exemplu, la Nova Aquilae 1918 s-a observat un invelis verzui care inconjura steaua. In anul 1940 invelisul respectiv avea o expansiune radiala de doua secunde de arc pe an.
Nove rapide si nove lente. Desi curbele de lumina ale novelor sunt foarte asemanatoare in privinta caracteristicilor generale, totusi aceste obiecte se pot imparti in doua categorii : nove rapide si nove lente, dupa cum este mai scurt sau mai lung intervalul de timp in care o nova trece printre prin toate fazele, de la prenova pana la postnova. Novele rapide isi modifica stralucirea intr-un interval de timp de cateva luni sau cel mult cativa ani. Cresterea spre maxim are loc in cateva ore sau zile. Dupa maxim, stralucirea scade lin si abia dupa cateva zile ajunge la 3 magnitudini sub maxim, iar pe urma descresterea stralucirii poate fi insotita si de anumite fluctuatii. Exemple de astfel de stele sunt: Nova Aquilae 1918 si Nova Herculis 1934.
Novele lente isi pot desfasura faza de crestere a stralucirii mult mai incet, aceasta faza putand sa dureze cateva luni. Intreg tabloul de variatie a stralucirii poate dura ani sau chiar secole. In general aceste nove sunt cu circa 1 sau 2 magnitudini mai putin stralucitoare la maxim decat novele rapide. Curbele de lumina ale novelor lente prezinta o scadere a stralucirii care poate fi insotita de mai multe fluctuatii cu amplitudini de ordinul a 1 sau 2 magnitudini. Printre aceste stele amintim Nova Aquilae 1936 si Nova RS Ophiuchi ale caror curbe de lumina au o serie de neregularitati.
Nove recurente. Din datele observationale s-a constatat ca exista o categorie de stele la care fenomenul de nova se repeta ; sunt asa-numitele nove cu repetitie sau nove recurente. Ele sunt caracterizate printr-o crestere rapida a stralucirii si un declin mai lent, amplitudinea acestor cresteri fiind de circa 8 magnitudini stelare, adica au variatii de stralucire cu aproximativ 4 magnitudini mai mici decat acelea ale novelor ordinare. Aceste eruptii, cu amplitudini mai mici, se repeta dupa cateva zeci de ani, ciclul mediu fiind de aproximativ treizeci de ani.
Unii astronomi considera ca fenomenul de nova trebuie sa se repete si la novele ordinare, numai ca perioada acestora este foarte lunga, de ordinul miilor de ani.
Mult timp T Pyxidis a fost unica nova recurenta cunoscuta. Astazi se cunosc cel putin cinci nove recurente. T Coronae Borealis, RS Ophiuchi, T Pyxidis, WZ Sagittae si U Scorpii.
In literatura astronomica se cunoaste o grupa de stele care sunt asemanatoare cu novele, dar la care fenomenul de eruptie se desfasoara la o scara mai mica, este vorba de asa-numitele stele variabile de tipul U Geminorum.
Din observatiile efectuate asupra stelelor variabile care se aseamana cu novele, s-a constatat ca, exista o corelatie intre amplitudine si durata unui ciclu: cu cat intervalul de timp dintre doua eruptii succesive este mai lung, cu atat eruptia este mai puternica. Aceasta inseamna ca cu cat o stea de tipul U Geminorum sta mai mult in starea de "liniste", cu atat energia radiata in timpul unei eruptii va fi mai mare, deoarece in acest timp se poate acumula o cantitate mai mare de energie. Aceasta corelatie poate fi extinsa si la novele recurente care-si maresc de mii de ori luminozitatea de-a lungul catorva decenii. Daca vom extinde aceasta corelatie si la novele ordinare, care nu sunt recurente, se poate trage concluzia ca acea crestere a stralucirii de circa 12 magnitudini se poate realiza in urma unor acumulari de energie interna de-a lungul unui interval de timp de cateva mii de ani. Iata de ce se poate considera ca in realitate toate novele ar trebui sa fie recurente.
Intre eruptii, stelele amintite mai sus sunt observate ca niste obiecte fierbinti.
DATE OBSERVATIONALE
Observatii fotometrice
Datele observationale au fost obtinute in domeniul spectral-optic.
Curbele de lumina ale novelor dezvaluie o mare varietate cand sunt prezentate la aceeasi scara de timp, deoarece atunci apar in evidenta diferentele dintre novele rapide si cele lente. Dar daca scara de timp este mult comprimata, curbele de lumina devin foarte asemanatoare deoarece se pierd anumite caracteristici fine. La scara de timp destul de mare se constata ca, la unele nove, curba de lumina are o ascensiune neteda pana la maxim, in timp ce pe ramura corespunzatoare descresterii stralucirii apar oscilatii destul de puternice.
Pentru aputea urmari cat mai detaliat caracteristicile generale pe care le poate avea curba de lumina a unei nove, in anul 1936, McLaughin a propus ca pentru dezvoltarea unei nove tipice sa fie acceptate noua etape.
Observatii spectroscopice
Cu toate ca datele fotometrice ofera informatii pretioase cu privire la desfasurarea activitatii unei nove, spectroscopia pune la dispozitie un mijloc mult mai bogat de informare asupra proceselor fizice care se produc in timpul unei eruptii.
Pe cale spectroscopica s-au obtinut unele din putinele date asupra stadiului de prenova ale unei nove ordinare. Se stie astfel ca in aceasta faza predomina domeniul albastru al unui spectru continuu.
In ceea ce priveste faza initiala de crestere a stralucirii, datele spectroscopice sunt de asemenea foarte sarace. In timpul cresterii stralucirii spectrul ramane aproape nemodificat, de unde se trage concluzia ca desi atmosfera este in expansiune rapida, ea este inca intacta si destul de densa pentru a da nastere caracteristicilor de absorbtie.
In timp ce stralucirea novei se apropie de maxim, spectrul devine asemanator cu acela al unei supergigante. Imediat dupa faza de stralucire maxima incepe declinul insotit de modificari esentiale in spectru - apare un spectru "tipic de nova", care este caracterizat prin linii puternice de emisie, largi si simetrice fata de pozitiile normale. Sunt caracteristice liniile de emisie care corespund hidrogenului, calciului ionizat si azotului neutru. In zona lungimilor de unda scurta se pot vedea si linii de absorbtie. Spectrul se numeste "spectru principal" si are o deplasare spre ultraviolet mult mai mare decat aceea a spectrului din faza de stralucire maxima.
Aceste caracteristici spectrale sunt determinate de expansiunea substantei gazoase care devine foarte rarefiata si emite liniile stralucitoare. Deplasarea spre violet este provocata de miscarea spre noi a stratului care se afla intre noi si steaua centrala.
Cele doua feluri de linii - de emisie si absorbtie - coexista putin timp. Liniile luminoase care coexista cu absorbtia principala sunt cele ale hidrogenului si metalelor la care se mai adauga liniile interzise de emisie ale oxigenului neutru si mai tarziu se adauga liniile interzise ale azotului ionizat.
Cand stratul gazos se extinde suficient, spectrul continuu aproape ca dispare si raman numai linii de emisie, printre care sunt proeminente liniile verzi nebulare interzise ale oxigenului dublu ionozat, liniile interzise ale neonului dublu ionizat, liniile interzise ale heliului odata ionizat si liniile interzise ale nichelului odata ionizat. Acestea sunt linii interzise si sunt emise numai din cauza ca gazele din stratul care se dilata sunt atat de rarefiate incat ciocnirile dintre atomi sunt foarte rare. Desi spectrul continuu nu mai este evident, el este inca prezent, deoarece corpul principal al stelei continua sa emita radiatii.
In general, se presupune ca in timpul eruptiei unei nove masa stratului in expansiune este ejectata imediat inaintea aparitiei spectrului principal. Cand stralucirea novei a scazut cu o magnitudine sub maxim, apare un al treilea spectru de absorbtie care este si mai puternic deplasat spre ultraviolet. La inceput liniile sunt largi si difuze pentru ca mai tarziu sa se intensifice si sa se divida in componente separate. Cele mai proeminente sunt liniile hidrogenului si incep sa apara liniile fierului odata ionizat si ale altor metale ionizate. Acest spectru a fost numit "spectrul difuz intensificat".
Din examinarea spectrului novei DQ Herculis, M.Walker a constatat ca aceasta stea este compusa din doua obiecte dintre care unul a suferit fenomenul de nova.
In urma acestei descoperiri, R. Kraft examinand spectrogramele a zece nove a demonstrat ca cel putin sapte dintre ele sunt sisteme de stele duble stranse spectroscopice cu perioada de 1 h 22 minute pentru WZ Sagittae si 127,6 zile pentru T Coronae Borealis. De aici a aparut ideea ca o nova trebuie sa fie o stea componenta a unei stele duble.
