Nowe klasyczne (CN)

Pierwszy człon nazwy tej grupy gwiazd kataklizmicznych pochodzi od łacińskiego wyrazu nova, którym przyjęto w przeszłości określać gwiazdy, pojawiające się pozornie znikąd na niebie. Takie nowe gwiazdy obserwowano już w starożytnych Chinach około 1500 roku p.n.e. (choć w większości były to supernowe). Rozwój technik obserwacyjnych pozwolił odkryć iż w miejscu gdzie obserwowano w przeszłości nową znajduje się słaba gwiazda. Oznaczało to iż cokolwiek powoduje dramatyczny wybuch nowej, nie niszczy on gwiazdy całkowicie. Gdy ponadto okazało się że pewne nowe mogą wybuchnąć powtórnie (np. Nova Corona Borealis w 1866 i 1946) stało się jasne iż procesy zachodzące w tych gwiazdach mają charakter raczej kataklizmiczny niż katastroficzny.

Zrozumienie natury tych procesów doprowadziło z kolei do stwierdzenia, że wszystkie nowe muszą być powrotne oraz że wszystkie typy gwiazd kataklizmicznych muszą w którymś momencie przejść fazę nowej, lecz przedziały czasu pomiędzy takimi wybuchami są na ogół dużo większe niż te kilka wieków znanej nam historii. Stąd m. in. wprowadzenie terminu nowe klasyczne na określenie pierwotnego typu gwiazd nowych, a więc takich, u których obserwowano tylko jeden wybuch. W czasie wybuchu jasność absolutna nowych osiąga mag, co sprawia że są one łatwe do wykrycia w całej naszej Galaktyce. Obserwuje się jednakże koncentrację tych gwiazd w kierunku płaszczyzny Galaktyki oraz jej centrum, gdzie wpływ ekstynkcji międzygwiazdowej jest najsilniejszy. W rezultacie, chociaż w ciągu roku może dochodzić w Galaktyce do wybuchów nowych, średnio wykrywa się jedynie trzy wybuchy w roku. Również w Obłokach Magellana oraz w Galaktyce Andromedy nowe są łatwe do wykrycia (w maksimum osiągając jasności widome odpowiednio i ). Używając największych teleskopów możliwe jest nawet obserwowanie nowych w Gromadzie Virgo, gdzie widoczne są one jako obiekty o jasności .

Rysunek 3: Schematyczne przedstawienie typowych cech charakterystycznych krzywej blasku nowej w czasie wybuchu.

 

Choć krzywe zmian jasności nowych podczas wybuchu są bardzo złożone i unikalne dla każdej gwiazdy, wszystkie mogą być opisane w przybliżeniu przez schematyczną krzywą przedstawioną na Rys. 3. Początkowy wzrost jasności, typowo rzędu 6-13 mag, następuje w przeciągu jednego lub dwóch dni. Przed osiągnięciem maksimum często dochodzi do chwilowego przestoju, trwającego od kilku godzin dla nowych szybkich do kilku dni dla nowych wolnych, po którym następuje końcowy gwałtowny wzrost jasności wielkości mag. Początkowy spadek jasności jest łagodny dla wszystkich nowych oprócz tych najwolniejszych, u których obserwuje się na tym etapie nieregularne zmiany jasności. Okres czasu jaki gwiazda potrzebuje na początkowy spadek definiuje tzw. klasy szybkości nowych. Miarą tego okresu jest czas lub , w którym gwiazda wykazuje spadek jasności odpowiednio o 2 i 3 mag. Rozróżniane klasy wraz z definiującymi je czasami przedstawia Tabela 1.

 

Tablica: Klasy szybkości nowych
Klasa szybkości (dni)
Very fast - bardzo szybkie <10
Fast - szybkie 11-25
Moderately fast - średnio szybkie 26-80
Slow - wolne 81-150
Very slow - bardzo wolne 151-250

Największą różnorodność zachowań obserwuje się na odcinku od około 3 do 6 magnitudo poniżej maksimum, w którym znajduje się tzw. obszar przejściowy. Jasność niektórych gwiazd, w szczególności najszybszych nowych, w dalszym ciągu maleje gładko. U innych natomiast obserwuje się w tym miejscu głębokie (7-10 mag) minimum, trwające od 2 do 3 miesięcy, po którym kontynuują łagodny spadek. Jeszcze inne wykazują w tym obszarze quasi-okresowe zmiany jasności o amplitudzie 1-1.5 mag i quasi-okresach rzędu 5-25 dni. Końcowy spadek jasności, aż do minimum, w którym obserwujemy post-nową przebiega zwykle w sposób łagodny za wyjątkiem kilku przypadków, u których w końcowej części spadku obserwuje się mniejsze wybuchy podobne do wybuchów nowych karłowatych (np. Nowa Per 1901). Obserwacje spektroskopowe prowadzą do wniosku, że w czasie wybuchu gwiazda nowa traci około 1/100 000 swej masy, wyzwalając energię rzędu . Tak duże ilości energii mogą być uwalniane tylko w wybuchu termojądrowym. Ponieważ wszystkie post-nowe są układami kataklizmicznymi, naturalne jest przypuszczenie, że wybuch taki może mieć miejsce na powierzchni białego karła w materii obfitej w wodór i pochodzącej od drugiego składnika. Biały karzeł jest końcowym etapem ewolucji gwiazdy i jego skład chemiczny charakteryzuje się zwiększoną zawartością helu, węgla, azotu i tlenu. Dodanie zatem wodoru może ponownie uruchomić którąś z odmian cyklu lub , która przebiegając w cienkiej zdegenerowanej warstwie powierzchniowej będzie miała przebieg wybuchowy.