W czerwcu 2021 roku w wydawnictwie Annual Reviews ukazał się przeglądowy artykuł o takim tytule, podsumowujący naszą wiedzę o nowych. Jego autorami są amerykańscy astrofizycy: Laura Chomiuk, Brian D. Metzger, Ken J. Shen. Jest również darmowa wersja tego artykułu w ArXiv [1]. Warto zapoznać się z tym podsumowaniem, tym bardziej, że po latach przerwy na naszym niebie zagościły trzy nowe widoczne gołym okiem. Poprzednią nową widoczną u nas gołym okiem była N2013 Del, czyli V339 Del – patrz darmowa Urania 6/2014. Wyróżniają się one skrajnymi właściwościami: powolna z wielokrotnymi maksimami jasności Nova Cas 2021 (V1405 Cas), najszybsza znana Nova Her 2021 (V1674 Her) i nowa powrotna RS Opchiuchi. W szczególności wielokrotne maksima w krzywej blasku V1405 Cas można zrozumieć po lekturze tego materiału jako efekt zderzania się podczas zjawiska nowej wypływów materii poruszających się z różnymi prędkościami.

1. Co to są nowe klasyczne ?

Określenie „gwiazda nowa” (łac. stella nova) pochodzi z dawnych czasów, gdy ludzie nie rozumieli przyczyny pojawienia się na niebie. Najjaśniejsze z nich nazywano „gwiezdnymi gośćmi”, gdy niespodziewanie pojawiały się na niebie. Od około siedemdziesięciu lat wiemy, że większość nowych jest związana wybuchami jądrowymi w zewnętrznych obszarach białych karłów w ciasnych układach podwójnych, w których biały karzeł akreuje materię z większego towarzysza gwiezdnego. Zjawisko gwiazdy nowej może więc wystąpić wielokrotnie - prawdopodobnie nawet tysiące razy, aż do wyczerpania masy towarzysza – donora. Z tego powodu nowe są klasyfikowane jako układy gwiezdne „kataklizmiczne” z wybuchami, które nie niszczą tych gwiazd. Są też inne, nawet mniej destrukcyjne podklasy układów kataklizmicznych takie jak np. nowe karłowate (żadna z nich nie jest widoczna gołym okiem). Więc użycie określenia nowe klasyczne jest zasadne. W przeciwieństwie do tego, supernowe (początkowo również nazywane nowymi) są wynikiem dezintegracji całej lub większej części pojedynczej masywnej gwiazdy jak i gwiazdy w pewnych typach ciasnych układów podwójnych. Są to gwiezdne katastrofy. Fizyczne rozróżnienie pomiędzy tymi dwoma rodzajami wybuchów gwiezdnych jest znane od około 100 lat.

Nowe są ciasnymi układami podwójnymi nazywanymi układami kataklizmicznymi, które składają się ze składnika głównego - białego karła i składnika wtórnego - zazwyczaj gwiazdy ciągu głównego typu widmowego K-M. Uważa się, że mniejszy, ale bardziej masywny obiekt jest białym karłem węglowo-tlenowym (CO) lub tlenowo-neonowym (ONe), a gwiazda ciągu głównego wypełnia swoją powierzchnię Roche'a i przez wewnętrzny punkt Lagrange'a L1 wypływa materia bogata głównie w wodór i hel w stronę białego karła. Ta materia nie uderza bezpośrednio w tarczę białego karła, ale tworzy dysk akrecyjny wokół niego, gdy po spirali zbliża się do białego karła wytracając moment pędu.

Na powierzchni białego karła przez tysiące lat odkłada się warstwa wodorowo-helowa w warunkach zdegenerowanej materii, gdy ciśnienie nie zależy od temperatury. Gdy na powierzchni białego karła odłoży się warstwa wodorowo-helowa o masie ~1/10000 M_ʘ (~30 mas Ziemi) i temperatura osiągnie 10 mln K, to w tych warunkach zostaje usunięta degeneracja i w sposób gwałtowny uruchamiają się reakcje jądrowe - co prowadzi do zjawiska nowej. W ciągu kilkudziesięciu godzin jasność wzrasta nawet milion razy. Uwolniona energia około 10³⁸-10⁴⁰ ergów/s rozchodzi się jako fala uderzeniowa z prędkością > 500 km/s i rozprasza dysk otaczający białego karła. Materia wyrzucona z układu jest w postaci nieprzeźroczystego wiatru gwiazdowego lub oddzielnej otoczki - albo kombinacji obu.

Rys. 1. Wizja artystyczna ciasnego układu podwójnego kataklizmicznego V1213 Cen (prawdopodobnie gwiazda ciągu głównego + biały karzeł zanurzony w dysku akrecyjnym) chwilę po „wybuchu nowej”. Źródło: Krzysztof Ulaczyk / Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Warszawskiego.

2. Nowe powrotne i inne możliwe zachowania białych karłów w układach kataklizmicznych

Akrecja materii na białego karła może przebiegać na różne sposoby w zależności od siły pola magnetycznego posiadanego przez białego karła oraz wielkości dostawcy masy w tym układzie podwójnym, czyli tzw. donora. Z jednym znanym wyjątkiem nowej helowej V445 Pup, w nowych donorem jest na ogół gwiazda ciągu głównego bogata w wodór, która traci masę w wyniku wypływu przez powierzchnię Roche’a. Zjawiska nowych zachodzą w układach kataklizmicznych o krótkich okresach orbitalnych rzędu 1,4 - 10 godzin. Aczkolwiek nie są rzadkością donory umiarkowanie zaawansowane ewolucyjnie (np. podolbrzymy, olbrzymy). Uważa się, że transfer masy w układach kataklizmicznych jest zachowawczy i tylko kilka procent jest tracone w wypływach masy poza układ, ponieważ obserwacje wskazują na małą gęstość materii w otoczeniu tych układów podwójnych. W przeciwieństwie do tego, „zanurzone” nowe (ang. „embedded” novae) są układami podwójnymi, w których składnik wtórny jest zaawansowanym ewolucyjnie olbrzymem o okresach orbitalnych większych od 100 dni. Więcej informacji o naturze tych nowych można przeczytać w artykule przeglądowym [4]. Te obiekty nazywa się „zanurzonymi”, ponieważ oddziaływanie z wiatrem gwiazdowym donora, określa ich cechy obserwacyjne. Nowe z czerwonymi olbrzymami jako donorami stanowią 20-40% wszystkich obserwowanych zjawisk. Z kolei „symbiotyczne” nowe są podzbiorem „zanurzonych” nowych, w których zjawiska nowych przebiegają bardzo wolno i trwają przez dziesięciolecia, a nawet wieki.

Po wybuchu nowej układy kataklizmiczne nie są niszczone, więc oczekuje się, że wszystkie nowe ponownie wybuchną po okresie ponownej kumulacji masy na powierzchni białego karła od roku do 10 mln lat. Nowe „powrotne” są podzbiorem obserwowanych nowych, w których zaobserwowano więcej niż jedno zjawisko nowej, ale za każdym razem jest to ten sam mechanizm jak u innych nowych.

Bogactwo zjawisk w układzie kataklizmicznym determinuje zachowanie się białego karła, które zależy od jego masa oraz tempo akrecji materii – co ilustruje rys. 2. Na tym rysunku czerwona linia Ṁ_stable określa najniższe tempo akrecji, które zapewnia stabilne spalanie dla danej masy białego karła. Dla wyższego tempa akrecji Ṁ > Ṁ_RG wodór nadal spala się stabilnie, ale wolniej niż materia jest akreowana. Materia gromadzi się w postaci struktury podobnej czerwonego olbrzyma lub musi być odprowadzana w postaci wiatru gwiazdowego.

Poniżej tempa akrecji Ṁstable spalanie wodoru na powierzchni białego karła jest niestabilne i doprowadza do wybuchów „gwiazd nowych”. Przerywane czarne linie są liniami stałego czasu pomiędzy kolejnymi wybuchami nowej i są podpisane liczbą lat. Masę wyrzuconą podczas wybuchu nowej można oszacować z tego rysunku jako iloczyn czasu (w latach) pomiędzy kolejnymi zjawiskami nowej i tempem akrecji Ṁ. Przy typowych tempach akrecji układów kataklizmicznych z nowymi Ṁ ≈ 10^–11 – 10^-7 M_ʘ/rok krytyczna masa do wybuchu ~10^-7 – 10^-3 M_ʘ zgromadzi się na powierzchni białego karła w czasie ~10⁴ – 10⁷ lat. Są to typowe wartości dla nowych, ale w skrajnym przypadku obserwuje się wybuchy tej samej nowej nawet co roku.

Ekstremalnie krótki okres pomiędzy kolejnymi wybuchami około 1 roku wykazuje nowa powrotna w Galaktyce Andromedy oznaczona M31N 2008-12a. Jest to jeden z najlepszych kandydatów na progenitora supernowej typu Ia w scenariuszu, gdy w układzie podwójnym biały karzeł zostaje zniszczony po przekroczeniu tzw. masy Chandrasekhara. O masie białego karła zbliżonej do masy Chandrasekhara w tym układzie podwójnym świadczy między innymi bardzo wysoka temperatura efektywna aż ~1,5 mln K podczas wybuchów nowej w fazie emisji miękkiego promieniowanie X przez gorącego białego karła (patrz pkt. 5f) i rys. 8). Zgodnie z obowiązującą teorią (patrz: rys. 2), takie wyjątkowo częste wybuchy nowej są możliwe tylko dla masywnych białych karłów, które akreują bardzo dużo materii. Nowa powrotna M31N 2008-12a jest otoczona przez pozostałości po tych wybuchach o średnicy około 130 parseków. Szacuje się, że za około 20 tys. lat biały karzeł osiągnie masę Chandrasekhara i nastąpi zapłon jego jądra. Jednak co dalej stanie się z tym białym karłem zależy od składu chemicznego jądra i wyniku zapłonu jądra. Może to być supernowa Ia, Iax lub wymuszony akrecją kolaps.

Rys. 2. Teoretyczne oczekiwania różnorodności zjawisk astrofizycznych w zależności od masy białego karła i tempa akrecji (Ṁ) materii na niego. Zjawisko wybuchu nowej w postaci gwałtownego zapalenia się wodoru na powierzchni białego karła powtarza się co ~ 10⁰ - 10⁷ lat (przerywane linie), gdy tempo transferu masy jest poniżej tempa stabilnego Ṁ_stable. De facto wszystkie nowe klasyczne są nowymi powrotnymi. Źródło [1]

W pojęciu nowych powrotnych (ang. recurrent nova) ujawnia się nasza ludzka ograniczoność. Ponieważ mniej więcej od ponad 100 lat, czyli od czasu pojawienia się kliszy fotograficznej, w miarę dokładnie rejestrujemy w archiwach obserwacyjnych zjawiska na niebie, więc jesteśmy również w stanie zauważyć, czy w tym samym miejscu na niebie ponownie pojawiła się nowa gwiazda nowa. De facto wszystkie nowe klasyczne są nowymi powrotnymi. Taka jest natura tego zjawiska.

3. Różnorodność krzywych blasku nowych

Nowe są najczęściej odkrywane w zakresie optycznym, gdy ich jasność w ciągu kilku dni rośnie od wartości minimalnej w fazie spokojnej aż o 8 - 15^m w filtrze V. W maksimum jasności osiągają jasność absolutną w barwie V od -5^m do -10^m.
Zwykle po wybuchu ich jasność systematycznie maleje, tak jak pokazano na rys. 2 dla CP Lac. Taki gładki spadek jasności w pierwszym przybliżeniu tłumaczy prosty model rozszerzających się pozostałości po wybuchu oraz stałą jasnością bolometryczną, której energia bierze się z reakcji jądrowych na powierzchni białego karła. Jasność w zakresie optycznym spada, ponieważ rozkład energii w widmie przesuwa się w stronę niebieską na zakres ultrafioletowy i rentgenowski, gdy z upływem czasu wyrzucona podczas wybuchu materia staje się przeźroczysta i fotosfera „cofa się”. W późniejszym okresie wyrzucona materią staje się przeźroczysta i jasność w zakresie optycznym jest zdominowana przez linie emisyjne. To były standardowy model zjawiska nowej przez dziesięciolecia. Jednak ostatnie badania wskazują, że również niekiedy istotnym lub nawet dominującym źródłem promieniowania w zakresie optycznym mogą być wewnętrzne fale uderzeniowe („szoki” – jak nazywają to astrofizycy).
Krzywe blasku nowych często są oznaczane klasami szybkości, które definiuje czas spadku jasności wizualnej o 2^m lub 3^m liczony od momentu maksimum jasności i oznacza się odpowiednio t₂ i t₃. Klasa szybkości nowych zmienia się od „bardzo szybkich” (t₂ < 10 dni) do „bardzo wolnych” (t₂ > około 150 dni). Z grubsza można powiedzieć, że klasa szybkości nowych zależy od skali czasowej rozszerzania się i usuwania otoczki z materią wyrzuconą podczas wybuchu. Jasność nowej spada szybciej, gdy wyrzucona masa jest mniejsza lub, gdy została rozpędzona do większej prędkości. Zgodnie z teorią masa wyrzuconej materii jest malejącą funkcją masy białego karła. Dlatego przyjmuje się, że szybkie nowe powstają w układach kataklizmicznych z bardziej masywnymi białymi karłami. Jednak ta relacja klasy szybkości nowej i masy białego karła ma raczej słabe potwierdzenie obserwacyjne i należy je stosować ostrożnie. Warto zauważyć, że również parametr ilościowy t₂ jest daleki od ideału. Na przykład zdarzają się nowe takie jak V5668 Sgr, dla których jasność spadała wielokrotnie o 2^m poniżej wartości maksymalnej.

Rys. 3. Wzorcowe krzywe blasku różnych typów nowych z amatorskich obserwacji AAVSO. Źródło: [2]

W publikacji z 2010 roku R.Strope, B.Schaefer i A.Henden [1] sporządzili katalog 93 krzywych blasku nowych o dobrej jakości głównie z bazy AAVSO, który wykorzystali do ich klasyfikacji, uwzględniając klasy szybkości i kształt krzywych blasku. Okazało się, że wiele nowych (38 %) wykazuje gładki spadek jasności w krzywych blasku – jak można oczekiwać w prostym modelu nowej. Autorzy zauważyli również, że pozostałe krzywe blasku wykazują nietypowe, a zarazem ciekawe struktury takie jak „płaskie maksima” (ang. flat tops), pulsacje (ang. oscillations) czy pojaśnienia/fluktuacje (ang. jitters). Z wyjątkiem „minimum pyłowego” (ang. dust dip), pozostałe struktury krzywych blasku nie są wyjaśnione teoretycznie.

Na przykład wiele nowych wykazuje wielokrotne maksima w optycznych krzywych blasku, które nazwa się fluktuacjami jasności (angielskie odpowiedniki: jitters / flares) – w szczególności aktualnie widoczna V1405 Cas. Wydaje się, że często podczas tych rozbłysków promień obserwowanej nieprzeźroczystej powierzchni wybuchu, czyli fotosfery ulega chwilowemu powiększeniu. Towarzyszy temu pojawienie się linii absorpcyjnych – co może wskazywać na dodatkowy wyrzut masy. To zjawisko próbuje się interpretować np. jako globalną zmianę mechanizmu utraty masy i przejście od fazy wolniejszego wypływu we wspólnej otoczce do fazy szybszego wiatru gwiazdowego. Inne analizy teoretyczne wskazują na to, że kontrakcja otoczki może przyspieszać tempo reakcji jądrowych w najgłębszych jej obszarach – co z kolei powoduje ponowne rozszerzanie się otoczki i ponowny wypływ masy. Są również dowody z obserwacji promieniowania gamma, że przynajmniej w niektórych przypadkach, optyczne fluktuacje jasności są zasilane przez wewnętrzne fale uderzeniowe.

Rys.3 przedstawia następującą klasyfikację krzywych blasku nowych z tej publikacji:

• „S” - gładka (ang. Smooth) (38% krzywych blasku nowych) - monotoniczny spadek jasności bez większych fluktuacji opisany funkcją potęgową ~tn, gdzie teoretycznie „n” zmienia się od początkowej wartości -1.75 nawet do -7.5 w późniejszej fazie, np. CP Lac, V1668 Cyg, V2275 Cyg.
• „P”- plateau (21%) - gładki spadek jasności zaburzony przez długą fazę prawie stałej jasności (tzw. plateau), po której następuje szybszy spadek, np. V4633 Sgr, CP Pup, RS Oph.
• „D”-minimum pyłowe (ang. Dust dip) (18%) - systematyczny spadek jasności przerwany przez krótkotrwałe minimum, po którym następuje powrót do poprzedniego trendu spadku jasności, np. DQ Her, FH Ser, V705 Cas.
• „C”-z wtórnym maksimum (ang. Cusp) (1%) - początkowo spadek jasności opisany funkcją potęgową + wtórne maksimum z gwałtownym wzrostem jasności, po którym następuje powrót do początkowego trendu, np. V2362 Cyg, V1493 Aql, V2491 Cyg.
• „O”- z pulsacjami (ang. Oscillations) (4%) - gładki spadek jasności z okresami kwazi-sinusoidalnych zmian blasku, np. V603 Aql, GK Per, V1494 Aql.
• „F”-z płaskim maksimum (ang. Flat topped) (2%) - gładka krzywa blasku z dłuższym okresem prawie stałej jasności w maksimum, np. DO Aql, V849 Oph, BT Mon.
• „J”-z fluktuacjami (ang. Jitter) (16%) - podczas spadku jasności występuje znaczna zmienność z krótkotrwałymi pojaśnieniami, np. DK Lac, HR Del, V723 Cas.

3.1. Festiwal jasnych nowych na naszym niebie w 2021 r.

Od czasu nowej V339 Del z 2013 widocznej gołym okiem była długa przerwa i dopiero w bieżącym roku zagościły na naszym niebie trzy nowe jaśniejsze od 6m o skrajnych właściwościach: powolna z wielokrotnymi maksimami Nova Cas 2021 (V1405 Cas), najszybsza znana Nova Her 2021 (V1674 Her) oraz nowa powrotna RS Ophiuchi.

3.1.1. Nova Cas 2021 (V1405 Cas) – powolna nowa z nieregularnymi wypływami materii

V1405 Cas została szczegółowo opisana w kąciku „Proxima” Uranii 4/2021 oraz na portalu Proxima w materiale pt. „V1405 Cas – niezwykła powolna nowa w Kasjopei”. Warto wspomnieć w kontekście tego artykułu, że ta nowa jest znakomitym przykładem nowej, w której ujawniły się zderzenia wypływów materii o różnych prędkościach, które doprowadziły do generowania dodatkowego promieniowania w zakresie optycznym i gamma. W szczególności największe pojaśnienie w optycznej krzywej blasku V1405 Cas zaobserwowano w dn. 10-11 maja 2021 r., czyli prawie dwa miesiące po wybuchu. Zarejestrowano również promieniowanie gamma od tego obiektu w dn. 20 – 24 maja 2021 r. (ATEL#14658).

3.1.2. Nova Herculis 2021 (V1674 Her) – nowa meteor

Analiza krzywej blasku V1674 Her (patrz: ATEL#14746) wykazała, że parametry charakteryzujące klasę szybkości nowych (patrz paragraf 3) wynoszą odpowiednio t₂ = 1 dzień i t₃ =2,2 dnia. Oznacza to, że V1674 Her jest najszybszą znaną nową.

Ta nowa jest rekordzistką również pod innymi względami, ponieważ w V1674 Her najwcześniej, bo już 11,5 dnia po maksimum jasności, zaobserwowano linie koronalne w bliskiej podczerwieni (dotychczasowe rekordzistki V1500 Cyg i V838 Her ujawniły w widmie linie koronalne odpowiednio 29 i 17 dni po maksimum jasności). Zaś w dn. 30 czerwca 2021 r. (17 dni od wybuchu) widmo nowej wystąpiły cechy widma nebularnego.

Więcej informacji o tej nowej można znaleźć w artykule pt. „Nova Herculis 2021 (V1674 Her) – najszybsza znana nowa”.

3.1.3. Wybuch w 2021 roku nowej powrotnej RS Ophiuchi

Zgodnie z informacjami w VSX AAVSO, RS Oph jest to układ podwójny składający się z białego karła i czerwonego olbrzyma typu widmowego M4, w którym oba składniki obiegają wspólny środek masy z okresem 453,6 dnia.

Nie jest to nowa klasyczna (wybuch w układzie kataklizmicznym biały karzeł + gwiazda ciągu głównego, przegląd ich właściwości został opisany w publikacji [1]), ale nowa powrotna podobna do symbiotycznej (ang. symbiotic-like recurrent nova). Nie jest to również symbiotyczna nowa (ang. symbiotic nova), ponieważ w tym układzie podwójnym okres orbitalny i parametry czerwonego olbrzyma są zbliżone do układów symbiotycznych, ale biały karzeł już nie. W nowych symbiotycznych wybuchy trwają przez dziesięciolecia.

Różnica pomiędzy tymi klasami obiektów polega na różnicy w masie białego karła. W układach symbiotycznych czerwone olbrzymy mają typową masę około 1,6M_⊙, a białe karły w zakresie 0,4 – 0,6 M_⊙. W nowych powrotnych podobnych do symbiotycznych biały karzeł jest bardzo masywny. Szacuje się, że w układzie podwójnym RS Oph biały karzeł posiada masę ~1,3 M_⊙, a czerwony olbrzym: 0,4 – 0,8 M_⊙. Na ponad dwieście znanych układów symbiotycznych wiemy tylko o 4 nowych powrotnych podobnych do symbiotycznych (RS Oph, T CrB, V3890 Sgr i V745 Sco).

Najnowszy wybuch RS Oph jest szóstym (lub nawet ósmym ?) takim zjawiskiem obserwowanym od pierwszego w 1898 roku. Poprzednie miały miejsce w latach 1898, 1933, 1958, 1967, 2006 (wybuchy mogły wystąpić również w 1907 i 1945 roku, gdy RS Oph była schowana za Słońce). Okres czasu pomiędzy kolejnymi wybuchami RS Oph zmienia się znacznie, ale bardzo podobne są do siebie krzywe blasku podczas tych wybuchów. Ta nowa osiągnęła jasność maksymalną około 4.3m podczas jednego z wybuchów, a poza wybuchami jej jasność waha się w zakresie ~10 - 12,5V (nieregularne pulsacje czerwonego olbrzyma).

Wybuch w 2021 roku odkrył irlandzki miłośnik astronomii Keith’a Geary (odkrycie zgłoszone do VSNET) i niezależnie przez teleskop do obserwacji promieniowania gamma Fermi-LAT (ATEL#14834). Keith odkrył wybuch RS Oph na zdjęciu wykonanym lustrzanką cyfrową 8 sierpnia 2021 r. około godz. 22:20 UT, gdy osiągnęła jasność około 5,0^m. Wcześniejsze o 25 minut obserwacje wizualne raportował do AAVSO również brazylijski miłośnik astronomii Alexandre Amorim. Zaś chiński miłośnik astronomii B.Wang opracował cztery obserwacje RS Oph ze zdjęć wykonanych różnymi aparatami cyfrowymi 8 sierpnia w godz. 13–15:30 UT (patrz rys. 4). Nowa osiągnęła jasność maksymalną około 4,5^m w dniu 9 sierpnia 2021 r.

Rys. 4. Krzywa blasku nowej powrotnej RS Ophiuchi podczas wybuchu w 2021 roku (okres 5 – 22 VIII 2021 r.) zawierająca obserwacje wizualne (Vis), CCD (filtr V) oraz lustrzankowe (zielony filtr TG), czyli początkowe 2 tygodnie wybuchu. Źródło: LCG AAVSO.

RS Ophiuchi jest również obserwowana spektroskopowo przez miłośników astronomii na przykład przez grupę obserwatorów ARAS. Wyniki tych obserwacji zostały opublikowane w telegramie astronomicznym nr 14868, w którym opisano ewolucję widma do 23 sierpnia 2021 r. Jednym z współautorów tej publikacji jest polski miłośnik spektroskopii Mariusz Bajer, którego widmo 4 dni po maksimum jasności prezentuje rys. 5.

Rys. 5. Widmo nowej powrotnej RS Ophiuchi w zakresie λ 3920-7500Å z 13 czerwca 2021 r. (jasność ~6,3V). Widmo zostały wykonane przez Mariusza Bajera za pomocą spektrografu LOWSPEC wydrukowanego drukarką 3D. Spektrograf LOWSPEC z teleskopem Schmidta-Cassegraina f/10 o aperturze 20 cm jest pokazany na rys. 5 w materiale o spektroskopii V1405 Cas (rozdzielczość widma R=λ/Δλ ~ 1500 przy długości fali linii Hα dla konfiguracji spektrografu: siatka dyfrakcyjna 300 linii/mm / szczelina o szerokości 20 µm).

Dane fotometryczne opublikowane w bazie AAVSO wskazują, że poprzedni wybuch RS Oph wystąpił w lutym 2006 r. i nowa osiągnęła maksymalną jasność wizualną 4.8m (niewiele mniej niż podczas obecnego wybuchu). Nowa wróciła do średniej jasności pomiędzy wybuchami po około 120 dniach od maksimum jasności.

4. Widma optyczne nowych

Astronomowie rozróżniają (patrz np. [5]) następujące fazy podczas ewolucji widm nowych w zakresie optycznym:

• faza kuli ognia (ang. fireball) – jest to najbliższa analogia do wybuchu nuklearnego na Ziemi. Ośrodek jest nagrzany do najwyższej temperatury po przejściu fali uderzeniowej podczas gdy swobodne rozszerzanie się powoduje gwałtowne chłodzenie się. Ta faza była obserwowana tylko dla niewielkiej liczby nowych.
• „żelazna kurtyna” (ang. „iron curtain”) – podczas chłodzenia ośrodka z wyrzuconą materią, gdy linie w zakresie optycznym mają coraz większe natężenia, nagle ultrafiolet staje się nieprzeźroczysty. Ultrafiolet jest miejscem, gdzie występują przejścia rezonansowe niektórych jonów pierwiastków grupy żelaza. Nastąpiła rekombinacja atomów pierwiastków w tym ośrodku.
• podniesienie się „żelaznej kurtyny” – moment, gdy ultrafiolet staje się przeźroczysty w liniach widmowych.
• faza przejściowa (formowanie się pyłu) – Przyjmuje się, że początkiem tej fazy jest wzmocnienie się linii helu He II względem struktury N III λ 4640Å. W fazie przejściowej następuje również niekiedy formowanie się pyłu około 100 dni po maksimum jasności (np. DQ Her – parz rys.3),
• faza nebularna i widma koronalne – Pojawienie się silnie zjonizowanych pierwiastków, takich jak [Fe VI], [Fe VII], [Ca V], sygnalizuje początek „fazy koronalnej” – tak zwanej, ponieważ podobne linie występują w koronie Słońca.

Często nowe odkrywa się podczas bardzo wczesnej fazy wybuchu, którą nazywa się fotosferyczną lub „kulą ognia” (ang. „fireball”), w której otoczka nowej rozszerza się i rośnie jasność w zakresie optycznym w miarę jak rośnie promień fotosfery i maleje temperatura efektywna. Rozszerzaniu się otoczki towarzyszy początek utraty masy, który jest modelowany na różne sposoby, np. impulsowe odrzucenie otoczki, ciągły wiatr gwiazdowy lub połączenie obu tych mechanizmów. W pobliżu maksimum jasności optycznej nowych większość linii widmowych prezentuje profile P-Cygni. Z upływem czasu w miarę jak „cofa się” nieprzeźroczysta w zakresie optycznym powierzchnia tarczy nowej, czyli fotosfera - składniki emisyjne profili P-Cygni stają się coraz silniejsze, a absorpcje słabną. W pobliżu maksimum jasności wyrzucona materia jest wystarczająco gęsta, by nastąpiła gwałtowna rekombinacja. Obszar zjonizowanej materii, która jest zasilany przez wysokoenergetyczne promieniowanie przez białego karła spalającego wodór na powierzchni, staje się ograniczona od zewnątrz przez neutralną materię. Głównym źródłem nieprzeźroczystości jest ogromnej liczby linii absorpcyjnych prawie obojętnych metali, który jest czasami nazywany „żelazną kurtyną” (ang. „iron curtain”) , ponieważ większość nieprzeźroczystości pochodzi z linii żelaza.

Z modelowania widm przed i w okolicach maksimum jasności wynika, że gęstość materii „ρ” wyrzuconej podczas wybuchu nowej silnie maleje z odległością „r” w zewnętrznych obszarach wyrzutu materii (ρ~r^-15), podczas gdy w wewnętrznych obszarach maleje znacznie mniej stromo (ρ~r^-3). Taka struktura zmian gęstości w materii sprawia, że promień fotosfery w zakresie optycznym zmienia się o czynnik 100 w zależności od długości fali - co odpowiada zakresowi temperatur i stanów jonizacji. Dlatego często obserwowaną w zakresie optycznym „powierzchnię nowej” nazywa się „pseudo-fotosferą”.

W miarę jak wyrzucona materia rozszerza się i spada jej gęstość, promień jonizacji materii przesuwa się na zewnątrz zarówno we współrzędnych liczonych masą otoczki jak i współrzędnych przestrzennych, aż materia wyrzucona podczas wybuchu staje się w całkowicie zjonizowana. Widmo nowych w zakresie optycznym zmienia się od dominujących linii widmowych o niskich energiach jonizacji (np. wodór H I, tlen O I, sód Na I, żelazo jednokrotnie zjonizowane Fe II – przykład rys. 6) w okolicach maksimum jasności optycznej, po wysoko-wzbudzone pierwiastki później. W miarę jak spada gęstość w miejsce linii powstających w wyniku przejść dozwolonych pojawiają się linie z przejść wzbronionych. Ostatecznie widmo nowej przechodzi do fazy „nebularnej”, charakteryzującej się liniami wzbronionymi pochodzącymi od zjonizowanego gazu o temperaturze ~10⁴ K (np. [N II], [O III]). Pozostałości po wybuchu nowej pozostają długo zjonizowane po tym, jak wyłączy się źródło supermiękkiego promieniowania X. Jest to efekt „zamrożenia” przez małą gęstość i długie czasy rekombinacji.

Natomiast gorzej jest rozumiana ewolucja kształtu profili linii widmowych. Przed maksimum jasności optycznej maksima składników emisyjnych profili P Cygni wykazują małe prędkości 200-1000 km/s (przykład rys. 6). Krótko po maksimum jasności w widmie optycznym ujawniają się szerokie składniki emisyjne o szerokości około dwa razy większej niż początkowy profil P Cygni. Jednocześnie składniki absorpcyjne z początkowych profili P Cygni pozostają nałożone na ten szeroki profil P Cygni (przykład na rys. 6). Tak ogólnie wygląda ewolucja widma nowych. Wiele czasu astronomowie poświęcili na interpretację współistnienia szerokich składników emisyjnych i absorpcji o małej prędkości radialnej w profilach P Cygni w połączeniu z nagłymi zmianami profilów linii w skali czasowej rzędu dni. Najdłużej rozpatrywane i najbardziej spójne jest wyjaśnienie tych efektów w postaci wolnego i szybkiego wypływu materii. Dodatkowe składniki mogą się kolejno w profilach linii zwykle z większymi prędkościami radialnymi. Ich pojawienie się jest często związane z nowymi pojaśnieniami w optycznej krzywej blasku.

Rys. 6. Ewolucja widma optycznego nowej V906 Car (2018): panel po lewej – krzywa blasku w zakresie optycznym w barwie R, środkowy panel – widma nowej w zakresie optycznym, prawy panel – powiększony fragment widma z linią wodoru Hα.

Widmo u góry (+6 dni od początku wybuchu /5 dni przed maksimum jasności) przedstawia fotosferyczne widmo nowej ze względnie wąskimi profilami P Cygni. Widmo środkowe (3 dni po maksimum jasności) prezentuje wzmocnione i poszerzone linie emisyjne. Składnik absorpcyjny z poprzedniego widma nadal jest widoczny i nałożony na składnik emisyjny. Dolne widmo (ponad rok po maksimum jasności nowej) przedstawia widmo nebularne zdominowane przez wysoko-wzbudzone wzbronione linie emisyjne. Źródło [1]

4.1. Typy widmowe nowych: He/N, Fe II , hybrydowe

W 1992 roku klasyfikację spektroskopową widm nowych zaproponował amerykański astrofizyk Robert Wiliams (patrz [3]) na podstawie występowania w zakresie optycznym najsilniejszych linii widmowych różnych od wodoru z serii Balmera. Takimi głównymi liniami są linie helu i azotu (typ nowych He/N) lub żelaza jednokrotnie zjonizowanego (typ nowych „Fe II”). Przekładowe widma obu typów nowych w niskiej rozdzielczości pokazano na rys. 7. Według [3] analiza warunków fizycznych wskazuje na to, że widma He/N pochodzą z oddzielnej otoczki składającej się z materii wyrzuconej przez białego karła podczas wybuchu, zaś „Fe II” powstają w wietrze gwiazdowym wokół układu podwójnego, który tracił składnik wtórny.

Podczas wybuchu nowej z powierzchni białego karła jest wyrzucana materia składająca się z wodoru, helu jak i pierwiastków utworzonych podczas reakcji jądrowych CNO - zazwyczaj z prędkością przekraczającą ~2500 km/s i ta wyrzucona materia jest źródłem widma „He/N”. Materia z białego karła uderza w składnik wtórny układu (zwykle jest to gwiazda ciągu głównego) i nagrzewając zewnętrzną otoczkę gwiazdy, inicjuje dodatkowy wypływ materii z tej gwiazdy. Część z tej materii może zostać pochłonięta przez białego karła, ale znaczna jej ilość wypływa z układu poprzez punkty Lagrange'a L1 i L3.

Część wypływającej masy ze składnika wtórnego ostatecznie ponownie utworzy dysk akrecyjny wokół białego karła, ale większość tworzy ogromną otoczkę wokół tego układu podwójnego. Tempo utraty masy przez składnik wtórny może zmieniać się w skali od godzin do tygodni. Gdy jest tracona mała ilość masy ze składnika wtórnego, to wtedy w widmie dominują linie He/N. Jednak częstsza jest sytuacja, gdy bardzo rozdęta fotosfera składnika wtórnego traci dużo masy, która jest głównym źródłem powstania linii łatwo jonizującego się żelaza Fe II. W miarę zmniejszania się wiatru gwiazdowego ze składnika wtórnego, wyrzucona materia z obu gwiazd staje się przeźroczysta i widmo stopniowo ewoluuje do fazy nebularnych linii emisyjnych, w których udział mają oba rozproszone obłoki gazu. Dlatego analiza obfitości występowania różnych pierwiastków oparta na liniach emisyjnych nowych w fazie nebularnej musi uwzględniać fakt, że powstają one we wzbogaconej w wyniku reakcji jądrowym CNO materii wyrzuconej z białego karła i prawdopodobnie materii wyrzuconej z zaawansowanego ewolucyjnie wtórnego składnika.

Analiza statystyczna obserwacji nowych z Drogi Mlecznej i galaktyki M31 z 2011 roku wykazała, że większość (85%) nowych charakteryzuje się widmem typu Fe II od maksimum jasności aż do fazy nebularnej. A pozostałe 15% należy do typu He/N. Jednak ze wzrostem pokrycia obserwacyjnego ewolucji widm nowych zwiększa się liczba klasyfikacji nowych „hybrydowych”, w których występują oba typy widm. Można to wyjaśnić zmianami w czasie parametrów fizycznych w obu obszarach po wybuchu nowej. Zdaniem R. Wiliams'a większość nowych jest hybrydowa. Markerem rozróżniającym oba typy nowych może być stosunek natężeń linii tlenu O I λ8446/λ7773Å. Jednak zjawisko wybuchu nowej nadal nie jest w pełni rozumiane przez astronomów ze względu na różnorodność krzywych blasku i ewolucji ich widm po wybuchu.

Jak zauważył S.Shore [5] zmiany „typu widmowego” nowej Fe II ↔ HeN jest związana ze zmianami przeźroczystości materii wyrzuconej podczas wybuchu nowej. Są one tylko wskaźnikami etapu ekspansji otoczki nowej.

Określenie „nowa Fe II” jest tylko innym sformułowaniem tego, że „materia jest nadal nieprzeźroczysta optycznie i chłodna”. Temperatura wyrzuconej materii maleje w wyniku rozszerzania się. Rekombinacja prowadzi do bardziej neutralnego ośrodka i pole promieniowania jest przesunięte do UV i pochłanianie w UV z powtórną emisją fotonów w zakresie optycznym. W tym samym czasie wzbudzanie cząstek przez zderzenia staje się mniej efektywne dla wyższych poziomów energetycznych. Jest to związane z temperaturą elektronów w ośrodku i niższa temperatura oznacza również, że rekombinacja jest bardziej efektywna w zmniejszaniu poziomu jonizacji materii. Dlatego w widmie dominują dzięki rekombinacji linie metali przynajmniej w dwóch stanach jonizacji dla kilkunastu możliwych pierwiastków z dosłownie milionami powiązanych przejść atomowych.

Rys. 7. Przykłady widm nowych typu Fe II i He/N w pobliżu maksimum jasności i początkowej fazie spadku jasności. Strumień absolutny (ang. flux) energii został narysowany w skali logarytmicznej, by uwypuklić słabe struktury w widmie. Zidentyfikowano główne struktury emisyjne w widmie. Linie żelaza Fe II oznaczono za pomocą linii podobnych do grzebienia (przy każdym „grzebieniu” podano numer multipletu Fe II: 27, 28, 37, 38, 42, 48, 49, 73, 74.). Oznaczono również linie absorpcyjne pochodzące od ziemskiej atmosfery λλ 6850 Å, 7160 Å i 7580 Å. Warto zauważyć, że linie emisyjne nowej V477 Sct są szersze od V476 Sct – co wynika z większej prędkości ekspansji otoczki nowej w pierwszym przypadku. Źródło [6]

Podobna sytuacja ma miejsce podczas ekspansji otoczki po wybuchu supernowej. Aczkolwiek tutaj sytuacja jest bardziej skomplikowana ponieważ otoczka po wybuchu supernowej jest bardziej masywna, materia jest silnie radioaktywna jako efekt reakcji termojądrowych, a fala uderzeniowa - znacznie silniejsza. W otoczce supernowej obfitości najcięższych pierwiastków (np. Fe i cięższych) są tak wysokie, gdyż w fazie kuli ognia w otoczce supernowej zachodzą reakcje syntezy jądrowej.

Ważne jest podkreślić, że proces formowania się linii widmowej w nowych jest podobny do tego w gwiazdach. Jednak w dynamicznie zmieniającym się ośrodku problemy wynikają z oddziaływania różnic w prędkościach i obfitości pierwiastków. Ciężkie pierwiastki - występujące nawet w 1/100000 obfitości wodoru i helu, są głównym źródłem nieprzeźroczystości jakiejkolwiek plazmy kosmicznej o składzie chemicznym podobnym do Słońca i temperaturach efektywnych poniżej 100 tys. K.

5. Nowe spojrzenie na klasyczne nowe

Jak dzisiaj (2021 r.) jest rozumiane zjawisko nowej przedstawia rys.8 (sekcje na rysunku: „faza” i „zdarzenie”). Zjawisko nowej zostało podzielone w [1] na następujące fazy:

• przed wybuchem (ang. pre-outburst) – w układzie kataklizmicznym materia wypływającą z towarzysza jest akreowana do czasu zgromadzenie się krytycznej masy na powierzchni białego karła.
• wybuch termojądrowy TNR (ang. ThermoNuclear Runaway) – główna faza TNR trwa od ~sekundy do minut.
• powolny wypływ materii (ang. slow outflow) – początek: ~godziny-dni po TNR – toroidalny, wolny wypływ skupiony w płaszczyźnie orbity oznaczony kolorem niebieskim na rys. 8 w sekcji „Zdarzenie”.
• szybki wypływ materii (ang. fast outflow) – początek: ~dni po TNR – zbliżony do sferycznego, szybszy wypływ materii znaczony kolorem czerwonym na rys. 8 w sekcji „Zdarzenie”.
• powstanie szoków, czyli fal uderzeniowych (ang. shock emergence) – początek: ~miesiące po TNR – powstaje w wyniku zderzenia się wypływów materii poruszających się z różnymi prędkościami. Szczegółowa struktura fali uderzeniowej pokazana jest na rys. 9.
• faza bardzo miękkiego promieniowania rentgenowskiego (ang. supersoft phase) – początek: ~miesiące po TNR, gdy już rozproszyła się otoczka z materią po wybuchu nowej. Widzimy wtedy powierzchnię białego karła promieniującego większość energii w ekstremalnym ultrafiolecie i bardzo miękkim zakresie rentgenowskim.
• faza spokojna (ang. quiescent) – przerwa pomiędzy kolejnymi wybuchami trwa ~lata do 1x10⁷lat w zależności od masy białego karła i tempa akrecji materii na białego karła (patrz rys. 2).

Rys. 8. Schematyczna chronologia procesów fizycznych oraz różne rodzaje promieniowania elektromagnetycznego podczas wybuchu nowej. Oprac. na podstawie [1]

Za względu na obserwowane promieniowanie elektromagnetyczne (patrz rys. 8 → sekcja „Sygnał”) autorzy publikacji [1] wyróżnili następujące zjawiska:

a) Wybuch termojądrowy TNR (ang. Thermonuclear Runaway) – niestabilne spalanie wodoru na powierzchni białego karła. Jest wynikiem akrecji masy na białego karła poniżej wartości Ṁ ≈ 4 x (10^-8 – 10^-7) M_ʘ/rok, która zapewnia termicznie stabilne jego spalanie – generując miękkie promieniowanie rentgenowskie. Szacuje się typowe tempo transferu masy z wtórnego składnika w układach kataklizmicznych, w których nastąpił wybuch nowej jest poniżej tego limitu i wynosi Ṁ ≈ 10^-10 – 10^-8 M_ʘ/rok.
Wybuch termojądrowy TNR następuje, gdy na powierzchni białego karła odłoży się krytyczna masa ~10^-7 – 10^-3 M_ʘ (zależy od masy białego karła), przy transferze masy poniżej wartości Ṁ ≈ 4 x (10^-8 – 10^-7) M_ʘ/rok (patrz rys. 2). W miarę, jak coraz więcej wodoru (i helu) jest akreowane, ciśnienie i temperatura rośnie w warstwie zdegenerowanej materii na powierzchni białego karła. Gdy zostanie osiągnięte około 10 mln K rozpoczynają się reakcje syntezy. Te reakcje termojądrowe zamieniają wodór w cięższe pierwiastki, tworząc niekontrolowany łańcuch reakcji, w którym energia uwolniona podczas syntezy wodoru podnosi temperaturę, która z kolei zwiększa szybkość reakcji syntezy wodoru, itd.

b) Wczesny rozbłysk UV/X (ang. Early UV/X-ray Flash from the TNR) – przewiduje się, że oprócz emisji promieniowania rentgenowskiego w późniejszych fazach zjawiska nowej powinna wystąpić krótkotrwała faza emisji promieniowania UV i X wkrótce po TNR, ponieważ temperatura efektywna rośnie przed rozszerzaniem się otoczki. Jasność wczesnego rozbłysku UV/X powinna być zbliżona do jasności eddingtonowskiej (t.j. krytyczna jasność, powyżej której ciśnienie promieniowania skierowane na zewnątrz przewyższa siłę grawitacji skierowaną do centrum gwiazdy) i powinna trwać od godzin do dni. Ciekawe, że emisje promieniowania w zakresie UV przed maksimum jasności już obserwowano dla kilku nowych, ale jeszcze nie zaobserwowano wczesnego rozbłysku promieniowania X. Nie jest to zaskakujące ze względu na dość krótki czas trwania zjawiska oraz moment wystąpienia przed maksimum wizualnym jasności, które najczęściej prowadzi do odkrycia nowej. Nowej generacji teleskopy kosmiczne o szerokim polu widzenia w zakresie UV i X powinny po raz pierwszy zarejestrować to zjawisko.

c) Promieniowanie gamma (ang. gamma rays) – do tej pory zaobserwowano ciągłe promieniowanie gamma o energiach fotonów 0,1 – 10 GeV od kilkunastu nowych galaktycznych. Promieniowanie gamma nowej zwykle rejestruje się kilka tygodni po maksimum jasności optycznej. Pochodzenie tych fotonów w sposób naturalny tłumaczy się emisją o charakterze nietermicznym przez cząstki rozpędzone do prędkości relatywistycznych, które są przyspieszane przez fale uderzeniowe - najprawdopodobniej w procesie, który mądrze nazywa się „dyfuzyjnym przyspieszaniem za pomocą fali uderzeniowej” (ang. Diffusive Shock Acceleration → patrz rys. 9 → DSA).

d) Pył emitujący fotony w podczerwieni (ang. IR dust) - wiele nowych wykazuje drastyczny spadek jasności 20-100 dni od początku wybuchu (np. DQ Her – patrz rys. 3). Jest to efekt przesłonięcia optycznie nieprzeźroczystej dynamicznie zmieniającej się powierzchni nowej, czyli tzw. fotosfery, przez formujący się pył w rozszerzających się pozostałościach po wybuchu. Minimum pyłowemu (ang. dust dip) w optycznej krzywej blasku towarzyszy jednoczesny wzrost emisji promieniowania w środkowym zakresie podczerwieni, którego źródłem jest właśnie uformowana warstwa pyłu. Ten pył powstaje bardzo szybko (skala czasowa rzędu miesiąca) i jego ziarna osiągają znaczne rozmiary ~1μm. Czasami przed powstaniem pyłu tworzą się obłoki molekularne np. z tlenku węgla (CO), które można zarejestrować w ciągu tygodni od początku wybuchu w środkowym zakresie podczerwieni.
Mimo, że minima pyłowe są obserwowane tylko w 18% optycznych krzywych blasku (patrz rys.3 – typ „D”), to jednak znacznie więcej nowych wykazuje ślady formowania się pyłu w postaci nadwyżki promieniowania w podczerwieni. Jednak coraz lepsze pokrycie obserwacyjne nowych w podczerwieni pozwoli poznać rzeczywistą statystykę procesu formowania się pyłu.

e) Twarde promieniowanie X od szoków (ang. hard X-rays shocks) – oprócz bardzo miękkiego promieniowania X emitowanego przez „tlące się” reakcje jądrowe na powierzchni białego karła, nowe często emitują twardsze promieniowanie X (> 1 keV). Pochodzenie twardszego promieniowania X wiąże się z występowaniem szoków w materii wyrzuconej podczas wybuchu nowej, gdy dwa wypływy materii o różnych prędkościach zderzają się ze sobą.

f) Super-miękkie promieniowanie X generowane przez gorącego białego karła (ang. soft X-rays hot WD) - po odrzuceniu na początku znacznej masy podczas zjawiska nowej, pozostała część materii otaczającej białego karła osiąga warunki do stabilnego spalania wodoru. W tej fazie, która trwa od dni do lat, biały karzeł utrzymuje dzielność promieniowania ~10³⁷-10³⁸ ergów/s. Jasność białego karła zbliża się do jasności eddingtonowskiej dla białych karłów o masach bliskich masy Chandrasekhara (~1,4 M_ʘ). Temperatury efektywne białych karłów są zależne przed wszystkim od ich masy i wahają się od ~300 tys. K (najmniej masywne białe karły) do ~1,5 mln K (białe karły o masach zbliżonych do masy Chandrasekhara). Oznacza to, że białe karły spalające wodór na powierzchni większość promieniowania emitują ekstremalnym ultrafiolecie i bardzo miękkim („super-miękkim”) zakresie rentgenowskim (X). Dlatego nazywane są źródłami „super-miękkimi” (ang. „supersoft”).
Super-miękkie źródło promieniowania X nie jest widoczne natychmiast po TNR, ponieważ gęsta wyrzucona materia przez białego karła absorbuje to promieniowanie. W miarę jak ekspandująca otoczka rozszerza się i cofa się obserwowana fotosfera w końcu po tygodni lub miesiącach (zależy to od masy wyrzuconej otoczki oraz jej prędkości) pojawia się to promieniowanie.

g) Nietermiczne emisje w zakresie radiowym (ang. radio - shocks T_B > 10⁵ K) - jest to synchrotronowe promieniowanie radiowe o charakterze nietermicznym (=nie można jego rozkładu energii w widmie przybliżyć rozkładem Plancka o określonej temperaturze efektywnej), która jest związana z falami uderzeniowymi. Najczęściej obserwuje się to synchrotronowe promieniowanie na wysokich częstotliwościach radiowych kilka miesięcy po wybuchu. W przeciwieństwie do promieniowania gamma i rentgenowskiego, w zakresie radiowym można uzyskiwać zdjęcia nowych o ekstremalnych rozdzielczościach rzędu 1/1000” metodą interferometrii wielkobazowej i można identyfikować źródło pochodzenia fal uderzeniowych w wyrzuconej materii. Na przykład uzyskano obrazy radiowe w wysokiej rozdzielczości nowej V959 Mon (układ podwójny widziany z boku), na których widać wolno ekspandujący torus w płaszczyźnie orbity, szybsze wypływy bipolarne oraz szoki w miejscach, gdzie te wypływy materii zderzają się.

i) Termiczne emisje w zakresie radiowym (ang. radio - photoionized ejecta T_B~10⁴ K) - źródłem tego promieniowania radiowego są przejścia atomowe swobodno-swobodne w rozszerzającej się materii, która posiada stałą temperaturę ~10 tys. K. Ta temperatura jest utrzymywana w wyrzuconej materii za pomocą promieniowania jonizującego białego karła.

6. Fale uderzeniowe – jeszcze mało zbadane źródło fotonów dla nowych

Pomimo bogatej historii ich obserwacji i znacznego postępu w teorii i obserwacjach nowych - jest to zadziwiające, że nasza wiedza o tych zjawiskach jest niekompletna. W ostatnich latach ogromnym zaskoczeniem było odkrycie promieniowania gamma emitowanego przez nowe za pomocą teleskopu LAT na pokładzie satelitarnego obserwatorium Fermiego obserwującego w zakresie promieniowania gamma. Pierwszą nową, w której bezpośrednio zarejestrowano fotony promieniowania gamma była nowa w układzie symbiotycznym V407 Cygni z roku 2010. Aczkolwiek już od lat 80-tych istniały dowody świadczące o przyspieszaniu cząstek do prędkości relatywistycznych z obserwacji radiowego promieniowania synchrotronowego nowych (np. N Vul 1984 nr 2) oraz inne pośrednie dowody.

Wiele danych obserwacyjnych uzyskanych szczególnie dzięki spektroskopii optycznej i zdjęciom w wysokiej rozdzielczości potwierdza obecność wyraźnych wypływów materii w zakresie prędkości, które mogą pojawić się znacznie później po TNR, i które mają tendencję do przyspieszania w miarę jak wybuch rozwija się. Zderzenia tych wypływów ze sobą lub z materią otaczającą układ podwójny, prowadzi nieodwracalnie do powstania fal uderzeniowych, czyli szoków. Typowa prędkość dźwięku w materii o temperaturze 10⁴ K wyrzuconej przez nową wynosi około 10 km/s. Podczas, gdy prędkości wyrzuconej materii sięgają 100 – 1000 km/s. Więc w takim środowisku szoki są silne naddźwiękowe. Dlatego nagrzewają plazmę do milionów stopni i przyspieszają niewielką ilość cząstek do prędkości bliskich prędkości światłą, generując przy tym odpowiednio promieniowanie termiczne i nietermiczne.

Powiększony fragment rys. 9 przedstawia miejsce, gdzie szybki wypływ masy o prędkości vf zderza się z wolniejszym wypływem o prędkości vs. Szok przedni (ang. forward shock) porusza się do przodu (na zewnątrz) w wolniejszym wypływie materii, podczas gdy odwrotny szok (ang. reverse shock) z powrotem do szybkiego wypływu materii. Każdy z tych szoków rozgrzewa gaz tuż za nim do temperatur rzędu 10⁶ – 10⁷ K. Gaz szybko wychładza się, wypromieniowując fotony UV i X w wąskich warstwach wychładzających (ang. cooling layer). Promieniowanie UV/X z obu szoków jest absorbowane przez częściowo neutralny wypływ pod prąd lub przez zimną centralną otoczkę (ang. cool central shell) i przetwarzane w fotony zakresu UV+widzialnego+podczerwonego - podnosząc jasność optyczną nowej. Większość cząstek relatywistycznych (jony i elektrony – pomarańczowe kropki na rys.9), które są przyspieszane w szokach, napływa nad zimną centralną otoczkę – generując promieniowanie gamma. Cząstki są przyspieszane do prędkości relatywistycznych najprawdopodobniej za pomocą mechanizmu DSA (ang. Diffusive Shock Acceleration - dyfuzyjne przyspieszanie za pomocą fali uderzeniowej, patrz rys. 9).

Najpotężniejsze szoki powstają w płaszczyźnie orbity układu podwójnego. Zogniskowany w płaszczyźnie orbity (równikowo) początkowy, powolny wypływ materii z prędkością v_s rzędu kilkuset km/s zderza się z szybkim i bardziej sferycznie symetrycznym wypływem materii o prędkości v_f rzędu kilku tysięcy km/s. Powolny wypływ materii może pochodzić z zewnętrznego punktu Lagrange’a, gdy w otoczce nowej zanurzy się płaszczyzna orbity. Natomiast szybkie wypływy mogą być związane wiatrem gwiazdowym rozpędzanym przez promieniowanie. Niezależnie od przyczyny, epizody związane z powstaniem wolnych i szybkich wypływów materii i zderzenia między nimi mogą zdarzać się wielokrotnie podczas tego samego zjawiska nowej i mogą prowadzić do dodatkowych fluktuacji jasności (rozbłysków) w zakresie optycznym jak i gamma.

Rys. 9. Schemat struktury wewnętrznego szoku (fali uderzeniowej) o charakterze promienistym – „maszyny” do przetwarzania energii kinetycznej na fotony promieniowania, które można obserwować w zakresie optycznym. Przetworzone z energii kinetycznej fotony optyczne oznaczono czerwonymi falującymi strzałkami. Ta struktura powstaje na styku zderzających się wypływów materii z nowej, gdy wolny wypływ materii zostaje „dogoniony” przez szybki. Oprac na podstawie [1]

7. Podsumowanie i pytania

Ten artykuł stanowi krótki przegląd nowych, które wybuchły w 2021 roku oraz stanu wiedzy o nowych klasycznych na podstawie przeglądowego materiału z czerwca br [1].

W roku 2021 obserwowaliśmy na naszym niebie aż trzy następujące nowe widoczne gołym okiem: powolna nowa V1405 Cas, najszybsza znana nowa V1674 Her i nowa powrotna RS Oph (patrz paragraf 3.1.3). Jest to niespotykane bogactwo zjawisk, ponieważ poprzednio nowa jaśniejsza niż 6^m zaświeciła u nas w 2013 roku (V339 Del).

W ostatnich około 10 latach dokonano zaskakującego odkrycia (teleskop LAT na pokładzie satelitarnego obserwatorium Fermiego), że podczas zjawiska nowych następuje emisja promieniowania gamma. Źródłem promieniowania gamma są fale uderzeniowe powstające w wynika zderzania się wypływów materii poruszających się z różnymi prędkościami z układu podwójnego będącego progenitorem tego zjawiska. Autorzy [1] wyciągnęli następujące wnioski:

• Podstawy teorii wybuchu termojądrowego (TNR) w nowych są potwierdzone przez obserwacje. Na powierzchni białego karła nadal zachodzą reakcje jądrowe jeszcze przez pewien czas po TNR (jeszcze do niedawna powszechnie uważano, że jedynie promieniowanie emitowane przez te reakcje jądrowe determinuje jasność bolometryczną nowej).
• Słabo jest rozumiany proces, za pomocą którego podczas zjawiska nowej jest wyrzucana materia z układu podwójnego. Utrata masy z nowych często wydłuża się na tygodnie, miesiące lub lata i jest skomplikowana, ponieważ niejednokrotnie występują fluktuacje w tempie utraty masy, prędkości i morfologii.
• Podczas złożonego procesu wyrzutu masy dochodzi do generowania promieniowania gamma w falach uderzeniowych powstających wewnątrz wyrzuconej materii. Gdy następuje detekcja promieniowania gamma w pobliżu maksimum optycznej jasności, fale uderzeniowe są głęboko zanurzone i gaz otaczający te szoki jest bardzo gęsty.
• Korelacja krzywych blasku w zakresie optycznym i gamma potwierdza, że fale uderzeniowe są promieniste (tzn. wypromieniowują swoją energię termiczną szybciej niż może wrócić z powrotem do energii kinetycznej w wyniku rozszerzania się otoczki) i wnoszą znaczy wkład w jasność bolometryczną nowych. Dlatego nowe są najbliższymi i najpowszechniejszymi zjawiskami tymczasowymi zasilanymi energią zderzających się wypływów materii.

W publikacji [1] oprócz podsumowania naszej wiedzy na temat nowych klasycznych, zadano również pytania wyznaczające nowe kierunki badań tego zjawiska, takie jak:

• Jak dobrze teoria wybuchu termojądrowego (TNR) na powierzchni białego karła zgadza się z obserwacjami nowych?
• Jak dla obserwacyjnej próbki nowych zmienia się mieszanie pomiędzy akreowaną otoczką, a białym karłem - w zależności od masy białego karła i tempa akrecji?
• W jaki sposób następuje wyrzucenie masy podczas wybuchów nowych: wyrzut impulsowy, wiatr gwiazdowy rozpędzany promieniowaniem, oddziaływania we wspólnej otoczce lub ich kombinacja?
• Jakie procesy fizyczne modyfikują trójwymiarową morfologię materii wyrzuconej podczas wybuchu nowej?
• Gdzie występują fale uderzeniowe w materii wyrzuconej podczas wybuchu nowej?
• Gdzie jest produkowany pył w materii wyrzuconej podczas zjawiska nowej?
• Do jakiej maksymalnej energii mogą być rozpędzane cząstki przez fale uderzeniowe w nowych?
• Dlaczego dla nowych energie fal uderzeniowych i jasności w zakresie promieniowania gamma zmieniają się w tak dużym zakresie (dwa rzędy wielkości)?
• Co zasila jasności nowych powyżej jasności eddingtonowskiej (jasność eddingtonowska - krytyczna jasność powyżej której ciśnienie promieniowania przewyższa siłę grawitacji; w ekspandującej otoczce nowej jest rzędu ~10³⁹ ergów/s)?
• Czy układy kataklizmiczne, w których następują wybuchy nowych, są otoczone gęstymi obłokami materii?
• Dlaczego białe karły w układach kataklizmicznych są tak masywne w porównaniu do teoretycznych symulacji ewolucji układów podwójnych?
• Czego możemy dowiedzieć się z badań nowych helowych?
• Jaki wpływ na ewolucję tych układów podwójnych z białymi karłami ma utrata masy i fale uderzeniowe podczas wybuchów nowych?
• Czy po wybuchu nowej biały karzeł zbliża się do towarzysza, czy też oddala się od niego?

Z wielkim zainteresowaniem czekamy na próby odpowiedzi ...

9. Bibliografia

[1] L.Chomiuk, B.D.Metzger i K.J.Shen (2021) „New Insights into Classical Novae” – tylko wersja on-line / czerwiec 2021 r. - https://www.annualreviews.org/doi/pdf/10.1146/annurev-astro-112420-114502
wersja darmowa ArXiv - https://arxiv.org/abs/2011.08751
[2] R.J. Strope, B.E. Schaefer, A.A.Henden (2010) AJ 140, 34 - „Catalog of 93 Nova Light Curves: Classification and Properties” - https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/140/1/34
https://arxiv.org/pdf/1004.3698.pdf
[3] R.Williams (2012) „Origin of the ‘He/N’ and ‘Fe II’ Spectral Classes of Novae” -
https://iopscience.iop.org/article/10.1088/0004-6256/144/4/98/meta
https://arxiv.org/ftp/arxiv/papers/1208/1208.0380.pdf
[4] J.Mikołajewska (2010), Proceedings of the Physics of Accreting Compact Binaries – arXiv:1011.5657
[5] S.N.Shore (2012), Bull. Astr. Soc. India (2012) 40, 185–212 - „Spectroscopy of Novae - A User's Manual” - https://arxiv.org/abs/1211.3176
[6] U.Munari (2012) JAAVSOVolume 40,2012, „Classical and Recurrent Novae” - https://app.aavso.org/media/jaavso/2844.pdf
[7] Edukacyjne omówienie spektroskopii Nova Del 2013 (V339 Del) na portalu ARAS z pouczającymi komentarzami zawodowego astronoma S.N.Shore - http://www.astrosurf.com/aras/novae/Nova2013Del.html

Słowniczek niektórych pojęć i skrótów używanych w artykule:

ASAS-SN – skrót od All Sky Automated Survey for SuperNovae. Codzienny przegląd obserwacyjny całego nieba w zakresie 8-18m wykonywany za pomocą 20 robotycznych teleskopów o aperturach 14 cm w obserwatoriach na całej Ziemi (Hawaje, Chile, Chiny, Południowa Afryka, USA).

AAVSO – skrót od The American Association of Variable Star Observers, czyli Amerykańskie Stowarzyszenie Obserwatorów Gwiazd Zmiennych.

VSX AAVSO - skrót od Variable Star Index Amerykańskiego Stowarzyszenia Obserwatorów Gwiazd Zmiennych (AAVSO). VSX jest obecnie najbardziej kompletną bazą gwiazd zmiennych zawierająca ich ponad 2 miliony.

Large Area Telescope (LAT) - instrument na pokładzie satelity do obserwacji promieniowania gamma Fermi Gamma-Ray Space Telescope, który w danej chwili może obserwować 60% nieba w zakresie promieniowania gamma o energiach od 0,1do 300 GeV.

Nowe klasyczne – termojądrowe wybuchy na powierzchni białego karła, który akreuje materię bogatą w wodór, wypływającą z wypełniającego swoją powierzchnię Roche’a składnika wtórnego - gwiazda ciągu głównego lub umiarkowanie zaawansowany ewolucyjnie towarzysz (= nie czerwony olbrzym!).

Układy podwójne/gwiazdy zmienne kataklizmiczne (ang. cataclysmic binaries/variables) – ciasne układy podwójne zawierające białego karła i gwiazdę ciągu głównego, która wypełnia swoją powierzchnie Roche’a.

Źródła bardzo miękkiego promieniowania rentgenowskiego, czyli X (ang. Supersoft X-ray Sources) – źródła promieniowania X o rozkładzie termicznym (= zbliżone do widma ciała doskonale czarnego o określonej temperaturze efektywnej) i jasnościach LX ~ 10³⁶ – 10³⁸ ergów/s (~10⁴-10⁶ L_ʘ) i temperaturach efektywnych ~10⁵-10⁶ K.

Zanurzone nowe (ang. embedded novae) – nowe „zanurzone” w wietrze gwiazdowym (nawet ~20-40% -wszystkich nowych), w których biały karzeł jest „karmiony” materią z towarzysza - czerwonego olbrzyma. Zwykle jest to akrecja z wiatru gwiazdowego czerwonego olbrzyma.

Symbiotyczne nowe (ang. symbiotic novae) – podzbiór zanurzonych nowych, które ewoluują bardzo wolno przez dziesięciolecia, a nawet stulecia.

Gwiazdy symbiotyczne (ang. symbiotic stars) – układy podwójne zawierające zwykle białego karła i czerwonego olbrzyma. Czerwony olbrzym w tych układach traci masę poprzez wiatr gwiazdowy lub przez wypływ materii ze swojej powierzchni Roche’a – o ile ją wypełnia. Biały karzeł akreuje materię z czerwonego olbrzyma. Zawdzięczają one nazwę odkrywcom (Merril i Humason – 1932 r.), których zadziwiło współistnienie w widmie gwiazd zmiennych CI Cyg i AX Per cech z odległych obszarów diagramu HR: pasm tlenku tytanu TiO typowych dla najchłodniejszych olbrzymów typu widmowego M oraz linii helowych HeII 4686 Å – typowych dla najgorętszych gwiazd typu widmowego O i linii emisyjnych - typowych dla mgławic planetarnych.

Nowe powrotne (ang. recurrent novae) – nowe, w których zaobserwowano chociaż jeden termonuklearny wybuch na powierzchni białego karła.

Jasność eddingtonowska (ang. eddington luminosity) – krytyczna jasność wyrażona wzorem Ledd = 4πGMc/κ, powyżej której ciśnienie promieniowania skierowane na zewnątrz przewyższa siłę grawitacji skierowaną do centrum gwiazdy o masie M i nieprzeźroczystości κ. Np. dla warunków występujących podczas zjawiska nowej wynosi ona około 10³⁹ ergów/s, gdy przyjmiemy, że źródłem nieprzeźroczystości jest rozpraszanie na elektronach.