Neka daleka, gotovo neprimjetna zvijezda, o kojoj dosad ništa osim položaja nismo znali, odjednom, neočekivano, poveća sjaj nekoliko desetaka tisuća puta, nerijetko postajući jednim od najsjajnijih objekata na nebu. Priroda i mehanizam koji dovodi do eksplozija nova shvaćeni su nakon što je utvrđeno da se one javljaju u tijesnim dvojnim sustavima u kojima se materija sa obične zvijezde prenosi na bijelog patuljka. Plin se nakuplja sve dok se ne dogodi grandiozna nuklearna eksplozija.

Poglavlje astronomije “novih zvijezda” počinje spisom De Nova Stella objavljenim prije više od četiri stoljeća u kojem jedan od utemeljitelja nove astronomije Tycho Brahe (1546. - 1604.) opisuje pojavu “nove” zvijezde u zviježđu Kasiopeje. Ovako on sam počinje opis te pojave:

- “Bilo je to 1572. godine, jedanaesti studenog, poslije Sunčeva zalaza. Stajao sam i, po svojoj staroj navici, motrio zvjezdano nebo; kad spazih točno nad glavom, neobičnu zvijezdu, znatno sjajniju od ostalih. Poznavao sam, međutim, još od djetinjstva sve zvijezde vrlo dobro, te se odmah sjetih da prije na tome mjestu nije bilo zvijezde ni najslabijeg a kamoli tako uočljiva sjaja…Bilo je to pravo čudo, najveće možda od svih u prirodi od postanka svijeta…”.

Članak je iz Astronomije broj 23

O samom prizoru i daljnjem tijeku pojave Tycho Brahe zapisao je da se oko “nove” nije primjećivao nikakav rep, ni magličasta ovojnica; da je “nova” u svemu bila slična ostalim zvijezdama, samo je - “treperila jače i od najsjajnijih zvijezda”. Svojim sjajem nadmašivala je i Sirius i Jupiter, dosezala je Veneru. Mjesec dana od pojave sjaj joj je počeo slabjeti, zvijezda se počela “gasiti” sve dok se nakon sedamnaest mjeseci nije i sasvim “ugasila”, barem za obično ljudsko oko. Ostao nam je detaljan opis i naziv za tu veličanstvenu pojavu: nova zvijezda (od latinskog nova stella) ili kraće - nova. Da bismo ih mogli razlikovati, pored riječi nova navodimo ime zviježđa u kojem se pojavila i godinu u kojoj je opažena, tako primjerice imamo Nova Geminorum 1912, Nova Cygni 1975 i dr.

Prema suvremenoj klasifikaciji nova Kasiopeje koju je 1572. godine promatrao Tycho i druge njoj slične zvijezde, pripadaju posebnoj, relativno malobrojnoj, skupini supernovih zvijezda. To su neusporedivo veće eksplozije od običnih nova; sjaj zvijezde se pritom poveća za dvadesetak magnituda; odnosno nekoliko desetaka milijuna puta, i u maksimumu nerijetko dosegne ukupan sjaj svih zvijezda u matičnoj galaksiji.

Sl.-1.-Nova-Cyg-1975
Sl. 1. Nova Cygni 1975, snimljena prije eksplozije i neposredno nakon maksimuma u kolovozu 1975. godine (HST).

Odavno je poznato da pojava nove ne označuje rađanje zvijezde, nego je određeni stadij promjenljivosti nekih zvijezda. Nove su kataklizmičke promjenljive zvijezde posebnog tipa, kod kojih opažamo iznenadna povećanja sjaja s amplitudom od najčešće 10 do 15 zvjezdanih veličina, što odgovara rastu luminoziteta od nekoliko desetaka do stotinu tisuća puta. Za samo tri do četiri dana apsolutni sjaj zvijezde poveća se od 4 ili 5 na apsolutnu zvjezdanu veličinu -7 do –8. Dosegavši približno 20.000 – 450.000 puta veći luminozitet od Sunčeva, nova u maksimumu postaje jedna od sjajnijih zvijezda u Galaksiji. Najveća promjena sjaja, od 19 zvjezdanih veličina (što odgovara povećanju sjaja za 40.000.000 puta!), zabilježena je kod Nove Cygni 1975 (sl. 1). Najsjajnija nova u ovome stoljeću pojavila se u zviježđu Aquila 1918. godine, nešto slabijeg sjaja bila je Nova Persei 1901 i Nova Puppis 1942 (tab. 1.).

Tab. 1. Sjajnije Galaktičke nove.

Godina
Nova
Tip
Max.
Min.
a (2000,0)
h            m
d (2000,0)
o ´
1670.
CK Vulpeculae
N?
2,6
?
19   47,6
+27   19
1848.
V841 Ophiuchi
NB
2?
12,6
16   59,5
-12   54
1866.
T Corona Borealis
NR
2,3
10,6
15   59,5
+25   55
1876.
Q Cygni
NA
3,0
14,8
21   41,7
+42   50
1891.
T Aquilae
NB
4,2
14,8
05   32,0
+30   27
1898.
V1059 Sagittarii
NA
4,5
16,5
19   01,8
-13   10
1901.
GK Persei
NA
0,2
13,5
03   31,2
+43   54
1903.
DM Geminorum
NA
4,8
16,5
06   44,2
+29   47
1910.
DI Lacertae
NA
4,3
14,4
22   35,8
+52   43
1912.
DN Geminorum
NA
3,3
14,7
06   54,9
+32   09
1918.
V603 Aquilae
NA
-1,4
11,9
18   48,9
+00   35
1920.
V476 Cygni
NA
2,0
17,0
19   58,4
+53   37
1925.
RR Pictoris
NB
1,0
12,7
06   35,6
-62   38
1934.
DQ Herculis
NB
1,3
15,0
18   07,5
+45   51
1936.
CP Lacertae
NA
2,2
15,3
22   15,7
+55   37
1942.
CP Puppis
NA
0,4
18..
08   11,8
-35   21
1960.
V446 Herculis
NA
3,0
15..
18   57,4
+13   14
1963.
V533 Herculis
NA
3,0
15..
18   14,3
+45   51
1967.
HR Delphini
NB
3,5
12,0
20   42,3
+19   10
1975.
V1500 Cygni
NA
1,8
21..
21   11,6
+48   09
1992.
V1974 Cygni
NA
4,2
17,5
20   30,5
+52   38

Pojave sjajnih nova promatrane su još u dalekoj prošlosti, međutim sustavna opažanja započela su tek u ovome stoljeću. Valja spomenuti da su mnoge nove, osobito one u maksimumu sjajnije od 8 magnitude otkrili astronomi amateri.

Brze i spore nove

U osnovi krivulje promjene sjaja nova možemo podijeliti na dva dijela: prvi dio krivulje do maksimuma i drugi dio nakon maksimuma. Porast sjaja do maksimuma obično traje nekoliko dana, međutim povratak na prijašnju vrijednost najčešće potraje nekoliko godina a ponekad i više desetljeća. Što je porast sjaja brži to će se sjaj nakon maksimama brže smanjivati.

Svjetlosne krivulje nova mogu se uvelike razlikovati, međutim kod tipičnih nova tijek promjene sjaja pokazuje osam razvojnih stadija (sl. 2.). Na stadiju pre-nove zvijezda obično ima nepravilne i male promjene sjaja. Ovaj se stadij tek naknadno proučava na arhivskim snimkama načinjenim prije početka pojave nove. Početni porast sjaja, koji najvećim dijelom prolazi neopažen, zbiva se vrlo brzo (tijekom 2-3 dana), približno dvije magnitude do maksimuma ovu fazu prekida kraći zastoj od nekoliko sati; nakon toga slijedi daljnje pojačavanje sjaja do maksimuma. Zvijezda je u tom trenutku dosegla vrhunac uspona, sjaj više desetaka tisuća puta jači od početnoga. Takav sjaj obično ona zadržava nekoliko sati; zatim počinje njegovo slabljenje, u početku brže a poslije sporije. Nakon što sjaj zvijezde oslabi za 3 - 4 magnitude, nastupa tzv. prijelazno razdoblje. U to vrijeme nove se u većoj mjeri razlikuju: kod jednih opadanje sjaja ide i dalje skladno, kod drugih ima oscilirajući karakter, a kod trećih sjaj naglo pada, no poslije kraćeg vremena postupno se stabilizira. Nakon prijelaznog razdoblja slijedi posljednja faza, faza konačnog pada sjaja do zvjezdane veličine koju je zvijezda imala prije eksplozije (to obično traje više godina). Od ovog pravila izuzetak je nekoliko slučajeva kod kojih se sjaj nove zaustavio i stabilizirao na nešto višem nivou od početnog sjaja.

Sl.-2-novae
Sl. 2. Stadiji u razvoju svjetlosne krivulje nove.

Nove se najčešće klasificiraju prema brzini smanjivanja sjaja nakon maksimuma za 3 magnitude; tako imamo jako brze (kraće od 15 dana), brze (od 0,5 do 2 dana), spore (dulje od dva mjeseca) i jako spore (više godina). Tako je primjerice Nova Cygni 1992 svrstana u skupinu brzih nova tipa NA, dok je Nova Cassiopeiae 1993 klasificirana kao spora nova tipa NB (sl. 3. a i b).

Sl3a

Sl3b
Sl. 3. Svjetlosne krivulje Nove Cygni 1992 i Nove Cassiopeiae 1993 dobivene na osnovi mjerenja koja je autor ovog priloga izvršio s promatračnice u Plominskom Zagorju.

Obično se nekoliko godina nakon eksplozije oko nove opaža plinovita ovojnica koja se širi i razrjeđuje u međuzvjezdanom prostoru. Na osnovu kutne brzine širenja ovojnice utvrđeno je kako se ona formira u trenutku eksplozije.

Astronomi su specijalnom Faint Object kamerom na Hubllevu svemirskom teleskopu samo 15 mjeseci nakon eksplozije Nove Cygni 1992 uspjeli snimiti izbačenu plinsku ovojnicu promjera oko 14 x 1010 kilometara (sl. 4). Na osnovi izmjerenog promjera ovojnice i poznate brzine širenja, izračunano je da se nova nalazi na udaljenosti od 10.430 godina svjetlosti. Dakle vijest o eksploziji nove, krenula je na put kroz svemirski prostor još u kameno doba, točnije potkraj posljednjega ledenog doba na našem planetu!

Sl.-4.-ovojnica-N-Cyg-1992
Sl. 4. Plinasta ovojnica izbačena za vrijeme eksplozije Nove Cygni 1992 snimljena 31. svibnja 1993. i 15. siječnja 1994. specialnom Faint Object kamerom na Hubblevu svemirskom teleskopu (HST/NASA).

Većina poznatih nova nalazi se na udaljenostima većim od nekoliko tisuća svjetlosnih godina. Udaljenije nove se teško opažaju s obzirom na kratkotrajno razdoblje njihova maksimalnog sjaja. Praktički do sada su poznate nove koje su eksplodirale samo u bližem dijelu naše galaksije. Učestalost eksplozija nova u Galaksiji je 80 - 100 u jednoj godini, međutim zbog apsorpcije vidljive svjetlosti česticama u blizini galaktičke ravni, odakle potječe većina nova, godišnje u našem zvjezdanom gradu vidimo tek tri-četiri takve pojave. Zbog smanjenog efekta apsorpcije primjerice u susjednoj Andromedinoj galaksiji, nove se češće vide, prosječno 26 na godinu.

Promjene sjaja nova praćene su značajnim promjenama u njihovim spektrima. Pojedine faze pojave nove uglavnom nisu pristupačne spektralnoj analizi: to je u prvom redu faza pre-nove jer su to u pravilu zvijezde na velikim udaljenostima s veoma slabim prividnim sjajem koje ne ulaze ni u kakve spektralne kataloge. Najčešće je nedostupna i faza prvog uspona zbog njene nepredvidivosti i brzine kojom se ona odigrava.

Spektar nove neposredno prije maksimuma sličan je spektrima “bijelih” zvijezda kasnog B-tipa ili ranog A-tipa kao što su Sirius ili Vega. Ističu se apsorpcijske linije vodika, ioniziranih atoma željeza i drugih metala jako pomaknute prema ljubičastom dijelu spektra, što je dokaz brzog širenja vanjskih slojeva zvijezde. Uslijed širenja izbačena plinovita ovojnica postaje prozračnija, u trenutku kada ona postane prozračna za svjetlost dubljih i užarenijih slojeva, nova dostiže maksimalni sjaj. U samome maksimumu spektar nove s tankim apsorpcijskim linijama, sličan je spektrima superdivovskih zvijezda A - F. Dok sjaj nove postupno slabi, svjetlo zaleđe u spektru postaje slabije, apsorpcijske linije postupno nestaju, a ističu se sjajne široke emisijske linije, složene i promjenljive strukture; karakteristične za plinovite maglice osvijetljene vrućim zvijezdama. Mase ovojnica, određene na osnovi spektralne analize kreću se između 1028 i 1029 grama. S obzirom da je ta veličina mala i u usporedbi s masom zvijezde patuljka, očito je da nove prilikom eksplozije odbacuju samo površinske slojeve.

S tijekom vremena kako se plinovita ovojnica postupno raspršuje u okolnom svemirskom prostoru (sl. 5.), nebularne linije u spektru slabe, javljaju se obilježja svojstvena zvijezdama visokih temperatura tipa Wolf - Rayet. Nakon ovih burnih procesa, na mjestu nekadašnje nove ostaje bijela vruća zvijezda, znatno manja i gušća od Sunca - bijeli patuljak.

Sl.-5.-gkper_sao
Sl. 5. Nove Persei 1901 snimljena stotinjak godina nakon pojave. Plinovi izbačeni u vrijeme eksplozije formirali su maglicu koja se stalno širi i s vremenom će se stopiti s međuzvjezdanom tvari (NOAO).

Neke bivše nove ne sjaje stalnim sjajem, promjene se najčešće zbivaju u kratkim razmacima pri čemu amplitude promjene sjaja mogu premašiti tri magnitude (sl. 6.). Promjene sjaja postnove ne pokazuju nikakvu povezanost s tipom nove i intenzitetom porasta sjaja u vrijeme maksimuma.

Sl6GKPer
Sl. 6. Krivulja promjene sjaja GK Per (Nova Persei 1901) za razdoblje od 1998. – 2005. godine: opažaju se povremeni bljeskovi tijekom kojih sjaj zvijezde poraste za 3 magnitude.

Postoje slučajevi da zvijezda koja je već jednom bila nova ponovo prijeđe u to stanje nakon nekoliko desetaka ili stotina godina, to su tzv. povratne nove (sl. 7.) čiji je tipični predstavnik T Coronae Borealis (tab. 2.). U njih se uočava jasna pravilnost prema kojoj duže vrijeme među eksplozijama uvjetuje veću amplitudu promjene sjaja.

Sl.-7.-T-Pyxidis
Sl. 7. Hubbleov pogled na povratnu novu T Pyxidis (HST/NASA).

Nove – dvojni sustavi

Istraživanja Roberta Krafta sa zvjezdarnice Lick, pokazala su da se nove javljaju u bliskim dvojnim sustavima, s orbitalnim periodima od 0,05 do 230 dana. Ubrzo nakon tog otkrića shvaćeni su priroda objekta i mehanizam koji dovodi do pojave nove. Tipična nova sastoji se od relativno hladne zvijezde blizu Glavnog niza mase oko 0,1 - 1 Sunčeve, s ispunjenom tzv. Rocheovom površinom i gušćeg bijelog patuljka na koji se s veće zvijezde pretače materija bogata vodikom (sl. 8.). Oko bijelog patuljka stvara se akrecijski disk. U dvojnim sustavima tipa AM Herculis, kojemu pripada primjerice ranije spomenuta Nova Cygnis 1975, materija se pretače prema bijelom patuljku čije snažno magnetsko polje onemogućava nastanak akrecijskog diska. Usporedo s prikupljanjem plina na površini bijelog patuljka i u nižim slojevima povećava se gustoća i temperatura. Kada masa zahvaćenog vodika dosegne kritičnu veličinu (od oko 1030 g), temperatura i gustoća porastu dovoljno da bi se pokrenula termonuklearna reakcija – fuzija vodika u helij. U prisutnosti degeneriranog plina fuzija se odvija eksplozivno. Oslobađanje velike energije u tijeku vrlo kratkotrajnih termonuklearnih reakcija dovodi do naglog povećanja tlaka i nastanka udarnog vala. Snažan udarni val koji se rasprostire prema površini pokreće fotosferske slojeve bijelog patuljka bogate vodikom. Vanjski slojevi, odvajaju se od zvijezde i formiraju plinovitu ovojnicu nove. Izbačena materija širi se silnom brzinom 1500 - 2000 km/s. Eksplozija nije uređen proces, dijelovi plina mogu zvijezdu napustiti u više mlazova, koji se sustižu i prestižu, pritom se plin miješa. Eksplozijom se mijenja trenutno stanje dvojnog sustava, plinoviti se disk gubi, no građa zvijezde nije se u suštini izmijenila. Koliko je mase priteklo, toliko je i odbačeno ovojnicom koja se širi i raspršuje u međuzvjezdanom prostoru. Ukupna količina zračenja, koje se oslobađa pri eksploziji nove nadmašuje 1038 J. Sunce toliko izrači za desetak tisuća godina. Ipak to je znatno manje od ukupnih zaliha termonuklearne energije zvijezde, što također pokazuje da eksplozije ove vrste (za razliku od supernovih) zahvaćaju tek površinske slojeve.

Sl.-8.-Eksplozija-nove
Sl. 8. Eksplozije nova posljedica su prijenosa mase u dvojnim zvijezdama.

Nakon eksplozije ponovo započinje akrecija plina na bijelog patuljka, i poslije nekog vremena eksplozija se ponavlja. Na taj način eksplozije nove u dvojnom sustavu mogu se ponavljati mnogo puta. U skladu s izloženim modelom vrlo je vjerojatno da sve klasične nove (kao i povratne) imaju ponavljanje bljeskova; očekivani vremenski interval u tom slučaju je oko 10 tisuća godina. Sličnim mehanizmom potaknute su i druge kataklizmičke promjenljive zvijezde koje ćemo razmotriti u nastavku.

Patuljaste nove

Po načinu promjene sjaja novima su slične tzv. patuljaste nove, koje stvaraju mnogo manje dramatične bljeskove i oni se ponavljaju nakon nekoliko dana ili mjeseci. Prvu promjenljivicu iz ove skupine otkrio je engleski astronom John Russell Hind godine 1855., bila je to zvijezda U Geminorum.

U naše vrijeme poznato je više od 300 patuljastih nova, a za sve njih karakteristična su iznenadna povećanja sjaja s amplitudom od 2 do 3, a nerijetko i 5 do 6 magnituda, ovisno o zvijezdi. Porasti sjaja ponavljaju se ciklički, znači u polupravilnim vremenskim razmacima tako da ih nije moguće predvidjeti. Dugogodišnjim praćenjem otkriveno je da amplituda povećanja sjaja ovisi o dužini trajanja ciklusa, ona je to veća što je ciklus duži. Ovisno o promjenljivici, ciklusi variraju između deset i nekoliko stotina dana.

Od patuljastih nova nesumnjivo je najpoznatija SS Cygni, otkrivena s Harvarda 1896. godine. U vrijeme minimalnog sjaja SS Cygni ima prosječno 12,1 magnituda, međutim u razmacima koji variraju između 30 i 90 dana, za samo dva do tri dana poveća sjaj do 8,2 magnituda (sl. 9.). Osim sjaja mijenja se i spektar; za vrijeme minimuma odgovara spektralnoj klasi G s temperaturom od 4500 K, u maksimumu sjaja postaje sličan klasi A0 temperature 12 tisuća do 15 tisuća K. Tako velike spektralne promjene postale su jasnije nakon otkrića da su sve promjenljivice ovog tipa (kao i nove) tijesni dvojni sustavi raznolikih komponenata. Spektralna dvojnost prva je opažena upravo kod SS Cygni, na opservatoriju Mt. Wilson 1956. godine. Jedna komponenta je hladniji žućkasti subpatuljak, a druga plavičasta zvijezda zapravo je vrući bijeli patuljak. Orbitalni period sustava je 0,276244 dana ili 6,30 sati, što pokazuje da su komponente malih razmjera i da rotiraju skoro u kontaktu.

sl.-9.-SS-Cyg
Sl. 9. Desetogodišnja svjetlosna krivulja najpoznatije patuljaste nove SS Cygni načinjena na osnovi 1219 vizualnih promatranja izvršenih u razdoblju od 1984. – 1994. godine s promatračnice u Plominskom Zagorju. Promatranja SS Cyg se uz kraće prekide nastavljaju i do 2006. učinjeno ih je preko 5.000!

Temeljem spektralnih i fotometrijskih istraživanja, postavljen je model patuljaste nove. Sa hladnije zvijezde čiji polumjer oscilira i jedva ispunjava Rocheovu ovojnicu, u ritmu oscilacija teče potok plinova koji oko bijelog patuljka formira akrecijski disk. Na mjestu gdje se plinska struja velikom brzinom sudara s akrecijskim diskom, povisuje se temperatura i nastaje vruća, sjajna pjega promjenljiva sjaja u ovisnosti o dotoku plina (sl. 10.). Smatra se da povećanja sjaja zvijezde nastaju kao posljedica procesa koji se događaju u akrecijskom disku. Premda tome ono što mi vidimo za vrijeme povećanja sjaja nije zvijezda, nego njezin akrecijski disk.

Sl.-10.-SS-Cyg-crte
Sl. 10. Umjetnička vizija neobičnoga dvojnog sustava patuljaste nove SS Cygni.

U usporedbi s običnim novima, patuljaste nove u vrijeme eksplozije zrače oko 105 manje energije, a učestalost eksplozija veća je od 103 puta. Osim toga kod eksplozija patuljastih nova, za razliku od klasičnih nova, ne javlja se odvajanje ili širenje ovojnice, nego se povećava temperatura, što dovodi do povećanja sjaja. Praćenjem kretanja patuljastih nova i njihova razmještaja u Galaksiji došlo se do zaključka da one kao i nove pripadaju naselju galaktičkog diska.

Kada se umjesto bijelog patuljka u tijesnom dvojnom sustavu nađe neutronska zvijezda ili crna jama, takvi sustavi mogu biti jaki promjenljivi izvori rendgenskog zračenja. Naime, oko neutronske zvijezde ili crne jame vlada jače gravitacijsko polje nego u okolici bijelog patuljka i prijenos materije odvija se brže nego u običnih nova. Premda znatan dio plina koja struji s veće zvijezde biva odbačen u svemir, ipak mala količina plinovite tvari što stigne do neutronske zvijezde dovoljna je da se njenim paljenjem, pri temperaturi od nekoliko desetaka milijuna Kelvina, brzo smjenjuju termonuklearne eksplozije. Zbog visokih temperatura zračenje je najintenzivnije u rendgenskom dijelu elektromagnetskog spektra.

Simbiotske zvijezde

U svemirskom prostoru do 3.000 svjetlosnih godina oko Sunca postoji nekoliko stotina milijuna dvojnih sustava, od kojih tek neznatan dio, ne više od par stotina, pripada skupini kataklizmičkih promjenljivih zvijezda čije zračenje ima neobičnu raspodjelu po valnim duljinama. Kod ovih zvijezda opažamo dva ekstremno različita tipa spektroskopskih pojava, jednih karakterističnih za zvijezde vrlo visokih temperatura, a drugih karakterističnih za hladne divove spektralne klase M. Ovu malu podskupinu promjenljivih nazivamo simbiotskim zvijezdama.

Prve simbiotske zvijezde otkrila je Annie J. Cannon sa Harvarda 1923. godine tokom rada na Henry Draper katalogu. Među prvim studijima simbiotskih zvijezda ističu se proučavanja Z Andromedae. Kroz duža vremenska razdoblja, koja mogu potrajati deset do dvadeset godina, Z Andromedae je polupravilna promjenljivica spektralnog tipa M, karakterističnog za hladne crvene divove. U to vrijeme promjene sjaja imaju male amplitude, srednja vrijednost sjaja Z And kreće se oko 11. vizualne magnitude. U posve nepravilnim vremenskim razmacima, zvijezda iznenada poveća sjaj za 2 - 3 magnitude što u mnogome podsjeća na izbačaje sjaja promatrane kod patuljastih nova (Sl. 11.). Istodobno s porastom sjaja mijenja se i spektar, apsorpcijske linije titana nestaju, javljaju se široke apsorpcijske linije vodika i ioniziranih metala - u maksimumu zvijezda ima spektar tipa B, sličan spektrima nova. Kako nova - spektar postupno slabi, sjaj zvijezde se smanjuje i ona se postupno vraća u prijašnje stanje.

Sl11ZAnd
Sl. 11. Krivulja promjene sjaja Z Andromedae za razdoblje od 1983. do 2005. godine.

Sve simbiotske promjenljivice pokazuju dugoperiodične promjene sjaja, a kod nekih je prisutno treperenje  u vidu nepravilnih promjena sjaja u razmacima od nekoliko minuta. Treperenja se redovito javljaju u aktivnim fazama, i ukazuju na prijenos materije u bliskom dvojnom sustavu.

Proučavanjem toka promjene sjaja i spektra simbiotskih promjenljivica došlo se do pretpostavki o tome što se tokom provale događa sa zvijezdom. Provala započinje povećanjem sjaja zvijezde za približno 2 - 3 zvjezdane veličine. Spektralne linije koje se opažaju u mirnoj fazi postaju nevidljive jer su prekrivene intenzivnim zračenjem koje je najjače u ultraljubičastom i plavom dijelu spektra i koje se zato naziva - plavi kontinuum. Takvo zračenje je karakteristično za zvijezde spektralnih tipova A, F, B i O, čije su temperature od 25.000 do 50.000 K. Profili izuzetno intenzivnih emisijskih linija vodika ukazuju na širenje vanjskih slojeva zvijezde. Nakon što zvijezda dosegne maksimum sjaja, plavi kontinuum polagano slabi, te se ponovo može promatrati spektar simbiotske zvijezde u mirnoj fazi. Tada se pojavljuju i tzv. nebularne linije, tipične za područja vrlo malih gustoća, tj. dolazi do razrjeđenja ovojnice u okolini zvijezde. Povratak zvijezde u mirnu fazu općenito traje mnogo duže nego dostizanje maksimuma sjaja, a može potrajati i više od 10 godina.

Spektralne pojave karakteristične za zvijezde različitih temperatura mogu se najprirodnije objasniti parom divovske hladne zvijezde (crveni div ili superdiv) i sjajnog pratioca visoke temperature koji može biti bijeli patuljak ili neutronska zvijezda (sl. 12).

Sl.-12.-Simbiotska-zvijezda
Sl. 12. Simbiotska zvijezda: materijal se iz crvenog diva pretače na bijelog patuljka. Jako magnetsko polje bijelog patuljka raširilo je akrecijski disk dopustivši materijalu da na površinu pada samo duž magnetskih polova. Materija koja se iz jedne zvijezde pretače u drugu može izazvati dramatične provale, koje vidimo kao povremene izbačaje sjaja (Ilustracija: Mark Garlick).

Proračuni pokazuju da u koliko dvije zvijezde nisu jako blizu, a brzina njihova kruženja nije velika, materijal će se u takvu sustavu prenositi putem jakog zvjezdanog vjetra. U tom slučaju obje se zvijezde "kupaju" u proširenoj zajedničkoj plinovitoj atmosferi, pa možemo reći da su zvijezde u simbiozi s međuzvjezdanom tvari. Od materijala bogatog vodikom koji struji sa hladnije divovske zvijezde oko guste zvijezde – bijelog patuljka nastane plinoviti disk. Disk raste sve dok se ne zapali vodik na površini bijelog patuljka. Sjaj zvijezda poraste za sto puta u trajanju od nekoliko godina, a zatim postupno opada.

Kao i u nova i novima sličnih zvijezda, galaktički raspored i brzina gibanja većine simbiotskih promjenljivica ukazuju na njihovu pripadnost objektima galaktičkog diska. Mnoge od njih slijede distribuciju planetarnih maglica, stoga bi simbiotske zvijezde mogle biti prijelazni stadij nekih dvojnih sustava u planetarne maglice.

Kataklizmičke promjenljivice pridonose obogaćivanju međuzvjezdanog prostora tvarima prethodno prerađenim u zvijezdama. Procjenjuje se da je od nastanka Galaksije, eksplozijama nova prostor između zvijezda obogaćen s oko 107 Sunčevih masa materije. To je jedan od načina na koji teži kemijski elementi stvoreni u zvijezdama dospijevaju u međuzvjezdane oblake plina. Iz jednog takvog oblaka pred otprilike 4,5 milijardi godina nastao je Sunčev sustav, pa s njim i naš planet i sav živi svijet na njemu.

S astronomske promatračnice u Plominskom Zagorju u Istri, autor ovog članka već dvadesetak godina u sklopu američkog AAVSO (The American Association of Variable Star Observer) intenzivno promatra promjenljive zvijezde. Dosad je u međunarodnu bazu podataka (AAVSO International Database) uvršteno 30.000 vizualnih i CCD fotometrijskih mjerenja oko 800 promjenljivih zvijezda među kojima su najviše zastupljene upravo kataklizmičke promjenljive. Uz sustavna opažanja aktualnih novih i novima sličnih zvijezda, poseban značaj ima stalno praćenje nekadašnjih novih radi pravovremenog otkrivanja njihove ponovne aktivnosti. Tijekom 2006. godine ponovljeni rast sjaja opažan je u nekoliko povratnih novih među kojima je najpoznatija RS Ophiuchi. Nakon dvadeset i jedne godine mirovanja RS Oph je sa 12. na 13. februara 2006. u samo nekoliko sati povećala sjaj više od tisuću puta (sl. 13.).

Sl.-13.-RS-Oph-aavso-lc-generator
Sl. 13. Na AAVSO skupnoj krivulji sjaja povratne nove RS Ophiuchi promatranja učinjena iz Plominskog Zagorja (Fonovich M. AAVSO inicijali FMR) označena su plavim kvadratićima.

Tab. 2. Povratne nove

Nova
Godina pojave nove
Zvjezdana veličina
min.   max.
Amplituda
m vis.
Srednji ciklus (god.)
Coronae Borealis
1866, 1946.
2,4
11,4
9,0
80
Ophiuchi
1898, 1933, 1958, 1967, 1985 i 2006.
5,3
12,3
7,0
30
Pyxidis
1890,1902,1920,1944,1967.
7,0
14,5
7,5
19
Sagittae
1913, 1946, 1978.
7,0
15,5
8,5
33
Sagittarii
1901, 1919, 1973.
7,2
14,4
7,2
18
Aquarii
1907, 1962.
8,0
16,6
8,6
55
Scorpii
1863, 1906, 1936, 1979.
8,8
19,3
10,5
39
Monocerotis
1917, 1975.
11,3
20
8,7
58
Aquilae
125, 1918.
-1
12
13
1793
Persei
839, 1901.
0
13
13
1602
Scorpii
393, 1600.
0
?
?
1207


Dodaj komentar