2013. október: A nóvajelenségek rejtelmei

A csillagok többsége kettős vagy
többes rendszerben található. Valójában még a hármas rendszerek is meglepően
gyakoriak, hiszen pl. a Nap után legközelebbi csillag, az alfa Centauri is a
Naphoz hasonló két égitest szorosabb párjából és egy távolabb keringő vörös
törpecsillagból felépülő tripla rendszer.

A kettőscsillagok különleges
osztályát jelentik azok a szoros párok, amelyekben a kölcsönös gravitációs
hatások révén felléphet az égitestek közötti tömegátadás. Abban az esetben,
amikor az egyik csillag egy kompakt égitest (fehér törpe, neutroncsillag,
esetleg fekete lyuk), a kísérőtől “elszívott” gázanyag a
perdületmegmaradás miatt egy lapos korongban spirálozik lassan befelé az erős
gravitációs terű objektum irányában. Ez az ún. akkréciós (tömegbefogási) korong
és a benne lezajló folyamatok okozzák a kataklizmikus változócsillagok
látványos változásait, köztük a klasszikus nóvák robbanásait.

A kataklizmikus változók
kialakulását viszonylag könnyű megérteni, ha tudjuk, hogy a csillagok
fejlődését legerősebben meghatározó paraméter a tömeg. Kistömegű csillagok
évmilliárdokig változatlanul alakítják át magjukban a hidrogént héliummá,
miközben a néhány naptömegű csillagok már egy-két milliárd év alatt befejezik a
hidrogénégetést, hogy aztán bonyolult fejlődési útvonalat bejárva legtöbb
megszabadul tömegének jelentős részétől és az egykori csillagmag, egy energiát
már nem termelő fehér törpe maradjon az egykori égitest maradványaként. Ennek
megfelelően a kettős rendszerek egy időben keletkezett, de eltérő tömegű komponensei
egy adott időpillanatban más fejlődési állapotban találhatók, a nagyobb tömegű
csillag gyorsabban járja végig az energiatermelés különböző fázisait. A
magányos csillagokra viszonylag egyszerű képet komplikálhatja a kettős
rendszerben még “normális” csillagok között is fellépő tömegátadás,
ami megfordíthatja a csillagfejlődési állapotokat, akár olyan konfigurációt is
előállítva, amelyben a kisebb tömegű csillag jár előrehaladottabb evolúciós
állapotban (ez az ún. Algol-paradoxon, a fedési kettőscsillagok elsőként
felfedezett tagjáról elnevezett jelenség).

A klasszikus nóvákban az egyik
csillag már átesett a vörösóriás-fázison, tömegének nagy részét ledobta,
miközben pár ezer-tízezer évig planetáris köd vette körül; a másik csillag is
elérte fejlődésének azon állapotát, amikor a fejlődéssel együtt járó felfúvódás
elindítja a kísérőről a gázanyag átáramlását a fehér törpe irányában.

A Roche-térfogat szerkezete. Remekül megfigyelhető, hogy a nagyobb tömegű csillagnak nagyobb Roche-térfogata van, mint a kisebb tömegűnek. A csillag elfejlődésével azonban a csillag megtölti a Roche-térfogatát, melynek következtében anyagot ad át a társának.

Az egyik csillagról kiinduló
anyagáram a két csillag középpontját összekötő egyenes mentén haladva csapódna
be a kísérőcsillagba. Egy kettős rendszer azonban folyamatos mozgásban van, így
a közvetlen becsapódás nem történik meg. Ha a befogadó objektum egy kis méretű
fehér törpe, akkor az átáramló anyag a törpe mögé sodródik, majd annak
gravitációs ereje visszatéríti, így a fehér törpe körüli keringésbe kezd. Ez az
anyag viszont ütközik a belépő gázsugárral, és a folyamat előrehaladtával
kialakul az akkréciós korong.

Az akkréciós korongot alkotó
anyag a korong közepén lévő csillagtól távolabb lassabban mozog, mint a csillaghoz
közelebb eső anyagtömegek. Ez az egymás mellett elhelyezkedő anyagáramlások
súrlódását eredményezi, ami végül is spirális befelé áramlásra kényszeríti a
korongban található gázt. Az út végén a fehér törpe felszíne áll, ahol
összegyűlik az erős gravitációs térben felforrósodó plazma. Legtöbb
kataklizmikus változóban a legnagyobb fénykibocsátású komponens maga az
akkréciós korong, amelynek fényteljesítménye messze meghaladhatja a két csillag
összfényességét. A fehér törpéhez közeledve több tízezer fokra felmelegedik még
nyugalmi állapotban is az átadott gáz, így a korong erős ultraibolya sugárzást
bocsát ki (neutroncsillagra vagy fekete lyukra bezuhanó anyag annyira
felforrósodhat, hogy a röntgentartományba esik a sugárzás maximuma).

A korong felmelegedésének pontos
mechanizmusa mindmáig bizonytalan. A korongot alkotó gáz és plazma belső
súrlódása nem elég ahhoz, hogy a megfigyelt mértékben felmelegedjen a korong, a
részletes vizsgálatok alapján a mágneses mezőnek fontos szerepet kell
betöltenie a turbulens kavargó mozgásokat előidéző folyamatokban.

Fantáziarajz egy kataklizmikus nóva szerkezetéről, melyen nagyon jól megfigyelhető, hogy a nagyobb tömegű csillag anyagot ad át a kisebb tömegű csillagnak egy akkréciós korongon keresztül.

Az akkréciós korong
instabilitásai okozzák a törpenóvák kitöréseit. Ezekben az egyébként látványos
fényváltozású csillagokban nincsenek igazi robbanások, mert mindössze a fehér
törpére az akkréciós korong összeomlásával rájutó anyagmennyiség hirtelen
felforrósodása okozza a látható tartományban több magnitúdós felfényesedéseket.
Itt azonban nincsenek termonukleáris reakciók. Ezzel szemben a klasszikus nóvák
robbanásait a fehér törpe felszínén kialakuló extrém hőmérséklet és nyomás
okozza: kellően intenzív tömegátadás és megfelelően nagy tömegű  (=erős gravitációs terű) fehér törpe esetében
olyan magas hőmérséklet és nagy nyomás alakulhat ki a fehér törpén, amely
elegendő a hidrogénben gazdag plazmában a fúziós reakciók beindulásához.
Ilyenkor a kompakt égitest felszínén gyakorlatilag egy kozmikus hidrogénbomba
robbanása zajlik le, ami nagy sebességű gázhéj ledobását eredményezi. A
jellemző leáramlási sebességek 1000-2000 km/s közé esnek, ritkán akár 4000-5000
km/s-os sebességű extrém tágulási sebességekkel. A hidrogénbomba-hasonlatban
van azonban némi megtévesztő jelleg: űrbéli röntgenmérésekből ismert, hogy a
fúziós reakciók hetekig, akár hónapokig is fennmaradhatnak a nóvarobbanás
alatt, miközben a látható fény tartományában már rég halványodást
tapasztalhatnak a földi észlelők.

A klasszikus nóvákat a maximumot
követő halványodás üteme szerint szokás osztályozni gyors, lassú és nagyon
lassú típusokra. Ettől fontosabb, hogy meglepően szoros kapcsolat áll fenn a maximumot
követő 3 magnitúdónyi halványodás és a maximális abszolút fényesség között. Ezt
elsősorban az Andromeda-köd nóvái alapján kalibrálták, és nagyon hasznos
összefüggés a más módszerekkel nagyon nehezen megbecsülhető távolság
kiszámítására (t.i. a maximális látszó fényességgel összevetve azonnal adódik a
rendszer távolsága).

A Nova Del 2013 felfedező képpárja (animáció).

A Koichi Itagaki által 2013.
augusztus 14-én felfedezett Nova Del 2013 (=V339 Del) a lassú nóvák
kategóriájába tartozik. A Delfin csillagképben található nóva eddig a második,
amelyet felfedeztek ebben a konstellációban. Maximális fényességét augusztus
16/17-én érte el 4,4 magnitúdónál, mely már szabad szemmel is látható volt.
Október elejére már 9 magnitúdó környékére halványodott, így kisebb binoklik
helyett már elő kell venni a nagyobb műszereket észleléséhez. A Meteor
2013/10-es számában bővebben is olvashatunk a Magyarországról a harmadik
évezredben eddig megfigyelhető legfényesebb nóvarobbanásról, amelynek
halványodását augusztus-szeptember során több tucat magyar amatőr követte
nyomon.

 {mosimage}

A Nova Del 2013 a Delfin csillagképben.