Klassiske novaer – hva er det ?

Av Birger Andresen

Novaer er stjerner som plutselig øker sin lysstyrke med fra ti tusen til flere millioner ganger i løpet av et par dager, for så å falle tilbake til sin opprinnelige lysstyrke i løpet av flere måneder eller mange år. Hva er det som skjer med disse stjernene som amatørastronomer over hele verden gjør en svært viktig innsats i forbindelse med.

Denne artikkelen gir en oversikt over det svært spennende fenomenet novaer. Nivået passer forhåpentligvis både for de som ikke har lest noe om novaer tidligere og for mer erfarne hobbyastronomer. I tillegg fortelles det også litt om hvordan vi ved bruk av spektralanalyse har tilegnet oss mye av vår kunnskap om disse objektene. Denne delen vil nok virke vanskelig for de som ikke på forhånd har litt grunnleggende kunnskap om fysikk.

En artikkel om leting etter og observasjon av klassiske novaer finner du her

Hva er en nova ?
Plutselig er det en stjerne der hvor det før kun var en mye svakere stjerne. Tidligere trodde man at dette virkelig var nye stjerner. De ble derfor kalt "stella nova" som betyr "ny stjerne". I Kina kalte man dem gjestestjerner. Det er ikke så lenge siden de mest populære teoriene gikk ut på at novaer skyldtes at to stjerner kolliderte eller at en svak stjerne passerte gjennom svært tykke gasskyer i universet og lyste opp omtrent som når meteorer brenner opp i jordas atmosfære.

I dag vet vi at det i stedet dreier seg om gamle, svært varme blåhvite dvergstjerner som er medlemmer av svært tette dobbeltstjernesystemer. Omløpstider er faktisk på bare noen få timer. Stjernene er så nær hverandre at hydrogenrik masse fra en rød dvergstjerne overføres i store mengder til overflaten av den blåhvite og varme dvergstjernen. Denne massen legger seg som et sjikt ytterst på den blåhvite dvergstjernen som har brukt opp mesteparten av det hydrogenet den selv en gang bestod av slik at dens nå består hovedsakelig av helium, karbon og oksygen.

 

Temperaturen i sjiktet med ny masse øker etter hvert som det blir tykkere. Til slutt blir bunnen av sjiktet varmt nok til at kjernereaksjonen som omdanner hydrogen til helium starter. Da utvikles det enorme energimengder slik at de ytre delene av stjernen kastes ut i verdensrommet med hastigheter på over 1000 km per sekund. Eksplosjonen er så kraftig at stjernens lysstyrke øker med fra ti tusen til noen millioner ganger i løpet av et par dager. Deretter svekkes novaen mer eller mindre regelmessig over mange måneder eller flere år til den er tilbake til sin opprinnelige lysstyrke. Stjernen taper trolig omtrent like mye masse i utbruddet som det som ble overført fra nabostjernen. Dette kan typisk være fra 1/10 000 til 1/100 000 av solas masse. Stjernen lever derfor videre i beste velgående etter utbruddet siden eksplosjonen er begrenset til de aller ytterste delene av den. Ny masse fortsetter å bli overført fra nabostjernen inntil et nytt utbrudd skjer etter noen tiår, århundrer eller årtusener. Figurene foran er hentet fra http://observe.ivv.nasa.gov/nasa/space/stallardeath/stellardeath_4a2.html på Internett.

Novaer får gjerne et uoffisielt navn etter det stjernebildet de ligger i og det året de ble oppdaget. Skulle det bli oppdaget flere novaer i samme stjernebilde i et år, så nummereres de fortløpende. Den novaen som ble oppdaget i stjernebildet Ørnen (Aquila) 1. desember 1999 fikk derfor betegnelsen Nova Aquilae 1999(2) fordi den var den andre novaen som ble oppdaget i Ørnen dette året. Novaens offisielle navn følger imidlertid de standard regelene som brukes for å gi navn til variable stjerner. Disse ble beskrevet på side 9-10 i Corona nr. 2/99. Det offisielle navnet til nova Aquilae 1999(2) er derfor V1494 Aquilae fordi dette var den 1494. variable stjernen som ble oppdaget i Aquila.

Novaens lysstyrke og fysikk.
En lyskurve for en typisk nova ser omtrent ut som på Figur 1 som er hentet fra Ringnes, Klassisk og Moderne Astronomi, Aschehoug (1978).

Figur 1 : Lyskurve for en typisk nova. Jo høyere kurven kommer opp på figuren, desto sterkere lyser stjernen. Jo lengre til høyre vi kommer på figuren, desto lengre tid er gått. Det er ikke satt absolutte tall på skalaene for lysstyrke eller tid fordi styrken på utbruddet kan variere mye og fordi ulike novaer bruker svært forskjellig tid på sitt utbrudd. Dessuten er den lysstyrken vi ser her fra jorda svært avhengig av hvor langt unna oss novaen faktisk er.

Novaens utvikling deles inn i åtte stadier :

  1. Pre-nova stadiet.
  2. I dette stadiet overføres hydrogenrik masse gradvis til en blåhvit dvergstjerne i et svært tett dobbeltstjernesystem. Denne massen danner et sjikt utenpå dvergstjernens opprinnelige overflate som i hovedsak består av helium, karbon og oksygen. Når sjiktet med hydrogenrik masse blir tykt nok, vil den nedre delen av sjiktet bli varmt nok til at hydrogen starter å "brenne" til helium på samme måte som i solas indre. Den store energiutviklingen fra kjernereaksjonene gjør at sjiktet "tenner" eksplosivt når reaksjonen først starter. Resultatet blir at de ytre delene av stjernen kastes ut i verdensrommet i en gigantisk eksplosjon hvor hastigheten typisk er fra noen hundre til flere tusen kilometer i sekundet. Som oftest kommer det flere skall med gass rett etter hverandre. Det er denne eksplosjonen som gjør at stjernen plutselig blusser opp.

  3. Den innledende oppgangen.
  4. Den innledende oppgangen er svært rask. Den tar vanligvis bare et døgn eller to. Den er typisk 9-10 størrelsesklasser (magnituder), hvilket betyr at stjernen i denne perioden typisk øker sin lysstyrke med fire tusen til ti tusen ganger. I ekstreme tilfeller, som for Nova Cygni i 1975, var den innledende oppgangen på minst 17 størrelsesklasser. Dette tilsvarer en økning i lysstyrken på minst 600 000 ganger.

  5. Stillstanden.
  6. Etter den innledende oppgangen holder novaen seg vanligvis på omtrent konstant eller litt fallende lysstyrke noen få timer. Det er litt usikkert om alle novaer har en slik stillstand eller ikke fordi mange novaer oppdages så sent at det ikke lar seg gjøre å fastslå en eventuell stillstand med sikkerhet.

  7. Den endelige oppgangen.
  8. Etter stillstanden øker lysstyrken i løpet av ca. et døgn med ytterligere ca. 2 magnituder (dvs. omtrent 6 ganger), hvorpå novaen når sin maksimale lysstyrke.

  9. Maksimum.
  10. Som regel starter novaen å falle i lysstyrke umiddelbart etter den endelige oppgangen. Enkelte ganger kan imidlertid novaen holde seg nær maksimum i lengre tid. Nova Aurigae i 1891, nova Herculii i 1934 og nova Sagittarii i 1936 er eksempler på dette. Disse holdt seg nær maksimum i flere uker.

  11. Det innledende fallet.
  12. Det innledende fallet er perioden fra maksimum til novaen er ca. 3.5 størrelsesklasser svakere enn maksimum. Lysstyrken har da falt med en faktor ca. 100.4*3.5 = 101.4 = 25. Dette tar vanligvis fra noen uker til flere måneder. Novaer som bruker kort tid på dette fallet kalles hurtige novaer, mens de som bruker lang tid kalles langsomme novaer. Det viser seg at novaens energiutsendelse ved maksimum er direkte koblet til hvor hurtig novaen er. De hurtigste novaene sender ut mest lys ved maksimum. Nova Cygni i 1975 er den raskeste novaen vi vet om. Den falt 3.5 mag. fra sitt maksimum på 1.8 mag. i løpet av bare ca. 5 døgn. Fotografier fra før utbruddet viste ingen stjerner sterkere enn 21 mag. i denne posisjonen. Den hadde altså økt sin lysstyrke med minst 19 mag. Dette tilsvarer en økning på minst 100.4*19 = 107.6 = 40 millioner ganger. Den sendte på det mest intense ut omtrent 400 000 ganger så mye lys som sola. En nova som bruker flere måneder på det innledende fallet sender typisk ut "bare" ca. 10 000 ganger så mye lys ved maksimum som sola.

  13. Overgangssonen.
  14. Novaen går inn i overgangssonen når det innledende fallet på ca. 3.5 mag. er unnagjort. Denne sonen dekker ca. 2.5 mag. på lysstyrkeskalaen. Her kan en av tre ting skje. En gang i blant fortsetter novaen å falle jevnt og trutt, men stadig litt langsommere, mot den lysstyrken den hadde før utbruddet. I andre tilfeller faller novaen svært raskt med 8-9 størrelsesklasser før den etter en tid øker igjen til et nytt maksimum som er omtrent 6 mag. lavere enn det første maksimum. Den tredje muligheten er at novaen fortsetter sitt gradvise og stadig litt langsommere fall, men med tydelige svingninger (oscillasjoner) med en amplitude på ca. en magnitude. Dette pågår gjerne til novaen er omtrent 6 mag. svakere enn sitt maksimum.

  15. Det endelige fallet.

Det endelige fallet følger etter overgangssonen. Svingningene, som ofte observeres i overgangssonen, stopper helt opp eller de reduseres betraktelig. Langsomt nærmer stjernen seg den lysstyrken den hadde før utbruddet. Noen novaer bruker et eller noen få år på det endelige fallet, mens andre kan bruke helt opp i 50 år. Noen novaer fortsetter å vise små variasjoner i lysstyrken også etter at de når minimum. Masseoverføringen fra nabostjernen bygger nå gradvis opp et nytt hydrogenrikt sjikt på overflaten av den blåhvite dvergstjernen inntil et nytt novautbrudd skjer etter noen tiår, århundrer eller årtusener.

Beregninger og spektralanalyse avslører novaens fysikk.
Vår kunnskap om novaer er delvis basert på teoretiske beregninger og delvis på observasjoner hvor spektralanalyse er spesielt viktig. Lys fra en stjerne spres ut i alle regnbuens farger dersom det sendes gjennom et prisme. Dette spekteret "mangler" imidlertid en rekke klart definerte farger. Disse finner vi som mørke, vertikale absorpsjonslinjer i spekteret. Det som skjer er at stjernen sender ut lys som inneholder alle farger. Atomer nær overflaten til stjernen og i dens atmosfære fanger opp (absorberer) akkurat de fargene som har energi akkurat lik forskjellen mellom to energinivåer som atomet kan befinne seg i. Atomet sender energien ut igjen umiddelbart, med samme eller en annen av atomets karakteristiske farger, men nå i en tilfeldig retning. Mesteparten av dette lyset når aldri jorda fordi det er liten sjanse for at det sendes ut akkurat i retning av jorda. Disse fargene forsvinner derfor fra spekteret, og vi får mørke absorpsjonslinjer. Vi bruker dem til å bestemme den kjemiske sammensetning på overflaten av en stjerne og dens atmosfære ved å undersøke akkurat hvilke mørke linjer som finnes i spekteret og hvor mørke disse er. Grunnen er at hvert grunnstoff har sitt eget unike "fingeravtrykk" i form av et sett helt bestemte farger (spektrallinjer) som det kan fange opp eller sende ut.

En stor gasståke rundt en stjerne vil på samme måte plukke opp lys med akkurat de samme fargene (spektrallinjene) fra stjernen. Den vil så sende lyset ut igjen med en av atomets karakteristiske farger. Nå vil vi imidlertid se lysende spektrallinjer, såkalte emisjonslinjer, og ikke mørke absorpsjonslinjer. Årsaken er at gassen plukker opp store mengder lys som stjernen sender ut i retninger bort fra jorda, og så sender noe av dette lyset ut igjen mot jorda. Spesielt sterke blir emisjonslinjene dersom stjernen inne i gasskyen er svært varm. Da sender stjernen nemlig ut svært mye ultrafiolett lys som ikke er synlig for vårt øye, men som atomene i gassen rundt stjernen fanger opp. Atomene gir ofte fra seg denne energien igjen som flere etterfølgende "lyspakker" i den synlige delen av spekteret. Fargene er fremdeles de samme fargene som er karakteristiske for de aktuelle atomene; atomenes spektroskopiske fingeravtrykk. Gassen omformer altså usynlig stråling til synlig lys som vi fra jorda ser som smale lysende linjer i spekteret. Nå er det altså sammensetningen til gassen rundt stjernen vi avslører. Forutsetningen er at gassen ikke er tettere enn at lyset fra stjernen rekker helt ut til de delene av gassen som vi ser fra jorda. I praksis betyr dette at vi må kunne se lyset fra selve stjernen gjennom gassen

Nå er det slik at spektrallinjene fra en gass som beveger seg bort fra oss forskyves litt mot den røde delen av spekteret, mens gass som beveger seg mot oss gir spektrallinjer som er litt blåere enn om gassen var i ro i forhold til jorda. Derfor finner vi ikke linjene akkurat der vi forventer å finne dem når gassen er i bevegelse relativt til oss. Vi kan derfor beregne hvor raskt gassen beveger seg mot oss eller fra oss ved å måle "misfargingen".

Novaens spektrum og tolkningen av dette.
Når vi undersøker lys fra novaer, så finner vi at de før overgangssonen viser et absorpsjonsspektrum med mørke spektrallinjer, men hvor spektrallinjene er mye bredere enn normalt og forskjøvet mot den blå delen av spekteret. Dette viser at vi ser et ugjennomsiktig skall av gass komme mot oss med stor hastighet. Gassen som kommer rett mot oss gir linjer som er kraftig forskjøvet mot blått, mens gassen som går rett ut til siden ikke gir noen forskyvning i det hele tatt. Gassen i resten av den halvdelen av det "tette" kuleskallet som kommer farende mot jorda gir ulik grad av blåforskyvning, men ikke så sterk som den gassen som kommer rett mot oss. Resultatet er at absorpsjonslinjene blir brede og forskjøvet noe mot den blå delen av fargespekteret.

Når novaen kommer inn i overgangssonen skjer det imidlertid store endringer i dens spektrum. Da blir nemlig de mørke absorpsjonslinjene erstattet med lyse emisjonslinjer. Disse linjene er dobbelt så brede som de absorpsjonslinjene vi så tidligere, og de er trukket ut (forskjøvet) like mye både mot rødt og mot blått. I den blåeste delen av den brede emisjonslinjen finner vi en tynn absorpsjonslinje, også kalt absorpsjonskanten. Forklaringen på alt dette er at gassen nå er blitt gjennomsiktig. Vi ser derfor både den gassen som kommer mot oss, og den som fjerner seg fra oss på motsatt side av stjernen. I tillegg ser vi nå også stjernen gjennom gassen. Fra skyen med gass rundt stjernen får vi et emisjonsspektrum med lyse spektrallinjer slik vi forventer for en gjennomsiktig gassky rundt en stjerne. Den delen av gasskallet som beveger seg mot oss strekker spektrallinjen ut mot blått akkurat som før, mens den rødforskjøvede delen av spektrallinjen kommer fra den andre halvdelen av gasskallet som fjerner seg fra oss. Absorpsjonskanten kommer av at den gassen som ligger rett mellom oss og stjernen effektivt "fjerner" alt lyset som stjernen sender ut rett mot jorda med akkurat denne fargen. Gassens hastighet er her maksimal mot oss, og den mørke absorpsjonskanten dukker derfor opp i den blå enden av den brede og ellers lyse spektrallinjen (emisjonslinjen). Det er derfor ikke grunnløse påstander når vi hevder at novaer eksploderer og kaster sine ytre deler ut i universet med enorme hastigheter.