Departe de a fi stele “noi”, asa cum sugereaza numele lor istoric, novele constau intr-o pitica alba aflata in orbita stransa in jurul unei pitice rosii sau portocalii (sau in unele cazuri o insotitoare giganta), combustibilul pentru explozii fiind reprezentat de gazul furat de catre pitica alba de la steaua mai mare. In contrast cu supernovele, care sunt evenimente unice acompaniate de distrugerea totala a unei stele, novele isi pastreaza stelele gazda intacte si capabile sa repete acest spectacol. Frecventa repetitiei unei nove si detaliile comportamentului acesteia determina cum este clasificata. Clasificarea novelor se face astfel: nove clasice, nove periodice si nove pitice. Cel mai probabil, primele doua tipuri au un mecanism de baza similar.
Novele clasice
O nova clasica este caracterizata printr-o stralucire brusca (aproximativ 8 pana la 15 magnitudini) si prin ejectarea unui invelis de materie de la steaua principala. Ca pitica alba, steaua principala ar fi in mod normal o forta uzata din punct de vedere al producerii de energie noua prin fuziune nucleara – suprafata sa este bogata in carbon, azot si oxigen, elemente pe care micuta stea nu le poate arde. Insa, multumita vecinei sale apropiate care este bogata in hidrogen, pitica alba isi poate reface stocul provizoriu de combustibil. Hidrogenul curge de la steaua insotitoare intr-un disc de acumulare in jurul stelei principale, iar apoi in jos spre suprafata acesteia.
Pe masura ce hidrogenul (plus ceva heliu) se acumuleaza pe suprafata piticei albe, aceasta se comprima si, prin urmare, incalzeste materialul de baza. La un moment dat, in acest strat de baza, se atinge o temperatura critica de zece milioane de grade Kelvin, temperatura la care se aprinde stratul de deasupra (bogat in hidrogen). Rezultatul este o fugara termonucleara care produce o crestere brusca in luminozitate si sfasie materialul de suprafata pentru a forma un invelis care se extinde rapid.
Diferentele privind curbele de lumina ale novelor clasice i-au facut pe astronomi sa le imparta in trei tipuri principale:
• Nove rapide – ajung la maxim foarte abrupt, raman la maxim timp de cateva zile, dupa care intra in declin (se “decoloreaza” cu un factor de 10 in trei luni de zile). Decolorarea poate implica o serie prelungita de fluctuatii marcate. Un exemplu clasic este Nova Persei din 1901.
• Nove lente – ajung la maxim in mod treptat, apoi raman la maxim timp de cateva saptamani sau luni inainte de a intra in declin. Aceste nove au tendinta sa se estompeze incet, la inceput cu fluctuatii, dupa care rata de decolorare se inteteste. Pe masura ce aceste nove continua sa scada in luminozitate, nu este ceva neobisnuit sa vedem cum se lumineaza incet si neregulat pana la un nou maxim, urmat de o revenire la starea minima. Estomparea de la maxim cu un factor de zece dureaza in jur de 150 de zile sau mai mult. Unele nove lente afiseaza un minim larg de doua pana la cinci luni dupa maxim, care se poate datora condensului de praf care ce blocheaza lumina vizibila. Pe masura ce materialul ejectat se risipeste, nova revine la o luminozitate aproximativ egala cu cea asteptata intr-un declin neperturbat. Nova Herculis din 1934 este un exemplu binecunoscut.
• Nove foarte lente – acestea reprezinta un grup mic, cu maxime care se intind pe ani de zile si cu declinuri care deasemenea se petrec extrem de incet. In anul 1915, RT Serpentis (prima nova de acest tip care a fost observata) s-a ridicat incet la magnitudinea de 10.5, a ramas la acest nivel timp de aproape zece ani, iar apoi a inceput sa se estompeze foarte lent, atingand magnitudinea 14 in anul 1942. Novele foarte lente mai sunt numite si “nove simbiotice” sau “stele RR Telescopii”.
Novele periodice
Inrudite indeaproape cu novele clasice sunt novele periodice, care prezinta niveluri de stralucire similare sau usor mai scazute, dar care ofera mai multe spectacole in decursul vietii. In analiza finala, toate novele sunt periodice daca sunt observate pe o perioada suficient de lunga.
Cele sapte exemple cunoscute de nove periodice acopera un spectru larg de comportamente, afisand cresteri de luminozitate de la magnitudinea 4 pana la magnitudinea 9 si intervale intre izbucniri cuprinse intre zece si o suta de ani. Un exemplu studiat intens, RS Ophiuchi, variaza de la magnitudinea 12,5 la minim pana la magnitudinea 4,8 la maxim, cand poate fi vazuta cu ochiul liber. De-a lungul unui secol de observatii, aceasta stea a izbucnit de cinci ori: in 1898, 1933, 1958, 1967 si 1985. De obicei, aceasta atinge maximul in decurs de 24 de ore, dupa care revine la minim pe parcursul a o suta de zile sau mai mult, stralucind usor timp de aproximativ 700 de zile de la debutul exploziei. Intervalele dintre izbucniri nu par sa aiba nicio perioada comuna si, la minim, curba de lumina prezinta variatii neregulate de luminozitate cuprinse intre magnitudinile 1 si 3.
Alte exemple care tind sa aiba izbucniri o data la cateva decenii includ stelele T Coronae Borealis (Steaua Blaze) si U Scorpii (care a izbucnit ultima oara in ianuarie 2010). Pe de alta parte, T Pyxis are o perioada mult mai lenta de reaparitie (in jur de 80 de ani). Aceste diferente i-au condus pe astronomi la ideea ca exista doua tipuri de nove periodice. Tipul A, exemplificat de T Pyxis, reprezinta doar nove clasice care au fost observate izbucnind de mai multe ori. Prin contrast, tipul B ar putea fi determinat in primul rand de instabilitatea si eruptiile din discul de acumulare, prin urmare aceste nove au mai multe in comun cu stelele U Geminorum (nova pitica).
Novele pitice – U Geminorum
Nova pitica (U Geminorum) este un tip de binara cataclismica ce lumineaza brusc si imprevizibil, cu un factor de 5 pana la 250 (magnitudinea 2 pana la magnitudinea 6). Cresterea pana la maxim dureaza mai putin de o zi si este urmata de un declin ce dureaza cateva zile sau saptamani.
Stelele U Geminorum constau intr-o pitica alba (sau o subpitica albastra fierbinte) si o subgiganta rosie sau portocalie de tip K sau M. Fiecare stea are o masa de 0,5-1 mase solare, iar perioda orbitala a sistemului este de 3 pana la 15 ore. Materia de la steaua mai mare intra in discul de acumulare din jurul piticei albe, unde formeaza un punct fierbinte si, de la marginea interioara a discului, se duce catre suprafata piticei. Prin urmare, lumina unei stele U Geminorum provine din patru surse: pitica alba (steaua principala), insotitoarea mai rece, discul de acumulare si punctul fierbinte.
In cea mai mare parte a timpului, stelele U Geminorum prezinta variatii mici si uneori rapide in luminozitate. Insa, ocazional, luminozitatea sistemului va creste rapid cu mai multe magnitudini, iar apoi, intr-o perioada de cateva zile sau luni, luminozitatea va reveni la normal. Asemenea izbucniri ar putea fi cauzate de fuziunea nucleara exploziva a materialului bogat in hidrogen de la suprafata piticei albe. Pentru a explica aceste izbucniri au fost propuse doua teorii concurente. In primul model, izbucnirea provine de la o crestere brusca in transferul de masa de la secundara. O asemenea crestere poate fi declansata de o instabilitate in atmosfera stelei mai reci. Transferul brusc de masa poate cauza apoi prabusirea discului, descarcand o sarcina de materie fuzionabila peste pitica alba.
Cea de-a doua teorie sustine ca transferul de masa de la insotitoare este relativ constant si ca gazul relocat se acumuleaza in mod continuu in regiunea exterioara mai rece a discului, departe de pitica alba. Atunci cand se atinge o densitate critica de suprafata, instabilitatile termice din cadrul discului determina materia sa se acumuleze pe pitica alba, dand nastere unei izbucniri. Aceasta teorie este favorizata in prezent deoarece instabilitatea ofera un mecanism clar pentru cauza izbucnirii, iar simularile izbucnirilor bazate pe acest model au reprodus cu succes multe dintre caracteristicile exploziilor stelelor U Geminorum.
Detaliile izbucnirilor variaza de la sistem la sistem, insa orice stea U Geminorum va izbucni la intervale semiregulate – cu cat intervalul este mai lung, cu atat mai mare va fi cresterea in luminozitate. Prototipul novelor pitice, steaua U Geminorum in sine, ramane la magnitudinea 13,5 pentru perioade de timp cuprinse intre 40 si 130 de zile, si se ridica pana la magnitudinea 9,5 in curs de o zi sau doua, inainte de a reveni la starea sa obisnuita in urmatoarele cateva saptamani – aceasta deasemenea inregistreaza un minim minor la fiecare 4 ore si 11 minute, atunci cand insotitoarea mai mare trece prin fata piticei albe. Subtipurile stelelor U Geminorum includ stelele SS Cygni, SU Ursae Majoris Z Camelopardalis.
