VCSE - A nóva (jobbra) és üres helye (balra) mintegy tíz hónap külünbséggel készült felvételeken - Fridrich János Mihály
VCSE – A nóva (jobbra) és üres helye (balra) a mintegy 22 hónap különbséggel készült felvételeken – Fridrich János Mihály

A Nova Stella latin kifejezés új csillagot jelent. A szóösszetétel Tycho de Brahe-től származik a 16. századból. Tycho azt szerette volna kifejezni vele, hogy az égbolton 1572-ben feltűnt egy új csillag, ami korábban nem volt még ott. (Ezt ma SN 1572 szupernóvaként ismerjük.) Tycho és mások korabeli megfigyelései alapján az ő “Új Csillaga” kb. pár nap alatt fényesedett fel, néhány hétig ragyogott maximális fényességgel, majd halványodni kezdett, és kb. két év alatt eltűnt az égboltról: szabad szemmel többé már nem lehetett megfigyelni. Az ilyen jelenségeket a csillagászok nóvának vagy szupernóvának nevezik, attól függően, mi hozta létre a gyors felfényesedést (amit kitörésnek hívnak a kutatók). 2021-ben egy szintén felfényesedő, majd lassan halványodni kezdődő nóvát lehet megfigyelni a Cassiopeia (röv.: Cas) csillagképben, amit ezért Nova Cas 2021-nek kereszteltek. Fridrch János fenti képpárja egyaránt az M52 nyílthalmazról (jobbra lévő sűrű csillagcsoport) és a Buborék-ködről (NGC 7635, balra lévő pirosas-rózsaszínes ködösség) készült, de a baloldali, 2019. június 2-i képen még nem látszik a nóva, a jobboldali, mintegy 22 hónappal később készült, 2021. március 31-i képen a két vonal metszéspontjában van egy új csillag: a nóva. (A két kép mérete a különböző fényképezőgépek és képkivágások miatt kissé eltérő, de az azonosítást, összehasonlítást nem zavarja.)

Az ilyen képpárok segítenek felismerni a Tejútrendszer-beli nóvákat és az extragalaktikus szupernóvákat is (a mi Galaxisunkban 1604 óta nem figyeltek meg szupernóvát, időszerű lenne egy újabb!).

A szupernóvák közül a II-es típusúakban egy kb. legalább nyolc naptömegű csillag magja omlik össze, az ebben felszabaduló hő és energia hatására lökéshullám indul meg kifelé, ami szétveti a csillagot. Az Ia típusúakban egy kísérőcsillagról – gyakran vörös óriáscsillagról – anyag áramlik át egy fehér törpére, mert túl közel keringenek egymáshoz, és a fehér törpe egyszerűen “átszipkázza” a csillag légköréből, külső részeiből az anyagot. (Ehhez asztrofizikailag az szükséges, hogy a kísérőcsillag kitöltse a Roche-lebenyét, így a csillag felszínén – amit az optikai mélységgel definiálunk – a fehér törpe erősebb gravitációs vontást fejt ki a kísőrőcsillag feléje néző oldalán, mint a csillag maga a saját anyagára.) Amikor a fehér törpe meghaladja a gravitációs stabilitási határt – más nevén Chandrasekhar-határt -, összeomlik a nagy súly alatt, és ez is felrobban. A szupernóvákban tipikusan 15 000 km/s sebességgel áramlik kifelé az anyag, amit a színképükből lehet tudni. Akár 20 magnitúdóval is megnőhet a magányos vagy kettőscsillag összfényessége a szupernóva-robbanáskor. A magányos csillagot vagy a kettőscsillagot a szupernóva-robbanás előtti időkben progenitornak (szülőnek, ősnek) hívjuk.

A nóvákban egészen más dolog történik. A nóvák mindig olyan kettőscsillag-rendszerek, amelyekben az egyik komponens egy fehér törpe. Az esetek döntő részében a kísérő egy, a Roche-lebenyét kitöltő fősorozati csillag, ami szintén túl közel kering a fehér törpéhez. Az Ia típusú szupernóvák progenitorához hasonlóan az anyagot a fehér törpe a kísérőcsillag felszínéről elszipkázza. Ha a fehér törpe mágneses tere nagyon erős, akkor az anyag a mágneses erővonalak mentén direktben zúdul a fehér törpére. Ha gyenge a mágneses tér, akkor szép spirális anyagú pályára áll körülötte, és sokszor megkerüli a fehér törpét, mielőtt a fehér törpe felszínére zuhanna.

VCSE - Egy törpenóvarendszer illusztrációja. A kép jobb alsó sarkában egy Roche-lebenyét kitöltő kései, hűvös, ezért vörös csillag van, amiról egy gázáramon át az akkréciós diszkbe áramlik át az anyag, ahonnét lassú spirális pályán jut le a korong kzepén lévő fehér törpére. - Forrás: hubblesite.org
VCSE – Egy törpenóvarendszer illusztrációja. A kép jobb alsó sarkában egy Roche-lebenyét kitöltő kései színképtípusú, hűvös, ezért vörös csillag van, amiról egy gázáramon át az akkréciós diszkbe áramlik át az anyag, ahonnét lassú spirális pályán jut le a korong közepén lévő fehér törpére. A kép fantáziarajz, amely a jelenlegi legjobb csillagászati elgondolások és mygarázatok alapján készült. – Forrás: hubblesite.org

Kivétel nélkül minden nóvarendszer kettőscsillag (ez volt az 1950-es évek egyik nagy csillagászati felfedezése), és a nóvarendszerek egyik komponense tehát kivétel nélkül fehér törpe. Korábban a kettőscsillag két normális, fősorozati csillaga közül az egyik vörös óriássá fúvódott fel, majd a külső rétegeit planetáris ködként szétfújta (ma már a planetáris köd nem látszik, eloszlott), a magja pedig fehér törpeként maradt vissza. A másik csillag lehet fősorozati vagy elfejlődött csillag, de akár barna törpe is (WZ Sge-típusú rendszerek, de ezek ritkák).

A nóvarendszerek főbb alosztályai: törpenóvák, rekurrens nóvák és klasszikus nóvák. A nóvák a kataklizmikus változócsillagok nagy csoportjába tartoznak. (A kataklizmikusok közé tartoznak a nóvákon kívül pl. a szupernóvák, valamint a polárok is, amelyekben erős mágneses térrel bír a fehér törpe; vagy a fényes vörös nóvák is (luminous red novae). 2006-ig kb. 1600 Tejútrendszer-beli kataklizmikus változócsillagot ismertek, de évről-évre nő a felfedezések száma.)

A legtöbb nóvafelvillanás a Tejútban következik be, közel Galaxisunk fősíkjához: a Nova Cas 2021 is a Tejútban fordult elő. Kb. másfél évente lehet látni egy-egy szabadszemes nóvát is, de 1-2 magnitúdós fényességű csak párszor látható egy évszázadban. Távcsővel többet lehet viszont látni. Figyelembe véve azokat is, amelyek fénye nem jut el hozzánk a Tejútrendszer-beli csillagközi felhők miatt, vagy nem vesszük észre, mert a nappali égbolton történnek, évente 30-60 nóvarobbanás lehet a Tejútrendszerben – úgy értve, hogy ennyinek a fénye juthatna el hozzánk egy földi év alatt, ha mindegyiket észrevennénk -, de csak kb. 10-et észlelünk a fenti okok miatt. Nóvákat észleltek már az M33-ban és az Androméda-ködben is más galaxisok mellett.

A klasszikus nóvákban a fehér törpe mellett fősorozati, szubóriás vagy vörös óriás csillag a kísérőcsillag. Az anyagátadás akkor indul meg, ha a periódus kb. 1 nap alá csökken. A kitörések oka ugyanaz a klasszikus és rekurrens nóvákban, de más a törpenóvákban. A klasszikus és a rekurrens nóvákban a kísérőcsillagról átadott anyag lerakódik a fehér törpe felszínén, és egy kritikus tömeget elérve ott hidrogénbomba-robbanás szerű magfúziós folyamat zajlik le kis ideig, ami rövid ideig tartó fényességnövekedést okoz. A törpenóvákban viszont a diszk válik instabillá.

A folyamatos anyagutánpótlás miatt a spirális pályán haladó ionizált csillaganyag szép korongalakot hoz létre a fehér törpe körül, ezt nevezik anyagbefogási korongnak (akkréciós diszknek). A törpenóvákban az anyagbefogási korong többnyire nem stabil képződmény ezekben a rendszerekben a nagy tömegátadási ütem miatt. Vagy gravitációsan, vagy termálisan instabillá válik a diszk és szétrepül, tipikusan csak 1500 km/s sebességgel. A táguló gázfelhő okozza a felfényesedést (kitörést). A legnagyobb tömegátadási rátával rendelkező rendszerek törpenóvákká válnak, ezek 1-4 magnitúdóval is kifényesedhetnek, akár pár naponta, mint az ER UMa, vagy néhány hetente, havonta, évente. Ha a tömegátadási ráta egy egyensúlyi értékre csökken le, akkor a rendszer akár állandóan fényes állapotban lehet (Z And-rendszerek). Ha a tömegátadási ráta kicsi, a kitörések gyakorisága lecsökken, a diszk hosszabb ideig lehet stabil.

Vannak rekurrens nóvák az “új csillagok” hatalmas állatkertjében, amik esetleg csak pár száz évente vagy tízezer évenként egyszer törnek ki. Például a T Pyxidis a megfigyelések kezdete óta csak 1890-ben, 1902-ben, 1920-ban, 1944-ben, 1966-ban és 2011-ben mutatott kitöréseket. Az RS Ophiuchi 1898-ban, 1933-ban, 1958-ban, 1967-ben, 1985-ben és 2006-ban mutatott kitörést. Ezekben a tömegátadási ráta olyan, hogy a ritkán szétrepülő diszk (vagy egyáltalán nem is repül szét) miatt elég sok anyag lejuthat a fehér törpéjének felszínére, így annak tömege nőhet, és nemsokára eléri a Chandrasekhar-határt (ami, normál hidrogén és hélium keverék esetében 1,44 naptömegnél van).

A T Pyx és az RS Oph is rekurrens nóva lehet, csak éppen rövidebb időközű kitörésekkel. Mindössze mintegy tíz rekurrens nóva ismert eddig. Azt gondolják, hogy mielőtt egy fehér törpe Ia-típusú szupernóvaként felrobban, számos, de a mi emberi életünkhöz képest nagyon hosszú időközű nóvakitörésen mehet át a rendszer. Ha a kísérőcsillag elég nagy tömegű, hogy elegendő anyagot tudjon átadni, és a tömegvesztés miatt nem húzódik össze Roche-lebenyénél kisebbre végleg a kísérőcsillag (ekkor mindenképpen leáll a tömegátadás), akkor a fehér törpe elérheti a Chandrasekhar-határt és Ia típusú szupernóvaként robbanhat fel. Ha nem éri el, mert nincs elegendő befogott anyag, akkor végül a másik csillag is befejezi életét. Ha fehér törpeként fejezi be (6-8 naptömeg kezdeti tömeg alatt), akkor egy kettős fehér törpét kapunk, ahol két fehér törpe kering majd egymás körül. Egy ilyen érdekes rendszer pl. a 18 perc keringésidejű AM CVn, ahol kölcsönös fedéseket is lehet észlelni.

Érdemes megemlíteni, hogy az indiai-amerikai asztrofizikus, Chandrasekhar, a fehér törpék stabilitási tömeghatárának meghatározásáért és a csillagszerkezettel kapcsolatos más vizsgálataiért 1983-ban megosztott fizikai Nobel-díjat kapott.

VCSE - A Nova Cas 2021 fénygörbéje az AAVSO megfigyelői alapján. A fekete üres körök a vizuális fényességbecslések, a zöld négyzetek V-sávbeli fotometriai mérések. - Forrás: AAVSO
VCSE – A Nova Cas 2021 fénygörbéje az AAVSO megfigyelői alapján. A fekete üres körök a vizuális fényességbecslések, a zöld négyzetek V-sávbeli fotometriai mérések. – Forrás: AAVSO

A klasszikus nóvákra visszatérve: ezeket gyors és lassú nóvákra is szokás osztani. Maximális fényességük elérése után a klasszikus nóvák közül az ún. gyors nóvák kb. 25 nap, a lassú nóvák kb. 80 nap alatt halványodnak 2 magnitúdót. A nóvakitörésben legfeljebb kb. egy tízezred naptömeget lövellnek ki a világűrbe, ami halvány, nagy távcsövekkel és infravörösben is alig látható nóvamaradványt kelt a kettőscsillag-rendszer körül.

VCSE - A GK Persei = Nova Per 1901. 1901-ben 0,2 magnitúdós fényességet ért el, így majdnem olyan fényes volt az égen, mint a Vega vagy a Capella. A képet a Chandra műhold készítette röntgentartományban. _ Forrás: NASA
VCSE – A GK Persei = Nova Per 1901. 1901-ben 0,2 magnitúdós fényességet ért el, így majdnem olyan fényes volt az égen, mint a Vega (0,0 mag) vagy a Capella (0,1 mag). A képet a Chandra műhold készítette röntgentartományban. Jól látszanak a “csillagszilánkok”, a kitörésben kirepült anyagcsomók. A GK Per akár “szűz nóva” is lehetett, amelyik először tört ki, és a következő kitörésére akár évezredeket is várhatunk. Az a várakozás, hogy a kitörések időben egyre gyakoribbá válnak az első kitörés után, ahogy egyre inkább közeledik az Ia típusú szupernóvává válás ideje. Első alkalommal a táguló gázfelhőt 1902-ben detektálták és azóta folyamatosan megfigyelik, észlelik növekvő méretét. A GK Per manapság olyan 12-13 magnitúdós és kisebb, 2-3 magnitúdós kitöréseket mutat 1980 óta kb. 3 évente, amelyek olyan két hónapig tartanak.- Forrás: NASA

Mindössze féltucat hélium-nóvát észleltek, amik színképében hiányzik a hidrogén. Talán már eleve nagyobb tömegű, hidrogénben szegény, héliumhéjú volt a fehér törpe, és azon történt a robbanás.

A Nova Cas 2021-et egy japán amatőrcsillagász fedezte fel 2021. március 18-án hazájából, amikor a nóva már 9,2 magnitúdós volt. A felfedezéshez mindössze 135 mm-es teleobjektívet és fényképezőgépet használt. A nóvatermészetet hivatásos csillagászok ezt követő színképi vizsgálatai erősítették meg. A nóva a V1405 Cas változócsillag-jelölést is megkapta. A nóva a CzeV3217 jelzésű, W UMa-típusú változócsillagból alakult ki. Hosszú ideig nem sikerült azonosítani a nóvák szülőobjektumait, ezért nagy szó, hogy itt igen. (Úgy tűnik egyébként, hogy a W UMa-k közül egyesek valóban két, egymásban érintkezésben lévő két csillag szoros kettőscsillaga, mások viszont csak W UMa-típusúnak tűnnek a fénygörbéjük alapján, de valójában – mint pl. az AW UMa – egy csillag (akár fehér törpe) diszkkel és kísérőcsillaggal, amelyek teljesen leutánozzák az érintkező kettőscsillagok fénygörbéjét! Ezért csak a fénygörbe alapján összetéveszthetők.)

A cikk tetején lévő képet Fridrich János készítette, a kép adatai:

Képek készítésének dátumai: 2019. június 2., és 2021. március 31.

Kép készítésének helye: Boba

Expozíciós idő: 2019-ben néhányszor 60 sec, 2021-ben 12×120 sec

Érzékenység: ISO3200, ISO1600

Képfeldolgozási lépések: Deep Sky Stacker, Photoshop

Távcső és mechanika: 200/1000NewtonEQ-5 GoTo

Kamera vagy detektor: Canon EOS 1300D, Canon EOS 4000Da nem átalakított

Vezetés: nem volt, Lacerta MGEN

Kómakorrektor: SkyWatcher kómakorrektor F5/6

Fridrich János leírása: A 2019-es kép még átalakítatlan Canonnal készült, vezetés nélkül. Gondoltam, megörökítem én is a 2021. március 18-án felfedezett nóvát, ami később megkapta a V1405 Cas elnevezést. Először nem is akartam nekiugrani, mivel alacsonyan is volt és nem is könnyű a karantén miatt ideális helyet találni az alacsony helyzetű objektum fényképezésére. De felcsigázott, mikor beazonosítva az interneten látott képek után rájöttem, hogy van talonban még régebbi összehasonlítási alapom a nóva megjelenési területéhez. A márciusi Hold elmaradóban volt, mikor ideális lett az időjárás, így kitelepültem szülőfalum vonzáskörzetébe. Nem akartam profi fotót készíteni, mert már egy nyers képen is gyönyörűen mutatkozott az ifjú nóva fénye, de a relatív távolabbi fasor is útban lett volna a hosszabb idejű exponáláshoz, közel észak-nyugati irányban. A képen a nóvát a könnyebb megtalálás érdekében két kis vonallal jelöltem.