נובה

נובה  (בלטינית: Nova) היא התפרצות דרמטית המתרחשת במערכת כוכבים כפולה (בינארית) המורכבת מננס לבן וכוכב סדרה ראשית או ענק אדום. התפרצות זו מאופיינת בכמות קרינה גדולה שנפלטת באופן פתאומי ודועכת לאחר מכן. התפרצות נובה היא תהליך שכיח יחסית, וההערכות הן שיש כחמישים התפרצויות נובה בכל שנה בגלקסיית שביל החלב בלבד.

 מקור השם 
נובה (Nova) משמעו בלטינית "חדשה" - הכוונה "לכוכב חדש" (בלטינית: Nova Stella) שלפני ההתפרצות לא היה מספיק בהיר כדי לראותו בעין. האסטרונום הנודע טיכו ברהה, נחשב לראשון שהשתמש במונח זה. רק מ-1930 החלו להבדיל בין תופעת ה"נובה" לתופעת ה"סופרנובה".

 סיווג 
נובה היא סוג של כוכב משתנה שנקרא משתנה קטקליזמי (CV - Cataclysmic Variable) כלומר שהשינוי הוא חד ופתאומי. כמו כן היא נחשבת ל"משתנה מסיבות פנימיות" - כלומר שהתנודות בעוצמת הקרינה הנמדדת מקורן בשינויים בכוכב עצמו.למעשה, שלושה עצמים קוסמיים נכללים תחת המונח "נובה": נובה קלאסית (classical nova), נובה מחזורית (recurrent nova) ונובה ננסית (dwarf nova).
 נובה קלאסית - היא התפרצות נובה שנצפתה פעם אחת.
 נובה מחזורית - התפרצות נובה (קלאסית) שנצפתה יותר מפעם אחת מאותו מקור.
 נובה ננסית - התפרצות המתרחשת בתהליך קריסה כבידתית.

עקומת הקרינה הנמדדת מהווה תת-אפיון נוסף של הנובה:
 נובה מהירה (Fast novae) - עולה תוך ימים ספורים לשיאה ודועכת מהר, תוך 10–50 ימים.
 נובה איטית (Slow novae) - עולה תוך ימים ספורים לשיאה ודועכת תוך 80–250 ימים.

הערה: ישנם המשתמשים בשלושה מאפייני חלוקה (מהירה, איטית, איטית מאוד), במטרה לסווג ביתר דיוק את הנובה.

נובה של קרני X: תופעה דומה לנובה, שבה כוכב נייטרון מחליף את הננס הלבן. מרבית הקרינה של התפרצות זאת נפלטת בתחום קרני ה-X. כיום לא מקובל לכנות תופעה זו כנובה אלא כהתפרצות קרני X.

 התהוות נובה 
 נובה קלאסית 
התפרצות נובה קלאסית מתרחשת במערכת בינארית בעלת זמן מחזור קצר, המורכבת מננס לבן וכוכב רגיל (הכוכב הרגיל הוא לרוב מטיפוס M או K, כוכב בשלב מעבר לננס אדום או לעיתים לתת-ענק). הננס הלבן סופח באיטיות מהכוכב האחר גזים לדיסקה המקיפה אותו והנתונה להשפעת כבידתו הרבה. הגז המהווה את לב התהליך הוא מימן המצוי בשפע בדיסקת הספיחה. קצב הספיחה האיטי, עד כ־10-8  מסות שמש לשנה, הוא גורם מפתח להתהוות נובה. קצב מהיר יותר יגרום לאפקט דרמטי מסוג סופרנובה.

גזי המימן הנספחים, המעורבים בחומרים אחרים, מצטברים על פני הננס הלבן. שכבת גזים זו נדחסת ומתלהטת כל העת כתוצאה מספיחת חומר נוסף. כמות קטנה של המימן מפעפעת אל פני הננס הלבן העשירים בפחמן וחמצן אינרטיים והם מצידם מפעפעים אל תוך המעטפת. כאשר הלחץ והטמפרטורה עולים על ערך קריטי מסוים, כ־10-20 מיליון מעלות קלווין, מתרחשת תגובה גרעינית מהירה וקטקליזמית על פני הננס הלבן (תגובת פחמן-חנקן-חמצן - CNO). תגובה גרעינית זו, המכונה גם "הבזק מימן", פולטת כמות אדירה של אנרגיה בצורת קרינה מפני הננס הלבן וכן מפזרת בצורה אלימה את מעטפת החומר הבוער שהצטברה קרוב לפניו. תהליך ההתפרצות כולל יצירה של איזוטופים בתהליך rp, שחלקם מתפזרים לחלל הבין-כוכבי. באופן זה מעשירות הנובות את הרכב היסודות בחלל הבין כוכבי עד למספר מסה 40.

עיקר החומר שנזרק מקורו בספיחה, מכאן יכולת המחזוריות של הנובה. לאחר שלב ההתפרצות הקצר יחסית, שנמדד בימים, מגיע שלב הדעיכה שנמשך בדרך כלל חודשים. לאחריו מתחיל התהליך מחדש בספיחת חומר קרוב לפני השטח של הננס הלבן. למרות האופי האלים של התהליך נפלטת כמות חומר מועטה יחסית בהתפרצות, כ־10-4 מסות שמש. העלייה בבהירות הכוכב היא מפעמים בודדות עוצמת הכוכב עד פי 106 מהעוצמה המקורית.

בתוך זמן קצר, התפרצות הנובה יכולה להגיע לרמת בהירות גבוהה. V1668 בברבור הגיע לרמה של 6.22 למספר ימים בודדים וירדה ל-3 תוך 24 ימים.

 נובה ננסית 
בדומה לנובה קלאסית, נובה ננסית (או נובה מטיפוס U Geminorum, על שם כוכב בשם זה), מתהווה במערכת בינארית המורכבת מננס לבן וכוכב רגיל. אלא שהאנרגיה להתפרצות מקורה בשחרור פתאומי של אנרגיה גרביטציונית בתהליך ספיחת הגזים ולא מתגובות גרעיניות.
עוצמת האור בהתפרצות זו היא פי 10 עד 100 מעוצמת האור הרגילה של המערכת. ככלל, ככל שמחזור ההתפרצות ארוך יותר, עוצמת האור הנפלטת גבוהה יותר. מחזור טיפוסי של התפרצות הוא בן 40–130 ימים. רובו של זמן מחזור מוקדש לספיחת חומר, ההתפרצות עצמה נמשכת יום-יומיים ואחריה שלב הדעיכה עד להתפרצות הבאה.

התאוריה המקובלת להסבר המחזוריות: הגזים הנספחים סביב הננס הלבן מצטברים סביבו במרחק מה. כאשר צפיפותם עוברת ערך קריטי מסוים - קורס החומר במהירות לכיוון הננס הלבן, קריסה זו היא שגורמת לפליטת הקרינה העצומה.כיום מוכרים כמה מאות עצמים מטיפוס נובה ננסית.

זמן מחזור
על סמן תצפיות וחישובים תאורטיים, מעריכים האסטרונומים כי התפרצות הנובה היא ברוב המקרים תופעה מחזורית או כמעט מחזורית. ההערכות הן שזמן המחזור של נובה הוא מ-1,000 ועד 100,000 שנים ותלויה בעיקר במסת הננס הלבן. ישנן נובות נדירות יחסית שזמן המחזור שלהן קצר בהרבה, עשרות בודדות של שנים.

 נובות ידועות 
נובות קלאסיות:
 T Pyxidis
 RS Ophiuchi
 (Nova Persei 1901 (GK Persei

נובות ננסיות:
 SU Ursae Majoris
 SS Cygni
 Z Camelopardalis

ראו גם
 נובה אדומה ובהירה
 סופרנובה
 היפרנובה

לקריאה נוספת
 עמוס הרפז, התפתחות כוכבים, ספרית פועלים, 1995.

קישורים חיצוניים

 אנטומיה של נובה באתר המצפה של נאס"א
  הרצאת וידאו בנושא נובות



הערות שוליים

*
קטגוריה:כוכבים משתנים
**