Nova

Een nova is een ster die een plotselinge uitbarsting heeft.

Hierbij blaast de ster zijn buitenste gaslaag de ruimte in.

Door deze uitbarsting wordt de helderheid van de ster tien duizend tot honderduizend keer zo groot. Dat komt overeen met een helderheidstoename van 10 tot 12« magnitude. Hierdoor lijkt het of er plotseling een «nieuwe ster» aan de hemel is komen te staan. Dat gebeurde bijvoorbeeld in augustus 1975 in het sterrenbeeld Zwaan. Daarom wordt deze nova ook wel Nova Cygni 1975 genoemd. De Latijnse naam van het sterren beeld Zwaan is immers Cygnus. Nova Cygni 1975 wordt ook wel aangeduid als V1500 Cygni. Dat wil zeggen dat het de 1500ste veranderlijke ster is die in het sterrenbeeld Zwaan is ont dekt.

Nova is een Latijns woord dat «nieuw» betekent. Het meervoud is novae. Dat spreek je uit als «novee». Natuurlijk is het niet zo dat er echt een nieuwe ster aan de hemel is bijge komen. Alleen was de ster vóór de uitbarsting zó zwak, dat we hem niet konden zien. Soms zelfs niet in de grootste kijkers die er zijn. Vóór de uitbarsting heet zo'n ster een pre-nova («pre» betekent «voor»). Prenovae zijn dus sterren die later een nova-uitbarsting zullen ondergaan. Helaas weet men zoiets nooit van te voren. We kunnen daarom van een ster pas na zijn uitbarsting zeggen dat hij een pre-nova is geweest.

Ook heel bekend is Nova Aquila 1918. Zoals de naam aangeeft verscheen deze nova in 1918 in het sterrenbeeld Arend. De latijnse naam van dit sterrenbeeld is Aquila. Een andere aanduiding voor deze nova is V603 Aql. Je weet nu waarschijn lijk wel dat we hiermee bedoelen dat dit de 603de verander lijke ster is die in het sterrenbeeld Arend is ontdekt. Aql is namelijk de gebruikelijke afkorting voor Aquila.

De sterrenkundigen weten nog niet precies hoe een nova eigen lijk ontstaat. Wel zijn ze er de laatste jaren wat meer over te weten gekomen. Waarschijnlijk maken alle novae deel uit van een dubbelster. De ene ster van dit dubbelstersysteem is erg klein, maar wel zeer heet. Het is een witte dwerg. De andere ster is erg groot, maar juist koel: een rode reus. De dwergster is de prenova. Het is een ster die bijna aan het eind van zijn levensloop is. Zo'n ster bestaat voor het grootste deel uit helium. Wel is dat helium omringd door een dunne schil waterstofgas. Door de aantrekkingskracht tussen de beide sterren van het dubbelstersysteem stroomt er gas van de rode reus naar de witte dwerg toe. Wanneer dit gas in de buitenste lagen van de witte dwerg terecht komt, stijgt de temperatuur daar heel snel. Hierdoor kunnen in deze lagen kernreacties gaan optreden. Die zorgen er voor dat de buitenste schil van de witte dwerg wordt weggeblazen.

Er zijn ook sterrenkundigen die denken dat een nova door iets heel anders komt. Ze gaan er van uit dat de witte dwerg uit koolstof of nog zwaardere elementen bestaat. De kern van de ster krimpt door de zwaartekracht zeer snel in.

Daardoor ontstaat een schokgolf. Die schokgolf voert een deel van de massa van de ster met zich mee de ruimte in.

Volgens deze theorie hoeft de witte dwerg geen deel uit te maken van een dubbelster. Of één van deze ideeën juist is weten we nog niet zeker. Misschien komen we er binnenkort meer over te weten.

Novae zijn niet zo erg zeldzaam. Deze eeuw zijn er al bijna tweehonderd ontdekt. Maar de meeste zijn niet met het blote oog te zien. Toch zijn er ook wel hele heldere novae geweest.

Nova Aquila 1918 werd even helder als Sirius, de helderste ster aan de hemel. Ook Nova Cygni 1975 werd erg helder.

Hieronder zie je een lijstje van alle novae die na 1850 zijn verschenen en die helderder zijn geworden dan magnitude 3.

In de eerste kolom vind je het jaar waarin de nova is verschenen. Daarnaast de aanduiding die de nova heeft gekregen. In de derde kolom staat het sterrenbeeld waarin de nova verscheen. De vierde kolom geeft de grootste schijnbare magnitude aan die de nova heeft bereikt. Hier onder verstaan we de helderheid zoals we de nova vanaf de de aarde zien. Deze schijnbare magnitude wordt meestal aangeven met de kleine letter m. In de laatste kolom vind je de absolute magnitude. Die wordt altijd aangegeven met de hoofdletter M. Met alsolute magnitude bedoelen we de helderheid die een ster zou hebben als deze op een afstand van 10 parsec (dat is 32,6 lichtjaar) van de aarde zou staan.

De snelheid waarmee de buitenste gaslaag van de ster de ruimte in wordt geblazen is voor iedere nova weer anders.

Meestal ligt deze snelheid tussen de 40 en 4000 kilometer per seconde. Overigens verliest de ster door zo'n uit barsting niet zoveel massa als je misschien wel zou denken. Slechts één duizendste of één tienduizendste deel van de massa van de ster gaat verloren in de ruimte.

Als we naar het helderheidsverloop van een nova kijken, kunnen we de novae indelen in verschillende groepen of klassen. Deze klassen zijn Na, Nb, Nc en Nd. We zullen ze eens wat nader gaan bekijken.

Na: Hiertoe behoren de zeer snelle, de snelle en de middelsnelle novae. Al deze novae hebben na hun maximum (het moment waarop ze hun grootste helderheid bereikt hebben) minder dan honderd dagen nodig om drie magnituden zwakker te worden. Hoe sneller een nova na zijn maximum afzwakt, hoe meer licht er bij de uitbarsting is uitge straalt. De zeer snelle novae bereiken een absolute magnitude van -8,0. Voor de snelle novae is dat gemiddeld -7,2 en voor de middelsnelle novae -6,5.

Nb: Dit zijn de langzame novae. Nadat ze hun grootste helder heid bereikt hebben, worden ze in ongeveer tweehonderd dagen weer drie magnituden zwakker. De lichtkracht van een langzame nova is ongeveer tien keer zo klein als die van een zeer snelle nova. Langzame novae hebben een absolute magnitude van ongeveer -5,4.

Nc: Tot deze klasse behoren de zeer langzame novae. Het zijn sterren die na het maximum ongeveer duizend dagen nodig hebben om drie magnituden in helderheid af te nemen. Dat is bijna drie jaar! De lichtkracht van deze novae is dan ook veel geringer. De absolute magnitude bedraagt bij deze groep gemiddeld ongeveer -3,6.

Nd: Dit is eigenlijk een hele aparte groep. Het zijn de terugkerende novae. Meestal wordt de moeilijkere naam recurrente novae gebruikt. Het zijn sterren die meer dan één uitbarsting krijgen. Een mooi voorbeeld is de ster T Pyxidis in het sterrenbeeld Kompas. Deze ster heeft tot nu toe vijf keer een nova-uitbarsting gehad. Dat gebeurde in 1890, 1902, 1920, 1944 en 1967. Tijdens de eigenlijke uitbarsting stijgt de helderheid van de nova binnen één dag met 7 tot 9« magnitude. Hierna blijft de helderheid korte tijd hetzelfde. Soms wordt de ster zelfs wat zwakker.

Eén tot zeven dagen na de eerste grote uitbarsting wordt de helderheid vaak nóg eens twee magnituden groter. Hiermee bereikt de ster dan tevens zijn maximum.

Veel novae hebben vóór de uitbarsting een constante helder heid. Toch zijn er ook prenovae bekend waarvan de helderheid al wat veranderde.