Potrditev nove (V1493 Aql) v Orlu
Japonski amaterski stronom Akihiku Tago poroča o fotografskem odkritju nove v Orlu (V1493 Aql).
Odkril jo je 13. 7. 1999, takrat je imela sij 8.8m. Odkritje je bilo kmalu potrjeno.
Uporabil je 55mm (f/3) objektiv, brez filtra in film T-max 400. Poroča tudi, da na fotografijah 5. julija
(mejna magnituda na posnetku je bila 10,5) in 9. julija (mejna magnituda na posnetku je bila 10,5) ni
opazil na tem področju neba nobene tako svetle zvezde.
Koordinate nove V1493 Aql so:
R.A.=19h 07m 40s Decl.=+12o 32'.2(equinox2000).
Karte so objavljene na AAVSO:
www.aavso.org
Ali lahko tudi iz astronomskega observatorija Gimnazije Šentvid, kar iz preosvetljene in meglene
Ljubljane, z razpoložljivo opremo zaznamo tak objekt? Z dijakom Mitjo Šiško sva v noči z 19. na 20.
julij (6 dni po odkritju) sprejela izziv.
Vizualni opis fenomena imenovanega nova
V naši galaksiji v povprečju zaznamo dve novi (na nebu zasijeta dve "novi" zvezdi) na leto.
V drugih galaksijah zaznamo več kot dve novi, nekaj 10, kar je posledica boljše preglednosti nad
sosednjimi galaksijami. Mnoge so odkrili astronomi amaterji, nekatere je mogoče opazovati celo
s prostim očesom. V povprečju se sij za nas nove zvezde poveča za 11 magnitud, kar se zgodi v
nekaj dneh. Seveda se nove med sabo zelo razlikujejo, za vse pa velja, da se sij hitreje poveča kot
pade. Rast sija do maksimuma pri večini traja od 10 ur do dveh dni. Preden pride do maksimuma,
se naraščanje sija nove nekoliko ustavi, kar traja nekaj ur (pri nekaterih tipih pa celo več mesecev).
Sij nove po maksimumu lahko pada tudi več mesecev ali let preden doseže vrednost pred pojavom
(eksplozijo). V maksimumu doseže izsev nove tudi 1032 W, za primerjavo, izsev Sonca je 4*1026 W.
Seveda se nove med sabo razlikujejo tako po izsevu, hitrosti padanja izseva in mehanizmih nastanka,
zato so nove razvrščene v več tipov.
Kako nastane nova?
S pomočjo fotografiranj, merjenj Dopplerjevega premika, spektrov in sija so astronomi prišli do
enega izmed naslednjih modelov. Nova je pojavno eksplozija pri kateri zvezda, recimo bela pritlikavka, odvrže del ovojnice.
Do eksplozije pride zaradi fuzije materiala (zlivanja jeder) ponavadi na pritlikavki, ki najpogosteje
priteče s
sosednje zvezde (rdeče orjakinje), s katero tvorita tesni dvojni sistem
(lahko so v paru tudi ostali tipi kompaktnih zvezd, nevtronske zvezde ...).
Tesni dvojni sistem pomeni,
da morata biti zvezdi dovolj blizu druga drugi, da se lahko preko akrecijskega diska snov (v glavnem
vodik) z rdeče orjakinje pretaka na belo pritlikavko. Sila teže hruškasto deformira orjakinjo tako (glej spodnjo sliko), da
sila teže pritlikavke močneje privlači zunanje plasti deformirane orjakinje kot sama orjakinja.
Pritlikavka dobesedno srka snov nase.
Kratek opis bele pritlikavke in rdeče orjakinje. To sta zvezdi, ki sta v različnih fazah razvoja.
Bela pritlikavka je po premeru manjša, bolj kompaktna stara zvezda in ima zato na površini relativno
veliko gravitacijsko polje (g je sorazmeren z 1/R2), kar pomeni, da bo snov iz okolice raje grabila kot jo oddajala.
Premer bele pritlikavke je primerljiv z Zemljinim, masa pa je primerljiva s Sončevo, vendar nikoli
ne preseže 1,4 Sončeve mase. Težni pospešek je glede na Zemljinega kar okrog 100 000 krat večji.
Koliko bi pokazale tehtnice na pritlikavki? Rdeča orjakinja pa je napihnjena zvezda (velikostni red
za orjakinjo je kar premer Marsove orbite), kar pomeni, da je njena gravitacija na robovih že zelo
šibka. Orjakinja bo torej rade volje snov oddajala sosednjim "grabežljivim" zvezdam. Ocene in meritve
kažejo, da se na leto z rdeče orjakinje pretoči na pritlikavko okrog 10-10 Sončeve mase.
Tipično se do eksplozije pretoči na pritlikavko masa, ki je ekvivalentna masi Zemlje (6*1024 kg).
Temperatura se med nalaganjem poveča do 107 kelvinov, kar je dovolj, da steče fuzija.
Iz navedenih podatkov sledi, da se snov približno 100000 let pretaka na pritlikavko preden pride
do eksplozije. Proces fuzije se odvija eksplozivno, eksplozija vodikove bombe. Deli odvržene
ovojnice dosežejo hitrosti do 3000 km/s. Povečanje izseva je posledica povečanja temperature
in površine (Razlaga: če se zgolj zadovoljimo z modelom črnega telesa, potem je izsev po Stefanu
sorazmeren s T4 in površino objekta.).
Po eksploziji se masa pritlikavke spet zmanjša, vendar tako meritve kot preprost razmislek kažeta,
da se lahko proces nove periodično ponavlja. Po eksploziji se dotok materije z orjakinje na pritlikavko
nadaljuje in eksplozija se lahko ponovi. Nove so torej v načelu povratne, s periodo okrog 100000 let,
nekatere pa celo s periodo nekaj 10 let. Torej se posamezne nove lahko ponovijo tudi nekajkrat
v stoletju. Sij znanih nov se zato skrbno meri.
Sledijo vtisi in komentarji dijaka Mitja Šiške.
V noči z 19.7. na 20.7. je tudi v observatoriju Gimnazije Šentvid potekalo iskanje nove v
Orlu s pomočjo CCD kamere ST7. Z mentorjem sva se odločila, da bova preizkusila uporabnost
naše nove CCD kamere. Začela sva ob desetih zvečer, in sicer za računalnikom. Najprej sva iskala
kar se da natančne zvezdne karte okolice nove na Internet straneh AAVSO-ja
(The American association of variable star observers:
www.aavso.org), kar nama je vzelo
več kot uro dragocenega časa, počasen prenos podatkov. Na koncu sva se morala zadovoljiti le
s skromno zvezdno karto in pa nepopolnim CCD posnetkom. Nato se je začelo dolgotrajno iskanje.
Najprej sva določila napako teleskopa. To sva storila tako, da sva poiskala Altair in potem še
zeta (z) Orla. z-Orla je najbližja svetlejša zvezda novi. Ker teleskop ni takoj našel z-Orla, sva
jo poiskala ročno in potem izračunala napako teleskopa, to je razliko v koordinatah. Napako sva
upoštevala pri podatkih za novo. Na koncu se je izkazalo, da sva pri iskanju napake preveč hitela
in bila nekoliko pregroba, nekaj ločnih minut odstopanja pri ST7 in 10", f/6,3 je bilo preveč za
neznano področje neba. Končno sva začela slikati. Prvo uporabno sliko sva z velikim pričakovanjem
primerjala s CCD posnetkom in karto okolice nove, a na najino žalost se objekti nikakor niso ujemali.
Slikala sva drugič, tretjič. Občasno se nama je zdelo, da imajo nekatere zvezde podobno lego.
Premikala sva teleskop, slikala, primerjala, toda nove ni bilo opaziti. Ura je bila že dve in začel
sem dvomiti, če jo bova sploh uspela odkriti do jutra. Mentor je še enkrat, a zdaj zelo natančno,
pomeril in izračunal napako teleskopa. Teleskop sva še enkrat usmerila na mesto, kjer naj bi se
nova nahajala, upoštevajoč napako. Napeto sva čakala, kdaj se bo posneta slika prikazala na ekranu
računalnika. Ko sva pogledala na zaslon, je bila tam zvezda, ki je po svoji svetlosti zelo izstopala.
Hitro sva primerjala najin posnetek s karto okolice in CCD posnetek z Interneta. Ta svetla zvezda je
bila nova (V1493 Aql ). Veselje je bilo nepopisno. Na koncu se je vendarle splačalo, da sva dolgo v
noč do zgodnjih jutranjih ur bedela v astronomskem observatoriju. To je bila tudi naša prva potrditev
kakega novoodkritega objekta v tako kratkem času. Mogoče bo tudi komu iz Slovenije kdaj uspelo
podobno odkritje in ne samo potrditev. Za začetek je tudi potrditev odkritja iz srednješolskega
observatorija nekaj vredna. Konec vtisov in komentarjev dijaka Mitja Šiške.
Zadnje, kar je bilo zaslediti na Internetu je, da sta v spektru nove zelo izraziti H-alfa in H-beta
absorbcijski črti. Širina H-alfa črte (FWHM, Full-Width Half-Maximum) na polovici maksimuma
porazdelitve valovne dolžine je okrog 5 nm, kar ustreza hitrosti okrog 3400km/s (če upoštevamo
razširitev črt zgolj zaradi Dopplerjevega efekta: 
).
To so pa pričakovane hitrosti delcev
plina v odvrženih ovojnicah nov.
Nova V1493 Aql je bila 20. 8. 1999 še zelo svetla in bi jo lahko brez težav tudi fotografirali,
vendar je delo s CCD kamero bistveno bolj enostavno in nudi precej več možnosti. Na prvem
mestu sta seveda kratek ekspozicijski čas in možnost takojšnje obdelave slike, oziroma ponovitev
snemanja.
E-POŠTA, RFC-822: Zorko.Vicar@guest.arnes.si