Časopis e-Perseus

Výbuchy klasických nov jsou způsobovány zapálením termonukleárních reakcí na povrchu bílého trpaslíka (dále jen BT) v systémech kataklyzmických nov. Rozpínající se obálka je opticky tlustá a zakrývá nám pohled přímo na BT rozžhaveného termonukleárním hořením na povrchu. Vzplanutí je viditelné tedy převážně v optické oblasti spektra, ale jak klesá hustota rozpínající se obálky, odhaluje se nám vnitřní, velmi horká oblast. Maximum vyzařování se tak může posunout z optické do měkké rentgenové oblasti (méně než 1 keV) a pokud dochází k termonukleárnímu hoření na povrchu BT dostatečně dlouho, nova se prozradí spektrem typickým pro třídu velmi měkkých rentgenových zdrojů – Super Soft X-Ray Sources (SSS).
 
 U nov je třeba rozlišovat tvrdé (1 – 10 keV) a měkké (pod 1 keV) záření. Oproti měkkému rentgenovému záření (jehož podstata je zmíněna výše) je za tvrdé rentgenové záření zodpovědný efekt fotoexcitace v nahřátém materiálu obklopujícím novu.
 Tvrdé rentgenové záření bylo zaznamenáno jak ve velmi krátké době (dny) po vzplanutí, tak i stovky dní až roky po výbuchu novy. Ranné tvrdé rentgenové emise mohou vznikat v šokových vlnách v rozpínající se obálce, zatímco pozdní emise pochází z širšího okolí novy, které je rozehřáto zářením z novy. Dozvuky tvrdých rentgenových emisí mohou trvat dlouhé roky.
 Poněkud jiná je situace u symbiotických nov – jako je např. RS Oph, kde sekundární složka (dárce hmoty) je obr s hustým hvězdným větrem. Zde je produkováno tvrdé rentgenové záření právě v oblasti interakce mezi vyvrženým materiálem z BT a hvězdným větrem z druhé komponenty. Rozpínající se materiál ztrácí kinetickou energii třením s hvězdným větrem a tím vyzařuje velmi silné rentgenové záření. Oproti tomu klasické novy obsahují hvězdu - dárce z hlavní posloupnosti (či post-AGB hvězdy) bez hustého hvězdného větru a tak k rentgenovým emisím dochází podle jiného (prvně zmíněného) scénáře.
 
 V458 Vul je klasická nova, která vzplanula 8. srpna 2007 (objevitel H. Abe) a dosáhla v maximu 9,5 mag. Rychlost rozpínání obálky byla změřena na 1800 +/- 100 kms-1. Pár týdnů před vzplanutím byla oblast snímkována přehlídkou IPHAS v čáře H alfa a dodatečně byla na snímcích odhalena slabá planetární mlhovina. Wesson a kol. (2008) určili, že se jedná o velmi hmotnou pomalu se rozpínající planetární mlhovinu a ne o málo hmotnou a rychle se rozpínající obálku z předchozích vzplanutích novy. V458 Vul se tak stala v historii teprve druhou novou, která vzplanula uvnitř své planetární mlhoviny (první byla GK Per v roce 1901!).
 
 První pozorování v rentgenovém oboru bylo pořízeno 1,2 dny po vzplanutí pomocí družice Swift, ale nebyla zaznamenána žádná rentgenová emise. Následující pozorování bylo pořízeno až 70 dní po vzplanutí a zde již bylo zachyceno rentgenové záření.
 Světelná křivka v rentgenu vykazuje maximum okolo 100 dní po vzplanutí a během následujícího roku poklesla intenzita rentgenového záření na čtvrtinu. Zajímavý je ovšem vývoj „tvrdosti“ rentgenového záření. Zatímco v období 70 až 390 dní po vzplanutí se jedná především o tvrdé rentgenové záření, zhruba po 400 dnech se kromě tvrdého rentgenového záření rychle objevilo měkké rentgenové záření (typu SSS).
 Jako anomálie byl v období 315 dní po vzplanutí v rentgenu pozorován silný zdroj měkkého záření, který posléze zmizel (v období 342 – 384 dní). A objevil se až v době po 397 dnech, kdy V458 Vul vstoupila do fáze SSS (zdroje velmi měkkého rentgenového záření).
 
 Rozbor rychlé fotometrie ve V a UV oboru a simultánního měření v rentgenu ukazuje, že tvrdé rentgenové záření se mění v závislosti (v anti-koleraci) s UV zářením a tedy vychází ze stejného zdroje (nahřáté obálky okolo novy). Zatímco měkké rentgenové záření vykazuje zcela odlišné chování a lze tedy předpokládat, že jeho původ je jiný. To je v souhlasu s teorií popsanou výše – že SSS záření je termální otisk velmi horkého povrchu BT v rozložení energie ve spektru, zatímco tvrdé rentgenové záření vychází z rozehřáté hmoty okolo (a vyzařující z důvodu fotoionizace plynu). Zhruba 400 dní po výbuchu se obálka okolo novy stala natolik průhlednou, že bylo možné pozorovat rozžhaveného centrálního BT. První náznaky „trhání obálky“ byly pozorovatelné i dříve (315 dní po vzplanutí).
 
 Tato nova vzplanula 8. srpna 2007, což bylo pár dní před 47. praktikem pro pozorovatele proměnných hvězd, které jsme uspořádali v Krkonoších, v Peci pod Sněžkou. Jakožto čerstvě ohlášený objev jsme prováděli intenzivní fotometrii během celého praktika a výslednou BVRI + vizuální světelnou křivku můžete vidět na obrázku 3.
 Při zvětšeném pohledu na maximum lze vysledovat dvě dodatečná vzplanutí – první nastalo 4 dny po výbuchu a druhé 10 dní po výbuchu. Obě se nám podařilo pokrýt BVRI daty, první vzplanutí dokonce i rychlou fotometrií (viz obrázek 5) – pokles jasnosti ze vzplanutí probíhal rychlostí 0,11 mag / hodinu.
 Tato dvě vzplanutí komentují ve své práci i Ness a kol. (2009). Podle nich se může jednat o první interakci rozpínající se obálky s nejvnitřnějšími partiemi planetární mlhoviny okolo V458 Vul. Pokud by tomu tak bylo, znamenala by tato dvě vzplanutí jakési „nastartování“ tvrdých rentgenových emisí z novy. K velké škodě však období 2 – 15 dní po vzplanutí nebylo v rentgenu pozorováno. Je to tedy velký úkol pro příští vzplanutí nov – pokrýt co nejčasnější fáze jak optickými daty, tak co nejhustěji i daty rentgenovými.
 
 Nás jako pozorovatele může hřát vědomí, že jsme na předloňském praktiku „byli u toho“ a zaznamenali jsme toto unikátní chování novy Vul 2007 takřka v přímém přenosu.
 
 
 Sepsáno podle článku J.-U. Ness a kol., Astrophysical Journal, Feb 2009,
 Swift X-RAY AND UV MONITORING OF THE CLASSICAL NOVA V458VUL (NOVA VUL 2007), http://arxiv.org/abs/0902.2199