καινοφανής αστέρας (nova)

(Αστρον.). Αστέρας, ο οποίος παρουσιάζει απρόοπτα ταχύτατη και έντονη αύξηση της λαμπρότητάς του, για να επανέλθει ύστερα σιγά-σιγά στην αρχική του κατάσταση. Η λαμπρότητα των κ.α. είναι από 5.000 έως 100.000 φορές μεγαλύτερη από την αρχική τους, με μέσο όρο 25.000 φορές. Όταν η αύξηση της λαμπρότητας υπερβαίνει κατά πολύ τη μέση αυτή τιμή, ο αστέρας ονομάζεται supernova. Οι κ.α. φτάνουν, κατά μέσο όρο, σε λαμπρότητα 60.000 φορές μεγαλύτερη από τη λαμπρότητα του Ήλιου. Η μέγιστη αυτή λαμπρότητα διατηρείται λίγες ώρες ή μερικές ημέρες, οπωσδήποτε ένα σύντομο χρονικό διάστημα, και μετά αρχίζει να μειώνεται, γρήγορα στην αρχή, στη συνέχεια με βραδύτερο ρυθμό και συχνά με διακυμάνσεις. Στους ταχείς κ.α. ο χρόνος που παρέρχεται, ώσπου να υποχωρήσει η λαμπρότητα στο ένα δέκατο της μέγιστης τιμής, ανέρχεται σε μερικές ημέρες· στους βραδείς κ.α. το χρονικό αυτό διάστημα ανέρχεται σε μερικά έτη. Γενικά, οι κ.α. εμφανίζονται κοντά στον Γαλαξία και συνεπώς έχουν μικρό γαλαξιακό πλάτος. Από το 1572, οπότε ο Μπράχε ανακάλυψε τον υπερκαινοφανή της Κασσιόπης, έως σήμερα έχουν παρατηρηθεί περίπου 120 κ.α. Στον αριθμό αυτό δεν συμπεριλαμβάνονται οι εξωγαλαξιακοί κ.α., οι οποίοι, επειδή δεν παρουσιάζουν συστηματικές διαφορές, πρέπει να θεωρούνται ότι προκαλούνται από φαινόμενα ανάλογα με τους γαλαξιακούς κ.α. Κατά τον αστρονόμο Μπέιλι, κάθε χρόνο εμφανίζονται περίπου δέκα κ.α., οι οποίοι, στο μέγιστο της λαμπρότητάς τους ξεπερνούν το 10o μέγεθος και ένας ή δύο από αυτούς γίνονται ορατοί με γυμνό μάτι. Αν αυτή η συχνότητα εμφάνισης των κ.α. παραμένει αμετάβλητη με την πάροδο του χρόνου και αν ο Γαλαξίας υπάρχει εδώ και δέκα δισεκατομμύρια έτη, ορισμένοι αστέρες θα πρέπει να εμφανίζονται ως καινοφανείς περισσότερο από μία φορά κατά τη διάρκεια της εξέλιξής τους, γιατί δεν είναι δυνατόν τα 100 δισεκατομμύρια αστέρων του Γαλαξία να έχουν περάσει από τη φάση του καινοφανούς. Το πρόβλημα όμως αυτό δεν έχει βρει ακόμα την οριστική του λύση. Σήμερα πιστεύεται ότι η συχνότητα εμφάνισης κ.α. στον Γαλαξία μας είναι περίπου 30 ανά έτος. Η φασματοσκοπική ανάλυση δείχνει πως το φαινόμενο της φωτεινής έκρηξής τους οφείλεται σε μια ταχύτατη διαστολή των απώτατων στιβάδων του αστέρα. Ελάχιστα είναι γνωστά για τις φυσικές συνθήκες που επικρατούν στους αστέρες, οι οποίοι πρόκειται σύντομα να εκραγούν (pronova). Πάντως οι ειδικοί υποθέτουν ότι πρόκειται για αστέρες υπονάνους του φασματικού τύπου Α. Κατά την εκδήλωση του φωτεινού φαινομένου, οι φασματικές γραμμές μετατίθενται ισχυρά προς το ιώδες, γεγονός που υποδεικνύει ακτινικές ταχύτητες διαστολής έως 2.000 χλμ. /δευτ. Η ακτίνα του αστέρα αυξάνεται κατά 100 έως 400 φορές και ο αστέρας γίνεται γίγας ή υπεργίγας. Κατά την έκρηξη ο αστέρας παρουσιάζει κανονικό φάσμα απορρόφησης, αλλά στο μέγιστο της λαμπρότητας ή λίγο αργότερα εμφανίζονται ισχυρές φωτεινές γραμμές εκπομπής, που οφείλονται σε εκτοξεύσεις πυρακτωμένων αερίων. Κατά μια διαδοχική περίοδο, οι γραμμές εκπομπής και απορρόφησης διαστέλλονται, ώσπου να φαίνονται σαν φωτεινές ραβδώσεις. Το φαινόμενο αυτό οφείλεται στη μέγιστη ταχύτητα διαστολής του αστέρα και μπορεί να χρησιμοποιηθεί για τον υπολογισμό αυτής της διαστολής. Οι πρώην κ.α. (exnova), οι αστέρες δηλαδή που έχουν εκραγεί πριν από χρόνια, προσλαμβάνουν συνήθως τον φασματικό τύπο Ο και παρουσιάζουν γύρω τους μια διάχυτη νεφέλη, που οφείλεται στην εκτόξευση των αερίων. Έτσι γίνονται όμοιοι με πλανητικά νεφελώματα. Η θερμοκρασία των αστέρων αυτών κυμαίνεται μεταξύ 30.000°C και 60.000°C. Ο καινοφανής του Αετού, ο οποίος απέχει περίπου 1.200 έτη φωτός από τη Γη και παρατηρήθηκε στις 7 Ιουνίου 1918, υπήρξε από τα ωραιότερα παραδείγματα κ.α. της πρόσφατης εποχής. Με ταχύτητα διαστολής 1.500 χλμ. /δευτ., η ακτίνα του μεγάλωσε 300 φορές από την αρχική της διάσταση και, μέσα σε τρεις ημέρες, το μέγεθός του πέρασε από το 11o στο -1,5, με μέγιστο λαμπρότητας ίσο προς 30.000 Ήλιους· μετά άρχισε η φάση της μείωσης της λαμπρότητας και τον Σεπτέμβριο έφτασε στο 5o μέγεθος, για να φτάσει το 1924-25 στο αρχικό του μέγεθος (11). Ο καινοφανής του Ηρακλή (που παρατηρήθηκε από το αστεροσκοπείο του Γκρίνουιτς στις 13 Δεκεμβρίου 1934) παρουσίασε αμέσως αύξηση λαμπρότητας περίπου 100.000 φορές μεγαλύτερη από την αρχική, περνώντας από το 15o στο 3o μέγεθος. Η απόστασή του από τη Γη υπολογίζεται σε 2.000 έτη φωτός. Σχετικά με τον σχηματισμό των κ.α. έχουν διατυπωθεί διάφορες υποθέσεις. Οι εξωτερικές αιτίες, όπως η σύγκρουση με άλλα σώματα ή η ανάφλεξη με μάζες αερίων διάσπαρτων στο σύμπαν, δεν εξηγούν πλήρως ορισμένα χαρακτηριστικά του εκρηκτικού γεγονότος. Σύμφωνα με νεότερες αντιλήψεις, οι αιτίες της έκρηξης πρέπει να αναζητηθούν στην εσωτερική αστάθεια της ύλης του αστέρα και συγκεκριμένα στα φαινόμενα τα οποία συνδέονται με τα άτομα που προκαλούν ταχύτατη παραγωγή ενέργειας. Όταν η έκρηξη επηρεάζει μόνο τα επιφανειακά στρώματα του αστέρα, εμφανίζεται ένας καινοφανής· όταν, αντίθετα, η αναταραχή φτάσει έως ένα σημείο των βαθύτερων στρωμάτων, ο αστέρας εμφανίζεται ως υπερκαινοφανής (supernova). Ο υπερκαινοφανής αστέρας (supernova) 1987A, όπως φαίνεται από το τηλεσκόπιο Hubble (φωτ. NASA). Προοδευτική ανάπτυξη ενός νεφελώματος που διαστέλλεται γύρω από τον καινοφανή αστέρα που εμφανίστηκε στον αστερισμό του Αετού το 1918 (φωτ. από το αστεροσκοπείο του όρους Γουίλσον, στις 20 Ιουλίου 1922, 3 Σεπτεμβρίου 1926 και 14 Αυγούστου 1931). Προοδευτική ανάπτυξη ενός νεφελώματος που διαστέλλεται γύρω από τον καινοφανή αστέρα που εμφανίστηκε στον αστερισμό του Αετού το 1918 (φωτ. από το αστεροσκοπείο του όρους Γουίλσον, στις 20 Ιουλίου 1922, 3 Σεπτεμβρίου 1926 και 14 Αυγούστου 1931). Προοδευτική ανάπτυξη ενός νεφελώματος που διαστέλλεται γύρω από τον καινοφανή αστέρα που εμφανίστηκε στον αστερισμό του Αετού το 1918 (φωτ. από το αστεροσκοπείο του όρους Γουίλσον, στις 20 Ιουλίου 1922, 3 Σεπτεμβρίου 1926 και 14 Αυγούστου 1931). Φωτογραφία υπολείμματος του υπερκαινοφανούς αστέρα της Κασσιόπης Α’ (φωτ. ΑΠΕ).