el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el el en el el el el el el el el el el en en el el el en en en en en uk uk en el en el en en en en en en el es el el el en en el el el sv en en en en el el el el el el el el el el el el
Καλλιτεχνική απεικόνιση ενός λευκού νάνου να επισυσσωρεύει υλικό από τον μεγαλύτερο συνοδό του.
Πλέον γνωρίζουμε ότι οι καινοφανείς αστέρες είναι πυρηνικές εκρήξεις που προκαλούνται από τη συσσώρευση συμπιεσμένου υδρογόνου στην επιφάνεια ενός λευκού νάνου, που είναι συνοδός ενός άλλου άστρου, ο οποίος κάποια στιγμή υπόκειται σε πυρηνική σύντηξη με ανεξέλεγκτο τρόπο. Για να εξελιχθεί ένα διπλό σύστημα σε καινοφανή πρέπει τα δύο μέλη βρίσκονται σε μικρή απόσταση. Η έκρηξη κάνει το σύστημα να λάμπει 7 με 16 μεγέθη λαμπρότερο για κάποια ώρα, η οποία ποικίλει από καινοφανή σε καινοφανή. Οι καινοφανείς αστέρες αναγνωρίζονται τώρα ως μεταβλητοί αστέρες και για αυτό και έχουν την αντίστοιχη ονοματολογία.
1.1 Η προέλευση: Αλληλεπιδρώντες διπλοί αστέρες
1.2 Ο μηχανισμός των εκρήξεων
Η διαδικασία που προκαλεί τις εκρήξεις καινοφανών συνιστά φυσιολογικό επακόλουθο της προσαυξήσεως του λευκού νάνου με μάζα από τον συνοδό αστέρα που λαβαίνει χώρα στους κατακλυσμικούς μεταβλητούς. Τελικά η πλούσια σε υδρογόνο ύλη του άλλου αστέρα σχηματίζει ένα στρώμα πάνω στην επιφάνεια του λευκού νάνου. Καθώς το στρώμα αυτό αυξάνεται, η τεράστια βαρύτητα (η επιτάχυνση της βαρύτητας εκεί είναι περίπου 330.000 φορές μεγαλύτερη από ό,τι στην επιφάνεια της Γης) το συμπιέζει μέχρι που να εκφυλισθεί η ύλη του, δηλαδή οι τροχιές των ηλεκτρονίων να καταρρεύσουν. Στην εκφυλισμένη ύλη η συμπεριφορά διαφέρει ριζικά από εκείνη ενός συνηθισμένου κλασικού αερίου, καθώς η περιγραφή της μπορεί να γίνει μόνο με βάση τους νόμους της Κβαντομηχανικής: η πίεση είναι συνάρτηση περισσότερο της πυκνότητας παρά της θερμοκρασίας, πράγμα που στερεί από το υλικό μια βαλβίδα ασφαλείας για την αυξανόμενη θερμοκρασία του. Πάνω από μια ορισμένη θερμοκρασία αρχίζει πυρηνική σύντηξη του υδρογόνου, όμοια με εκείνη που συμβαίνει στα κέντρα των αστέρων Κύριας Ακολουθίας, εξώθερμη πυρηνική αντίδραση που αυξάνει απότομα τη θερμοκρασία του στρώματος, με αποτέλεσμα εκθετική αύξηση του ρυθμού των πυρηνικών αντιδράσεων και της παραγόμενης ενέργειας. Μέσα σε λίγες ώρες, ακόμα και ο εκφυλισμός των ηλεκτρονίων αδυνατεί να εξισορροπήσει την κατάσταση. Τότε το επιπρόσθετο στρώμα της ύλης εκτινάσσεται με εκρηκτικό τρόπο στο διάστημα. Ακριβώς αυτές οι εκρήξεις γίνονται αντιληπτές ως καινοφανείς.
Ιστορικά, ο Καινοφανής του Ηνιόχου του 1892 (Nova Aurigae 1892) στάθηκε ο πρώτος που αναγνωρίσθηκε ως μία έκρηξη, χάρη στην εφαρμογή της Φασματοσκοπίας στην Αστρονομία, αφού το φάσμα του ήταν ιδιόμορφο σε σχέση με τα φάσματα των συνηθισμένων αστέρων.[6] Από τότε οι αστρονόμοι ανακαλύπτουν και μελετούν έναν ή δύο καινοφανείς κάθε χρόνο κατά μέσο όρο. Η δραστηριότητα αυτή αποτελεί ένα πολύ καλό παράδειγμα της αγαστής συνεργασίας ερασιτεχνών και επαγγελματιών αστρονόμων, καθώς οι περισσότεροι καινοφανείς ανακαλύπτονται από ερασιτέχνες και μελετώνται από επαγγελματίες αστρονόμους. Η σύγχρονη αντίληψη για τις κοσμικές αυτές εκρήξεις άρχισε να σχηματίζεται όταν ο Merle F. Walker ανακάλυψε, το 1954, πως ο παλαιός Καινοφανής του Ηρακλέους 1934 συνιστούσε διπλό σύστημα. Το γεγονός αυτό αποκαλύφθηκε από τις μικρές (όχι εκρηκτικές), αυστηρά περιοδικές και πολύ συχνές (με περίοδο 4 ώρες και 39 λεπτά) αυξομειώσεις στο φως του που φθάνει στη Γη.[7] Οι μικρότερες αυτές μεταβολές οφείλονται στο ότι ο αστέρας κύριας ακολουθίας συμβαίνει να αποκρύπτει από εμάς τον λευκό νάνο, καθώς αμφότερα τα σώματα περιφέρονται περί το κοινό τους κέντρο μάζας. Και όπως το φως από τον λευκό νάνο παύει προσωρινά να έρχεται προς εμάς, το φως του «αστέρα» (γιατί ακόμα και με τις μεγαλύτερες μεγεθύνσεις αντιλαμβανόμαστε τους δύο αστέρες ως ένα και μόνο φωτεινό σημείο) φαίνεται να μειώνεται. Τέτοιοι αστέρες αποκαλούνται «μεταβλητοί δι' εκλείψεων». Από τη συχνότητα των εκλείψεων μπορούμε να βρούμε την περίοδο περιφοράς των δύο αστέρων περί το κοινό τους κέντρο μάζας, π.χ. 4 ώρες και 39 λεπτά στην περίπτωση του Καινοφανούς του Ηρακλέους 1934. Η απότομη μείωση του φωτός στην αρχή της κάθε εκλείψεως και η απότομη αύξηση στο τέλος της φανερώνουν ότι το αποκρυπτόμενο μέλος, αν και λαμπρότερο από το άλλο, έχει εξαιρετικά μικρή διάμετρο, περίπου ίση με τη διάμετρο της Γης, διαπίστωση που οδηγεί στο αναπόφευκτο συμπέρασμα ότι πρόκειται για λευκό νάνο. Στη συνέχεια οι Krzeminski και Kraft έδειξαν ότι και άλλοι παλαιότεροι καινοφανείς ήταν μεταβλητοί δι' εκλείψεων αστέρες, με τα μέλη τους πολύ κοντά το ένα στο άλλο, και ότι σε όλες τις περιπτώσεις ο ένας αστέρας ήταν λευκός νάνος, ενώ ο άλλος αστέρας της κύριας ακολουθίας. (Σε μεταβλητούς δι’ εκλείψεων αστέρες στους οποίους και τα δύο μέλη του συστήματος ανήκουν στην κύρια ακολουθία, παρατηρούνται δύο εκλείψεις σε κάθε περιφορά, με διαφορετική γενικά μείωση του φωτός στην κάθε έκλειψη, αφού ο ένα αστέρας αποκρύπτει τον άλλο εναλλάξ. Αλλά στην περίπτωση που το ένα μέλος είναι λευκός νάνος, η έκλειψη που αυτός προκαλεί στον άλλο αστέρα είναι αδιόρατη εξαιτίας των πολύ μικρών διαστάσεων του λευκού νάνου.) Το 1972 οι G. Siegfried Kutter, Warren M. Sparks, Sumner Starrfield και James W. Truran ανέπτυξαν προσομοιώσεις σε ηλεκτρονικούς υπολογιστές, που υπεδείκνυαν το πώς ακριβώς το αέριο από τον δίσκο προσαυξήσεως πυροδοτεί την έκρηξη.[8]
Οι ποσοτικές λεπτομέρειες δεν είναι γνωστές με ακρίβεια. Υπολογίζεται ότι αν μια μάζα αερίου εκατό φορές μεγαλύτερη από τη μάζα της Γης συσσωρευθεί στην επιφάνεια του λευκού νάνου, συμπιέζεται τόσο πολύ ώστε η πυκνότητα στη βάση αυτού του στρώματος είναι 10.000 γραμμάρια ανά κυβικό εκατοστό, παρά το ότι η θερμοκρασία ανέρχεται σε εκατομμύρια βαθμούς. Κατά τη διαδικασία της προσαυξήσεως εξάλλου αναμιγνύεται ποσότητα υλικού από το εσωτερικό του λευκού νάνου με το υλικό του επιπρόσθετου στρώματος, τροποποιώντας έτσι τη σύσταση του τελευταίου. Το γεγονός αυτό είναι σημαντικό, επειδή οι πυρήνες άνθρακα και οξυγόνου που περιέχει το εσωτερικό δρουν ως καταλύτες των θερμοπυρηνικών αντιδράσεων που περιλαμβάνει η σύντηξη του υδρογόνου σε πυρήνες ηλίου, του λεγόμενου κύκλου CNO.[9] Ως αποτέλεσμα η σύντηξη επιταχύνεται και καταλήγει αναπόφευκτα σε έκρηξη, ενώ η ευαισθησία της ταχύτητας των αντιδράσεων στη θερμοκρασία καθίσταται εξαιρετικά υψηλή: δεκαπλασιασμός της θερμοκρασίας επάγει αύξηση του ρυθμού των αντιδράσεων κατά 10 τετράκις εκατομμύρια ως 1 πεντάκις εκατομμύριο φορές. Οι προσομοιώσεις με ηλεκτρονικό υπολογιστή προβλέπουν ότι η επιφανειακή θερμοκρασία του επιπρόσθετου στρώματος κατά την έκρηξη μπορεί να φθάσει το ένα εκατομμύριο βαθμούς (Κελσίου ή Kelvin, η διαφορά μεταξύ των δύο κλιμάκων είναι 273 βαθμοί και συνεπώς καθίσταται ασήμαντη σε τέτοιες θερμοκρασίες), ενώ στη βάση του στρώματος μπορεί να υπερβαίνει τα 30 εκατομμύρια αμέσως πριν την έκρηξη και τα 200 εκατομμύρια βαθμούς επί ένα λεπτό μετά την έκρηξη. Η άνοδος της λαμπρότητας μπορεί να είναι απότομη ή σταδιακή.[10]
«Αυτό που συμβαίνει κατά βάση είναι ότι ένας νέος ήλιος δημιουργείται προσωρινά πάνω στις στάχτες ενός άλλου, νεκρού ήλιου», είπε κάποτε ο ειδικός στους καινοφανείς Bob Williams του Πανεπιστημίου της Arizona. Τα πρώτα λεπτά μιας εκρήξεως καινοφανούς δεν έχουν πάντως παρατηρηθεί ποτέ. Το υπέρθερμο πλάσμα εκτινάσσεται με ταχύτητες μεγαλύτερες των 5.000 χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο.[11] Επειδή ο όγκος του αυξάνεται αδιαβατικά, το αέριο ψύχεται. Σε λίγες ώρες η θερμική ακτινοβολία που εκπέμπει παύει να κυριαρχείται από τις ακτίνες Χ, μετατοπιζόμενη στο υπεριώδες. Ταυτόχρονα ωστόσο η επιφάνεια του ακτινοβολούντος αερίου αυξάνεται με τη διαστολή κατά χιλιάδες φορές, με αποτέλεσμα ο καινοφανής να γίνεται φωτεινότερος, παρά την ψύξη. Στη συνέχεια λαβαίνει χώρα μια ακόμα ενδιαφέρουσα μεταβολή. Αρχικά το διαστελλόμενο αυτό κέλυφος αποτελείται όπως είπαμε από πλάσμα (θερμό αέριο ηλεκτρονίων και ιόντων). Καθώς όμως ψύχεται, φθάνει σε ένα σημείο που η θερμοκρασία του πέφτει κάτω των 10.000 περίπου βαθμών Kelvin.[12] Τότε, στη συγκεκριμένη μεγάλη πυκνότητα, τα ηλεκτρόνια αρχίζουν να επανασυνδέονται με τα ιόντα, σχηματίζοντας άτομα που είτε είναι ηλεκτρικώς ουδέτερα, είτε τους λείπει ένα μόνο ηλεκτρόνιο. Τα άτομα αυτά διαθέτουν πολλά ενεργειακά επίπεδα και μπορούν να απορροφήσουν δεκάδες εκατομμύρια διαφορετικά μήκη κύματος φωτός. Οι σημαντικότεροι απορροφητές ακτινοβολίας είναι τα ιόντα ή άτομα με ατομικούς αριθμούς περί το 26 (σίδηρος). Αυτά τα ιόντα και άτομα εμποδίζουν τη διαφυγή του μεγαλύτερου μέρους της υπεριώδους ακτινοβολίας, δηλαδή του μεγαλύτερου τμήματος της εκπεμπόμενης ενέργειας σε εκείνη τη φάση. Μια ομάδα αστρονόμων που μελέτησε αυτή τη φάση, την αποκάλεσε «το σιδηρούν παραπέτασμα».[11] Η ενέργεια όμως που απορροφάται από το παραπέτασμα επανεκπέμπεται σχεδόν ελεύθερα σε μεγαλύτερα μήκη κύματος: ως ορατό φως και υπέρυθρο. Τελικά, καθώς η ψύξη έχει μετατοπίσει έτσι κι αλλιώς την κορυφή του θερμικού φάσματος (φάσμα μέλανος σώματος) στο ορατό φως, η εκπομπή στο υπεριώδες φθάνει σε ένα ελάχιστο και αρχίζει να αυξάνεται. Η επανάκαμψη αυτή, συνήθως μετά από δύο ή τρεις ημέρες, προκαλείται από τη μεγάλη πλέον πτώση της πυκνότητας του αερίου.[12] Τότε τα στοιχεία της ομάδας του σιδήρου ιονίζονται και πάλι, με αποτέλεσμα να αφήνουν ελεύθερη τη διέλευση της υπεριώδους ακτινοβολίας. Η διαδικασία αυτοενισχύεται, αφού η ακτινοβολία που τώρα φθάνει ευκολότερα από το εσωτερικό της υπέρθερμης αυτής σφαίρας ιονίζει ακόμα περισσότερο τα άτομα, που με τη σειρά τους καθίστανται ακόμα πιο αδιαφανή στην ακτινοβολία.[11] Το «σιδηρούν παραπέτασμα» αίρεται και, μέσα σε δύο περίπου μήνες, η υπεριώδης ακτινοβολία που εκπέμπει ο καινοφανής φθάνει και πάλι σε ένα μέγιστο.[11] Κατά το ίδιο χρονικό διάστημα, η λαμπρότητα του καινοφανούς στο ορατό φως μειώνεται. Η ολική («βολομετρική») λαμπρότητα του κεντρικού λευκού νάνου όμως παραμένει σταθερή. Το μέγιστο της ακτινοβολίας οπισθοχωρεί και πάλι προς τα μικρότερα μήκη κύματος, και μάλιστα εμφανίζεται και πάλι εκπομπή ακτίνων Χ χαμηλής ενέργειας, καθώς αποκαλύπτεται η επιφάνεια του λευκού νάνου πίσω από το ολοένα και αραιότερο κέλυφος του διαστελλόμενου αερίου.[11] Οι ακτίνες Χ μπορεί να συνεχίσουν να εκλύονται επί πολλά χρόνια.
Το αέριο που εκτοξεύεται διακρίνεται χονδρικά σε δύο κατηγορίες. Η πρώτη περιλαμβάνει αέριο που κινείται με υψηλότερη ταχύτητα και έχει εκτοξευθεί ομοιογενώς, ενώ η δεύτερη κατηγορία περιλαμβάνει αέριο που κινείται με μικρότερες ταχύτητες και βρίσκεται συμπυκνωμένο σε «θρόμβους». Η δημιουργία των συμπυκνώσεων φαίνεται ότι συνδέεται με την ανάμιξη μεγάλης ποσότητας υλικού από το εσωτερικό του λευκού νάνου κατά τη βίαιη και τυρβώδη φάση της εκρήξεως, πέρα από την ανάμιξη που συμβαίνει, όπως αναφέραμε, επί αιώνες στην ήπια φάση της προσαυξήσεως. Πραγματικά, το εκτοξευόμενο υλικό εμφανίζει, στην περίπτωση λευκού νάνου οξυγόνου-νέου-μαγνησίου (ONeMg), περιεκτικότητες σε οξυγόνο, νέο, άζωτο και αργίλιο (αλουμίνιο) πάνω από τριάντα φορές μεγαλύτερες από τις αντίστοιχες του υλικού που προέρχεται από τον άλλο αστέρα, και που θα πρέπει να είναι σχεδόν ίδιες με εκείνες του Ηλίου.[13] Μήπως όμως τα στοιχεία αυτά δημιουργήθηκαν κατά την έκρηξη στη βάση του προσαυξητικού στρώματος; Πρόσφατες θεωρητικές μελέτες υποδεικνύουν ότι η πυρηνοσύνθεση εκεί οδηγεί κυρίως στη σύνθεση άλλων πυρήνων, με χαρακτηριστική περίπτωση αυτή του ισοτόπου του Na-22.[14] Μελέτες των εκπομπών καινοφανών στο υπέρυθρο έχουν δείξει ότι σχηματίζουν κόκκους σκόνης, και μάλιστα έγινε δυνατή η παρατήρηση του σχηματισμού των κόκκων σε πραγματικό χρόνο και η παρακολούθηση των μεταβολών των γραμμών εκπομπής στα φάσματά τους με την πάροδο του χρόνου. Οι ίδιες μελέτες απέδειξαν ότι όλα τα είδη κόκκων που ανιχνεύονται στο διάστημα (άνθρακα, πυριτικών, ανθρακούχου πυριτίου, ακόμα και πολυκυκλικών αρωματικών υδρογονανθράκων) παράγονται στην εκτινασσόμενη ύλη των καινοφανών.[12] Ενδεικτικά, βρέθηκε ότι ο Καινοφανής της Αλώπεκος 1987 (QV Αλώπεκος) παρήγαγε και τα 4 παραπάνω είδη κόκκων. Η διάρκεια ζωής της φωτεινής αναλαμπής που από την αρχαιότητα γινόταν αντιληπτή ως «καινοφανής» εξαρτάται από τη μάζα του φορέα της λευκού νάνου. Λευκοί νάνοι με μεγαλύτερη μάζα (το ανώτατο όριο είναι 1,4 φορές η μάζα του Ήλιου, γνωστό ως «Όριο Τσαντρασεκάρ») συμπιέζουν εντονότερα το συσσωρευμένο αέριο. Στην περίπτωση αυτή η θερμοπυρηνική σύντηξη αρχίζει πριν συσσωρευθεί μεγάλη ποσότητα αερίου και το απόθεμα εξαντλείται γρήγορα, πράγμα που έχει ως ορατό αποτέλεσμα έναν βραχύβιο καινοφανή. Συνήθως όμως οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις στην επιφάνεια του λευκού νάνου διαρκούν πολλούς μήνες μετά την αρχική έκρηξη. Αν ένας λευκός νάνος υπερβεί το όριο Chandrasekhar τότε εκρήγνυνται όχι ως καινοφανής αλλά ως υπερκαινοφανής αστέρας.[15]
Ένα ενδιαφέρον χαρακτηριστικό είναι ότι η μάζα που εκτοξεύεται παρ'όλη την βιαιότητα του φαινομένου δεν ξεπερνά το 1/10.000 της μάζας του Ήλιου, σχετικά μικρό σε σχέση με τη μάζα του λευκού νάνου. Επίσης μόνο το 5% του δίσκου προσαύξησης συντήκεται κατά τη διάρκεια της έκρηξης.[9]
Είναι προφανές ότι, καθώς μετά την έκρηξη η μεταφορά ύλης από τον αστέρα κύριας ακολουθίας μπορεί να συνεχισθεί, ένα νέο στρώμα πρόσθετης ύλης σχηματίζεται πάνω στην επιφάνεια του λευκού νάνου και, με την πάροδο των ετών, το ίδιο σύστημα μπορεί να δώσει και άλλες εκρήξεις καινοφανούς. Τέτοιες περιπτώσεις έχουν πράγματι καταγραφεί και ονομάζονται «επαναληπτικοί καινοφανείς» (recurrent novae). Εδώ ο ελάχιστος χρόνος μεταξύ δύο διαδοχικών εκρήξεων είναι 9 χρόνια, επίδοση που κατέχει ο U Σκορπιού. Ο φωτεινότερος επαναληπτικός καινοφανής είναι ο T Βορείου Στεφάνου, που στις εκρήξεις του καθίσταται εύκολα ορατός με γυμνό μάτι. Αλλά αφού μετά την έκρηξη η μεταφορά υδρογόνου μπορεί να συνεχισθεί σε κάθε περίπτωση, με νέο στρώμα να σχηματίζεται στην επιφάνεια του λευκού νάνου και προφανώς να εκρήγνυται κάποτε, δεν είναι τελικά όλες οι περιπτώσεις καινοφανών επαναληπτικοί καινοφανείς; Η απάντηση είναι ναι. Μόνο που στους συνηθισμένους καινοφανείς, οι οποίοι ονομάζονται πλέον κλασικοί καινοφανείς, το χρονικό διάστημα μεταξύ δύο διαδοχικών εκρήξεων ενός αστέρα ανέρχεται σε πολλές εκατοντάδες ή χιλιάδες χρόνια, ο κύκλος δηλαδή των εκρήξεων έχει διάρκεια πολύ μεγάλη για τα μέτρα του ανθρώπινου πολιτισμού, με αποτέλεσμα να απουσιάζουν ιστορικές καταγραφές δύο ή περισσότερων εκρήξεων που να αφορούν τον ίδιο αστέρα. Για τον λόγο αυτό λοιπόν, καθαρά ανθρωπογενή, τα ειδικά εκείνα συστήματα στα οποία, όπως είπαμε, ο αστέρας κύριας ακολουθίας έχει εξελιχθεί αρκετά, ώστε η μεταφορά μάζας να είναι ταχύτερη, ενώ η ισχύς των εκρήξεων είναι μικρότερη, γίνονται αντιληπτοί ως «επαναληπτικοί καινοφανείς» με τυπικό κύκλο μερικών δεκαετιών, και κατοχύρωσαν πλέον την ονομασία αυτή στην ταξινόμηση των καινοφανών.
Ο V803 Κενταύρου συνιστά μια πραγματικά ξεχωριστή περίπτωση, εφόσον θεωρείται ότι και τα δύο μέλη του συστήματος είναι λευκοί νάνοι που διαθέτουν δίσκο προσαύξησης που κυριαρχεί το ήλιο.[16]Το πώς η συμπεριφορά ενός συστήματος τόσο διαφορετικού από όλα τα είδη καινοφανών μοιάζει με εκείνη ενός νάνου καινοφανούς, συνιστά μια πρόκληση για τη θεωρητική προσέγγιση των καινοφανών. Βέβαια ο V803 Κενταύρου αποτελεί τον ταχύτερο νάνο καινοφανή, με εκρήξεις κάθε 23 ώρες.[16][17] Το «ρεκόρ» αυτό αποτελεί το άλλο άκρο των περιόδων χιλιάδων ετών μεταξύ διαδοχικών εκρήξεων των κλασικών καινοφανών.
Μία άλλη κατηγορία καινοφανών είναι οι «νάνοι καινοφανείς» (dwarf novae). Πρόκειται ουσιαστικά για ένα είδος κατακλυσμικών μεταβλητών με φάσεις ηρεμίας που εναλλάσσονται με φάσεις μεγάλης λαμπρότητας κατά ημιπεριοδικό τρόπο. Η μέγιστη λαμπρότητα των νάνων καινοφανών δεν υπερβαίνει το 200πλάσιο της ελάχιστης. Τουλάχιστον δύο θεωρητικές προσεγγίσεις έχουν αναπτυχθεί για την ερμηνεία τους: το μοντέλο αστάθειας δίσκου και το μοντέλο ανώμαλης μεταφοράς μάζας. Υποδιαιρούνται συνήθως σε τρεις τύπους που φέρουν τα ονόματα ισάριθμων νάνων καινοφανών: U Διδύμων, Z Καμηλοπαρδάλεως και SU Μεγάλης Άρκτου.
Οι «καινοφανείς ακτίνων Χ» είναι διπλά συστήματα που δεν περιλαμβάνουν καν ένα λευκό νάνο. Αποτελούνται, όπως και πολλές άλλες πηγές ακτίνων Χ στον ουρανό, από ένα αστέρα της Κύριας Ακολουθίας και ένα αστέρα νετρονίων ή μια μαύρη τρύπα.[18] Σε τέτοια συστήματα η τρομακτική βαρύτητα του συμπαγούς μέλους συμπιέζει τόσο πολύ το υλικό που προσπίπτει στον δίσκο προσαυξήσεως από τον αστέρα Κύριας ακολουθίας, ώστε αυτός θερμαίνεται σε θερμοκρασίες εκατομμυρίων βαθμών και εκπέμπει ακτίνες Χ. Οι εκρήξεις των καινοφανών ακτίνων Χ συνιστούν απλά γεγονότα τροφοδοσίας του δίσκου (ή και της επιφάνειας του συμπαγούς σώματος στην περίπτωση του αστέρα νετρονίων) με μεγάλες ποσότητες υλικού. Δεν σημειώνεται δηλαδή καθόλου θερμοπυρηνική έκρηξη. Η διάρκεια της αναλαμπής ενός μέσου καινοφανούς ακτίνων Χ είναι αρκετά μεγάλη, φθάνοντας ίσως και το ένα έτος. Μια εξαίρεση ωστόσο συγκέντρωσε την προσοχή πολλών αστρονόμων: ο τεχνητός δορυφόρος ακτίνων Χ Rossi (Rossi XTE, X-ray Timing Explorer) και ο αντίστοιχος ακτίνων γ Compton (Compton GRO, Gamma-Ray Observatory) ανίχνευσαν μια ισχυρή έκρηξη στις 31 Μαρτίου 1998, που ταυτοποιήθηκε στο ορατό φως και στα ραδιοκύματα ως μια αναλαμπή του μεταβλητού αστέρα CI Καμηλοπαρδάλεως, ενός καινοφανούς ακτίνων Χ. Αλλά αντί να διαρκέσει για πολλούς μήνες, η αναλαμπή έσβησε μέσα σε 50 μόλις ώρες! Ταυτόχρονα, σε ραδιοαστρονομικές παρατηρήσεις με το VLA, που προσέφεραν μεγάλες μεγεθύνσεις, φάνηκαν δύο καμπυλωμένοι πίδακες από πλάσμα υψηλής ταχύτητας να εκτινάσσονται από τον αστέρα.[19] Σύμφωνα με τον R. Mark Wagner η πιθανότερη ερμηνεία είναι ότι ο δίσκος δεχόταν υλικό με ήπιο και σταθερό ρυθμό, όταν ξαφνικά από τον αστέρα-δότη αποσπάσθηκε ένας μεγάλος όγκος υλικού, που επέπεσε όλος μαζί. Η υπερβολική ποσότητα προκάλεσε τη βίαιη αντίδραση του συστήματος δίσκου-αστρικού πτώματος και την εκτίναξη του μεγαλύτερου μέρους του νέου υλικού στο διάστημα με τη μορφή των πιδάκων. Για το λόγο αυτό η αναλαμπή δεν είχε τη συνηθισμένη μεγάλη διάρκεια.
Οι «καινοφανείς ηλίου» αποτελούν μία ιδιαίτερη περίπτωση στην οποία δεν παρατηρούνται οι γραμμές εκπομπής του υδρογόνου. Αυτό μπορεί να οφείλεται σε έκρηξη ενός κελύφους ηλίου σε ένα λευκό νάνο. Προτάθηκε από τους Κάτο, Σάιο και Χατσίσου το 1989. Ο πρώτος υποψήφιος καινοφανής ηλίου ήταν ο V445 Puppis το 2000.[20] Από τότε, άλλες τέσσερις εκρήξεις έχουν προταθεί ως καινοφανείς ηλίου.[21]
Μια έκρηξη καινοφανούς ταξινομείται επίσης ως αργή ή ταχεία, σύμφωνα με τον ρυθμό μειώσεως του φωτός μετά το μέγιστο.[22] Αλλά και η αύξηση του φωτός πριν από το μέγιστο, η λεγόμενη προμέγιστη φάση (premaximum) είναι ταχύτερη στις ταχείες εκρήξεις, με τυπική διάρκεια ένα εικοσιτετράωρο ή και λιγότερο. Υπάρχει επίσης η κατάταξη αναφορικά με το αν ο λευκός νάνος είναι άνθρακα-οξυγόνου (CO, η συνηθέστερη κατηγορία λευκών νάνων σύμφωνα με τη σύστασή τους) ή οξυγόνου-νέου-μαγνησίου (ONeMg).[13]
Εφόσον σήμερα πλέον αντιλαμβανόμαστε από ταξινομικής πλευράς τους καινοφανείς ως μεταβλητούς αστέρες, που συναποτελούν μάλιστα μαζί με τους υπερκαινοφανείς, τους αστέρες εκλάμψεων (τύπου UV Κήτους) και τους αστέρες τύπου R Βορείου Στεφάνου, την τάξη των λεγόμενων εκρηκτικών μεταβλητών, δεν υπάρχει λόγος να μη τους δίνονται και ονόματα όμοια με αυτά που έχει παραδοσιακά επικρατήσει να δίνονται στους μεταβλητούς γενικά: Είτε με 1 ή 2 κεφαλαία γράμματα του λατινικού αλφαβήτου ακολουθούμενα από το όνομα του αστερισμού, είτε με το γράμμα V (από το variable = μεταβλητός) ακολουθούμενο από αύξοντα αριθμό και το όνομα του αστερισμού. Είδαμε ότι οι κατακλυσμικοί μεταβλητοί, καθώς και οι επαναληπτικοί και νάνοι καινοφανείς, ως ασθενέστεροι, λαβαίνουν ήδη τέτοια ονόματα. Η τακτική άρχισε τώρα να επεκτείνεται και στους κλασικούς καινοφανείς όταν ο αστέρας που προκαλεί την έκρηξη μπορεί να προσδιορισθεί πριν την έκρηξη σε χάρτες ή φωτογραφικές επισκοπήσεις του ουρανού. Π.χ. οι προαναφερθέντες Καινοφανής του Ηρακλέους 1934 και Καινοφανής του Ηνιόχου 1892 έχουν λάβει τις ονομασίες DQ Ηρακλέους (DQ Herculis ή DQ Her διεθνώς) και T Ηνιόχου (T Aur). Παρόμοια, ο Καινοφανής της Λύρας 1919 ταυτίζεται με τον HR Λύρας, ενώ ο Καινοφανής του Δελφίνος 1967 με τον HR Δελφίνος.
Ο καινοφανής του Κύκνου 1992 από το ΔΤΧ.
Πολλή επιστημονική έρευνα έγινε και νέα συμπεράσματα εξάχθηκαν από τον Καινοφανή του Κύκνου 1992, γνωστότερο ως V1974 Κύκνου, που επιβεβαίωσε οριστικά το «σιδηρούν παραπέτασμα» (βλ. παραπάνω).[11] Υπάρχουν αρκετές άλλες ενδιαφέρουσες περιπτώσεις μεμονωμένων καινοφανών που θα άξιζε να αναφερθούν. Υπολογίζεται ότι ο ένας ή οι δυο-τρεις καινοφανείς που ανακαλύπτονται κάθε χρόνο αποτελούν το 5% περίπου των 30 (κατά μέσο όρο) τέτοιων εκρήξεων που συμβαίνουν μόνο στον Γαλαξία μας ανά έτος. Το υπόλοιπο 95% κρύβεται από τη σκόνη του διαστήματος. Ιδού μερικά παραδείγματα καινοφανών:
Ο πρώτος σημαντικός καινοφανής του εικοστού αιώνα υπήρξε ο Καινοφανής του Περσέως 1901, ένας αστέρας σε απόσταση περίπου 1.700 ετών φωτός από τη Γη, που αύξησε τη λαμπρότητά του δέκα χιλιάδες φορές μέσα σε 27 ώρες. Στη συνέχεια παρουσίασε κέλυφος απομακρυνόμενο με ταχύτητα 1.200 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο.[23]
Ο εγγύτερος καινοφανής από τους παλαιότερους υπήρξε ο Καινοφανής του Αετού 1918, σε απόσταση 1.200 ετών φωτός από τη Γη. Η λαμπρότητα του συστήματος αυτού φαίνεται ότι αυξήθηκε όταν εξερράγη κατά 160.000 φορές. Στη συνέχεια παρουσίασε κέλυφος απομακρυνόμενο με ταχύτητα 1.700 χιλιόμετρα το δευτερόλεπτο. Επίσης με μέγεθος -1,4 είναι ο λαμπρότερος καινοφανής που παρατηρήθηκε τον 20ο αιώνα.
Στον ίδιο αστερισμό, εκτός από τον σχετικώς πρόσφατο καινοφανή V1494 Αετού (1999), είχαμε και τον Καινοφανή του Αετού 1982, ή V1370 Αετού, που ανακαλύφθηκε στις 27 Ιανουαρίου 1982 από τον Ιάπωνα ερασιτέχνη Minoru Honda, και ερευνήθηκε αργότερα από τους επαγγελματίες με τον τεχνητό δορυφόρο IUE, το Τηλεσκόπιο Υπερύθρου του Ηνωμένου Βασιλείου (UKIRT) στο Mauna Kea της Χαβάης και τη διάταξη ραδιοτηλεσκοπίων στο Westerbork της Ολλανδίας.
Ο Καινοφανής των Ιστίων 1999 ανακαλύφθηκε από τους Peter Williams (Αυστραλία) και Alan C. Gilmore (Νέα Ζηλανδία) στις 22 Μαΐου 1999. Κατά το μέγιστό του ήταν 3,6 φορές φωτεινότερος (είχε φαινόμενο μέγεθος 2,8) από όσο ο V1974 Κύκνου στο δικό του μέγιστο. Αν ήταν καλύτερα ορατός από το Βόρειο Ημισφαίριο της Γης, ασφαλώς θα είχε γνωρίσει πολύ μεγαλύτερη δημοσιότητα και θα είχε μελετηθεί περισσότερο.
Ο Ηρακλής, εκτός από τον παλαιό καινοφανή του 1934, έχει να επιδείξει και τον Καινοφανή του Ηρακλέους 1991, ο οποίος σημείωσε την ταχύτερη αρχική πτώση λαμπρότητας που καταγράφηκε ποτέ για καινοφανή.
Ο QU Αλώπεκος (ή Καινοφανής της Αλώπεκος 1984 #2) φαίνεται ότι σχημάτισε σκόνη διοξειδίου του πυριτίου, αφού το φάσμα του στο υπέρυθρο παρουσίαζε αμφότερες τις χαρακτηριστικές γραμμές του διοξειδίου αυτού σε μήκη κύματος 10 και 20 μm.[24]
Μερικοί άλλοι ενδιαφέροντες κλασικοί καινοφανείς των τελευταίων δεκαετιών, γνωστοί και με τα ονόματά τους ως μεταβλητοί, υπήρξαν οι V1668 Κύκνου (έτος 1978), V693 Νοτίου Στεφάνου (1981), GQ Μυίας (1983), OS Ανδρομέδας (1986), V842 Κενταύρου (1986), δύο καινοφανείς στον γειτονικό γαλαξία Μέγα Νέφος του Μαγγελάνου το 1988 και άλλοι δύο το 1990, κλπ..
↑ «How Massive Single Stars End Their Life», A. Heger, C.L. Fryer, S.E. Woosley, N. Langer, and D.H. Hartmann, The Astrophysical Journal 591, #1 (2003), pp. 288–300.
↑ 2,0 2,1 2,2 2,3 Paczyński, B. (1971). «Evolutionary Processes in Close Binary Systems». Annual Review of Astronomy and Astrophysics 9: 183. doi:10.1146/annurev.aa.09.090171.001151. Bibcode: 1971ARA&A...9..183P. http://adsabs.harvard.edu/full/1971ARA%26A...9..183P. Ανακτήθηκε στις 2010-07-29.
↑ Paczynski, B. (28 Ιουλίου - 1 Αυγούστου 1975). «Common Envelope Binaries». Structure and Evolution of Close Binary Systems. Cambridge, England: Dordrecht, D. Reidel Publishing Co., pp. 75–80. http://adsabs.harvard.edu/abs/1976IAUS...73...75P. Ανακτήθηκε στις 2007-01-08.
↑ K.A. Postnov· L.R. Yungelson (2006). «The Evolution of Compact Binary Star Systems». Living Reviews in Relativity. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 26 Σεπτεμβρίου 2007. Ανακτήθηκε στις 8 Ιανουαρίου 2007.
↑ E.M. Sion· F.H. Cheng· K.S. Long· P. Szkody· R.L. Gilliland· M. Huang. «Hubble Space Telescope FOS spectroscopy of the ultrashort-period dwarf nova WZ Sagittae: The underlying degenerate». The Astrophysical Journal. σελίδες 957–962. Bibcode:1995ApJ...439..957S. ISSN 0004-637X. Ανακτήθηκε στις 10 Αυγούστου 2010.
↑ Campbell, W. W. (1892). «The Spectrum of Nova Aurigæ» (gif). Publications of the Astronomical Society of the Pacific: 231. doi:10.1086/120508. http://adsabs.harvard.edu/full/1892PASP....4..231C.
↑ Walker, Merle F (1954). «Nova DQ Herculis (1934): an Eclipsing Binary with Very Short Period» (gif). Publications of the Astronomical Society of the Pacific 66: 230. doi:10.1086/126703. Bibcode: 1954PASP...66..230W. http://cdsads.u-strasbg.fr/full/1954PASP...66..230W.
↑ G. Siegfried Kutter, Warren M. Sparks, Sumner Starrfield, James W. Truran (1972). «CNO Abundances and Hydrodynamic Models of the Nova Outburst» (gif). ApJ: 169. doi:10.1086/151619. Bibcode: 1972ApJ...176..169S. http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1972ApJ...176..169S. Ανακτήθηκε στις 10-08-10.
↑ 9,0 9,1 Prialnik, Dina. "Novae", pp. 1846-56, in Paul Murdin, ed. Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics. London: Institute of Physics Publishing Ltd and Nature Publishing Group, 2001. ISBN 1-56159-268-4
↑ AAVSO Variable Star Of The Month: May 2001: Novae
↑ 11,0 11,1 11,2 11,3 11,4 11,5 Hauschildt, P. H.; Starrfield, S.; Austin, S.; Wagner, R. M.; Shore, S. N.; Sonneborn, G. (1994). «Non-LTE model atmosphere analysis of Nova Cygni 1992 (abstract)». Astrophysical Journal 422: 831-844. doi:10.1086/173775. ISSN 0004-637X. Bibcode: 1994ApJ...422..831H. http://adsabs.harvard.edu/abs/1994ApJ...422..831H. Ανακτήθηκε στις 29-07-10.
↑ 12,0 12,1 12,2 D. Ennis; S. Beckwith; I. Gatley; K. Matthews; E. E. Becklin; J. Elias; G. Neugebauer; S. P. Willner (1977). «Infrared observations of Nova Cygni 1975». Astrophysical Journal 214: 478 - 487. doi:10.1086/155273. Bibcode: 1977ApJ...214..478E. http://adsabs.harvard.edu/doi/10.1086/155273. Ανακτήθηκε στις 2010-07-29.
↑ 13,0 13,1 Smits, Derck P. (1991). «ONeMg novae and the evolution of their shells». Royal Astronomical Society 248: 20-26. Bibcode: 1991MNRAS.248...20S. http://adsabs.harvard.edu/full/1991MNRAS.248...20S.
↑ «Nuclear Uncertainties in the NeNa-MgAl Cycles». Ανακτήθηκε στις 28 Ιουλίου 2010.
↑ The Possible White Dwarf-Neutron Star Connection, R. Canal and J. Gutierrez, arXiv:astro-ph/9701225v1, January 29, 1997.
↑ 16,0 16,1 Patterson, J.; Walker, S.; Kemp, J.; O'Donoghue, D.; Bos, M.; Stubbings, R. (2000). V803 Centauri: A Helium-rich Dwarf Nova. ISSN 0004-6280. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 2008-11-20. https://web.archive.org/web/20081120153157/http://cbastro.org/results/highlights/v803cen/v803cen.pdf. Ανακτήθηκε στις 2011-09-10.
↑ Paula Szkody· Kaori Nishikida· William Liller (2000). «An X‐Ray Study of the Helium‐Disk Dwarf Nova V803 Centauri». The University of Chicago Press on behalf of the Astronomical Society of the Pacific.
↑ Dynamical evidence for a black hole in the eclipsing X-ray nova GRO J1655 – 40, ανακτήθηκε 09-08-10
↑ Amy J. Mioduszewski, Michael P. Rupen (2004). «CI Camelopardalis: A Shell-shocked X-Ray Nova». The Astrophysical Journal 615: 432. doi:10.1086/424376. http://iopscience.iop.org/0004-637X/615/1/432/pdf/0004-637X_615_1_432.pdf.
↑ Kato, Mariko; Hachisu, Izumi (December 2003). «V445 Puppis: Helium Nova on a Massive White Dwarf». The Astrophysical Journal 598 (2): L107–L110. doi:10.1086/380597. Bibcode: 2003ApJ...598L.107K.
↑ Rosenbush, A. E. (September 17–21, 2007). Klaus Werner and Thomas Rauch, επιμ. List of Helium Novae. Eberhard Karls University, Tübingen, Germany. Bibcode: 2008ASPC..391..271R.
↑ Brian Warner. Cataclysmic Variable Stars. 052154209X.
↑ http://www.noao.edu/image_gallery/html/im0008.html Αρχειοθετήθηκε 2010-05-28 στο Wayback Machine. (NOAO)
↑ Schwarz, Greg J. (2002). «A New Abundance Analysis of the ONeMg Nova QU Vulpeculae» (pdf). ApJ: 940-950. doi:10.1086/342234. Bibcode: 2002ApJ...577..940S. http://iopscience.iop.org/0004-637X/577/2/940/pdf/55683.web.pdf. Ανακτήθηκε στις 11-08-10.
Δανέζης, Μάνος & Θεοδοσίου, Στράτος: Το Σύμπαν που αγάπησα (Εισαγωγή στην Αστροφυσική), τόμος Α, εκδόσεις Δίαυλος (Αθήνα 1999)
Bruning, David: «Neon Nova», περιοδικό Astronomy, Ιούλιος 1993
Sahade, J., McCluskey, G.E., Kondo, Y. (eds.): The Realm of Interacting Binary Stars, Kluwer Academic Publishers (1993)