Katastrofy kosmiczne
Najjaśniejszą nową naszego stulecia była Nova 1918 r. w gwiazdozbiorze Orła. Dawniejsze zdjęcia tej okolicy nieba wykazały, że przed rozbłyśnięciem swym świeciła ona jako słaba, niedostępna oku nieuzbrojonemu, gwiazdka 11 wielkości. Na fotografii uzyskanej 5 czerwca 1918 r. w obserwatorium w Heidelbergu była ona 10,5 wielkości, lecz dwa dni później, według zdjęcia obserwatorium Harvard College, blask jej wzrósł do 6 wielkości gwiazdowej. 8 czerwca świeciła już ona jako gwiazda 1 wielkości, a dnia następnego przewyższała blaskiem wszystkie gwiazdy nieba, z wyjątkiem Syriusza. Od tej chwili światło jej słabło, wykazując niezbyt regularne oscylacje, a pod koniec 1918 r. osiągnęła ona 6 wielkość gwiazdową. Obecnie gwiazda ta wróciła do swej dawnej niepozorności, tj. do 11 wielkości. Natężenie światła tej gwiazdy uległo dużym wahaniom. Ponieważ różnica jednej wielkości gwiazdowej odpowiada 2,5 krotnemu stosunkowi natężenia światła, więc pojaśnienie o 12 wielkości gwiazdowych świadczy o sześćdziesięciu – tysięczno krotnym wzroście natężenia światła *).
Badania dalszych nowych gwiazd, jak Nova Cygni 1920, Nova Pictoris 1925, Nova Herculis 1934, Nova Lacertae 1936 i wielu innych potwierdziły i uzupełniły szczegóły charakteru przebiegu zjawiska nowej.
Przedstawia się on jak następuje. Słaba, w granicach od 10 do 16 wielkości, gwiazdka nagle ulega gwałtownemu, wybuchowemu wzrostowi swego blasku, jaśniejąc w przeciągu kilkunastu godzin o mniej więcej 10 wielkości gwiazdowych, czemu odpowiada zwiększenie natężenia światła 10.000 razy. Po szybkim osiągnięciu maksimum, blask zaczyna powoli opadać, wykazując mniej lub więcej regularne oscylacje; po upływie kilku lat gwiazda wraca do swego dawnego, przedwybuchowego blasku. W tym stadium niektóre nowe wykazują w dalszym ciągu nieznaczne zmiany światła o nieregularnym charakterze, inne zaś odznaczają się stałością blasku.
Dla niektórych nowe udało się wyznaczyć odległości ich od nas (metodą pośrednią, nie trygonometryczną), dzięki czemu można było obliczyć wielkość absolutną, tj. wielkość gwiazdy umieszczonej w pewnej umownej standardowej odległości. To zaś pozwala porównać jej światło ze światłem naszego Słońca. Przeciętna wielkość absolutna dziewięciu nowych wypada — 7, co oznacza, że każda z nich promieniowała podczas maksimum przeciętnie 70.000 razy więcej światła, niż nasze Słońce.
Zmianom blasku towarzyszą charakterystyczne zmiany widma. Nie wchodząc w szczegóły techniczne struktury widma, rozpatrzymy wnioski, do których prowadzi nas analiza widmowa.
Nagłemu zwiększeniu natężenia światła nowej towarzyszy gwałtowna ekspansja gwiazdy i to z szybkością około 2000 km/sek. Ruch gazów atmosfery ma więc charakter wybuchowy i skierowany jest wszędzie odśrodkowo. W pierwszym stadium zmiany blasku temperatura powierzchni, a więc l promieniowania na jednostkę powierzchni gwiazdy, wzrasta nieznacznie. Przyczyną pojaśnienia gwiazdy jest więc zwiększenie jej powierzchni, będącej następstwem ekspansji gwiazdy. Tak np. Nova Aquilae 1918 zwiększyła podczas maximum blasku swój promień stokrotnie. Pewne osobliwości widma świadczą o tym, że w okresie największego blasku gwiazda wyrzuca kolejno w przestrzeń nie jedną powłokę gazową, lecz kilka koncentrycznych. Powłoki takie nie zawsze posiadają prawidłową, jednorodną strukturę; mogą to być nawet obłoki, albo strumienie gazów.
W okresie ubywania blasku temperatura powierzchni gwiazdy wzrasta, dochodząc do 50.000 — 60.000 stopni, co pociąga za sobą zwiększenie wydajności promieniowania na jednostkę powierzchni. Spadek blasku w tych okolicznościach może być jedynie następstwem zmniejszania się jej powierzchni czyli szybkiego kurczenia się gwiazdy.
Niezmiernie ciekawe zjawiska towarzyszyły wybuchom Nova Aquilae 1918 i Nova Persei 1901.
W pierwszym wypadku dostępna była bezpośredniej obserwacji rozszerzająca się dokoła gwiazdy, a wyrzucona z niej, powłoka gazowa. Sześć miesięcy po rozbłyśnięciu gwiazdy widoczny był przez teleskop zielonkawy, mglisty pierścień, otaczający gwiazdę; średnica tego pierścienia zwiększała się ze stałą szybkością 2 sekund łuku rocznie. Ponieważ liniowy przyrost średnicy tego pierścienia znany był z pomiarów spektroskopowych (z prędkości rozszerzania się powłoki gazowej), można było znaleźć odległość samej gwiazdy.
Innego rodzaju zjawisko zaobserwowano przy Nova Persei. Była ona otoczona mglistym, słabo świecącym obłokiem, na którego tle wyróżniał się znacznie jaśniejszy od tła pierścień. Promień tego pierścienia powiększał się o 10 minut luku rocznie. Szacowania odległości gwiazdy wskazywały, że szybkości liniowe, odpowiadające takim przemieszczeniom kątowym, musiały być rzędu szybkości światła. Wyjaśnienie zjawiska nasuwało się przeto samo przez się. W okresie maximum blasku gwiazda była bardzo jasna w przeciągu kilku zaledwie dni, po czym szybko zaczęła tracić na jasności. Bardzo silne światło, które wyszło z gwiazdy podczas największego jej blasku, rozprzestrzeniało się dokoła niej w postaci powłoki kulistej, rozchodzącej się z szybkością światła, tj. 300.000 km/sek. Światło to, napotykając po drodze obłoki materialne otaczające nową, oświetlało je i dzięki temu obserwator ziemski mógł śledzić bieg promieni światła w przestrzeni, rozchodzących się dokoła gwiazdy na kształt świetlistej powłoki kulistej; w rzucie dawała ona obserwowany pierścień.