Nova

Nova on ”räjähtävä” tähti. Novaa ei tule sekoittaa supernovaan, sillä nova on supernovaa heikompi ja novan purkaus tapahtuu valkoisen kääpiötähden pinnalla. Novapurkauksen aiheuttaa valkoisen kääpiön pinnalle kertyvä vety. Vetykaasua valkoiseen kääpiöön virtaa läheisestä tähdestä. Massavirta on yleensä noin 1/10.000 auringon massaa purkausta kohti, mikä on valkoisen kääpiön omaan massaan verrattuna pieni määrä. Kun massaa on kertynyt tarpeeksi, syntyy fuusioreaktio joka räjäyttää kertyneen ainekerroksen avaruuteen.

Tämä on taiteilijan näkemys klassisesta novamaisesta kaksoistähtijärjestelmästä.

Novat ovat siis kaksoistähtiä. Fuusioreaktio nostaa novan kirkkautta päivässä tai parissa 7-16 magnitudia. Novien purkaukset toistuvat syklisesti tietyn ajan kuluttua edellisestä purkauksesta. Yleensä tavallisten novien purkaukset uusiutuvat tuhansien tai miljoonien vuosien välein. Tähtitieteilijät arvelevat, että novia esiintyy vuosittain Linnunradassamme noin 20-60 kpl. Suurin osa Linnunratamme novista jää kuitenkin tähtienvälisten pilvien peittoon ja siksi niiden todellista lukumäärää on vaikea arvioida. Joskus novan voi nähdä jopa paljaalla silmällä, kun novapurkaus on tarpeeksi voimakas ja/tai tarpeeksi lähellä meitä. Näin kävi esimerkiksi vuonna 1975, kun nova syntyi lähelle Joutsenen tähdistössä sijaitsevaa Deneb-tähteä. Nova sai nimekseen Nova Cygni 1975 ja se oli viime vuosikymmenien kirkkain nova.

Stella nova - Uusi tähti

Keskimäärin noin kerran vuosikymmenessä havaitaan taivaalla uusi tähti, jota siellä ei aikaisemmin ole ollut (ainakaan paljain silmin nähtävänä). Nämä tähdet, joiden nimi tulee latinan uutta tarkoittavasta sanasta (novus, -a, -um), ovat näkyvissä vain muutaman viikon ja katoavat sitten. Vertailemalla taivaasta otettuja ”ennen ja jälkeen” kuvia huomaamme, että novat ovat vanhoja tähtiä, joiden kirkkaus nousee ja laskee ajoittain hyvin voimakkaasti.

On olemassa monia syitä siihen miksi tähden kirkkaus kasvaa äkillisesti. Syynä tähän voivat olla esimerkiksi tähden rakenteessa tapahtuvat muutokset. Joka tapauksessa novat ovat uusiutuvia. Tämä tarkoittaa sitä, että tuhansien vuosien välein yksittäisen novan kirkkaus nousee jälleen räjähdysmäisesti. Keskimäärin novan kirkkaus nousee 7-16 magnitudia.

Novat ovat kaikki kaksoistähtiä, joissa valkoinen kääpiö ja jättiläiseksi paisuva tähti kiertävät toisiaan. Jälkimmäisestä tähdestä siirtyy massaa valkoiseen kääpiöön. Spektroskopiset mittaukset ovat osoittaneet massavirran koostuvan pääasiassa vedystä ja heliumista, mutta myös hiilestä, typestä, hapesta, neonista ja magnesiumista. Massan siirtymisen tähdestä toiseen tekee mahdolliseksi se, että jättiläiseksi paisuva tähti täyttää ns. Rochen pinnan. Novan kirkkauden räjähdysmäinen kasvu aiheutuu valkoisen kääpiön pinnalla tapahtuvasta fuusioreaktiosta. Valkoinen kääpiö on kuluttanut loppuun kaiken vetynsä elämänsä aikaisemmissa vaiheissa.

Nova vaihe vaiheelta

Valkoista kääpiötä kiertävästä tähdestä virtaava aine osuu kaasukiekkoon ja synnyttää siihen ns. "kuuman pisteen" (engl. hot spot), joka värähtelee massavirran muutosten mukana. Kuuman pisteen säteily johtuu kiekon kaasun ja tähdestä tulevan massavirran törmäyksen aiheuttamasta valtavasta kitkasta. Kiekko itse säteilee kaasun sisäisen kitkan eli viskositeetin takia.

Ainekiekon syntyminen: Ainevirta lähtee pääsarjan tähdestä (iso pallo) ja kulkee kuvan keskustan kautta kohti valkoista kääpiötä (pieni pallo). Valkoinen kääpiö liikkuu radallaan ainevirran matkatessa sitä kohti, jonka vuoksi ainevirta ei osu suoraan siihen, vaan alkaa kiertää sitä lähestyvänä spiraalina.

Seuraavissa neljässä kuvassa mittasuhteet eivät ole oikein, sillä valkoisen kääpiön pitäisi olla aivan pistemäinen. Valkoisen kääpiön koko on maapallon kokoluokkaa eli n. 10.000 km eli se on alle sadasosa Auringon sädettä.

Tiedosto:Nova1.gif	Tiedosto:Nova2.gif
1. Pääsarjan tähden ja valkoisen kääpiön muodostama kaksoistähtijärjestelmä.	2. Valkoisen kääpiön kumppani on tullut elämänsä loppuvaiheeseen ja paisuu siksi punaiseksi jättiläiseksi.
Tiedosto:Nova3.gif	Tiedosto:Nova4.gif
3. Koska punaiseksi jättiläiseksi paisuva tähti täyttää Rochen pinnan, siitä voi siirtyä massaa valkoiseen kääpiöön. Aine kiertää valkoista kääpiötä lähestyvänä spiraalina kunnes se osuu sen pintaan. Spiraali muodostuu, koska virtaavalla aineella on niin paljon nopeutta, ettei se voi pudota suoraan valkoisen kääpiön pinnalle. Tämä johtuu siitä, että kaksoistähden komponentit kiertävät toisiaan suurella nopeudella.	4. Aineen kertyessä valkoisen kääpiön pinnalle pinnan lämpötila ja siihen kohdistuva paine kasvavat. Ajan mittaan paine ja lämpötila ovat tarpeeksi korkeita fuusioreaktion alkamiseksi. Fuusioreaktion tapahtuminen valkoisen kääpiön pinnalla räjäyttää sen pinnalle kertyneen ainekerroksen avaruuteen ja nostaa sen kirkkautta räjähdysmäisesti. Fuusioreaktion synnyttämä paineaalto hajottaa valkoista kääpiötä kiertäneen ainekiekon.
5. Fuusioreaktio ei kuitenkaan ole tarpeeksi voimakas tuhoamaan valkoista kääpiötä. Fuusioreaktion päätyttyä valkoisen kääpiön kirkkaus normalisoituu ja aineen kerääntymis-prosessi alkaa uudelleen. Tämän takia novat ovat toistuvia eli syklisiä. Mitä harvinaisempia purkaukset ovat, sitä voimakkaampia ne ovat, sillä voimakas purkaus vaatii pitkän "uudelleen latautumisajan". Purkausten toistumistiheys ja voima riippuvat mm. valkoisen kääpiön massasta, sen vetovoiman suuruudesta ja viereisestä tähdestä tulevasta massavirrasta.

Novat eivät ole ikuisia

NASA:n Hubble-teleskoopin ottama kuva vuonna 1992 tapahtuneesta novapurkauksesta V1974 Cygni -tähdessä.

Novapurkaukset eivät voi jatkua loputtomiin. Novapurkauksien jatkuminen valkoisen kääpiötähden pinnnalla on riippuvainen toisen tähden vakaudesta ja siitä virtaavan massavirran suuruudesta. Valkoisen kääpiön kumppanin elämän vakaa vaihe päättyy lopulta joko supernova-räjähdykseen tai toisen valkoisen kääpiön syntyyn. Myös valkoisella kääpiöllä voi tapahtua supernova-räjähdys.

• Mikäli alkuperäisen tähden massa on pienempi kuin kolme Auringon massaa, niin sen ulkokerrokset hajoavat rauhallisesti avaruuteen ja siitä jää jäljelle valkoinen kääpiö. Tällöin molemmat valkoiset kääpiöt jäävat vielä kiertämään toisiaan, mutta viilentyvät lopulta mustiksi kääpiöiksi. Novapurkaukset päättyvät johtuen ainevirran tyrehtymisestä.

• Mikäli tähden massa on suurempi kuin kolme kerta Auringon massaa, niin se tuhoutuu valtavassa supernova-räjähdyksessä ja samalla tuhoutuu myös sen kumppani. Räjähtävän tähden massasta riippuen supernova-räjähdyksestä voi syntyä neutronitähti tai musta-aukko. Novapurkaukset päättyvät johtuen molempien tähtien tuhoutumisesta.

• Itse valkoisen kääpiön massan yläraja on 1,4 Auringon massaa. Jos toisesta tähdestä tulee massaa niin paljon, että massaraja ylittyy, valkoinen kääpiö räjähtää supernovana ja siitä tulee neutronitähti. Tätä massarajaa kutsutaan myös Chandrasekharin rajaksi. Novapurkaukset päättyvät johtuen pääsarjan tähden tuhoutumisesta supernova-räjähdyksessä.

Novien päättymiseen on siis kolme syytä. Kaksi niistä on riippuvaisia tähden massan suuruudesta ja kolmas siitä virtaavan massavirran suuruudesta. Novan voisi siis sanoa olevan vain yksi mahdollinen vaihe kaksoistähden elämässä, jonka päättyminen on vain ajan kysymys.

Symbioottiset tähdet

Symbioottisessa tähdessä on novamainen kaksoistähti, jossa jättiläistähdestä virtaa kaasua valkoiseen kääpiöön. Kiekko ja sen kuuman pisteen (engl. hot spot) aiheuttamat kirkkaudenmuutokset ovat havaittavissa, mutta ne eivät silti ole novapurkauksia. Symbioottinen tähti voitaisiin luokitella novaksi vasta silloin, kun sen kirkkautta nostava purkaus tapahtuisi ainetta vastaanottavan tähden pinnalla eikä ainekiekossa tai sen kuumassa pisteessä. Symbioottinen tähti on siis novapurkauksen tuottamiseen kykenevä tähti, jossa novapurkausta ei ole vielä havaittu. Symbioottiset tähdet luokitellaan kuuluvaksi yhdeksi osaksi novamaisten muuttujien ryhmää.

Luokittelu

Tiedosto:Nova-kirkkauden-vaihtelu.gif

Novapurkaus nostaa valkoisen kääpiön kirkkautta nopeasti.

Novat luetellaan kuuluvaksi räjähtäviin tai voimakkaisiin purkautuviin muuttujiin ja tästä ryhmästä novat ovatkin tunnetuimpia. Novat ovat siis kaksoistähtiä ja ne kuuluvat myös muuttujatähtien ryhmään. Tarkemmin sanottuna novat kuuluvat muuttujatähdissä purkautumisasteeltaan voimakkaisiin muuttujiin ja kaksoistähdissä lähekkäisiin kaksoistähtiin. Novat jaetaan useaan alaryhmään, tavallisiin- ja toistuviin noviin ja novamaisiin muuttujiin. Novapurkauksen spektrityyppi on Q.

Ns. tavallisista novista poikkeavat novat luokitellaan niiden kirkkauden muutoksen nopeuden mukaan:

• Nopeat novat: Kirkkaus nousee nopeasti huippuunsa ja maksimikirkkaus kestää yleensä muutaman päivän, jonka jälkeen himmeneminen tapahtuu nopeasti. Himmenemisessä voi tapahtua nopeahkoa kirkastumista ja palautumista eli ns. "sahaamista". Esim. Nova Persei 1901.

• Hitaat novat: Kirkkaus nousee asteittein maksimiin ja kestää muutamia viikkoja, jonka jälkeen kirkkaus himmenee noin 150 päivässä.

• Hyvin hitaat novat: Kirkkauden maksimi kestää vuosia ja myös himmeneminen on äärimmäisen hidasta. Esim. RT Serpentis.

Historia

Tyko Brahe 1546 - 1601.

Tähtitieteilijä Tyko Brahe havaitsi 11. marraskuuta vuonna 1572 uuden tähden ilmestyneen Kassiopeian tähdistöön. Tämä oli hänestä varsin hätkähdyttävää, sillä hänen aikanaan ihmiset uskoivat tähtitaivaan olevan ikuinen ja muuttumaton, koska papit olivat ajan mukaisesti kertoneet kansalle, että Jumala oli luonut kaiken ja siis myös tähdet.

Tyko paneutui tutkimaan löytöään ja julkaisi vuonna 1573 pienen kirjasen nimeltään De stella nova (Lat. uudesta tähdestä). Tyko kuvaili löytöään tässä kirjassaan väittäen mm. että hänen löytämänsä uusi tähti sijaitsi hyvin kaukana tähtitaivaalla. Tykon havainto ja myöskin hänen kirjansa aiheuttivat suurta tyrmistystä etenkin papiston keskuudessa johtuen sen ristiriidasta pappien opetuksiin. Pappien opetuksien mukaan maailmankaikkeuteen ei ollut voinut syntynyt mitään uutta sen jälkeen, kun Jumala oli lopettanut luomistyönsä. Lisäksi tuohon aikaan lähes kaikki tähtitietous oli peräisin vielä Aristoteleen ja Ptolemaioksen teoksista.

Tykon havaitsema tähti ei kuitenkaan ollut nova, vaan se osoittautui myöhemmin supernovaksi, joka tunnetaan nykyään nimellä SN 1572. Hänen julkaisemansa kirjan ansiosta termi ”nova” kuitenkin vakiintui tarkoittamaan uutta tähteä. Supernovaa ja novaa ei kuitenkaan erotettu ilmiöinä toisistaan ennen kuin vasta 1930-luvulla, jolloin niiden väliset rakenteelliset erot huomattiin. Nämä ”uudet tähdet” saivat nimensä niiden kirkkauksien perusteella: kirkkausasteeltaan voimakkaammasta novasta tuli supernova ja heikompi nimettiin vastaavasti novaksi.

Kirkkaita novia vuodesta 1890 eteenpäin

Tiedosto:Nova-NASA.gif

Hubble-teleskoopin kuvia tähdestä V838 Monocerotis. Kuvissa tähti näkyy kirkkaan punaisena pölypilven keskellä. Tämä pölypilvi on ilmeisesti seurausta edellisistä novapurkauksista. Kuvissa uusimman novapurkauksen etenevä valo valaisee eri kohtia pölypilvestä.

Vasemmanpuoleinen kuva näyttää T Pyxidis tähden ympärillä olevan kaasupilven, joka on syntynyt useiden novapurkausten tuloksena. Oikeanpuoleinen kuva osoittaa, ettei tämä kaasupilvi olekaan pilvimäinen kuten ennen on oletettu, vaan että kaasu on jakaantunut useaksi "kuplaksi", jotka ovat oman aurinkokuntamme kokoisia.

Vuosi	Nova	Maksimi kirkkaus
1891	T Aurigae	3.8 mag
1898	V1059 Sagittarii	4.5 mag
1899	V606 Aquilae	5.5 mag
1901	GK Persei	0.2 mag
1903	Nova Geminorum 1903	6 mag
1905	Nova Aquilae 1905	7.3 mag
1910	Nova Lacertae 1910	4.6 mag
1912	Nova Geminorum 1912	3.5 mag
1918	V603 Aquilae	−1.8 mag
1919	Nova Lyrae 1919	7.4 mag
1919	Nova Ophiuchi 1919	7.4 mag
1920	Nova Cygni 1920	2.0 mag
1925	RR Pictoris	1.2 mag
1934	DQ Herculis	1.4 mag
1936	CP Lacertae	2.1 mag
1939	BT Monoceretis	4.5 mag
1942	CP Puppis	0.3 mag
1943	Nova Aquilae 1943	6.1 mag
1950	DK Lacertae	5.0 mag
1960	V446 Herculis	2.8 mag
1963	V533 Herculis	3 mag
1970	FH Serpentis	4 mag
1975	V1500 Cygni	2.0 mag
1975	V373 Scuti	6 mag
1976	NQ Vulpeculae	6 mag
1978	V1668 Cygni	6 mag
1984	QU Vulpeculae	5.2 mag
1986	V842 Centauri	4.6 mag
1991	V838 Herculis	5.0 mag
1992	V1974 Cygni	4.2 mag
1999	V1494 Aquilae	5.03 mag
1999	V382 Velorum	2.6 mag

Katso myös

• Tähti - tähden elämän vaiheet.
• Kaksoistähden kehitys - novat ovat kaksoistähtien yksi kehityssuunta.
• Valkoinen kääpiö - tähden luhistunut ydin.
• Musta kääpiö - valkoinen kääpiö jonka energia on kulunut täysin loppuun.
• Neutronitähti - erittäin tiheä kappale, joka voi syntyä supernovan tuloksena.
• Magnitudi - tähden kirkkauden suuruutta kuvaava yksikkö.
• H-R-kaavio - tähtien luokittelujärjestelmä.
• Spektriluokka - tähtien pintalämpötilaan perustuva luokittelutapa.
• Kertymäkiekko - ainekiekko yksityiskohtaisemmin.
• Pääsarjan tähti - tähti elämänsä vakaimmassa vaiheessa.
• Muuttuvat tähdet - muuttuvissa tähdissä tapahtuu kirkkauden muutoksia.
• Flare-tähdet - leimahtava tähti.
• Novamainen muuttuja - novan kaltainen kaksoistähti, jossa ei tapahdu novapurkausta. Osa novamaisista muuttujista on symbioottisia kaksoistähtiä.
• Symbioottinen kaksoistähti - novapurkauksen tuottamiseen kykenevä tähti, jossa novapurkausta ei ole vielä havaittu. Kuuluu novamaisiin muuttujiin.
• Kääpiönova - novan tapainen, melko tiheästi purkautuva tähti.
• Supernova - erittäin suurimassaisen tähden elämän räjähtävä päätös.

Lähteet

• Heikki Oja: POLARIS - Nuorten tähtitieto Ursa 1999 (5. uusittu painos) ISBN 951-9269-99-1
• Tähtitieteen perusteet Ursa 2000 (kolmas laitos) ISBN 952-5329-01-1
• Englantilaisen wikipedian artikkeli
• Ursa -Suomalainen tähtitieteen yhdistys.
• NASA´s imagine the universe -Lapsi kysyy mikä nova on ja tiedemies vastaa. (englanniksi)
• Dr. Nicholas Short´s Remote Sensing Tutorial -Eräs NASA:n sivusto jossa on paljon tietoa ja kuvia novista. (englanniksi)
• NASA´s observatorium - Sisältää tietoa novista. (englanniksi)
• The Worlds of David Darling -Suuri tähtitieteen nettisanakirja. (englanniksi)

(Linkit vievät suoraan novia koskevan tiedon pariin eivätkä siis kyseisten sivujen etusivuille.)