Nova

Nova (lat. Stella nova eli uusi tähti) on "räjähtävä" tähti, jossa valkoisen kääpiötähden pinnalla tapahtuu fuusioreaktio. Reaktio nostaa valkoisen kääpiön kirkkautta räjähdysmäisesti, mutta ei kuitenkaan ole tarpeeksi voimakas tuhoamaan sitä. Fuusioreaktion mahdollistaa valkoisen kääpiön pinnalle kertyvä aine, jota virtaa läheisestä tähdestä. Aineen kasaantuminen valkoisen kääpiön pintaan nostaa pinnan lämpötilaa ja siihen kohdistuvaa painetta, kunnes fuusioreaktio on mahdollinen. Fuusioreaktio nostaa valkoisen kääpiön kirkkautta päivässä tai parissa 7–16 magnitudia. Kirkkaus normalisoituu kuitenkin lopulta. Novat ovat kaikki kaksoistähtiä, joissa on valkoinen kääpiö ja punaiseksi jättiläiseksi paisuva tähti. Tästä tähdestä virtaa ainetta valkoisen kääpiön pinnalle.

Tämä on taiteilijan näkemys klassisesta novamaisesta kaksoistähtijärjestelmästä. Punaiseksi jättiläiseksi paisuvasta tähdestä virtaa ainetta valkoisen kääpiön pinnalle. Valkoinen kääpiö on pistemäisenä kappaleena kuvan ainekiekon keskustassa.

Tähtitieteilijät arvelevat, että novia esiintyy vuosittain Linnunradassa noin 20–60 kappaletta. Suurin osa Linnunradan novista jää kuitenkin tähtienvälisten pilvien peittoon, ja siksi niiden todellista lukumäärää on vaikea arvioida. Novaa ei tule sekoittaa supernovaan, sillä nova on supernovaa heikompi eikä se tuhoa tähteä, jolla se tapahtuu.

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 niin 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 muun muassa että hänen löytämänsä uusi tähti sijaitsi hyvin kaukana tähtitaivaalla. Tykon havainto ja myös hänen kirjansa aiheuttivat suurta tyrmistystä etenkin papiston keskuudessa johtuen sen ristiriidasta pappien opetuksiin. Pappien opetuksien mukaan maailmankaikkeuteen ei ollut voinut syntyä 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 luokiteltaisiin nykyään supernovaksi. Se tunnetaan nimellä SN 1572. Kirjan ansiosta termi ”nova” 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.

Stella nova – Uusi tähti

Nova kirkkaimmillaan ja selvästi himmeämpänä purkauksen jälkeen.

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. Novien kirkkaus nousee ja laskee ajoittain hyvin voimakkaasti. Novan voi nähdä paljaallakin silmällä, kun novapurkaus on tarpeeksi voimakas tai tarpeeksi lähellä aurinkokuntaamme. 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.

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 tai miljoonien 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, joka räjäyttää pinnalle kertyneen ainekerroksen avaruuteen. Valkoisen kääpiön pinnalle ehtii kertyä ainetta yleensä noin 1/10.000 auringon massaa ennen uutta novapurkausta. Kertyvän aineen määrä on valkoisen kääpiön omaan massaan verrattuna vähäinen. Valkoinen kääpiö on kuluttanut loppuun kaiken vetynsä elämänsä aikaisemmissa vaiheissa.

Nova vaihe vaiheelta

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. (Ainevirtaa ei esiinny tässä animaatiossa.)

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

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

1. Pääsarjan tähden ja valkoisen kääpiön muodostama kaksoistähtijärjestelmä.

2. Valkoisen kääpiön kumppani on tullut elämänsä loppuvaiheeseen ja paisuu siksi punaiseksi jättiläiseksi.

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 kerääntymisprosessi alkaa uudelleen. Tästä syystä 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 muun muassa valkoisen kääpiön massasta, sen vetovoiman suuruudesta ja viereisestä tähdestä tulevasta massavirrasta.

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.

Novat eivät ole ikuisia

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

• 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 jäävät vielä kiertämään toisiaan, mutta viilentyvät lopulta mustiksi kääpiöiksi. Novapurkaukset päättyvät johtuen ainevirran tyrehtymisestä.

• Mikäli tähden massa on suurempi kuin kolme Auringon massaa, niin se tuhoutuu valtavassa supernovaräjähdyksessä ja samalla tuhoutuu myös sen kumppani. Räjähtävän tähden massasta riippuen supernovaräjähdyksestä 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 (tyyppi Ia) ja siitä tulee neutronitähti. Tätä massarajaa kutsutaan myös Chandrasekharin rajaksi. Novapurkaukset päättyvät johtuen pääsarjan tähden tuhoutumisesta supernovaräjähdyksessä.

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.^lähde?

Luokittelu

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.

Novien kirkkaus vaihtelee, joten ne kuuluvat muuttujatähtien ryhmään. Novien kirkkauden muutos ei ole tasaisen jaksollista kuten sykkivillä muuttujilla, vaan purkauksenomaisesti nousevaa ja laskevaa. Tämän takia novat luetellaankin muuttuvissa tähdissä purkautuviin muuttujiin. Novat ovat tunnetuimpia purkautuvia muuttujia.

Novat ovat kaikki kaksoistähtiä, joissa toisesta tähdestä siirtyy ainetta kaksoistähden toiseen komponenttiin. Molempien tähtien on oltava "lähellä" toisiaan, jotta tämä aineen siirtyminen olisi mahdollista. Novat ovatkin tarkemmin sanottuna lähekkäisiä kaksoistähtiä.

Itse novat jaetaan vielä useaan alaryhmään; tavallisiin ja toistuviin noviin sekä novamaisiin muuttujiin. Novilla on tähtien pintalämpötilaan (eli spektreihin) perustuvassa luokittelujärjestelmässä oma luokkansa. Novien 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". Esimerkiksi Nova Persei 1901.

• Hitaat novat: Kirkkaus nousee asteittain 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. Esimerkiksi RT Serpentis.

Kirkkaita novia vuodesta 1890 eteenpäin

Pääartikkeli: Luettelo novista

Katso myös

• Kaksoistähden kehitys - novat ovat kaksoistähtien yksi kehityssuunta.
• Kertymäkiekko - ainekiekko yksityiskohtaisemmin.
• Chandrasekharin raja - Valkoisen kääpiön massan yläraja, jonka ylitys aiheuttaa supernovan.
• Muuttuvat tähdet - muuttuvissa tähdissä tapahtuu kirkkauden muutoksia.
• 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, s. 101–102. (5. uusittu painos). Ursa, 1999. ISBN 951-9269-99-1.
• Tähtitieteen perusteet, s. 362–365, 400–403. (kolmas laitos). Ursa, 2000. ISBN 952-5329-01-1.
• Hannu Karttunen, Karl Johan Donner, Pekka Kröger, Heikki Oja, Markku Poutanen: Tähtitieteen perusteet, s. 408–410. (neljäs laitos). Jyväskylä: Gummerus/URSA, 2003. ISBN 952-5329-30-5.
• 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 tietoa ja kuvia novista. (englanniksi)
• NASA´s observatorium - Sisältää tietoa novista. (englanniksi)
• The Worlds of David Darling -Suuri tähtitieteen nettisanakirja. (englanniksi)
• Hubblesite - Sisältää kuvia novista. (englanniksi)