Nova

Nova kirkkaimmillaan ja selvästi himmeämpänä purkauksen jälkeen.

Taivaalla huomataan noin vuosikymmenen välein paljain silmin uusi tähti. Tällaista äkillisesti ilmestyvää tähteä kutsutaan latinankielisellä sanalla nova (latinaksi novus, nova "uusi"). Esimerkiksi elokuun lopussa vuonna 1975 näkyi Joutsenen tähdistössä Denebin lähellä tähti, joka oli melkein yhtä kirkas kuin Otavan tähdet. Tämä Nova Cygni 1975[3] kirkastui maksimissaan 1,7 magnitudiin, mutta himmeni noin viikossa paljain silmin näkymättömiin[4]. 680 päivässä Nova cygni 1975 oli enää harrastelijakaukoputkessa himmeänä näkyvä 15,5 magnitudin tähti. Kirkkain paljain silmin modernina aikana havaittu nova oli Nova Aquilae 1918, joka kirkastui magnitudiin -1,4 ja oli silloin melkein yhtä kirkas kuin Sirius. Novia on sanottu monesti räjähtäväksi tähdiksi. Oikeammin novat ovat tähtiä, joissa tapahtuu räjähdysmäisiä purkauksia. Supernovat ovat varsinaisia räjähtäviä tähtiä. Novia voi etsiä esimerkiksi voimakkaalla kiikarilla, jossa on suuri näkökenttä"[1]. Novien etsintä vaatii taivaan tuntemusta ja tähtikarttoja.

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.[5]

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[6] 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.

Pääartikkeli: Luettelo novista

Nova Cygni 1975:n eli V1500 Cygni valokäyrä. Eri paikoissa eri tavoin tehdyt kirkkausmittaukset ovat hieman erilaisia.

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

Nova kirkastuu jonkin aikaa, ja himmenee hitaasti muutaman viikon aikana näkymättömiin. Kun novaa tutkitaan spektroskoopilla, huomataan laajeneva kaasukuori[7]. Kaasukuoren laajeneminen tapahtuu 200–3 500 km/s luokkaa olevalla nopeudella[8]. Spektrimittausten mukaan kaasukuoren laajeneminen nopeutuu novan himmetessä. Nova Lacertaen 1936 kirkkaus himmeni kymmenessä päivässä 3.5m, mutta laajenemisnopeus kasvoi 1 100:sta 3 500 km/s:iin[9]. Spektrissä näkyy myös monien eri kaasukuorten laajeneminen[10]. Kaasukuoren laajetessa alun jatkuva spektri vaihtuu emissiospektriksi[10] jossa näkyy niin sanottuja kiellettyjä viivoja[11]. Novan spektrissä on tyypillistä absorptioviivojen sinisiirtymä ja emissioviivojen punasiirtymä[12]. Tämä johtuu siitä, että tähteä vasten oleva meitä kohti tuleva kaasu imee valoa, ja tuottaa Dopplerin ilmiön mukaisen sinisiirtymän. Toisaalta mesistä poispäin menevä punasiirtymän tuottava kaasu hehkuu tummaa taivasta vasten. Kun aikaa on kulunut kyllin, novan laajeneva kaasukuori saattaa ilmestyä näkyviin kaukoputkeenkin.

Yleensä novan kirkkaus nousee muutamassa tunnissa[13] tai päivässä[9] 7–18 magnitudia [2][8], yleensä 9–14 magnitudia[14]. Huipun absoluuttinen kirkkaus on −6...−8 magnitudia[13] ja kirkastuminen jopa miljoonakertainen. Purkauksessa vapautuu 1E44-1E45 ergiä[14]. Keskimäärin kirkastuminen on noin 11,7 magnitudia[15] ja huipun absoluuttinen kirkkaus noin −7,5[16]. Kirkastuminen 11 magnitudia saattaa tapahtua kahdessa vaiheessa, esihuippuun 9 m ja hieman hitaammin varsinaiseen huippuun 2 m[7] Tämän jälkeen nova alkaa himmetä, alussa melko nopeasti, myöhemmin hitaammin ja epäsäännöllisesti[9]. Alussa kirkkaus himmenee melko tasaisesti, mutta myöhemmin saattaa esiintyä yksi pitkä syvä[10] tai useampia matalia melko lyhytkestoisia himmenemisiä.[13]. Tyypillisesti tämä "häiriö" tapahtuu kirkkauden himmettyä huipusta 3,5–6 magnitudia[7]. Tämä tapahtuu noin 25–125 päivää huipun jälkeen[17]. Kuitenkin esimerkiksi Nova Herculis 1934 himmeni huipun jälkeen alussa hitaasti ja epäsäännöllisesti kolmisen kuukautta, sitten himmentyi melko nopeasti kuukaudessa 10 magnitudia muutamaksi kuukaudeksi ennen kirkkauden vakiintumista[9][18].

RT Serpentis nousi ensin nopeasti maksimiinsa, mutta himmenemisen sijasta hitaasti kirkastui noin 4 000 päivää ennen kuin alkoi himmetä[18].

Novan absoluuttinen magnitudi minimissä on noin 4–5 ja luminositeetti silloin noin 10 aurinkoa[14].

Ne novat jotka himmenevät nopeammin, saavuttavat suuremman maksimikirkkauden kuin ne jotka himmenevät huipun jälkeen hitaasti[16].

Jotkut novat purkautuvat 2-monta kertaa. Esimerkiksi T Coronae Borealis "räjähti" 1866 ja 1946. Tämän tyyppisten toistuvien novien "jakso" on noin 10–100 vuotta ja niiden kirkkaus novapurkauksessa kasvaa noin 7–9 magnitudia[19]. Mitä suurempi novapurkauksessa kirkastuminen on, sen harvemmin se toistuu. Toistuvat novat purkautuvat himmeämmin kuin tavalliset novat, mutta ovat minimissä näitä kirkkaampia.

Toistuvan novan massanmenetys purkauksessa on pienempi kuin tavallisen novan[13].

Minimissä toistuvan novan absoluuttinen visuaalinen kirkkaus MV on noin 2–3 ja luminositeetti noin 100. Toistuvan novan purkauksessa vapautuu energiaa noin 1E43-1E44 ergiä[14].

Teorian mukaan myös tavalliset novapurkaukset toistuvat, mutta purkausten väli on arvioitu noin 100 000 – 10 miljoonaksi vuodeksi[14][20] eikä tällöin useita purkauksia havaita ihmisiän tai kirjoitetun historian aikanakaan. Jos lasketaan toistuvista novista, tavallinen nova purkautuisi jo 1 000 vuoden välein.

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.[21]

Novien spektrityyppi on Q, mutta monesti esitetään novan aiheuttaman kaksoistähden spektrit. Novat ovat purkautuvista muuttuvista tähdistä tunnetuimpia. Novat itsessään jaetaan tavallisiin noviin, toistuviin noviin ja novamaisiin muuttujiin. [22]

Jos novan kirkkauden muutokset poikkeavat tavallisesta, esitetään seuraavia novaluokkia.[23]

• 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.

Tämä on taiteilijan näkemys klassisesta novamaisesta kaksoistähtijärjestelmästä. Punaiseksi jättiläiseksi paisuvasta tähdestä virtaa ainetta kaasukiekon kautta valkoisen kääpiön pinnalle. Valkoinen kääpiö on vain 10 000 km kokoinen, ja se ei näy piirroksessa kiekon keskellä.

Novat ovat kaikki lähekkäisiä kaksoistähtiä, joissa valkoinen kääpiö ja jättiläiseksi paisuva tähti kiertävät toisiaan. Esimerkiksi Nova Cygni 1500 on AM Herculis-tähti, jossa magneettinen valkoinen kääpiö ja punainen jättiläinen kiertävät toisiaan. Purkausten syy on punaisesta jättiläisestä valkoiseen kääpiöön virtaavan aineen ajoittainen räjähdysmäinen fuusiopalaminen valkoisen kääpiön pinnalla.

1. Pääsarjan tähden ja valkoisen kääpiön muodostama kaksoistähtijärjestelmä.

2. Valkoisen kääpiön kumppani on tullut elämänsä loppuvaiheeseen ja paisuu siksi punaiseksi jättiläiseksi. Jättiläistähti pyrkii laajenemaan hitaasti.

3. Jättiläistähti täyttää Rochen pinnan[24], joka on eräänlainen painovoimaraja[25], jonka takaa kaasu vuotaa punaisesta jättiläisestä.

4 Vetypitoinen kaasu virtaa kiekkomaisena spiraalina valkoiseen kääpiöön. Spiraalimainen virtaus johtuu siitä, että toisiaan kiertävillä tähdillä on nopeutta niin paljon, ettei kaasu voi pudota suoraan valkoiseen kääpiöön.

5 Kun kaasu osuu valkoisen kääpiön pintaan, vapautuva putoamisenergia lisää valkoisen kääpiön kirkkautta. Valkoisen kääpiön säteily rajoittaa sen pinnalle tulevaa massavirtaa jos se kasvaa tietyn rajan yli.

4. Aineen kertyessä valkoisen kääpiön pinnalle pinnan lämpötila ja siihen kohdistuva paine kasvavat. Ajan mittaan paine ja lämpötila ovat tarpeeksi korkeita fuusioreaktion alkamiseksi.[26] 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.

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.

• Symbioottinen kaksoistähti – novapurkauksen tuottamiseen kykenevä tähti, jossa novapurkausta ei ole vielä havaittu. Kuuluu novamaisiin muuttujiin.
• Novamainen muuttuja – novan kaltainen kaksoistähti, jossa ei tapahdu novapurkausta. Osa novamaisista muuttujista on symbioottisia kaksoistähtiä.
• Muuttuva tähti – muuttuvissa tähdissä tapahtuu kirkkauden muutoksia.
• Mikronova – tähden pinnalla tapahtuva räjähdys
• Kaksoistähden kehitys – novat ovat kaksoistähtien yksi kehityssuunta.
• Kertymäkiekko – ainekiekko yksityiskohtaisemmin.
• Chandrasekharin raja – Valkoisen kääpiön massan yläraja, jonka ylitys aiheuttaa supernovan.

• 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 (Arkistoitu – Internet Archive) -Eräs NASA:n sivusto, jossa on tietoa ja kuvia novista. (englanniksi)
• NASA´s observatorium (Arkistoitu – Internet Archive) – Sisältää tietoa novista. (englanniksi)
• The Worlds of David Darling -Suuri tähtitieteen nettisanakirja. (englanniksi)
• Hubblesite – Sisältää kuvia novista. (englanniksi)