Nova

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Tämä artikkeli kertoo tähtitieteen ilmiöstä. Muita samannimisiä asioita on lueteltu täsmennyssivulla

Nova (lat. Stella nova eli uusi tähti) on äkillisesti kirkastuva tähti. Useimmat novat näkyvät vain kaukoputkella, mutta parhaimmillaan nova saattaa olla lyhyen aikaa taivaan kirkkaimpia tähtiä. Novaa sanotaan monesti "räjähtäväksi tähdeksi"[1]. Todellisuudessa tavallisessa novassa vain pieni määrä tähden ainetta räjähtää. Tyypillinen nova on lähekkäinen kaksoistähti, joka koostuu jättiläistähdestä ja valkoisesta kääpiöstä. Tavallisesta tähdestä virtaa vetypitoista ainetta valkoisen kääpiön pinnalle. Kun vetyä on kertynyt kyllin, se palaa valkoisen kääpiön pinnalla räjähdysmäisen nopeassa fuusioreaktiossa. Räjähdysmäinen purkaus ei tuhoa kumpaakaan tähteä, mutta nostaa tähtijärjestelmän kirkkautta tuntuvasti. Valkoisen kääpiön kirkkaus kasvaa päivässä tai parissa 7–16 magnitudia[2]. 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. [2] Joitain toistuvia novia on havaittu. Kääpiönova muistuttaa nova, mutta siinä tapahtuu purkauksia tiheästi. Novaa ei tule sekoittaa supernovaan, sillä novapurkaus on paljon supernovaa heikompi.

Stella nova – Uusi tähti[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

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 vuonna elokuun lopussa 1975 näkyi Joutsenen tähdistössä Denebin lähellä tähti, joka oli melkein yhtä kirkas kun 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.

Historia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

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.

Kirkkaita novia vuodesta 1890 eteenpäin[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Pääartikkeli: Luettelo novista

Novan valokäyrä[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

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 200-3500 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 1100:sta 3500 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 absorbtioviivojen 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 minimejä[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 4000 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].

Toistuvat novat[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

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[8]. 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 100000-10 miljoonaksi vuodeksi[14][19] eikä tällöin useita purkauksia havaita ihmisiän tai kirjoitetun historian aikanakaan. Jos lasketaan toistuvista novista, tavallinen nova purkautuisi jo 1000 vuoden välein.

Täysi nimi
Lyhenne
Magnitudi
alue
Päiviä jolloin
kirkkaus aleni
3 magnitudia
huipusta
Purkausvuodet
RS Ophiuchi RS Oph 4.8–11 14 2006, 1985, 1967, 1958
T Coronae Borealis T CrB 2.5–10.8 6 1946, 1866
T Pyxidis T Pyx 6.4–15.5 62 2011, 1967, 1944, 1920, 1902, 1890"[18]
U Scorpii U Sco 7.5–17.6 2.6 2010, 1999, 1987, 1979

Luokittelu[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

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.[20]

Novien spektrityyppi on Q, mutta monesti esitetään novan aiheuttaman kaoistähden spektrit. Novat ovat purkautuvista muuttuvista tähdistä tunnetuimpia. Novat itsessään jaetaan tavallisiin noviin, toistuviin noviin ja novamaisiin muuttujiin. [21]

Jos novan kirkkauden muutokset poikkeavat tavallisesta, esitetään seuraavia novaluokkia.[22]

  • 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.


Purkausten syy[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Tämä on taiteilijan näkemys klassisesta novamaisesta kaksoistähtijärjestelmästä. Punaiseksi jättiläiseksi paisuvasta tähdestä virtaa ainetta kaasukiekon kautta valkoisen kääpiön pinnalle. Valkoinen kääpiö on vain 10000 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[8], joka on eräänlainen painovoimaraja[23], 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.[24] 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.

Novat eivät ole ikuisia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

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.

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Commons
Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta Nova.

Lähteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Viitteet[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  1. a b Roth 1979, Tähtiopas, s 188
  2. a b c Tähtitieteen perusteet, Hannu Karttunen, Karl Johan Donner, Pekka Kröger et al., Viides laitos, Ursan julkaisuja 119, Ursa 2010, WS Bookwell oy Porvoo 2010, ISBN 978-952-5329-82-7, s 405-406
  3. Nova Cygni 1975 HyperPhysics
  4. Karttunen et al 2010, Tähtitieteen perusteet 5. laitos, s 404
  5. Courtney Seligman: 1572 - 1574: Tycho Proves That The Heavens Are Not Immutable Tycho Brahe's Astronomical Accomplishments. Viitattu 24.1.2011. (englanniksi)
  6. NASA´s imagine the universe
  7. a b c Johdatus tähtitieteeseen, Gunnar Larsson-Leander, 3. painos, Gaudeamus 1979, ISBN 951-662-077-9 sid, ISBN 951-662-078-7 sid, s 214-215
  8. a b c d Karttunen et al 2010, Tähtitieteen perusteet 5. laitos, s 402
  9. a b c d Heiskanen 1950, s 107
  10. a b c Heiskanen 1950, s 108
  11. Heiskanen 1950, s 109
  12. Larsson-Leander 1979
  13. a b c d Tähtitaivaan opas, Kari Kaila, 5. laitos, Ursa 1991, Ursan julkaisuja 12, ISBN 951-9269-08-8, s 46-47
  14. a b c d e Donner et al 1979, s 190
  15. Tähtitiede - toinen osa, Tähtitiede II, V.A. Heiskanen, WSOY 1950, s 104
  16. a b Larsson-Leander 1979, s 216
  17. Heiskanen 1950, s 105
  18. a b c Roth 1979, s 189
  19. Donner et al 1979, s 193
  20. Hubblesite
  21. Ursa
  22. The Worlds of David Darling
  23. Donner et al 1979, s 127-129
  24. Dr. Nicholas Short´s Remote Sensing Tutorial