Noova

Noova, ladina keeles nova stella (uus täht), on kataklüsmiline muutlik täht, mille heledus on lühikese aja (mõne päeva või nädala) jooksul 10–15 tähesuuruse võrra kasvanud ning kahaneb siis aeglaselt (mõnesaja päeva või mõnekümne aasta jooksul) algheleduseni. Noovaplahvatused tekivad lähiskaksiktähe süsteemides, mille primaartäheks on valge kääbus ja sekundaartäheks peajada täht või punaseks hiiuks evolutsioneeruv täht. Vesinikurohke aine ülevool ja ladestumine sekundaartähelt primaartähele vallandab viimase pinnal hetkeliselt termotuumareaktsioonid ning ladestunud aine paiskub tähest eemale, täht muutub heledaks.
Sõna noova ladinakeelne nimetus on eksitav – tegemist ei ole uue tähega, samuti ei tohiks noovaga segi ajada noova-sarnaseid objekte, kääbus-noovasid (ingl k dwarf nova), röntgen-noovasid, supernoovasid või suure infrapuna heledusega täheplahvatusi, mida inglise keeles kutsutakse ka heledateks punasteks noovadeks. Mainitud objektid ja protsessid on teistsuguste tekkemehhanismidega kui noovad.
Noovad jagunevad klassikalisteks ja korduvateks noovadeks ning omakorda ka kiireteks, aeglasteks ja väga aeglasteks noovadeks.

Avastamine

Kui vanal ajal tähistaevas noovasid silmati, pandi nad ühte kategooriasse kõigi "külalistähtede" ehk näiteks supernoovadega. Nime nova stella andis supernoovale SN 1572 Tycho Brahe 1572. aastal, kuid siis ei tehtud veel erinevust kahe nähtuse vahel. Ka Isaac Newton defineeris "noova" (või supernoova) oma 1726. aasta raamatus "Philosophiae Naturalis Principia Mathematica": "Sellised on paigalseisvad tähed, mis ilmuvad järsku ja säravad imelise heledusega ja pärast hääbuvad tasapisi."
Alles 20. sajandil kasvasid "noova" ja "supernoova" mõisted lahku ning hakati mõistma mõlema tekkemehhanisme. 1930. aastatel märgati, et supernoovade ja noovade maksimaalsete heleduste vahe on umbes kuus tähesuurust. 1960. aastatel mõisteti, et noovad kuuluvad lähiskaksiktähe süsteemidesse, kus üks kaaslastest on valge kääbus ja teine on peajada täht. Alates sellest ajast on noovad pideva vaatluse all ning tekke- ja evolutsiooniteooriat täiustatakse pidevalt.

Tekkimine

Noova tekib lähiskaksiktähest, mis koosneb valgest kääbusest (primaartäht) ja väiksema tihedusega peajada tähest või punasest hiiust (sekundaartäht, doonor). Valge kääbus on kaaslasele nii lähedal, et hakkab sekundaartähelt ainet üle võtma. Samuti võib evolutsioneeruv peajada täht punaseks hiiuks paisuda ning aine voolab seetõttu tähe Roche'i kriitilisest pinnast üle valgele kääbusele. Primaartähe ümber tekib akretsiooniketas ning gaas hakkab ladestuma tähe pinnale. Pika aja jooksul ladestub järjest rohkem ainet valge kääbuse pinnale, kus satub see suure rõhu alla.
Temperatuur hakkab tõusma, kuni jõuab 2×10⁷ kelvinini, siis vallanduvad õhukeseks valge kääbuse pinnapealses ja ladestunud aine alumises kihis hetkelised CNO-tsükli termotuumareaktsioonid. Valge kääbus ise on n-ö surnud täht, kus termotuumareaktsioonid enam ei toimu. Kiirgusrõhu tagajärjel paiskub ladestunud aine suurtel kiirustel (mõnisada kuni mõni tuhat km/s) eemale ja tähe heledus kasvab.
2010. aastal detekteeriti esimesena ka noovalt tulenevat gammakiirgust, seda NASA Fermi Gammakiirguse Kosmoseteleskoobiga. Noovaplahvatust peeti varem liiga nõrgaks protsessiks, et kõrge energiaga osakesi tekitada. Täht kaotab selle protsessi juures vaid vähesel määral massi, 10⁻⁵–10⁻⁴ Päikese massist, kuid väljapaisatud aine kiirus võib olla kuni 1500 km/s. Aine ülevool jätkub ning seetõttu võivad noovaplahvatused korduda. Astronoomide hinnangul toimub igal aastal kokku Galaktikas 20–60 noovaplahvatust, neist osa asub (vaadates Maalt) Galaktika kettas ja osa tsentri ümbruses.

Korduvad noovad

Enamikul süsteemidel kordub noovaplahvatus 1000–100 000 aasta jooksul, kuid on ka lühikese perioodiga noovasid. Nn korduvad noovad (NR või RN, nagu Recurrent Nova) läbivad mitu noovaplahvatust 10–80-aastaste vahedega. Nii lühikese perioodi jaoks on vaja, et valge kääbuse mass oleks lähedane Chandrasekhari (stabiilse valge kääbuse) massilimiidile ning aine ülevool oleks kiire. Suure massi tõttu on kääbuse gravitatsioon pinnal tugevam, mistõttu aine ladestumisel kasvab temperatuur kiiremini. Seega vallanduvad termotuumareaktsioonid varem. Siiski, kui aine ülevool on liiga kiire, jõuab valge kääbus enne Chandrasekhari massilimiidini (mis on 1,4 Päikese massi) kui noovaplahvatuseni. Selle tagajärjeks on Ia-tüüpi supernoovaplahvatus.
Korduvaid noovasid on teada vaid kümme – T Pyx, IM Nor, CI Aql, V2487 Oph, U Sco, V394 CrA, T CrB, RS Oph, V745 Sco ja V3890 Sgr. Näiteks RS Oph on üks uuritumaid korduvaid noovasid, mille heledus on 12,5 tähesuurust miinimumis ja 4,8 maksimumis. Seega noovaplahvatuse ajal on noova vaadeldav ka ilma optilise abita. Senimaani on täheldatud kuut noovaplahvatust, aastal 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 ja 2006.

Noovajäänukid

Noovaplahvatuses väljapaisatud ainest moodustub noova ümber enam-vähem sfäärilise kujuga udukogu, mis aja jooksul ka muutub – aine liigub tähest eemale ja hõreneb. Kiirete noovade udukogud muutuvad niiviisi silmanähtavalt aastast aastasse. Heaks näiteks on noovajäänuk GK Persei ehk Ilutulestiku Udukogu, mille evolutsiooni on uuritud ka Tartu Observatooriumis. Noovajäänuk paisub meie taevasfääril umbes üks kaaresekund aastas. Kasutades maapealseid teleskoope, on sellist muutust võimalik näha juba paari kuu lõikes.
Noovajäänuki keemiline koostis on segu sekundaartähe (H ja He) ja primaartähe (raskemad elemendid) ainest. Seetõttu klassifitseeritakse noovasid ka keemilise koostise põhjal, mida on võimalik noova spektris näha. See oleneb just valge kääbuse massist ja koostisest. Näiteks eristatakse klassi "neoon-noovad", kuhu kuulub näiteks V1974 Cygni.
Noovajäänuki spektraalne koostis muutub aja jooksul täheainesarnasest "nebulaarseks". Nimelt kui aine hõreneb, saavad toimuda optiliselt õhukese keskkonna protsessid. Näiteks võivad juhtuda aatomite üleminekud metastabiilsete energiatasemete vahel. Nii tekivad "keelatud jooned" noovajäänuki spektrisse. Tihedamas keskkonnas läheb aatom enne madalamatele stabiilsetele energiatasemetele põrgete tõttu. Seetõttu näeb spektris lisaks vesiniku- ja heeliumijoontele ka hapniku, neooni, lämmastiku nn keelatuid jooni.

Noovad tähistaevas

Tähistaevasse ilmuvad palja silmaga vaadeldavad noovad harva.
2013. aasta augustis Delfiini tähtkujus "süttinud" Nova Del 2013, saavutas maksimumis 4,3 tähesuuruse ja oli hea asukoha tõttu vaadeldav ka Eestis. Samal aastal oli vaadeldav ka Nova Centauri 2013, kuid seda lõunapoolkeral.
V1974 Cygni, mis 1992. aasta veebruaris tähistaevasse ilmus ning maksimumis neljanda tähesuuruseni jõudis, on aga enim uuritud noova enne ja peale selle ilmumist. V1974 Cygni võeti vaatluse alla kõikvõimalikes lainepikkuste vahemikes: nii optilises, röntgen- kui ka ultravioletses lainealas.
Palju-uuritud on ka eelnevalt mainitud noova GK Persei, kuna tegemist on kõige energeetilisema ja heledaima noovajäänukiga, mis on seni avastatud. GK Persei sarnaneb rohkem supernoova jäänukiga kui tavalise noovajäänukiga. Noova avastati 1901. aasta veebruaris ning tema heledus maksimumis oli 0,2 tähesuurust (võrreldav Veegaga).

Noovad standardküünaldena

Standardküünlad on astronoomias kauguse hindamiseks kasutatavad astronoomilised objektid, mille tõeline heledus on teada. Kui võrrelda seda heledust vaadeldava heledusega, saab teada objekti kauguse.
Maksimumis püsib noovade heledus konstantsena mõnda aega (mõni päev kuni aasta) ning seetõttu on võimalik neidki kasutada standardküünaldena. Noovad on suure heledusega optilises lainealas (vaid supernoovad on heledamad) ning nende maksimumheledus on seotud heleduse vähenemise kiirusega. Seda seost saab kasutada astronoomiliste vahemaade hinnanguks.
Tuntumad standardküünlad on Ia supernoovad, kuid noovaplahvatusi toimub umbes sada korda tihedamini kui supernoovaplahvatusi.