Nova

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". 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. 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.  Joitain toistuvia novia on havaittu. Kääpiönova muistuttaa novaa, mutta siinä tapahtuu purkauksia tiheästi. Novaa ei tule sekoittaa supernovaan, sillä novapurkaus on paljon supernovaa heikompi.

Stella nova – Uusi tähti

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 kirkastui maksimissaan 1,7 magnitudiin, mutta himmeni noin viikossa paljain silmin näkymättömiin. 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". Novien etsintä vaatii taivaan tuntemusta ja tähtikarttoja.

Historia

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.

Novan valokäyrä

Nova kirkastuu jonkin aikaa, ja himmenee hitaasti muutaman viikon aikana näkymättömiin. Kun novaa tutkitaan spektroskoopilla, huomataan laajeneva kaasukuori. Kaasukuoren laajeneminen tapahtuu 200–3 500 km/s luokkaa olevalla nopeudella. 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. Spektrissä näkyy myös monien eri kaasukuorten laajeneminen. Kaasukuoren laajetessa alun jatkuva spektri vaihtuu emissiospektriksi jossa näkyy niin sanottuja kiellettyjä viivoja. Novan spektrissä on tyypillistä absorbtioviivojen sinisiirtymä ja emissioviivojen punasiirtymä. 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 tai päivässä 7–18 magnitudia , yleensä 9–14 magnitudia. Huipun absoluuttinen kirkkaus on -6 – -8 magnitudia ja kirkastuminen jopa miljoonakertainen. Purkauksessa vapautuu 1E44-1E45 ergiä. Keskimäärin kirkastuminen on noin 11,7 magnitudia ja huipun absoluuttinen kirkkaus noin -7,5. 
Kirkastuminen 11 magnitudia saattaa tapahtua kahdessa vaiheessa, esihuippuun 9 m ja hieman hitaammin varsinaiseen huippuun 2 m Tämän jälkeen nova alkaa himmetä, alussa melko nopeasti, myöhemmin hitaammin ja epäsäännöllisesti. Alussa kirkkaus himmenee melko tasaisesti, mutta myöhemmin saattaa esiintyä yksi pitkä syvä tai useampia matalia melko lyhytkestoisia himmenemisiä minimejä. Tyypillisesti tämä "häiriö" tapahtuu kirkkauden himmettyä huipusta 3,5–6 magnitudia. Tämä tapahtuu noin 25–125 päivää huipun jälkeen. 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.
RT Serpentis nousi ensin nopeasti maksimiinsa, mutta himmenemisen sijasta hitaasti kirkastui noin 4 000 päivää ennen kuin alkoi himmetä.
Novan absoluuttinen magnitudi minimissä on noin 4–5 ja luminositeetti silloin noin 10 aurinkoa.
Ne novat jotka himmenevät nopeammin, saavuttavat suuremman maksimikirkkauden kuin ne jotka himmenevät huipun jälkeen hitaasti.

Purkausten syy

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, joka on eräänlainen painovoimaraja, 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. 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.