Nova (tähtitiede): valkoisen kääpiötähden räjähdys ja kirkastuminen
Nova: valkoisen kääpiötähden räjähdys ja kirkastuminen kaksoistähtijärjestelmässä — syyt, fuusiomekanismi, toistuvat leimahdukset ja yhteydet Ia-supernoviin.
Nova (monikossa novat) on pinnallinen, termoydinfuusiosta johtuva räjähdys valkoisessa kääpiötähdessä, joka saa tähden äkillisesti kirkastumaan. Ilmiö tapahtuu yleensä kaksoistähtijärjestelmässä, jossa valkoinen kääpiö kerää vetymäistä ainetta seuralaiselta tähdeltä. Nova on eri ilmiö kuin suuret, tuhoutuvat supernovat; novassa valkoinen kääpiö säilyy usein ehjänä räjähdyksen jälkeen.
Mekanismi
Novan perusmekanismi alkaa, kun valkoisen kääpiön pinnalle kertyy vetypitoista ainetta seuralaiselta tähdeltä. Jos kaksoiskumppanit ovat riittävän lähellä, aine siirtyy joko suoraan tai akkretiokiekon kautta valkoisen kääpiön pinnalle. Kerrostunut vety puristuu ja kuumenee pinnalla, ja kun olosuhteet saavuttavat kriittisen raja-arvon, syntyy karkaava fuusioreaktio (termonukleaarinen runaway). Reaktio ei yleensä leviä tähden sisälle, vaan tapahtuu pinnallisessa kerroksessa ja synnyttää voimakkaan valon- ja aineenpurkauksen.
Ejektio, kirkkaus ja energia
Väkevästä luonteestaan huolimatta novan ulosheitetty massa on yleensä pieni, tyypillisesti noin 1⁄10 000 (10−4) Auringon massasta tai vähemmän. Arvioidaan, että vain osa akkretoituneesta aineesta palaa fuusiossa (esimerkiksi noin 5 %), mutta se riittää ajamaan ejektan nopeuksiin, jotka voivat olla satoja tai useita tuhansia kilometrejä sekunnissa. Novan kirkkaus voi lisääntyä monella järjestysluvulla: tyypillinen huippukirkkaus vaihtelee muutamasta aurinkokerrasta aina kymmeniintuhansiin aurinkokertoihin (esim. 50 000–100 000 L☉) riippuen novan tyypistä ja olosuhteista.
Luokat ja toistuvuus
Novat jaotellaan useisiin luokkiin:
- Klasseiset novat syttyvät kerran, mutta saman järjestelmän valkoinen kääpiö voi syttyä uudelleen vasta kun tarpeeksi ainetta on kertynyt uudelleen — usein tuhansien vuosien väliajoin.
- Toistuvat novat (recurrent novae) syttyvät useita kertoja ihmisaikaskaalassa (vuosikymmeniä–vuosisadat). Esimerkki on RS Ophiuchi, jonka tiedetään leimahtaneen ainakin kuusi kertaa (vuosina 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 ja 2006). Toistuvat novat liittyvät usein järjestelmiin, joissa valkoinen kääpiö on lähellä Chadrasekharin rajaa tai seuralainen on suurikokoinen (esim. punainen jättiläinen).
- Peukalo- tai törmäysmuunnokset, kuten diktiilinen "dwarf nova" -tyyppi, perustuvat akkretiokiekon instabiliteetteihin eivätkä termonukleaariseen räjähdykseen; ne eivät ole novae-tyyppisiä ydinräjähdyksiä.
Spektri, valokäyrät ja muut aallonpituudet
Nova voi näkyä useilla aallonpituuksilla: optisessa valossa se on usein helppo havaita, mutta novat lähettävät myös UV-, röntgen-, radio- ja joskus korkea-energistä gammasäteilyä. Novien optiset valokäyrät luokitellaan mm. t2- ja t3-ajoilla (aika, jonka kuluessa kirkkaus heikkenee 2 tai 3 magnitudia), ja niiden perusteella erotetaan "nopeat" ja "hitaan" tyyppiset novat. Joissakin novoissa syntyy paksuja pölypilviä, jotka voivat himmentää näkyvää valoa ja aiheuttaa uudelleen kirkastumisia (esim. V1280 Scorpii -nova muodostti runsaasti pölyä).
Nykyiset havaintopaikat kuten gammasäteily-tutkimukset (esim. NASAn Fermi-teleskooppi) ovat osoittaneet, että jotkut novat tuottavat >100 MeV gammasäteitä. Näiden gammasäteilyn uskotaan syntyvän shokki-ilmiöissä, kun nopea ejekta törmää hitaampaan aineeseen tai ympäristöön.
Kemiallinen merkitys ja ydinreaktiotuotteet
Novae tuottavat ja levittävät avaruuteen eräitä kevyempiä alkuaineiden isotooppeja, kuten 13C, 15N, 17O ja radioaktiivista 7Be:tä (joka beta-hajoaa 7Li:ksi). Viimeaikaiset havainnot viittaavat siihen, että novat voivat olla yksi Galaksin litiumin lähteistä. Nova-ejektatassa nähdään usein myös jalostunutta ainetta, joka paljastaa fuusioprosessien vaikutuksen seka- ja alkeisaineiden suhteisiin.
Yhteys Ia-tyypin supernoviin
Jos valkoinen kääpiö kasvaa massaltaan läheiseksi Chandrasekharin rajaan, se voi potentiaalisesti räjähtää täydellisesti tyypin Ia supernovana, joka eroaa nova-ilmiöstä siten, että siinä valkoinen kääpiö yleensä tuhoutuu ja syntyy paljon suurempi energiantuotto. Tämän vuoksi novajärjestelmien seuranta on tärkeää myös supernovien muodostumisen ymmärtämiseksi.
Havainnot ja esiintyvyys
Toisinaan nova on tarpeeksi kirkas ja riittävän lähellä, jotta se näkyy paljain silmin. Esimerkkejä viimeaikaisista kirkkaina näkyneistä novoista ovat:
- Nova Cygni 1975 (V1500 Cyg), joka ilmestyi 29. elokuuta 1975 Cygnuksen alueelle ja saavutti noin magnitudin 2,0.
- V1280 Scorpii, joka saavutti magnitudin ~3,7 17. helmikuuta 2007 ja tunnetaan merkittävästä pölynmuodostuksestaan.
- Nova Delphini 2013 (V339 Del) ja Nova Centauri 2013 (löydetty 2. joulukuuta 2013), josta Nova Centauri oli tämän vuosituhannen kirkkain nova (magnitude ~3,3).
Tähtitieteilijät arvioivat, että Linnunradassa syntyy noin 30–60 novaa vuodessa, todennäköisen arvion ollessa noin 40 vuodessa. Havainnoitavista novista löydetään kuitenkin vain osa, koska galaktinen pöly ja etäisyydet peittävät monia tapahtumia. Linnunradasta vuosittain löydettävien novien lukumäärä on käytännössä pienempi, noin 10–20 kappaletta riippuen havaintokampanjoista ja sensitiivisyydestä. Kauemman lähigalaksin, kuten Andromedan, novataajuutta arvioidaan noin 25 nova-aikaiseksi vuodessa kirkkausrajan ~20 magnitudia noudattaen.
Tutkimuksen nykytila
Nykyaikaiset all-sky -tarkkailut, automatisoidut koeajot ja avaruusteleskoopit (optisessa, röntgen- ja gammaspektrissä) ovat lisänneet novoista saatuja tietoja: niiden räjähdysmekanismeja, ejektan geometrista rakennetta, shokkien syntyä ja ydinreaktiotuotteiden muodostumista ymmärretään aiempaa paremmin. Seurantahavainnot eri aallonpituuksilla auttavat erottamaan erot esimerkiksi toistuvien novien ja supernovien välillä sekä ymmärtämään novien roolia galaktisessa kemiallisessa evoluutiossa.
Yhteenvetona: nova on pinnallinen, termonukleaarinen räjähdys valkoisen kääpiön pinnalla, joka voi toistua samassa järjestelmässä ja vaikuttaa sekä havaittavaan kirkkauteen että galaktiseen ainekiertoon. Novien monimuotoisuus tekee niistä tärkeän tutkimuskohteen tähtitieteessä.
Taiteilijan näkemys valkoisesta kääpiöstä, joka vetää vetyä suuremmasta kumppanistaan.
Kysymyksiä ja vastauksia
K: Mikä on nova?
A: Nova on valkean kääpiötähden valtava ydinräjähdys, joka saa tähden kirkastumaan yhtäkkiä.
K: Kuinka paljon materiaalia novassa heitetään ulos?
V: Novassa ulos heitetty ainemäärä on yleensä vain noin 1/10 000 Auringon massasta, mikä on melko vähän suhteessa valkoisen kääpiön massaan.
Kysymys: Kuinka nopeasti novan ulostulot kulkevat?
V: Novan ulostulot voivat kulkea jopa useita tuhansia kilometrejä sekunnissa, ja joissakin novoissa jopa nopeammin.
K: Kuinka kirkkaiksi novat voivat muuttua?
V: Novat voivat olla jopa 50 000-100 000 kertaa kirkkaampia kuin aurinko.
K: Mikä oli kirkkain viimeaikainen esimerkki novasta?
V: Kirkkain viimeaikainen esimerkki Novasta oli Nova Cygni 1975, joka ilmestyi 29. elokuuta 1975 ja saavutti magnitudin 2,0 (lähes yhtä kirkas kuin Deneb).
K: Kuinka monta Novaa arvioidaan esiintyvän Linnunradassa vuosittain?
V: Tähtitieteilijät arvioivat, että Linnunradassa tapahtuu vuosittain noin 30-60 Novaa, keskimäärin 40 Novaa.
K: Kuinka monta Novaa havaitaan muissa galakseissa, kuten Andromedassa, vuosittain?
V: Andromedan galaksista löydetään vuosittain noin 25 magnitudia 20 kirkkaampaa Novaa, ja pienempiä määriä havaitaan muissa läheisissä galakseissa.
Etsiä