Redaktsioon: 20. oktoober 2014, kell 16:01 redigeeri KVerro (arutelu \| kaastöö) 36 muudatust Uus lehekülg: ''''Noova''', ladina keeles ''nova stella'' (uus täht), on kataklüsmiline muutlik täht, mille heledus on lühikese aja (mõne päeva või nädala) jooksul 10–15 tähesu...'		Redaktsioon: 25. oktoober 2014, kell 02:15 redigeeri eemalda Kuriuss (arutelu \| kaastöö) Usaldatud kasutajad 186 928 muudatust P Veeburar > veebruar Märgis: Visuaalmuudatus Uuem muudatus →
6. rida: ==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 "[[Philosophiæ naturalis principia mathematica]]"~~, kui~~: "Sellised on paigalseisvad tähed, mis ilmuvad järsku ja säravad imelise heledusega ja pärast hääbuvad tasapisi."<ref>H. W. Duerbeck "Novae: An Historical Perspective" raamatust "Classical Novae, Second Edition", Cambridge University Press, 2008, ingl k</ref>.<br /> 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. ~~1960ndatel~~1960. aastatel mõisteti, et noovad kuuluvad lähiskaksiktähe süsteemidesse, kus üks kaaslastest on valge kääbus ja teine on peajadatäht.<ref name=Paul> D. Prialnik "Novae", J. C. Wheeler "Supernovae" ja S. Starrfield "Nova V1974 Cygni" raamatust "Paul Murdin Encyclopedia of Astronomy and Astrophysics", Nature Publishing Group, 2001, ingl k </ref> Alates sellest ajast on noovad pideva vaatluse all ning tekke- ja evolutsiooniteooriat täiustatakse pidevalt. ==Tekkimine== 13. rida: [[Pilt:Making a Nova.jpg\|pisi\|ääris\|=right\|Kunstniku nägemus valge kääbuse ja punase tähe kaksiksüsteemist, kus toimub aineülevool]] 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 kriitiline pind\|Roche'i kriitilisest pinnast]] üle valgele kääbusele. Primaartähe ümber tekib [[akretsioon\|akretsiooniketas]] ning gaas hakkab ladestuma tähe pinnale. Pika aja jooksul ladestub järjest rohkem ainet valge kääbuse pinnale, kus satub see suure rõhu alla. <br /> Temperatuur hakkab tõusma, kuni jõuab 2×10<sup>7</sup> [[kelvini skaala\|kelvinini]], siis vallanduvad õhukeseks valge kääbuse pinnapealses ja ladestunud aine alumises kihis hetkelised [[CNO-tsükkel\|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 mõnituhat km/s) eemale ja tähe heledus kasvab. <ref name="Paul" /><br /> 2010. aastal detekteeriti esimesena ka noovalt tulenevat gammakiirgust, seda NASA Fermi Gammakiirguse Kosmoseteleskoobiga. Noovaplahvatust peeti varem liiga nõrgaks protsessiks, et kõrge energiaga osakesi tekitada.<ref>J.D. Harrington, L. Chandler [http://www.nasa.gov/press/2014/july/nasas-fermi-space-telescope-reveals-new-source-of-gamma-rays/#.VDEaG99BqR2 "NASA's Fermi Space Telescope Reveals New Source of Gamma Rays"], 31. juuli 2014, ingl k</ref> <br /> Täht kaotab selle protsessi juures vaid vähesel määral massi, 10<sup>-5</sup>–10<sup>-4</sup> 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 [[linnutee\|Galaktikas]] 20–60 noovaplahvatust, neist osa asub (vaadates Maalt) Galaktika kettas ja osa tsentri ümbruses. <ref name="Paul" /><br /> 24. rida: [[valguskõver\|Valguskõverate]] järgi jagatakse noovad kiireteks, aeglasteks ja väga aeglasteks. <br /> * '''NA''' (nagu Noova A-tüüp): ~~Kiired~~kiired noovad jõuavad maksimaalheleduseni kiiresti ning hoiavad maksimaalheledust mõni päev. Ka heleduse kahanemine on üsna kiire – umbes 100 või vähema päevaga on heledus juba kolm tähesuurust vähenenud. <br /> * '''NB''': ~~Aeglased~~aeglased noovad jõuavad maksimumheleduseni aeglasemini ning hoiavad maksimumi kuni mitu nädalat või kuud, enne kui heledus kahanema hakkab. Umbes 150 või rohkem päevaga kahaneb heledus maksimumist kolme tähesuuruse võrra.<br /> * '''NC''': ~~Väga~~väga aeglased noovad on harvad. Nende heleduse maksimum võib kesta aastaid ning ka heleduse kahanemine on väga aeglane.<ref name="AAVSO" /> ===Korduvad noovad=== Enamikul süsteemidel kordub noovaplahvatus 1000–100 000 aasta jooksul, kuid on ka lühikese perioodiga noovasid<ref name="AAVSO" />. Nn korduvad noovad (NR või RN, nagu ''Recurrent Nova'') läbivad mitu noovaplahvatust 10–80-aastaste vahedega<ref> N.N. Samus, O.V. Durlevich "[http://www.sai.msu.su/gcvs/gcvs/iii/vartype.txt GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability]", N. N Samus et al. "General Catalog Of Variable Stars", 12. veebruar 2009, ingl k</ref>. ~~Niivõrd~~Nii lühikese perioodi jaoks on vaja, et valge kääbuse mass oleks lähedane [[Chandrasekhari massilimiit\|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.<ref name=Bradley> B. E. Schaefer "Comprehensive Photometric Histories of All Known Galactic Recurrent Novae", The Astrophysical Journal Supplement, Volume 187, Issue 2, leheküljed 275–373 (2010)</ref> 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<ref name="AAVSO" />.<br /> 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<ref name="AAVSO" />.<br /> 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<ref name="Bradley" />. 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<ref>D. W. E Green "NOVA OPHIUCHI 2006" [http://www.cbat.eps.harvard.edu/iauc/08600/08671.html#Item2 IAUC 8671: N Oph 2006; RS Oph]</ref>.<ref name=AAVSO2>K. Malatesta "RS Ophiuchi", [http://www.aavso.org/vsots_rsoph Ameerika Muutlike Tähtede Vaatlejate Assotsiatsioon (AAVSO)], aprill 2011, ingl k</ref> 43. rida ⟶ 42. rida: Noovajäänuki keemiline koostis on segu sekundaartähe ([[vesinik\|H]] ja [[heelium\|He]]) ja primaartähe (raskemad elemendid) ainest. Seetõttu klassifitseeritakse noovasid ka keemilise koostise põhjal, mida on võimalik noova [[spekter\|spektris]] näha. See oleneb just valge kääbuse massist ja koostisest. Näiteks eristatakse klassi "neoon-noovad", kuhu kuulub näiteks V1974 Cygni.<ref name="AAVSO" /><br /> Noovajäänuki spektraalne koostis muutub aja jooksul ~~täheaine sarnasest~~täheainesarnasest "nebulaarseks". Nimelt kui aine hõreneb, ~~on võimalik~~saavad toimuda optiliselt õhukese keskkonna ~~protsessidel~~protsessid. Näiteks võivad juhtuda aatomite üleminekud [[metastabiilne\|metastabiilsete]] [[energiatase\|energiatasemete]] vahel. ~~Niiviisi~~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.<ref> D. E. Osterbrock, G. J. Ferland "Nova and Supernova Remnants" raamatust "Astrophysics of Gaseous Nebulae and Active Galactic Nuclei", University Science Books, 2006, ingl k</ref> ==Noovad tähistaevas== Tähistaevasse ilmuvad palja silmaga vaadeldavad noovad harva. 2013. aasta ~~augustikuus~~augustis Delfiini tähtkujus "süttinud" Nova Del 2013, saavutas maksimumis 4,3 tähesuuruse ja oli hea asukoha tõttu vaadeldav ka Eestis<ref>T. Eenmäe [http://www.astronoomia.ee/vaatleja/6336/hele-noova-delfiini-tahtkujus/ "Hele noova Delfiini tähtkujus"], astronoomia.ee-portaal, 16.august 2013</ref>. Samal aastal oli vaadeldav ka Nova Centauri 2013, kuid seda lõunapoolkeral.<ref name=list>K. Mukai "[http://asd.gsfc.nasa.gov/Koji.Mukai/novae/novae.html Koji's List of Recent Galactic Novae]", NASA Goddard Space Flight Center, viimati muudetud 25. september 2014, ingl k</ref><br /> 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 ultravioletses lainealas. <ref name="Paul" /><br /> 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 ~~tavalisele~~tavalise noovajäänukiga. Noova avastati 1901. aasta ~~veeburaris~~veebruaris ning tema heledus maksimumis oli 0,2 tähesuurust (võrreldav [[veega\|Veegaga]]).<ref name="tiina" /><br /> ==Noovad standardküünaldena==

Noova: erinevus redaktsioonide vahel