Vikipeedia

Noova: erinevus redaktsioonide vahel

Sirvi ajalugu interaktiivselt
← Vanem muudatusUuem muudatus →
Eemaldatud sisu Lisatud sisu
VisuaalneVikitekst
Resümee puudub
P parandasin skripti abil kriipsud + Koondasin skripti abil viited
1. rida:
'''Noova''', [[ladina keel]]es ''nova stella'' (uus täht), on [[kataklüsmiline muutlik täht]], mille heledus on lühikese aja (mõne päeva või nädala) jooksul 10–15 [[tähesuurus|tähesuuruse]] võrra kasvanud ning kahaneb siis aeglaselt (mõnesaja päeva või mõnekümne aasta jooksul) algheleduseni. Noovaplahvatused tekivad [[kaksiktäht|lähiskaksiktähe]] süsteemides, mille primaartäheks on [[valge kääbus]] ja sekundaartäheks [[peajada täht]] või [[punane hiid|punaseks hiiuks]] evolutsioneeruv [[Täht (astronoomia)|täht]]. [[Vesinik]]urohke aine ülevool ja ladestumine sekundaartähelt primaartähele vallandab viimase pinnal hetkeliselt [[termotuumareaktsioon]]id ning ladestunud aine paiskub tähest eemale, täht muutub heledaks.<ref>H. Eelsalu name="AstronoomialeksikonzPhwg" lk 36, Eesti Entsüklopeediakirjastus 1996</ref>
 
Sõna ''noova'' ladinakeelne nimetus on eksitav – tegemist ei ole uue tähega, samuti ei tohiks noovaga segi ajada noova-sarnaseid objekte, [[kääbus-noova]]sid (ingl k ''dwarf nova''), [[röntgen-noova]]sid, [[supernoova|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<ref name="AAVSO>K. Larsen, K. Malatesta, K. Davis "Novae", [http://www.aavso.org/vsots_novae Ameerika Muutlike Tähtede Vaatlejate Assotsiatsioon (AAVSO)], jaanuar 2012, ingl k</ref>.
 
==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."<ref>H. W. Duerbeck name="Novae: An Historical PerspectivesAyc5" raamatust "Classical Novae, Second Edition", Cambridge University Press, 2008, ingl k</ref>
 
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]].<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==
17. rida:
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" />
 
2010. aastal detekteeriti esimesena ka noovalt tulenevat [[gammakiirgus]]t, 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 name="NASA's Fermi Space Telescope Reveals New Source of Gamma Raysr8QI2"], 31. juuli 2014, ingl k</ref> Täht kaotab selle protsessi juures vaid vähesel määral massi, 10<sup>-5−5</sup>–10<sup>-4−4</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" />
 
===Kiired, aeglased ja väga aeglased noovad===
29. rida:
 
===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 name="[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]Y78bZ", N. N Samus et al. "General Catalog Of Variable Stars", 12. veebruar 2009, ingl k</ref>. 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" />.
 
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 name="NOVA OPHIUCHI 2006u3Xq6" [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>
 
==Noovajäänukid==
[[File:Nova Persei 1901.jpg|thumb|left|Ilutulestiku Udukogu]]
 
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 Observatoorium|Tartu Observatooriumis]]. Noovajäänuk paisub meie taevasfääril umbes üks [[kaaresekund]] aastas. Kasutades maapealseid teleskoope, on sellist muutust võimalik näha juba paari kuu lõikes.<ref name="tiina>T. Liimets "[http://www.to.ee/est/uudised/uudiste_arhiiv/eFJlMjkzNnM/ilutulestik_talvetaevas__ndash__noovaj_auml__auml_nuk_gk_persei Ilutulestik talvetaevas – noovajäänuk GK Persei]", Tartu Observatooriumi teadusuudised, 21. detsember 2012 </ref>
 
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" />
 
Noovajäänuki spektraalne koostis muutub aja jooksul täheainesarnasest "nebulaarseks". Nimelt kui aine hõreneb, saavad toimuda optiliselt õhukese keskkonna protsessid. Näiteks võivad juhtuda aatomite üleminekud [[metastabiilne|metastabiilsete]] [[energiatase|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.<ref> D. E. Osterbrock, G. J. Ferland name="Nova and Supernova RemnantsqW9Oo" 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 augustis [[Delfiin (tähtkuju)|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/ name="Hele noova Delfiini tähtkujus4Y0hu"], 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>
 
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" />
52. rida:
 
==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.<ref>M. Gramann Tartu Ülikooli kursuse name="GlobaalfüüsikautPiX" loengute osa "Kosmos" [http://webcache.googleusercontent.com/search?q=cache:P9BGwPGg2NkJ:www.physic.ut.ee/instituudid/efti/loengumaterjalid/globfys/Teised%2520galaktikad.ppt+&cd=8&hl=en&ct=clnk&gl=ee&client=ubuntu-browser loenguslaidid] </ref>
Maksimumis püsib noovade heledus konstantsena mõnda aega (mõni päev kuni aasta) ning seetõttu on võimalik neidki kasutada [[standardküünal|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.<ref name="Paul" />
 
== Viited ==
{{viited}}|allikad=
<ref name="AAVSO">K. Larsen, K. Malatesta, K. Davis "Novae", [http://www.aavso.org/vsots_novae Ameerika Muutlike Tähtede Vaatlejate Assotsiatsioon (AAVSO)], jaanuar 2012, ingl k</ref>
<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>
<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>
<ref name="AAVSO2">K. Malatesta "RS Ophiuchi", [http://www.aavso.org/vsots_rsoph Ameerika Muutlike Tähtede Vaatlejate Assotsiatsioon (AAVSO)], aprill 2011, ingl k</ref>
<ref name="tiina">T. Liimets "[http://www.to.ee/est/uudised/uudiste_arhiiv/eFJlMjkzNnM/ilutulestik_talvetaevas__ndash__noovaj_auml__auml_nuk_gk_persei Ilutulestik talvetaevas – noovajäänuk GK Persei]", Tartu Observatooriumi teadusuudised, 21. detsember 2012</ref>
<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>
<ref name="zPhwg">H. Eelsalu "Astronoomialeksikon" lk 36, Eesti Entsüklopeediakirjastus 1996</ref>
<ref name="sAyc5">H. W. Duerbeck "Novae: An Historical Perspective" raamatust "Classical Novae, Second Edition", Cambridge University Press, 2008, ingl k</ref>
<ref name="r8QI2">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>
<ref name="Y78bZ">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>
<ref name="u3Xq6">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="qW9Oo">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>
<ref name="4Y0hu">T. Eenmäe [http://www.astronoomia.ee/vaatleja/6336/hele-noova-delfiini-tahtkujus/ "Hele noova Delfiini tähtkujus"], astronoomia.ee-portaal, 16.august 2013</ref>
<ref name="utPiX">M. Gramann Tartu Ülikooli kursuse "Globaalfüüsika" loengute osa "Kosmos" [http://webcache.googleusercontent.com/search?q=cache:P9BGwPGg2NkJ:www.physic.ut.ee/instituudid/efti/loengumaterjalid/globfys/Teised%2520galaktikad.ppt+&cd=8&hl=en&ct=clnk&gl=ee&client=ubuntu-browser loenguslaidid]</ref>
}}
 
{{Commons|Category:Novae}}
Pärit leheküljelt "https://et.wikipedia.org/wiki/Noova"