Redaktsioon: 30. november 2017, kell 21:51 redigeeri Minnekon (arutelu \| kaastöö) Administraatorid 10 799 muudatust P →‎Tekkimine ← Vanem muudatus		Redaktsioon: 29. märts 2019, kell 20:19 redigeeri eemalda Iifar (arutelu \| kaastöö) Administraatorid 76 120 muudatust P pisitoimetamine using AWB Uuem muudatus →
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~~]]e 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 name="zPhwg" /> 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~~]]sid 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" />. ==Avastamine== 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 name="r8QI2" /> 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" /> ===Kiired, aeglased ja väga aeglased noovad=== [[Pilt:U-Sco-2010-Lightcurve-AAVSO.png\|pisi\|Korduva noova U Scorpii heleduskõver 1. jaanuarist kuni 1. septembrini 2010, mis näitab tähe heleduse vähenemist ajas. Tähesuuruse (''Magnitude'') skaala väiksemad arvud tähendavad suuremat heledust. Ajaskaalal on märgitud nii [[Juliuse päevad]] (''Julian Date'') kui kuupäevad. Eri värvidega (V,B) märgitakse vaatlusi erinevates filtrites ning andmepunktide õigsuse kontrollitust (''validated'' – inimese kontrollitud, ''prevalidated'' – arvuti abil kontrollitud). AAVSO (Ameerika Muutlike Tähtede Vaatlejate Assotsiatsioon)]] [[~~heleduskõver\|Heleduskõverate~~Heleduskõver]]ate järgi jagatakse noovad kiireteks, aeglasteks ja väga aeglasteks. * '''NA''' (nagu Noova A-tüüp): 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. 34. rida: ==Noovajäänukid== [[~~File~~Pilt:Nova Persei 1901.jpg\|~~thumb~~pisi\|~~left~~vasakul\|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~~]]is. Noovajäänuk paisub meie taevasfääril umbes üks [[kaaresekund]] aastas. Kasutades maapealseid teleskoope, on sellist muutust võimalik näha juba paari kuu lõikes.<ref name="tiina" /> 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~~]]mete 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 name="qW9Oo" /> ==Noovad tähistaevas== 47. rida: 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 name="4Y0hu" />. Samal aastal oli vaadeldav ka Nova Centauri 2013, kuid seda lõunapoolkeral.<ref name="list" /> 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" /> 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 [[~~veega\|Veegaga~~Veega]]ga).<ref name="tiina" /> ==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 name="utPiX" /> Maksimumis püsib noovade heledus konstantsena mõnda aega (mõni päev kuni aasta) ning seetõttu on võimalik neidki kasutada [[standardküünal~~\|standardküünaldena~~]]dena. 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="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="sAyc5">H. W. Duerbeck "Novae: An Historical Perspective" raamatust "Classical Novae, Second Edition", Cambridge University Press, 2008, 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="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="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="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="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="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="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="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> }}

Noova: erinevus redaktsioonide vahel