Mikä ihmeen nova?

Fiktiivinen näkemys kaksoistähdestä
ennen novana purkautumista.
Piirros Kari A. Kuure.

Tähtitaivaan tapahtumat ovat jälleen päässeet otsikoihin, tällä kertaa aivan aiheesta. Delfiinin tähdistöön on kirkastunut nova^[1], jonka kirkkaus mahdollisti sen näkemisen paljain silmin. Tämä on suhteellisen harvinaista, joten se on aivan aiheellisesti noteerattu eri medioissa.

Novan löysi japanilainen Koichi Itagaki elokuun 14. päivän kello 18 UT aikaan ottamastaan valokuvasta.

Mikä se nova sitten on? 

Se on kaksoistähtipari, joista novana räjähtävä tähti on valkoinen kääpiö ja toinen on punainen jättiläinen. Valkoinen kääpiö on noin maapallon kokoinen mutta tähden massainen kohde, joka on syntynyt Auringon kaltaisten tähtien energiatuotannon loppuessa. Tähti on sitä ennen menettänyt avaruuteen osan ylemmästä kuorikerroksestaan ja sisäosa on luhistunut energiantuotannon aiheuttaman sisäisen paineen puuttuessa valkoiseksi kääpiöksi. Tähden pintalämpötila voi olla jopa 100 000 K tai jopa enemmän. Ajan kuluessa tähden pintalämpötila alenee, koska uutta energiaa ei vapaudu tähden ytimessä, tähti säteilee vain jäännöslämpöä ja luhistumisessa vapautunutta energiaa.

Toinen kaksoistähden komponenteista on punainen jättiläinen. Se on kehityskaarensa viimeisestä edeltävässä vaiheessa. Tätä vaihetta kutsutaan heliumleimahdukseksi ja sen tai niiden aikana tähti laajenee vähintään satakertaiseksi alkuperäisestä koostaan. Aurinkokin tulee noin viiden miljardin vuoden kuluttua tähän vaiheeseen ja laajenee silloin niin, että sen ulkoreuna (=pinta?) on kutakuinkin maapallo nykyisen radan tuntumassa. Maapallon on siinä vaiheessa jo hieman ulommalla radalla, johtuen Auringon aikaisemmin tapahtuneesta massan menetyksestä.

Jos kaksoistähden komponentit kiertävät toisiaan riittävän lähellä, punaiseksi jättiläiseksi laajentunut tähti luovuttaa kumppanilleen uloimmaisista kerroksistaan vetyä ja heliumia. Massansiirto johtaa siihen, että valkoisen kääpiön pinnalle kertyy fuusiokelpoista vetyä, jonka kerrosvahvuus kasvaa ajan myötä. Lopulta, kun riittävästi massaa on kertynyt, vedyn fuusio käynnistyy valtavana vetypommina. 

Vaikka vety fuusioituu räjähtävästi, tapahtuma ei juuri vaikuta valkoisen kääpiön rakenteeseen ja se säilyy lähes koskemattomana. Myöskään sen kumppani, punainen jättiläinen, ei nova-purkauksesta kärsi ja massansiirto alkaa uudelleen purkauksen jälkeen. Kuluu satoja tai jopa miljoonia vuosia ennen kuin seuraavan kerran purkaus on mahdollinen.

Kirkastuminen tapahtuu muutamasta tunnista pariin vuorokauteen ja himmeneminen on yleensä tätä hitaampaa. Kirkastuminen tapahtuu vedyn fuusion voimasta tähden ympärille syntyvän kaasukuoren laajenemisesta ja lämpötilasta. Laajenemisnopeus on yleensä 200–3500 km/s.Alkuvaiheessa laajenevan pilven pinta-ala kasvaa ja nova näyttää kirkastuvan. Laajeneminen aiheuttaa kaasun lämpötilan ja tiheyden laskun, josta syystä sen säteilemän valon määrä vähenee ja novan kirkkaus kääntyy laskevaksi. Himmeneminen tapahtuu hitaammin ja tuloksena on kirkkauden toispuoleinen kello-käyrä.

Tätä kirjoittaessani tuoreimpien tietojen mukaan nova olisi himmentynyt jo viidenteen kirkkausluokkaan. Huippu, joka oli noin 4,3^m, saavutettiin 16.8 kello 12 UT aikaan. Ensi yönä novan kirkkaus tulee olemaan arviolta noin 5,5^m ja seuraava noin 6,2^m.

Huomautus

[1] Novaa ei pidä sekoittaa supernovaan, joka on voimakkuudeltaan ja kirkkaudeltaan aivan erilainen, tähden tuhoava räjähdys. Novan kirkastumista kutsutaan purkaukseksi, sillä siinä valkoinen kääpiö ei tuhoudu.