Nova on eräänlainen tähtiräjähdys, joka on pienempi kuin supernova tai hypernova. Ilmiö esiintyy binaarijärjestelmissä, joissa valkoinen kääpiötähti imee kriittisen määrän ainetta kumppanistaan ja puristaa vetyä pinnalleen ja lopulta sytyttää ydinräjähdyksen. Vain noin 1/10,000 1.38 aurinkomassaa materiaalia poistetaan, verrattuna tyypin I supernovan XNUMX aurinkomassaan ja tyypin II supernovaan tusinaan tai enemmän aurinkomassaan. Vaikka tyypin I supernovassa on myös valkoinen kääpiötähti, siinä tapauksessa suurin osa tähden koko massasta on sulautunut. Novan tapauksessa vain pieni prosenttiosuus on.
Valkoinen kääpiötähti koostuu rappeutuneesta aineesta, erittäin tiheästä ainevaiheesta, jolla on epätavallinen ominaisuus, että sen paine liittyy vain heikosti lämpötilaan. Kun valkoisen kääpiön painovoimakenttä imee vetykaasua läheiseltä tähdeltä, kaasu sulautuu kääpiön pintaan ja liittyy rappeutuneeseen aineeseen. Valkoinen kääpiö pakkaa Auringon kaltaisen massan samanlaiseen tilavuuteen kuin Maan ja puristaa saapuvan aineen erittäin tiukasti.
Valkoinen kääpiö on paljon suuremman tähden “tuhka”, joka on yhdistänyt suuren osan vedystään raskaampiin elementteihin. Yleensä valkoiset kääpiöt koostuvat hiilestä ja hapesta. Hiili- ja happiytimien sulattaminen raskaampiin elementteihin on erittäin energiaintensiivinen prosessi, joka esiintyy vain erittäin massiivisten tähtien ytimissä. Niinpä valkoiselta kääpiöltä puuttuu kyky itse osallistua fuusioreaktioihin. Mutta jos sen pinnalle pakataan riittävästi vetyä, se muodostaa kuoren, joka saavuttaa vetyfuusion kriittisen lämpötilan ja paineen, noin 20 miljoonaa Kelvinia. Vety sulautuu nopeasti ja vapauttaa energiaa samalla tavalla kuin fuusiopohjainen ydinpommi (H-pommi). Uutta tulosta.
Koska nova ei tuhoa isäntätähtiään, se voi tapahtua useammin kuin kerran samassa paikassa. Yksi nova, RS Ophiuchi, on leimahtanut kuusi kertaa sen jälkeen, kun tähtitieteilijät alkoivat katsella sitä vuonna 1890.