Array ( [0] => 15496700 [id] => 15496700 [1] => cswiki [site] => cswiki [2] => Nova [uri] => Nova [3] => Making a Nova.jpg [img] => Making a Nova.jpg [4] => [day_avg] => [5] => [day_diff] => [6] => [day_last] => [7] => [day_prev_last] => [8] => [oai] => [9] => [is_good] => [10] => [object_type] => [11] => 1 [has_content] => 1 [12] => [oai_cs_optimisticky] => ) Array ( [0] => {{Různé významy|tento=explodující hvězdě}} [1] => '''Nova''' ([[latina|lat.]] ''nova'', čes. ''nová''), zastarale též '''nová hvězda''', je označení pro astronomický jev, při němž v důsledku náhlého spuštění [[termonukleární fúze|termonukleární reakce]] (kataklyzmického výbuchu), způsobeného nahromaděním [[vodík]]ového a [[helium|heliového]] [[plazma]]tu na povrchu [[bílý trpaslík|bílého trpaslíka]] v soustavě těsné [[dvojhvězda|dvojhvězdy]], hvězdný objekt prudce zvýší asi stotisíckrát až milionkrát svoji jasnost, tedy o 13 až 15 [[hvězdná velikost|magnitud]]. Původní objekt bývá obvykle natolik slabý, že nemusel být pozorován. V přeneseném významu je termín nova používán též pro označení tohoto druhu hvězdných objektů. V tomto smyslu patří nova do třídy [[katalyzmická proměnná hvězda|kataklyzmických proměnných hvězd]]. [2] => [3] => == Fyzikální podstata novy == [4] => [[Soubor:Making a Nova.jpg|rám|vpravo|Malířova představa akrece plazmatu z rudého obra bílým trpaslíkem
Obrázek: NASA]] [5] => Nova se tvoří z těsné dvojhvězdy, jejímž jedním členem je bílý trpaslík a druhým je buď [[Hlavní posloupnost|hvězda hlavní posloupnosti]] nebo [[červený obr]] spalující normálním způsobem [[vodík]] na [[helium]] (tj. normální [[plazmová hvězda]]). Tento objekt se nazývá ''praenova''. V okamžiku, kdy vrchní vrstvy atmosféry normální plazmové hvězdy při rozpínání dosáhnou [[Rocheova mez|Rocheovy meze]], začne plazma složená převážně z vodíku a helia přetékat do sféry gravitačního vlivu bílého trpaslíka, kde nejprve vytvoří [[akreční disk]]. V akrečním disku ztrácejí částice plazmatu turbulencí, třením a vyzařováním postupně svoji energii a klesají po spirále na povrch trpaslíka, kde se po dlouhou dobu, někdy až desetitisíce let, hromadí. Tato doba závisí zejména na rychlosti přenášení látky mezi hvězdami; obvykle však tato rychlost činí kolem 10−9 ''M''s/rok (''M''s je hmotnost Slunce). Spodní vrstvy vznikající atmosféry bílého trpaslíka se vlivem jeho gravitace stlačují a tlak a teplota s přibývajícím množstvím přeneseného plazmatu rostou až dojde ke spuštění termonukleární reakce. Nejprve se normálním [[CNO cyklus|uhlíkovým cyklem]] nebo přímou [[proton-protonový cyklus|proton-protonovou reakcí]] termonukleárně syntetizuje z vodíku helium. Tato reakce obvykle probíhá klidně a neprojevuje se významným zvyšováním jasnosti bílého trpaslíka. S dalším růstem tlaku a souběžně s tím i teploty až na 20 milionů [[kelvin]]ů se však prudce rozhoří jiná termonukleární reakce, při které se izotop 4He začne měnit na těžší prvky. Rychlost, jakou tato druhá reakce nabíhá a později vyhasíná, je různá a podle ní rozlišujeme dva základní druhy nov: ''pomalé novy'' a ''rychlé novy''. U pomalých nov sice počáteční nárůst je rychlý, pak se výrazně zpomalí a maxima je dosaženo až za několik týdnů po prvním zjasnění. Také následný pokles trvá dlouho, půl roku až roky, než hvězdná velikost poklesne na hodnotu u praenovy. U rychlých nov je maxima jasnosti dosaženo během několika málo dní a pokles trvá pouze týdny, nejvýše půl roku. Množství energie, uvolněné při této termonukleární explozi, je prakticky u obou typů stejné a činí 6×1037 J. Celkově se při vzplanutí novy termonukleárně přemění jen asi 5 % celkového množství látky získané bílým trpaslíkem akrecí. [6] => [7] => [[Soubor:Nova cygni 1992.jpg|náhled|vpravo|300px|Nova Cygni 1992 s vyvrženým plynem na snímku z [[Hubbleův vesmírný dalekohled|HST]]
Snímek: NASA/STScI]] [8] => [9] => V průběhu intenzivní fáze zažehnutí heliové termonukleární reakce jsou horní vrstvy vodíkoheliové atmosféry odvrženy do prostoru rychlostmi až 2000 km/s a vytvářejí rozpínající se plynový obal, který může být v případě novy blízké ke Sluneční soustavě opticky pozorovatelný jako mlhovinový prstenec. Příkladem toho může být Nova Persei 1901 = GK Per. Tato fáze života novy se nazývá ''nebulární'' (tj. mlhovinová). Celkové množství takto vyvržené látky je vcelku zanedbatelné a leží v rozmezí od 10−9 do 10−3 ''M''s (nejčastěji kolem 10−4 ''M''s), takže celkově se ani hmotnost dvojhvězdné soustavy, ani samotného bílého trpaslíka prakticky nezmění. Kromě vodíku a helia vyvržený plyn obsahuje i těžší prvky jako [[uhlík]], [[dusík]], [[kyslík]], [[neon]] a [[hořčík]]. Novy tak přispívají k obohacování mezihvězdného prostoru těžkými prvky, i když zanedbatelnou měrou ve srovnání se [[supernova]]mi a [[červený obr|červenými obry]]. [10] => [11] => Po návratu do výchozího stavu, který se nazývá ''postnova'', se proces přenosu látky z plazmové hvězdy na bílého trpaslíka obnoví a může tedy dojít k opětovnému vzplanutí novy. Takové novy, u kterých došlo v historické době k opakované explozi, se nazývají ''rekurentní novy''. Příkladem může být [[RS Ophiuchi]], u které bylo pozorováno vzplanutí již šestkrát (v letech [[1898]], [[1933]], [[1958]], [[1967]], [[1985]], [[2006]] a zatím naposledy v roce [[2021]]). Ty novy, u nichž v historické době není známo opakované vzplanutí, se nazývají ''klasické novy''. Z teoretických úvah však vyplývá, že pouze perioda opakovaných explozí je u nich značně velká a může ležet v rozmezí tisíců až milionů let. [12] => [13] => == Význam nov pro astronomii == [14] => Bylo zjištěno, že statistické rozdělení jejich [[absolutní hvězdná velikost|absolutních hvězdných velikostí]] v maximu je bimodální, s hlavním maximem četnosti při −7,5M a s vedlejším maximem při −8,8M. Kromě toho mají všechny novy přibližně 15 dní po dosažení maxima přibližně stejnou absolutní hvězdnou velikost, a to −5,5M. Kromě toho může být upřesněna absolutní hvězdná velikost určité novy ze známého vztahu mezi ní a rychlostí poklesu jasu v čase (vztah MMRD, tj. Maximum Magnitude versus Rate of Decline). [15] => [16] => Porovnání pozorované [[hvězdná velikost|hvězdné velikosti]] a odhadnuté absolutní hvězdné velikosti se dá pak použít podobně jako u [[cefeida|cefeidy]] k určování vzdáleností nejbližších [[galaxie|galaxií]] a to s podobnou přesností. Výhoda nov proti cefeidám je jejich větší absolutní hvězdná velikost (a jsou tedy pozorovatelné na větší vzdálenosti), nevýhodou je však jejich menší četnost výskytu. [17] => [18] => == Pojmenování nov == [19] => Při svém objevu je novám dáno jméno sestávající ze slova „Nova“ následovaného latinským názvem souhvězdí v němž byla objevena (v genitivu) a s připojením letopočtu roku, v němž vzplanuly (např. ''Nova Persei 1901''). Toto jméno může být případně zkráceno tak, že místo slova nova se použije jen písmeno „N“ (bez tečky), následované mezinárodní zkratkou souhvězdí a letopočtem (např. ''N Per 1901''). Později jim je přiděleno standardní označení [[proměnná hvězda|proměnné hvězdy]]. [20] => [21] => == Historická poznámka == [22] => Astronom [[Tycho Brahe]] pozoroval supernovu [[SN 1572]] v [[souhvězdí Kasiopeji]] a svá zjištění publikoval ve spise ''De stella nova'' (lat. „O nové hvězdě“). Název této knihy dal za vznik i názvu této třídy astronomických objektů. V svém díle uvedl, že v případě, že by se jednalo o blízký objekt, musel by se mezi stálicemi (hvězdami) zřetelně pohybovat, a že tedy „nova“ musí být velmi vzdálená od Země. I když z dnešního hlediska je zásadní rozdíl mezi pojmy ''nova'' a ''supernova'', po dlouhou dobu astronomové mezi těmito druhy objektů nedělali rozdíl; teprve od 30. let 20. stol., kdy byla zjištěna jejich rozdílná fyzikální podstata, se začal používat i pojem ''supernova''. [23] => [24] => == Přehled jasných nov od roku 1890 do současnosti == [25] => {| border="2" cellpadding="2" cellspacing="0" style="margin:4px; border:4px solid #cccccc;" [26] => |- align="center" bgcolor="cccccc" [27] => |Rok||Označení novy||Souhvězdí||Maximální jasnost [28] => |- [29] => |1891 [30] => |T Aur [31] => |[[Souhvězdí Vozky|Vozka]] (Auriga) [32] => |3,8m [33] => |- [34] => |1898 [35] => |V1059 Sgr [36] => |[[Souhvězdí Střelce|Střelec]] (Sagittarius) [37] => |4,5m [38] => |- [39] => |1899 [40] => |V606 Aql [41] => |[[Souhvězdí Orla|Orel]] (Aquila) [42] => |5,5m [43] => |- [44] => |1901 [45] => |GK Per [46] => | [[Souhvězdí Persea|Perseus]] (Perseus) [47] => |0,2m [48] => |- [49] => |1903 [50] => |N Gem 1903 [51] => |[[Souhvězdí Blíženců|Blíženci]] (Gemini) [52] => |6m [53] => |- [54] => |1905 [55] => |N Aql 1905 [56] => |[[Souhvězdí Orla|Orel]] (Aquila) [57] => |7,3m [58] => |- [59] => |1910 [60] => |N Lac 1910 [61] => |[[Souhvězdí Ještěrky|Ještěrka]] (Lacerta) [62] => |4,6m [63] => |- [64] => |1912 [65] => |N Gem 1912 [66] => |[[Souhvězdí Blíženců|Blíženci]] (Gemini) [67] => |3,5m [68] => |- [69] => |1918 [70] => |V603 Aql [71] => |[[Souhvězdí Orla|Orel]] (Aquila) [72] => |−1,8m [73] => |- [74] => |1919 [75] => |N Lyr 1919 [76] => |[[Souhvězdí Lyry|Lyra]] (Lyra) [77] => |7,4m [78] => |- [79] => |1919 [80] => |N Oph 1919 [81] => |[[Souhvězdí Hadonoše|Hadonoš]] (Ophiuchus) [82] => |7,4m [83] => |- [84] => |1920 [85] => |N Cyg 1920 [86] => |[[Souhvězdí Labutě|Labuť]] (Cygnus) [87] => |2,0m [88] => |- [89] => |1925 [90] => |RR Pic [91] => |[[Souhvězdí Malíře|Malíř]] (Pictor) [92] => |1,2m [93] => |- [94] => |1934 [95] => |DQ Her [96] => |[[Souhvězdí Herkula|Herkules]] (Hercules) [97] => |1,4m [98] => |- [99] => |1936 [100] => |CP Lac [101] => |[[Souhvězdí Ještěrky|Ještěrka]] (Lacerta) [102] => |2,1m [103] => |- [104] => |1939 [105] => |BT Mon [106] => |[[Souhvězdí Jednorožce|Jednorožec]] (Monoceros) [107] => |4,5m [108] => |- [109] => |1942 [110] => |CP Pup [111] => |[[Souhvězdí Lodní zádě|Lodní záď]] (Puppis) [112] => |0,3m [113] => |- [114] => |1943 [115] => |N Aql 1943 [116] => |[[Souhvězdí Orla|Orel]] (Aquila) [117] => |6,1m [118] => |- [119] => |1950 [120] => |DK Lac [121] => |[[Souhvězdí Ještěrky|Ještěrka]] (Lacerta) [122] => |5,0m [123] => |- [124] => |1960 [125] => |V446 Her [126] => |[[Souhvězdí Herkula|Herkules]] (Hercules) [127] => |2,8m [128] => |- [129] => |1963 [130] => |V533 Her [131] => |[[Souhvězdí Herkula|Herkules]] (Hercules) [132] => |3m [133] => |- [134] => |1970 [135] => |FH Ser [136] => |[[Souhvězdí Hada|Had]] (Serpens) [137] => |4m [138] => |- [139] => |1975 [140] => |V1500 Cyg [141] => |[[Souhvězdí Labutě|Labuť]] (Cygnus) [142] => |2,0m [143] => |- [144] => |1975 [145] => |V373 Sct [146] => |[[Souhvězdí Štítu|Štít]] (Scutum) [147] => |6m [148] => |- [149] => |1976 [150] => |NQ Vul [151] => |[[Souhvězdí Lištičky|Lištička]] (Vulpecula) [152] => |6m [153] => |- [154] => |1978 [155] => |V1668 Cyg [156] => |[[Souhvězdí Labutě|Labuť]] (Cygnus) [157] => |6m [158] => |- [159] => |1984 [160] => |QU Vul [161] => |[[Souhvězdí Lištičky|Lištička]] (Vulpecula) [162] => |5,2m [163] => |- [164] => |1986 [165] => |V842 Cen [166] => |[[Souhvězdí Kentaura|Kentaur]] (Centaurus) [167] => |4,6m [168] => |- [169] => |1991 [170] => |V838 Her [171] => |[[Souhvězdí Herkula|Herkules]] (Hercules) [172] => |5,0m [173] => |- [174] => |1992 [175] => |V1974 Cyg [176] => |[[Souhvězdí Labutě|Labuť]] (Cygnus) [177] => |4,2m [178] => |- [179] => |1999 [180] => |V1494 Aql [181] => |[[Souhvězdí Orla|Orel]] (Aquila) [182] => |5,03m [183] => |- [184] => |1999 [185] => |V382 Vel [186] => |[[Souhvězdí Plachet|Plachty]] (Vela) [187] => |2,6m [188] => |- [189] => |2006 [190] => |RS Oph [191] => |[[Souhvězdí Hadonoše|Hadonoš]] (Ophiuchus) [192] => |4,5m [193] => |- [194] => |2013 [195] => |N Del 2013 [196] => |[[Souhvězdí Delfína|Delfín]] (Delphinus) [197] => |4,5m [198] => |- [199] => |2021 [200] => |V1405 Cas [201] => |[[Kassiopeia]] (Cassiopeia) [202] => |5,8m [203] => |} [204] => [205] => == Související články == [206] => * [[Supernova]] [207] => * [[Trpasličí nova]] [208] => [209] => == Externí odkazy == [210] => * {{Commonscat|Novae}} [211] => * {{Wikislovník|heslo=nova}} [212] => * [http://www.sai.msu.su/groups/cluster/gcvs/gcvs/ General Catalog of Variable Stars], [[Sternberg Astronomical Institute]], [[Moskva]] [213] => * [https://web.archive.org/web/20070510100249/http://observe.arc.nasa.gov/nasa/space/stellardeath/stellardeath_4a.html NASA Observatorium: Classical Nova] [214] => {{Autoritní data}} [215] => [216] => [[Kategorie:Novy| ]] [217] => [[Kategorie:Vývoj hvězdy]] [] => )
good wiki

Nova

Nova (lat. nova, čes.

More about us

About

Expert Team

Vivamus eget neque lacus. Pellentesque egauris ex.

Award winning agency

Lorem ipsum, dolor sit amet consectetur elitorceat .

10 Year Exp.

Pellen tesque eget, mauris lorem iupsum neque lacus.

You might be interested in

,'Souhvězdí Orla','Souhvězdí Herkula','Souhvězdí Labutě','Souhvězdí Ještěrky','Souhvězdí Blíženců','červený obr','Souhvězdí Lištičky','helium','hvězdná velikost','vodík','Souhvězdí Hadonoše','2021'

2021

Wikipedia stránka pro rok 2021 je rozsáhlým shrnutím událostí, jež se udály během tohoto ročníku.

Helium

Vodík

Vodík je chemický prvek s chemickým symbolem H a atomovým číslem 1.