b'\n_START_ARTICLE_\nNova\n_START_PARAGRAPH_\nUma nova \xc3\xa9 uma explos\xc3\xa3o nuclear catacl\xc3\xadsmica em uma estrela, causada pela acre\xc3\xa7\xc3\xa3o de hidrog\xc3\xaanio \xc3\xa0 superf\xc3\xadcie de uma an\xc3\xa3 branca, levando \xc3\xa0 igni\xc3\xa7\xc3\xa3o e iniciando a fus\xc3\xa3o nuclear. As novas n\xc3\xa3o devem ser confundidas com as supernovas ou as novas luminosas vermelhas.\n_START_SECTION_\nDesenvolvimento\n_START_PARAGRAPH_\nSe uma an\xc3\xa3 branca possui uma companheira pr\xc3\xb3xima que ultrapassa o seu l\xc3\xb3bulo de Roche, a an\xc3\xa3 branca vai acretar continuamente g\xc3\xa1s proveniente da atmosfera externa da companheira. A companheira pode ser uma estrela da sequ\xc3\xaancia principal ou estar envelhecendo e se expandindo para se tornar uma gigante vermelha. Os gases capturados consistem basicamente de hidrog\xc3\xaanio e h\xc3\xa9lio, os dois principais constituintes da mat\xc3\xa9ria ordin\xc3\xa1ria no universo. Os gases s\xc3\xa3o compactados na superf\xc3\xadcie da an\xc3\xa3 branca pela sua intensa gravidade, comprimidos e aquecidos a temperaturas muito altas, \xc3\xa0 medida que mat\xc3\xa9ria adicional \xc3\xa9 absorvida. A an\xc3\xa3 branca consiste de mat\xc3\xa9ria degenerada, portanto n\xc3\xa3o se expande com o aquecimento. A depend\xc3\xaancia da taxa de fus\xc3\xa3o do hidrog\xc3\xaanio em rela\xc3\xa7\xc3\xa3o \xc3\xa0 temperatura faz com que somente quando ele \xc3\xa9 comprimido e aquecido na superf\xc3\xadcie da estrela \xc3\xa0 temperatura de cerca de 20 milh\xc3\xb5es de kelvins \xc3\xa9 que a rea\xc3\xa7\xc3\xa3o de fus\xc3\xa3o nuclear ocorre. A essa temperatura, o hidrog\xc3\xaanio se queima atrav\xc3\xa9s do ciclo CNO._NEWLINE_Para os par\xc3\xa2metros da maioria de sistemas bin\xc3\xa1rios, a queima do hidrog\xc3\xaanio \xc3\xa9 termicamente inst\xc3\xa1vel e rapidamente converte uma grande quantidade do hidrog\xc3\xaanio em outros elementos mais pesados, numa rea\xc3\xa7\xc3\xa3o de fuga. A fus\xc3\xa3o do hidrog\xc3\xaanio pode ocorrer de modo est\xc3\xa1vel na superf\xc3\xadcie, mas somente para uma faixa estreita de taxas de acre\xc3\xa7\xc3\xa3o. A enorme quantidade de energia liberada por este processo expulsa os gases remanescentes da superf\xc3\xadcie da an\xc3\xa3 branca e produz uma explos\xc3\xa3o de luz extremamente brilhante. A eleva\xc3\xa7\xc3\xa3o at\xc3\xa9 o brilho m\xc3\xa1ximo pode ser muito r\xc3\xa1pida ou gradual, o que est\xc3\xa1 relacionado com a classe de velocidade da nova; depois do pico, o brilho decai de forma constante. O tempo para uma nova decair em 2 ou 3 magnitudes a partir do brilho \xc3\xb3ptico m\xc3\xa1ximo \xc3\xa9 usado para classificar a nova pela sua classe de velocidade. Uma nova r\xc3\xa1pida tipicamente leva menos de 25 dias para decair em 2 magnitudes, enquanto uma nova lenta leva acima de 80 dias._NEWLINE_A despeito da sua viol\xc3\xaancia, a quantidade de material ejetado em novas \xc3\xa9 normalmente de apenas cerca de 1/10.000 da massa solar, muito pouco em rela\xc3\xa7\xc3\xa3o \xc3\xa0 massa da an\xc3\xa3 branca. Al\xc3\xa9m disso, somente cinco por cento da massa acretada \xc3\xa9 fundida para formar a explos\xc3\xa3o. Entretanto, a energia \xc3\xa9 suficiente para ejetar a mat\xc3\xa9ria a velocidades de milhares de quil\xc3\xb4metros por segundo - maior para novas r\xc3\xa1pidas do que para as lentas - com um correspondente aumento de luminosidade de algumas vezes a do Sol para at\xc3\xa9 50 mil a 100 mil vezes a do Sol. Em 2010, cientistas usando o Telesc\xc3\xb3pio Espacial Fermi de Raios Gama (GLAST), da NASA, foram surpreendidos ao descobrir, pela primeira vez, que uma nova tamb\xc3\xa9m pode emitir raios gama (> 100 MeV)._NEWLINE_Uma nova de h\xc3\xa9lio \xc3\xa9 uma categoria proposta de explos\xc3\xa3o de nova que n\xc3\xa3o possui linhas de hidrog\xc3\xaanio no espectro. Isto pode ser causado pela explos\xc3\xa3o de uma camada de h\xc3\xa9lio em uma an\xc3\xa3 branca, e foi proposto por Kato, Saio e Hachisu em 1989. A primeira candidata de nova de h\xc3\xa9lio a ser observada foi V445 Puppis, em 2000.  Depois disso, outras quatro explos\xc3\xb5es de novas foram propostas como novas de h\xc3\xa9lio._NEWLINE_Uma an\xc3\xa3 branca pode gerar m\xc3\xbaltiplas novas ao longo do tempo, \xc3\xa0 medida que hidrog\xc3\xaanio adicional continua a ser acretado em sua superf\xc3\xadcie, proveniente de sua estrela companheira. Um exemplo \xc3\xa9 RS Ophiuchi, que se sabe ter explodido seis vezes (em 1889, 1933, 1958, 1967, 1985 e 2006). Ao final, a an\xc3\xa3 branca pode explodir como uma supernova tipo Ia, se ela exceder o limite de Chandrasekhar._NEWLINE_Ocasionalmente, uma nova \xc3\xa9 suficientemente brilhante para ser vis\xc3\xadvel a olho nu. O exemplo recente mais brilhante foi Nova Cygni 1975, que apareceu em 29 de agosto de 1975, na constela\xc3\xa7\xc3\xa3o de Cygnus, cerca de cinco graus ao norte de Deneb, que atingiu magnitude 2,0 (quase t\xc3\xa3o brilhante quanto Deneb). A mais recente foi V1280 Scorpii, que atingiu magnitude 3,7  em 17 de fevereiro de 2007.\n_START_SECTION_\nTaxa de ocorr\xc3\xaancia e significado astron\xc3\xb4mico\n_START_PARAGRAPH_\nOs astr\xc3\xb4nomos estimam que na Via L\xc3\xa1ctea ocorrem de 30 a 60 novas por ano, com uma taxa prov\xc3\xa1vel de cerca de 40. O n\xc3\xbamero de novas descobertas a cada ano na Via L\xc3\xa1ctea \xc3\xa9 muito menor, de cerca de 10. Aproximadamente 25 novas mais brilhantes do que a magnitude 20 s\xc3\xa3o descobertas na Gal\xc3\xa1xia de Andr\xc3\xb4meda cada ano, e n\xc3\xbameros menores s\xc3\xa3o vistos em outras gal\xc3\xa1xias pr\xc3\xb3ximas._NEWLINE_A observa\xc3\xa7\xc3\xa3o espectrosc\xc3\xb3pica de nebulosas ejetadas por novas mostrou que elas s\xc3\xa3o ricas em elementos como h\xc3\xa9lio, carbono, nitrog\xc3\xaanio, oxig\xc3\xaanio, ne\xc3\xb4nio e magn\xc3\xa9sio. A contribui\xc3\xa7\xc3\xa3o das novas para o meio interestelar n\xc3\xa3o \xc3\xa9 grande; elas fornecem \xc3\xa0 gal\xc3\xa1xia apenas 1/50 do material suprido por supernovas, e somente 1/200 das gigantes vermelhas e estrelas supergigantes._NEWLINE_Novas recorrentes como RS Ophiuchi (aquelas com per\xc3\xadodos da ordem de d\xc3\xa9cadas) s\xc3\xa3o raras. Os astr\xc3\xb4nomos teorizam, entretanto, que, se n\xc3\xa3o todas, a maioria das novas s\xc3\xa3o recorrentes, embora em escalas de tempo variando de 1000 a 100 mil anos. O intervalo de recorr\xc3\xaancia para uma nova \xc3\xa9 menos dependente da taxa de acre\xc3\xa7\xc3\xa3o da an\xc3\xa3 branca do que da sua massa. Com a sua gravidade poderosa, as an\xc3\xa3s brancas maci\xc3\xa7as requerem menos acre\xc3\xa7\xc3\xa3o para gerar uma explos\xc3\xa3o do que as de massa menor. Consequentemente, o intervalo \xc3\xa9 menor para as an\xc3\xa3s brancas de grande massa.\n_START_SECTION_\nEtimologia\n_START_PARAGRAPH_\nO astr\xc3\xb4nomo Tycho Brahe observou a supernova SN 1572 na constela\xc3\xa7\xc3\xa3o Cassiopeia e a descreveu em seu livro De stella nova (em latim, "referente \xc3\xa0 nova estrela"), dando origem ao nome nova. No seu trabalho, ele argumentou que um objeto pr\xc3\xb3ximo pareceria se mover em rela\xc3\xa7\xc3\xa3o \xc3\xa0s estrelas fixas, e que a nova tinha que estar muito distante. Embora aquela fosse uma supernova e n\xc3\xa3o uma nova cl\xc3\xa1ssica, os termos foram considerados intercambi\xc3\xa1veis at\xc3\xa9 os anos 1930.\n_START_SECTION_\nAs novas como indicadores de dist\xc3\xa2ncias\n_START_PARAGRAPH_\nAs novas podem ser usadas como velas padr\xc3\xa3o. Por exemplo, a distribui\xc3\xa7\xc3\xa3o da sua magnitude absoluta \xc3\xa9 bimodal, com um pico principal na magnitude \xe2\x88\x928,8 e um menor em \xe2\x88\x927,5. As novas tamb\xc3\xa9m t\xc3\xaam aproximadamente a mesma magnitude absoluta depois de 15 dias do seu pico (\xe2\x88\x925,5). Compara\xc3\xa7\xc3\xb5es de estimativas, baseadas em novas, da dist\xc3\xa2ncia para v\xc3\xa1rias gal\xc3\xa1xias e aglomerados de gal\xc3\xa1xias pr\xc3\xb3ximas, com outras feitas com base nas estrelas vari\xc3\xa1veis Cefeidas, mostraram ser de acur\xc3\xa1cia compar\xc3\xa1vel.\n_START_SECTION_\nNovas extragal\xc3\xa1cticas\n_START_PARAGRAPH_\nAs novas s\xc3\xa3o relativamente comuns em M31 (a Gal\xc3\xa1xia de Andr\xc3\xb4meda), onde aproximadamente duas d\xc3\xbazias delas s\xc3\xa3o descobertas a cada ano, com brilho maior do que a magnitude aparente 20. O Central Bureau for Astronomical Telegrams (CBAT) pesquisa novas em M31, M33 (Gal\xc3\xa1xia Triangulum) e M81 (Gal\xc3\xa1xia de Bode)._NEWLINE_Novas foram observadas nas Nuvens de Magalh\xc3\xa3es, sendo a mais recente detectada pelo Brazilian Transient Survey - BRATS, em 27 de julho de 2019.'