Stjerner som SU Ursa Major

Variable stjerner som SU Ursa Major (UGSU) er en af ​​tre underklasser af dværgnovaer opkaldt efter prototypen SU ​​Ursa Major .

Ud over de såkaldte normale udbrud, der er karakteristiske for dværgnovaer (vækst med 2-6 m i 1-3 dage), er sådanne stjerner karakteriseret ved tilstedeværelsen af ​​såkaldte superudbrud. De er lysere end normalt med 1-2 m (det vil sige ca. 5 gange), varer 10-18 dage og forekommer 3-10 gange mindre end normale. Stigningen i lysstyrke under en superflare kan ikke skelnes fra normal, men ved maksima på lyskurven observeres periodiske fluktuationer overlejret på den - superhumps (superhumps) med en periode tæt på orbitalen og amplituder på omkring 0,2-0,3 m. De vises omkring en dag efter starten af ​​superflaren, og efter at den slutter, falder deres amplitude; de bidrager med op til 30 % af den samlede strålingsflux. Det særlige ved superhumps er, at udsvingsperioden er fra 2 til 3 % længere end systemets omdrejningsperiode, så man ved at observere superhumps kan bestemme værdien af ​​omløbsperioden. Som regel har de en varighed på under to timer [1] .

Den spektrale type af satellitter er dM.

Teori

Den termiske ustabilitetsmodel forklarer med succes de fleste af de fænomener, der observeres i dværgnovaer, med undtagelse af superflares i UGSU-undertypestjerner. Dette fænomen forklares af den tidevandsmæssige ustabile tilvækstskivemodel fremsat i 1980'erne . For at denne type ustabilitet kan forekomme, er det nødvendigt, at massen af ​​den kolde stjerne i systemet ikke overstiger en fjerdedel af massen af ​​den hvide dværg . Almindelige udbrud af stjerner af UGSU-typen fjerner ikke effektivt det stof, der strømmer ind i den fra skiven; som følge heraf øges skivens masse, radius og vinkelmomentum . Når betingelser med tidevandsustabilitet sætter ind, "udløser" termisk ustabilitet først en almindelig flare, hvor skiveradius øges brat, og en 3:1 resonans "tændt" mellem omløbsperioden for en testpartikel i skiven og omløbsperioden af den sekundære komponent i det binære system. Under påvirkning af tidevandskræfter antager skiven en langstrakt form (excentrisk skive). Det præcesserer langsomt i den orbitale referenceramme, hvor præcessionsretningen generelt falder sammen med retningen af ​​orbital bevægelse i rammen. Hver gang sekundæren i sin kredsløbsbevægelse passerer nær den del af den excentriske skive, der er længst væk fra den hvide dværg, øges virkningen af ​​tidevandskræfter en smule, hvilket fører til en lille stigning i tilvæksthastigheden (lysere). Sådan dannes superhumps. Deres periode bestemmes af forholdet

hvor er superpukkelperioden, er omløbsperioden og er præcessionsperioden.

Under en superflare falder stof intensivt ned på den hvide dværg, og massen af ​​disken falder. Efter afslutningen af ​​superflaren viser disken sig igen at være kold og cirkulær. Det antages, at der under et normalt udbrud falder mindre stof på den hvide dværg, end der kommer ind i skiven mellem udbrud, så massen og størrelsen af ​​skiven øges fra udbrud til udbrud. Til sidst indtræder tidevandsinstabilitetsforhold, og der opstår en superflare, hvor stof effektivt fjernes fra skiven til den hvide dværg, og skiven bliver relativt lille og lavmassende. Ophobningen af ​​stof til en ny superflare begynder [2] .

Klassifikation

Som regel er længden af ​​en supercyklus - intervallet fra en superflare til en anden - for stjerner af UGSU-typen flere hundrede dage. Nogle systemer har dog en meget kortere eller længere cyklus [1] , og på baggrund heraf skelnes der uden for GCVS , to mere karakteristiske undertyper fra UGSU-undertypen.

Stjerner af typen ER Ursa Major

ER Ursa Major - stjerner (ER UMa) viser hyppige superblus med flare-amplituder på op til 3 m [2] , som tegner sig for en tredjedel til halvdelen af ​​deres levetid. Mellem dem, som varer fra 19 til 50 dage, forekommer normale udbrud ret ofte - cirka en gang hver 4. dag [1] .

WZ- type stjerner Pile

Stjerner som WZ Arrows (WZ Sge) viser ikke almindelige flares, kun de har superblus med en amplitude på op til 6 m -8 m og en varighed på op til en måned [2] en gang hvert par år og endda årtier .

Den faktor, der bestemmer en så lang cyklus af stjerner af typen WZ Sge, er stofstrømmens hastighed. Da det er meget lille - i størrelsesordenen 10 12  kg/s - kræves der årtier for at akkumulere en tilstrækkelig mængde materiale til en superflare. Det er dog ikke helt klart, hvorfor der er så få eller ingen normale udbrud i hele dette interval. Selv ved en lav masseoverførselshastighed skal materiale akkumuleres, drive ind i den indre skive og forårsage en eksplosion. Et bud på, hvorfor det ikke sker, er, at skivens viskositet er meget lav, så materialet forbliver i den ydre skive, hvor det kan samle sig meget mere, før det blinker. Problemet med denne hypotese er til gengæld at forklare dette ekstremt lave viskositetsniveau. En anden mulig forklaring er, at der er mekanismer, der forhindrer stof i at trænge ind i den indre skive, for eksempel baseret på stofs interaktion med den hvide dværgs magnetfelt [3] .

Eksempler

Eksempler på stjerner af typen SU ​​Ursa Major med en tilsyneladende størrelse på op til 10,0 [4] :

Se også

• Variable stjerner som SS Cygnus
• Z-type variable stjerner Giraf

Noter

1. ↑ 1 2 3 S.U. Ursae Majoris stjerne . David Darling Encyclopedia . Arkiveret fra originalen den 6. juli 2012.  (ubestemt) (Engelsk)
2. ↑ 1 2 3 N.N. SAMUS. EKSPLOSIVE OG NYLIGNENDE VARIABLE STJERNER . VARIABLE STJERNER . GAISH MSU . Arkiveret fra originalen den 28. januar 2012. (Russisk)
3. ↑ WZ Sagittae-stjerne . David Darling Encyclopedia . Arkiveret fra originalen den 6. juli 2012.  (ubestemt) (Engelsk)
4. ↑ Variabler af typen S.U. Ursae maioris  . SIT - The Star Information Tool (2000). Hentet 6. september 2019. Arkiveret fra originalen 19. oktober 2013.