Dværg nova

Dværgnovaer eller stjerner af typen U Gemini ( U Gem , UG ) er en af ​​typerne af kataklysmiske variable stjerner [1]  - et tæt binært stjernesystem, hvor en af ​​komponenterne er en hvid dværg , hvorpå stof ophobes fra en satellit. De ligner klassiske novaer , idet den hvide dværg er involveret i periodiske udbrud, men udbrudsmekanismerne er forskellige: i klassiske novaer er udbruddet resultatet af en termonuklear reaktion og detonationen af ​​ophobet brint , mens moderne teori antyder, at udbrud af en dværgnova er resultatet af ustabilitet i tilvækstskiven, når gassen i skiven når en kritisk temperatur, hvilket fører til en ændring i viskositeten , og noget af stoffet falder ned på den hvide dværg, hvilket resulterer i frigivelse af en stor mængde energi [2] [3] .

Dværgnovaer er tætte binære systemer bestående af en K-M dværg eller subgigant , hvis udstrømning fylder dens Roche-lap og en hvid dværg omgivet af en tilvækstskive. Systemets omløbsperiode er i området fra 0,05 til 0,5 dage. Normalt observeres kun små, i nogle tilfælde hurtige, udsving i lyset, men fra tid til anden stiger systemets lysstyrke hurtigt med flere værdier og vender derefter tilbage til dets over et interval på flere dage til en måned eller mere. oprindelige tilstand. Intervallerne mellem to på hinanden følgende udbrud for en given type stjerne kan variere meget, men hver stjerne er karakteriseret ved en eller anden gennemsnitsværdi af disse intervaller, det vil sige, at det betyder, at cyklussen svarer til en gennemsnitlig lysstyrkeændringsamplitude. En regelmæssighed observeres også, jo større cyklus, jo større amplitude . Disse systemer er ofte røntgenkilder . Systemets spektrum ved den minimale lysstyrke er kontinuerligt med brede emissionslinjer af brint og helium . Ved maksimal lysstyrke forsvinder disse linjer næsten eller bliver til overfladiske absorptionslinjer . Nogle af disse systemer formørker, måske skyldes deres primære minimum en "hot spot"-formørkelse, som opstår, når stof falder fra en tilvækstskive ned på overfladen af ​​en hvid dværg fra en ledsagerstjerne [4] .

Ifølge karakteristikaene for lysstyrkeændringer kan dværgnovaer opdeles i tre typer:

• stjerner som SS Cygni ( SS Cygni , UGSS ), der er karakteriseret ved en stigning i lysstyrken med 2-6 m størrelser inden for 1-2 dage og en tilbagevenden til deres oprindelige lysstyrke i løbet af de næste par dage. Deres cyklus af variabilitet varierer fra 10 dage til flere tusinde dage;
• stjerner som SU Ursae Majoris ( SU Ursae Majoris , UGSU ), der er lysere og har længere "superflares" ud over det normale udbrud. Deres normale (korte) udbrud ligner stjerner af typen SS Cygnus, og deres "supermaksima" er lysere med 2 m størrelser og varer mere end fem gange længere, men de forekommer flere gange sjældnere. Ved den "supermaksimale" lysstyrke har lyskurverne en overlejring af periodiske "superhumps", hvis perioder er tæt på orbital, og amplitudeændringerne er omkring 0,2-0,3 m størrelse. Deres omløbsperioder er kortere end 0,1 dage; og de har en ledsager af spektral type M. SU Ursa Major-stjerner kan opdeles i ER Ursa Major og WZ-pile [5] .
• Z Stjerner af giraftypen ( Z Camelopardalis , UGZ ) viser også cykliske udbrud, men nogle gange vender de efter udbruddet ikke tilbage til deres oprindelige lysstyrke, men forbliver mellem maksimum og minimum i flere cyklusser. Værdierne for deres variabilitetsperioder er fra 10 til 40 dage, mens amplituderne af lysstyrkeændringer er fra 2 m til 5 m størrelser.

Dværgnovaer adskiller sig også fra klassiske novaer i andre henseender. Deres lysstyrke er mindre, og deres perioder med ændring i lysstyrke varierer som regel på skalaer fra flere dage til årtier [2] . Lysstyrken af ​​blusset øges ved hvert gentagelsesinterval, og deres omløbsperiode øges også, da en del af det under tilvæksten af ​​stof falder på den hvide dværg, og en del kastes ud i rummet, hvilket fører omløbsmomentet væk . Nylige undersøgelser fra Hubble-rumteleskopet viser, at disse mønstre kunne gøre dværgnovaer nyttige standardlys til måling af kosmiske afstande [2] [3] .

Noter

1. ↑ GCVS Arkiveret 23. oktober 2019 på Wayback Machine General Catalogue of Variable Stars
2. ↑ 1 2 3 CVnet: "Introduktion til CV'er" Arkiveret 26. februar 2008.
3. ↑ 1 2 "Kalibrerende dværgnovaer". Sky & Telescope , september 2003, s. tyve.
4. ↑ U Geminorum-stjerne . Hentet 27. november 2010. Arkiveret fra originalen 23. april 2019. (ubestemt)
5. ↑ S.U. Ursae Majoris-stjerne . Hentet 27. november 2010. Arkiveret fra originalen 26. juni 2012. (ubestemt)