Nova enana - Dwarf nova
Una estrella variable de tipo U Geminorum , o nova enana (pl. Novae ) es uno de varios tipos de estrella variable cataclísmica , que consiste en un sistema estelar binario cercano en el que uno de los componentes es una enana blanca que acumula materia de su compañera. Las novas enanas son más tenues y se repiten con más frecuencia que las novas "clásicas".
Descripción general
El primero en ser observado fue U Geminorum en 1855; sin embargo, el mecanismo no se conoció hasta 1974, cuando Brian Warner demostró que la nova se debe al aumento de la luminosidad del disco de acreción. Son similares a las novas clásicas en que la enana blanca está involucrada en estallidos periódicos, pero los mecanismos son diferentes. Las novas clásicas resultan de la fusión y detonación del hidrógeno acumulado en la superficie del primario. La teoría actual sugiere que las novas enanas son el resultado de la inestabilidad en el disco de acreción, cuando el gas en el disco alcanza una temperatura crítica que provoca un cambio en la viscosidad , lo que resulta en un aumento temporal del flujo másico a través del disco, lo que calienta todo el disco y, por lo tanto, aumenta. su luminosidad. La transferencia de masa de la estrella donante es menor que este aumento de flujo a través del disco, por lo que el disco eventualmente volverá a caer por debajo de la temperatura crítica y volverá a un modo más frío y opaco.
Las novas enanas son distintas de las novas clásicas en otros aspectos; su luminosidad es menor y suelen ser recurrentes en una escala de días a décadas. La luminosidad del estallido aumenta con el intervalo de recurrencia así como con el período orbital; Una investigación reciente con el Telescopio Espacial Hubble sugiere que esta última relación podría hacer que las novas enanas sean velas estándar útiles para medir distancias cósmicas.
Hay tres subtipos de estrella U Geminorum (UG):
- Estrellas SS Cygni (UGSS), que aumentan su brillo en 2-6 mag en V en 1-2 días, y vuelven a su brillo original en varios días posteriores.
- SU Ursae Majoris estrellas (UGSU), que tienen estallidos "supermáximos" más brillantes y más largos, o "super-estallidos", además de los estallidos normales. Las variedades de estrellas SU Ursae Majoris incluyen estrellas ER Ursae Majoris y estrellas WZ Sagittae (UGWZ).
- Estrellas Z Camelopardalis (UGZ), que se "detienen" temporalmente a un brillo particular por debajo de su pico.
Además de los grandes estallidos, algunas novas enanas muestran un brillo periódico conocido como " superhumps ". Son causadas por deformaciones del disco de acreción cuando su rotación está en resonancia con el período orbital del binario.
Curva de luz AAVSO de U Geminorum (tipo SS Cygni)
Curva de luz de la nova enana eclipsante HT Cassiopeia durante el estallido, mostrando eclipses y superhumps (tipo SU Ursae Majoris)
Curva de luz de Z Camelopardalis (tipo Z Camelopardalis)
Referencias
enlaces externos
- "Nuevo método de distancias estimadas de las novas enanas" . Vuelo espacial ahora . 30 de mayo de 2003 . Consultado el 17 de abril de 2006 .
- "SU Ursae Majoris" . Asociación Estadounidense de Observadores de Estrellas Variables .
- "Astrónomos aficionados y novas enanas" (PDF) . Observatorio Europeo Austral .
- "Actividad de un vistazo (lista de arrebatos de nova enana detectados recientemente)" . Red de variables cataclísmicas - a través de Google.