Gwiazda zmienna nowopodobna

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii
Przejdź do nawigacji Przejdź do wyszukiwania

Gwiazda zmienna nowopodobna (ang. novalike variable) – gwiazda wybuchowa, ciasny układ podwójny złożony z białego karła i gwiazdy ciągu głównego.

Układ kataklizmiczny, zmienna kataklizmiczna (ang. cataclysmic variable, CV) – ciasny układ podwójny gwiazd, składający się z masywniejszego białego karła oraz mniej masywnej gwiazdy ciągu głównego (gwiazdy podobnej do Słońca) lub gwiazdy nieco odewoluowanej (np. podolbrzyma). Jeśli mniej masywna gwiazda całkowicie wypełnia swoją powierzchnię Roche’a, wówczas materia z atmosfery gwiazdy może przepływać w kierunku białego karła przez punkt Lagrange’a L1. Niezerowy moment pędu powoduje, że gaz nie opada od razu na powierzchnię białego karła, ale tworzy wokół niego dysk akrecyjny. Jeśli pole magnetyczne białego karła jest wystarczająco silne, dysk ten jest na pewnej wysokości rozrywany lub w ogóle nie może powstać (materia opada wówczas na bieguny magnetyczne białego karła tworząc tzw. kolumny akrecyjne). Niestabilność przepływu materii przez dysk akrecyjny jest przyczyną nagłych pojaśnień, obserwowanych w przypadku nowych karłowatych. W przypadku nowych klasycznych i nowych powrotnych obserwuje się znacznie silniejsze pojaśnienia określane jako wybuch gwiazdy nowej. Spowodowane są one zainicjowaniem reakcji termojądrowych wodoru na powierzchni białego karła (ponieważ materia znajduje się tam w stanie zdegenerowanym, to reakcje te zachodzą w sposób bardzo gwałtowny). Od tych właśnie wybuchów pochodzi nazwa „zmienne kataklizmiczne” (w rzeczywistości gwiazda nie ponosi w wyniku wybuchu żadnego większego uszczerbku). Charakterystyczną cechą wyróżniającą układy kataklizmiczne w okresie spokoju (między kolejnymi wybuchami) jest tzw. flickering, czyli zachodzące w sposób losowy i w bardzo krótkiej skali czasu zmiany jasności.Gwiazdy zmienne typu Z Camelopardalis (Z Cam) – gwiazdowe układy kataklizmiczne typu nowe karłowate, u których zdarzają się długie przerwy pomiędzy okresami dość regularnych wybuchów. Przerwy mogą trwać od kilku dni do 1000 dni. Przerwa przeważnie zaczyna się pod koniec wybuchu i gwiazda przechodzi na dłuższy czas w stan stałej jasności, ok. 1 magnitudo poniżej maksymalnej jasności w czasie wybuchu. Uważa się, że przerwy te są wynikiem okresowych sytuacji, w których przepływ materii z towarzysza do dysku akrecyjnego jest na tyle duży, że uniemożliwia zachodzenie normalnych wybuchów.

W układzie tym materia przepływa z gwiazdy towarzysza w stronę białego karła za pośrednictwem dysku akrecyjnego, tak jak w układach kataklizmicznych. Zmienne nowopodobne zdają się zachowywać jak zmienne typu Z Camelopardalis w przerwach pomiędzy wybuchami. Gwiazdy te nie wykazują nigdy rozbłysków typu nowa karłowata, ponieważ tempo przepływu masy między składnikami jest na tyle duże, że termiczna niestabilność dysku akrecyjnego, rozwijająca się w obszarze częściowej jonizacji gazu, nie występuje – dysk jest zbyt gorący. Występuje u nich natomiast zjawisko tzw. supergarbów (ang. superhump), czyli okresowych pojaśnień z okresem zbliżonym do orbitalnego, ale nieco wolniejszym. Może się to wiązać z precesją oświetlanego dysku akrecyjnego, a duża jasność obiektu może wynikać dodatkowo z ciągłego spalania wyjątkowo dużej ilości opadającej materii w reakcjach jądrowych zachodzących w otoczce białego karła (np. Kozhevnikov, 2007). Taka interpretacja oznacza, że wybuchy typu nowa klasyczna w tych gwiazdach nigdy nie następują.

Ciąg główny na diagramie Hertzsprunga-Russella przedstawia krzywą, wzdłuż której zgrupowana jest większość gwiazd z okolic Słońca. Gwiazdy na niej położone nazywa się gwiazdami ciągu głównego lub karłami. Najzimniejsze z nich to czerwone karły.Supergarb (ang. superhump) – częste i niewielkie (o amplitudach w wysokości ułamka magnitudy) zmiany jasności nowych karłowatych.

Bibliografia[ | edytuj kod]

  • V. P. Kozhevnikov. Detection of superhumps in the VY Scl-type nova-like variable KR Aur. „Monthly Notices of the Royal Astronomical Society”. 378 (3), s. 955-960, lipiec 2007. DOI: 10.1111/j.1365-2966.2007.11819.x (ang.). 
  • DOI (ang. digital object identifier – cyfrowy identyfikator dokumentu elektronicznego) – identyfikator dokumentu elektronicznego, który w odróżnieniu od identyfikatorów URL nie zależy od fizycznej lokalizacji dokumentu, lecz jest do niego na stałe przypisany.Nowa klasyczna (ang. classical nova) – gwiazda wybuchowa, w rzeczywistości ciasny układ podwójny złożony z białego karła i gwiazdy ciągu głównego lub nieco odewoluowanej gwiazdy. Mechanizm wybuchu to eksplozja termojądrowa na powierzchni białego karła. Z definicji, w nowych klasycznych wybuch zaobserwowano tylko raz. Układy, w których zaobserwowano rozbłysk kilkukrotnie ze względów historycznych należą do odrębnej klasy gwiazd typu nowa powrotna, a te, których wybuchu jeszcze nie zaobserwowano, należą do klasy gwiazd typu zmienna nowopodobna.




    Reklama