Nova enano

Una nova enana ( UG ) es un tipo de variable cataclísmica que consiste en una estrella binaria muy estrecha en la que uno de los componentes es una enana blanca , que succiona materia de su compañera; son similares al nueve clásico, en el que la enana blanca está sujeta a explosiones periódicas, pero los mecanismos son diferentes: los nueve clásicos son en realidad el resultado de la fusión y detonación del hidrógeno adquirido por el socio, mientras que la teoría actual sugiere que las nueve enanas son el resultado de la inestabilidad del disco de acreción , es decir, cuando el gas en el disco alcanza una temperatura crítica que provoca un cambio en la viscosidad , lo que conduce a un colapso de la enana blanca liberando así una gran cantidad de potencial gravitacional energía . ^[1]

Las nueve enanas también se distinguen de las nueve clásicas de otras formas: su brillo es menor y suelen ser recurrentes en una escala de unos pocos días a unas pocas décadas. ^[1] El brillo de las explosiones aumenta tanto con el intervalo de recurrencia como con el período orbital; Algunas investigaciones realizadas con el telescopio espacial Hubble sugieren que estas relaciones podrían hacer que las nueve enanas sean muy útiles como velas estándar para medir distancias cósmicas. ^[1]

Hay tres tipos de nueve enanos:

Variables U Geminorum ( UGSS ), que incluyen todas las novas enanas que no encajan en las categorías anteriores. Las variables U Geminorum tienen explosiones que elevan su luminosidad de 2 a 6 magnitudes y duran uno o dos días. En los días siguientes el sistema vuelve a su brillo habitual. Las variables SS Cygni también reciben el nombre de su prototipo alternativo, SS Cygni , que exhibe periódicamente los eventos más brillantes de este subtipo de variables.

Las variables SU Ursae Majoris ( UGSU ) se caracterizan por dos tipos de explosiones llamadas normales y supermáximas . Las explosiones normales son similares a las que ocurren en las variables U Geminorum, mientras que las supermasas son 2 magnitudes más brillantes, duran 5 veces más y son tres veces menos frecuentes. Por lo general, el período orbital de estos sistemas es de menos de 2,5 horas. Las variables SU Ursae Majoris tienen "super explosiones" más brillantes que el promedio. Se dividen en dos subclases: variables WZ Sagittae y variables ER Ursae Majoris .

Variables Z Camelopardalis ( UGZ ), que se detienen temporalmente en un cierto brillo por debajo de su pico. Las variables Z Camelopardalis difieren de las variables U Geminorum porque con frecuencia no regresan a su brillo original después de una explosión, pero exhiben un brillo a medio camino entre los máximos y mínimos. La amplitud de las variaciones es de 2 a 5 magnitudes, mientras que los períodos son de 10 a 40 días.

Nota

^ ^a ^b ^c Introducción a las variables cataclísmicas , en home.mindspring.com . Consultado el 24 de enero de 2009 (archivado desde el original el 26 de febrero de 2008) .

Bibliografía

( EN ) B. Warner, Cataclysmic Variable Stars , Cambridge, Inglaterra, Cambridge University Press, 1995.
(EN) Gary Good, Observing Variable Stars, Londres, Springer, 2003, ISBN 978-1-85233-498-7