astro.wikisort.org - Star

Search / Calendar

A U Geminorum-type variable star, or dwarf nova (pl. novae) is one of several types of cataclysmic variable star, consisting of a close binary star system in which one of the components is a white dwarf that accretes matter from its companion. Dwarf novae are dimmer and repeat more frequently than "classical" novae.[1]

Dwarf nova HT Cas seen in outburst (mag ~13.4) on November 2, 2010
Dwarf nova HT Cas seen in outburst (mag ~13.4) on November 2, 2010

Overview


The first one to be observed was U Geminorum in 1855; however, the mechanism was not known till 1974, when Brian Warner showed that the nova is due to the increase of the luminosity of the accretion disk.[2] They are similar to classical novae in that the white dwarf is involved in periodic outbursts, but the mechanisms are different. Classical novae result from the fusion and detonation of accreted hydrogen on the primary's surface. Current theory suggests that dwarf novae result from instability in the accretion disk, when gas in the disk reaches a critical temperature that causes a change in viscosity, resulting in a temporary increase in mass flow through the disc, which heats the whole disc and hence increases its luminosity. The mass transfer from the donor star is less than this increased flow through the disc, so the disc will eventually drop back below the critical temperature and revert to a cooler, duller mode.[3][4]

Dwarf novae are distinct from classical novae in other ways; their luminosity is lower, and they are typically recurrent on a scale from days to decades.[3] The luminosity of the outburst increases with the recurrence interval as well as the orbital period; recent research with the Hubble Space Telescope suggests that the latter relationship could make dwarf novae useful standard candles for measuring cosmic distances.[3][4]

There are three subtypes of U Geminorum star (UG):[5]

In addition to the large outbursts, some dwarf novae show periodic brightening known as “superhumps”. They are caused by deformations of the accretion disk when its rotation is in resonance with the orbital period of the binary.

  • AAVSO light curve of U Geminorum (SS Cygni type)
    AAVSO light curve of U Geminorum (SS Cygni type)
  • Light curve of eclipsing dwarf nova HT Cassiopeia during outburst, showing eclipses and superhumps (SU Ursae Majoris type)
    Light curve of eclipsing dwarf nova HT Cassiopeia during outburst, showing eclipses and superhumps (SU Ursae Majoris type)
  • Light curve of Z Camelopardalis (Z Camelopardalis type)
    Light curve of Z Camelopardalis (Z Camelopardalis type)

References


  1. Samus, N.N.; Durlevich, O.V. (12 February 2009). "GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability". Retrieved 8 February 2013.
  2. Warner, Brian (July 1974). "Observations of Rapid Blue Variables – XIV: Z C HAMAELEONTIS". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 168 (1): 235–247. doi:10.1093/mnras/168.1.235. Retrieved 23 July 2020.
  3. Simonsen, Mike (ed.). "Introduction to CVs". mindspring.com. Cataclysmic Variable Network. Archived from the original on 26 February 2008. Retrieved 17 April 2006.
  4. "Calibrating Dwarf Novae". Sky & Telescope. September 2003. p. 20.
  5. Darling, David (1 February 2007). "U Geminorum star". Daviddarling.info. Retrieved 9 February 2013.
  6. Darling, David (1 February 2007). "SU Ursae Majoris star". Daviddarling.info. Retrieved 9 February 2013.



На других языках

[de] Zwergnova

Zwergnovae (U-Geminorum-Sterne) gehören zur Klasse der kataklysmischen Doppelsternsysteme und damit zu den Veränderlichen. Sie zeichnen sich durch mehrfache Eruptionen aus, bei denen sich die scheinbare Helligkeit des Sterns kurzfristig um etwa 2 bis 8 mag ändert. Der Begriff Zwergnova wird sowohl für das astronomische Ereignis des Helligkeitsanstiegs als auch für die Sternklasse verwendet, in der diese Ereignisse stattfinden.
- [en] Dwarf nova

[es] Nova enana

Una nova enana es un tipo de estrella variable cataclísmica que aumenta su brillo de forma abrupta e impredecible en un factor entre 5 y 250 (de 2 a 6 magnitudes). El aumento hasta el máximo brillo sucede en menos de un día, mientras que la disminución hasta la inactividad tiene lugar durante varios días o semanas.[1] El arquetipo de este tipo de variables es la estrella U Geminorum.

[ru] Карликовая новая

Карликовые новые или звезды типа U Близнецов (U Gem, UG) являются одним из видов катаклизмических переменных звёзд[1] — тесной двойной звёздной системой, в которой один из компонентов — белый карлик, на который аккрецируется вещество со спутника. Они похожи на классические новые звёзды в том плане, что белый карлик участвует в периодических вспышках, но механизмы вспышек разные: в классических новых звёздах вспышка — результат термоядерной реакции и детонации аккрецировавшего водорода, в то время как современная теория предполагает, что вспышка карликовой новой — результат нестабильности в аккреционном диске, когда газ в диске достигает критической температуры, что приводит к изменению вязкости, и часть вещества выпадает на белый карлик, в результате чего высвобождается большое количество энергии[2][3].


Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.org внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2025
WikiSort.org - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии