Nowa karłowata

Nowa karłowata Z Camelopardalis (biały obiekt pośrodku). Zdjęcie wykonane przez teleskop kosmiczny GALEX

Nowa karłowata (DN, ang. Dwarf Nova) – gwiazda zmienna kataklizmiczna, w rzeczywistości ciasny układ podwójny złożony z gwiazdy podobnej do Słońca i białego karła, ściągającego grawitacyjnie materię ze swojej towarzyszki. Nowe karłowate charakteryzują się wielokrotnymi wybuchami, w trakcie których ich jasność wzrasta przeciętnie w zakresie od 2 do 5 wielkości gwiazdowych.

Mechanizm działania

Nowa karłowata charakteryzuje się nagłym pojaśnieniem gwiazdy, podobnie jak zwykła nowa, jednak amplituda rozbłysku jest mniejsza, a mechanizm działania jest inny. W przypadku nowej wybuch jest efektem fuzji i eksplozji zgromadzonego na powierzchni białego karła wodoru. Nowa karłowata natomiast, zgodnie z teorią, rozbłyska na skutek niestabilności dysku akrecyjnego, powodującej zwiększenie tempa przepływu materii przez dysk w stronę białego karła i w konsekwencji wyzwalanie wielkiej ilości energii potencjalnej w trakcie spadku gazu na białego karła. Pewną rolę może też odgrywać towarzysząca temu zjawisku zmiana tempa wypływu masy z gwiazdy towarzysza oraz efekt oświetlania powierzchni dysku przez gorącego białego karła.

Standardowy model niestabilności dysku związany jest z występowaniem obszarów częściowej jonizacji wodoru. W temperaturach powyżej 10 000 K cały wodór w dysku jest zjonizowany, natomiast w temperaturach nie większych niż 1000 K wodór jest neutralny. Dysk jest w obydwu przypadkach termicznie stabilny, ponieważ jego chłodzenie promieniste zależy od temperatury silniej niż ogrzewanie wskutek lepkości. Ta ostatnia zależność jest określona przez zmiany nieprzezroczystości plazmy w funkcji temperatury: w gorącym dysku jest to zależność potęgowa z indeksem ujemnym, dlog(kappa)/dlog(T)≈-4. W pośrednich temperaturach mamy natomiast do czynienia z odwróceniem trendu i indeks potęgowy staje się silnie dodatni, dlog(kappa)/dlog(T)≈7-10. W związku z tym chłodzenie dysku maleje ze wzrostem temperatury, co prowadzi do niestabilności termicznej. Ponieważ tempo akrecji materii w dysku nie jest stałe, mamy do czynienia z cyklicznymi pojaśnieniami i pociemnieniami, w trakcie których materia oscyluje pomiędzy stanami stabilnymi, gorącym i chłodnym.

Podział

Wyróżnia się trzy typy nowych karłowatych:

Wszystkie typy nowych wykazują wybuchy "zwykłe", natomiast nowe typu SU UMa wykazują dodatkowo "superwybuchy". Wybuch zwykły osiąga amplitudę o 2-5 magnitudo i trwa 2-20 dni. Okresy powtarzania się takich wybuchów wynoszą od kilku dni do lat. Profile czasowe mogą być albo wąskie i symetryczne, albo też szerokie i asymetryczne, przy czym oba typy mogą występować w tym samym źródle i mają jednakowe amplitudy.

Superwybuchy mają amplitudy większe o ok. 0,7 magnitudo i trwają pięciokrotnie dłużej, a odstępy między nimi również są dłuższe. Jeśli dane źródło wykazuje zarówno wybuchy zwykłe jak i superwybuchy, to te ostatnie są przedzielone sekwencjami wybuchów zwykłych. Niektóre źródła (podtyp WZ Sge) wykazują jedynie superwybuchy. Odstęp pomiędzy nimi jest wówczas bardzo długi, rzędu 30 lat.

Cechą charakterystyczną podczas superwybuchów mogą być również tzw. supergarby, pojaśnienia pojawiające się cyklicznie z okresem nieco dłuższym od okresu orbitalnego danego układu (kilka godzin).

Przedstawiciele

Obecnie znanych jest kilkaset nowych karłowatych. Najjaśniejszą z nich jest SS Cygni.

Zobacz też

Linki zewnętrzne

Media użyte na tej stronie

Z Camelopardalis GALEX.jpg
This composite image shows Z Camelopardalis, or Z Cam, a double-star system featuring a collapsed, dead star, called a white dwarf, and a companion star, as well as a ghostly shell around the system. The massive shell provides evidence of lingering material ejected during and swept up by a powerful classical nova explosion that occurred probably a few thousand years ago.

The image combines data gathered from the far-ultraviolet and near-ultraviolet detectors on NASA's Galaxy Evolution Explorer on Jan. 25, 2004. The orbiting observatory first began imaging Z Cam in 2003.

Z Cam is the largest white object in the image, located near the center. Parts of the shell are seen as a lobe-like, wispy, yellowish feature below and to the right of Z Cam, and as two large, whitish, perpendicular lines on the left.

Z Cam was one of the first known recurrent dwarf nova, meaning it erupts in a series of small, "hiccup-like" blasts, unlike classical novae, which undergo a massive explosion. That's why the huge shell around Z Cam caught the eye of astronomer Dr. Mark Seibert of Carnegie Institution of Washington in Pasadena, Calif. -- it could only be explained as the remnant of a full-blown classical nova explosion. This finding provides the first evidence that some binary systems undergo both types of explosions. Previously, a link between the two types of novae had been predicted, but there was no evidence to support the theory.

The faint bluish streak in the bottom right corner of the image is ultraviolet light reflected by dust that may or may not be related to Z Cam. Numerous foreground and background stars and galaxies are visible as yellow and white spots. The yellow objects are strong near-ultraviolet emitters; blue features have strong far-ultraviolet emission; and white objects have nearly equal amounts of near-ultraviolet and far-ultraviolet emission.