Tähdet kuten SU ​​Ursa Major

Vaihtelevat tähdet, kuten SU ​​Ursa Major (UGSU) , ovat yksi kolmesta kääpiönoovien alaluokasta, jotka on nimetty prototyypin SU Ursa Majorin mukaan .

Kääpiönoville tyypillisten niin kutsuttujen normaalien purkausten (kasvu 2-6 m 1-3 päivän ajan) lisäksi tällaisille tähdille on ominaista ns. superpurkausten esiintyminen. Ne ovat normaalia kirkkaampia 1-2 m (eli noin 5 kertaa), kestävät 10-18 päivää ja esiintyvät 3-10 kertaa harvemmin kuin normaalit. Kirkkauden lisäys supersäihdyksen aikana on mahdoton erottaa normaalista, mutta valokäyrän maksimipisteissä havaitaan sen päälle kohdistuvia jaksottaisia ​​vaihteluita - superhumpeja (superhumps), joiden jakso on lähellä kiertorataa ja amplitudit noin 0,2-0,3 m. Ne ilmestyvät noin päivä supersäihdyksen alkamisen jälkeen, ja sen päättymisen jälkeen niiden amplitudi laskee; niiden osuus kokonaissäteilyvirrasta on jopa 30 %. Superkumppien erikoisuus on, että heilahtelujakso on 2-3 % pidempi kuin järjestelmän pyörimisjakso, joten superhumpeita tarkkailemalla voidaan määrittää kiertoradan arvo. Niiden kesto on yleensä alle kaksi tuntia [1] .

Satelliittien spektrityyppi on dM.

Teoria

Lämmön epävakausmalli selittää onnistuneesti suurimman osan kääpiönoveissa havaituista ilmiöistä, lukuun ottamatta UGSU-alatyypin tähtien supersäihdytyksiä. Tämä ilmiö selittyy 1980 - luvulla esitellyllä vuoroveden epävakaalla accretion disk - mallilla . Tämäntyyppisen epävakauden esiintyminen edellyttää, että kylmän tähden massa järjestelmässä ei ylitä neljäsosaa valkoisen kääpiön massasta . Tavalliset UGSU-tyyppisten tähtien purkaukset eivät poista tehokkaasti siihen virtaavaa ainetta levyltä, minkä seurauksena kiekon massa, säde ja kulmamomentti kasvavat. Kun vuoroveden epävakauden olosuhteet alkavat, lämpöepävakaus "laukaisee" ensin tavallisen soihdun, jolloin levyn säde kasvaa äkillisesti ja 3:1-resonanssi "sytytetään" levyssä olevan testihiukkasen kiertoradan ja kiertoradan välillä. binäärijärjestelmän toissijaisesta komponentista. Vuorovesivoimien vaikutuksesta kiekko saa pitkänomaisen muodon (epäkeskolevy). Se precessoituu hitaasti kiertoradan vertailukehyksessä, ja precession suunta on yleensä sama kuin kehyksen kiertoradan liikkeen suunta. Joka kerta kun kiertoradalla oleva toisio kulkee lähelle epäkeskisen kiekon osaa, joka on kauimpana valkoisesta kääpiöstä, vuorovesivoimien vaikutus kasvaa hieman, mikä johtaa lievään lisääntymiseen ( kirkastumiseen). Näin muodostuu superhumpeita. Niiden ajanjakso määräytyy suhdeluvun mukaan

missä on superhump-jakso, on kiertoratajakso ja on precessiojakso.

Superleimauksen aikana ainetta putoaa intensiivisesti valkoisen kääpiön päälle ja kiekon massa pienenee. Superflare'n päätyttyä levy osoittautuu jälleen kylmäksi ja pyöreäksi. Oletetaan, että normaalin purkauksen aikana valkoisen kääpiön päälle putoaa vähemmän ainetta kuin mitä tulee levyyn purkausten välillä, joten levyn massa ja koko kasvavat purkauksesta purkaukseen. Lopuksi vuoroveden epävakausolosuhteet asettuvat ja tapahtuu superflare, jonka aikana aine poistuu tehokkaasti kiekolta valkoiselle kääpiölle, ja kiekosta tulee suhteellisen pieni ja matalamassainen. Aineen kerääntyminen uutta superflarea varten alkaa [2] .

Luokitus

Pääsääntöisesti supersyklin pituus - aikaväli supersäihdystä toiseen - UGSU-tyyppisille tähdille on useita satoja päiviä. Joillakin järjestelmillä on kuitenkin paljon lyhyempi tai pidempi sykli [1] , ja tämän perusteella erotetaan GCVS :n ulkopuolella kaksi ominaisempaa alatyyppiä UGSU-alatyypistä.

ER Ursa Major -tyypin tähdet

ER Ursa Major (ER UMa) -tähdet osoittavat usein supersäihdytyksiä, joiden amplitudi on jopa 3 metriä [2] , mikä vastaa kolmannesta - puoleen niiden elinajasta. Niiden välillä, jotka kestävät 19–50 päivää, tavallisia taudinpurkauksia esiintyy melko usein - noin kerran 4 päivässä [1] .

WZ -tyyppiset tähdet Nuolet

Tähdet, kuten WZ Arrows (WZ Sge), eivät näytä tavallisia soihdutuksia, vain niillä on supersoihdutuksia, joiden amplitudi on jopa 6 m -8 m ja kesto jopa kuukauden [2] kerran muutamassa vuodessa ja jopa vuosikymmenien välein .

Tekijä, joka määrää näin pitkän WZ Sge -tyyppisten tähtien syklin, on aineen virtausnopeus. Koska se on hyvin pieni – luokkaa 10–12  kg/s – tarvitaan vuosikymmeniä kerätäkseen riittävän määrän materiaalia superflarea varten. Ei ole kuitenkaan täysin selvää, miksi normaaleja purkauksia on niin vähän tai ei ollenkaan koko tämän ajanjakson aikana. Jopa alhaisella massansiirtonopeudella materiaalin täytyy kerääntyä, ajautua sisälevyyn ja aiheuttaa räjähdys. Eräs ehdotus, miksi näin ei tapahdu, on se, että kiekon viskositeetti on hyvin alhainen, joten materiaali jää ulompaan levyyn, johon se voi kerääntyä paljon enemmän ennen vilkkumista. Tämän hypoteesin ongelmana on puolestaan ​​selittää tämä erittäin alhainen viskositeetti. Toinen mahdollinen selitys on, että on olemassa mekanismeja, jotka estävät aineen tunkeutumisen sisäkiekkoon esimerkiksi perustuen aineen vuorovaikutukseen valkoisen kääpiön magneettikentän kanssa [3] .

Esimerkkejä

Esimerkkejä SU Ursa Major -tyypin tähdistä, joiden näennäinen magnitudi on enintään 10,0 [4] :

Katso myös

• Vaihtuvia tähtiä kuten SS Cygnus
• Z-tyypin muuttuvat tähdet Kirahvi

Muistiinpanot

1. ↑ 1 2 3 S.U. Ursae Majoris tähti . David Darling Encyclopedia . Arkistoitu alkuperäisestä 6. heinäkuuta 2012.  (määrätön) (Englanti)
2. ↑ 1 2 3 N.N. SAMUS. RÄJÄHDYTTÄVÄT JA UUDET MUUTTUVAT TÄHDET . MUUTTUVAT TÄHDET . GAISH MSU . Arkistoitu alkuperäisestä 28. tammikuuta 2012. (Venäjän kieli)
3. ↑ WZ Sagittae tähti . David Darling Encyclopedia . Arkistoitu alkuperäisestä 6. heinäkuuta 2012.  (määrätön) (Englanti)
4. ↑ S.U. Ursae maioris -tyypin  muuttujat . SIT - Tähtien tiedotustyökalu (2000). Haettu 6. syyskuuta 2019. Arkistoitu alkuperäisestä 19. lokakuuta 2013.