Катаклизмична променлива ѕвезда

Од Википедија — слободната енциклопедија
Немагнетна катаклизмична променлива ѕвезда. Бело џуџе насобира материја од неговиот давател кој ја исполнува Рошеовата шуплина.

Катаклизмична променлива ѕвезда (CV) — двојни ѕвезди сочинета од бело џуџе и друга ѕвезда која оддава маса. Има нередовен режим на значително зголемување на сјајноста и повторно опаѓање. Ѕвездите се толку блиску една до друга што гравитацијата на белото џуџе го изобличува споредното тело, а белото џуџе насобира материја од него. Затоа споредната давателска ѕвезда. Упадната материја, која обично е богата со водород, најчесто образува насобирачки диск околу белото џуџе. Овој диск оддава ултравиолетово и рендгенско зрачење црпејќи од загубата на гравитациска потенцијална енергија од упадниот материјал.

Material at внатрешниот раб на дискот упаѓа во површината на белото џуџе. Класично распрснување на нова се јавува кога густината и температура на дното од насобраниот водород ќе се искачат доволно високо за да потпалат забегано водородно врзување, кои брзо го претбораат водородниот слој во хелиум. Ако насобирањето потрае доволно за да го приближи белото џуџе до Чандрасекаровата граница, растечката внатрешна густина може да потпали забегано јаглеродно врзување и да поттикне експлозија на супернова од типот Ia, кој наполно би го уништил белото џуџе.

Насобирачкиот диск може да е склон кон нестабилност поради избуви на џуџести нови, кога надворешниот дел на дискот привремено се менува од ладен послаб режим, во поврел посјаен, пред да се врати на поладниот. Џуџетите нови имаат повторливост во опсег од денови до децении.

Класификација[уреди | уреди извор]

Катаклизмичните променливи се делат на неколку помалу рупи, често наречени по сјајната прототипна ѕвезда својствена за класата. Во некои случаи магнетното поле на белото џуџе е доволно силно за да ја поремети внатрешноста на насобирачкиот диск, па дури и сосема да го спречи насобирањето. Магнетните ситтеми покажуваат силна и променлива поларизација во видливата светлина, и затоа понекогаш се нарекуваат полари; овие имаат малозамавни сјајносни колебања во вртежниот период на белото џуџе.

Супернови Овие се класификуваат како катаклизмични променливи и имаат крајно големи избуви кои ја уништуваат ѕвездата од која настанале. Некои настануваат од бели џуџиња во двојни системи, но други се многу масивни ѕвезди.
(Класични) нови Овие катаклизмични променливи имаат многу големи избуви (величина 6 до 19), предизвикани од термонуклеарно врзување на материјал насобран на белото џуџе.
Повторливи нови Овие имаат избуви со величина од 4 до 9 и се повторуваат на секои 10 до 80 години.[1] Examples include T Компас и RS Змијоносец.
Џуести нови Џуџестите нови или ѕвезди од типот на U Близнаци се катаклизмични променливи забележани како стануваат посјајни на повеќе наврати, иако во помала мера од класичните нови.
Ѕвезди од типот на Z Жирафа Привремено запираат на дадена сјајност под нивниот врв
Ѕвезди од типот на SU Голема Мечка Имаат „суперизбуви“ кои се натпросечно сјајни
Ѕвезди од типот на SS Лебед Имаат избуви до две одделни времетраења
Сјајни црвени нови Ова се ѕвездени спојувања кои стануваат многу црвени по избув.
Полари
Ѕвездите од типот на AM Херкул се двојки каде магнетното поле на белото џуџе го има усогласено вртежниот период на втората составница со периодот на двојката. Материјата од давателската ѕвезда магнетно се спроведува врз белото џуџе без да се создаде диск.
Ѕвездите од типот на DQ Херкул, наречени и „преодни полари“, имаат малку послаби магнетни полиња од ѕвездите од типот на AM Херкул; има насобирачки диск, но неговата основна структура е создадена од полето.
VY Вајар Ова се ѕвезди кои повремено слабеат за повеќе од една величина, со мошне ретки избуви како кај џуџестите нови за време на слабата фаза. Може да се поткласа на поларите.[2]
AM Ловечки Кучиња Овие се катаклизмични променливи каде двете составници се бели џуџиња; насобирачкиот диск е составен претежно од хелиум, и се изучуваат како извори на гравитациски бранови.
SW Секстант Овие се нешто како џуџестите нови, но насобирачкиот диск им е во мирна состојба и немаат избуви; дискот зрачи нерамномерно. Воедно се затемнувачки променливи, иако ова изгледа е артефакт на изборот.[3]
Z Андромеда
(симбиотски променливи)
Овие се блиски двојки со голема ладна составница која губи маса и поврела збиена составница и насобирачки диск.

Откривање[уреди | уреди извор]

Каткализмичните променливи често ги среќаваат аматери, бидејќи во својата избувна фаза се доволно сјајни за да се видат со многу скромни инструменти, а единствените тела кои лесно се помешуваат со нив се сјајни астероиди чие движење од една до друга вечер е јасно забележливо.

Проверката дали станува збор за катаклизмична променлива е прилично проста: имаат сина боја, силна и брза променливост и необични оддавни линии. Зрачат во ултравиолетови и рендгенски опсези; се очекува да испуштаат и гама-зраци, но тие сè уште не се пронајдени.[4]

Секоја година се откриваат околу шест галактички нови (на пр. во нашата галаксија), макар што, судејќи по другите галаксии, би требало да има некаде помеѓу 20 и 50 годишно;[5] оваа недоследност се должи декумно на меѓуѕвездениот гас кој го попречува видикот, а делумно на недостатокот од набљудувачи на јужната полутопка и потешкотиите во набљудувањето додека грее Сонцето и кога е полна месечина.

Супергрпки[уреди | уреди извор]

Некои катаклизмични променливи периодично стануваат посјајни, што е предизвикано од изобличувања на насобирачкиот диск кога неговото вртење е во резонанца со орбиталниот период на двојната ѕвезда.

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Mobberley, Martin (2009). Cataclysmic Cosmic Events and How to Observe Them. New York: Springer. стр. 59. ISBN 978-0-387-79945-2.
  2. Hameury, Jean-Marie; Lasota, Jean-Pierre (4 октомври 2002). „VY Sculptoris stars as magnetic CVs“. Astronomy and Astrophysics. 394 (1): 231–239. arXiv:astro-ph/0207084. Bibcode:2002A&A...394..231H. doi:10.1051/0004-6361:20021136. S2CID 5498393.
  3. „Defining Characteristics of the SW Sextantis Stars“. Архивирано од изворникот на 19 ноември 2007.
  4. Senziani, F; Skinner, G.K.; Jean, P.; Hernanz, M. (2008). „Detectability of gamma-ray emission from classical novae with Swift/BAT“. Astronomy and Astrophysics. 485 (1): 223–231. arXiv:0804.4791. Bibcode:2008A&A...485..223S. doi:10.1051/0004-6361:200809863. S2CID 16650963.
  5. Darnley, M. J.; Bode, M. F.; Kerins, E.; Newsam, A. M.; An, J.; Baillon, P.; Belokurov, V.; Calchi Novati, S.; Carr, B. J.; Creze, M.; Evans, N. W.; Giraud-Heraud, Y.; Gould, A.; Hewett, P.; Jetzer, Ph.; Kaplan, J.; Paulin-Henriksson, S.; Smartt, S. J.; Tsapras, Y.; Weston, M. (2006). „Classical novae from the POINT-AGAPE microlensing survey of M31 -- II. Rate and statistical characteristics of the nova population“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 369 (1): 257–271. arXiv:astro-ph/0509493. Bibcode:2006MNRAS.369..257D. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10297.x. S2CID 85510790.

Надворешни врски[уреди | уреди извор]