WikiDer > Zwergnova
EIN U Geminorum-Typ Doppelstern, oder Zwergnova (Plural novae oder novas) besteht aus einem schmalen Sternsystem, in dem eine der Komponenten a weißer Zwerg der seinem Partner mittels a . Materie stiehlt Akkretionsscheibe.[1] Das erste Mal wurde dieses Phänomen bei U Geminorum im Jahr 1855 beobachtet, aber der genaue Mechanismus war erst 1974 bekannt, als Brian Warner zeigte, dass die Nova durch eine Zunahme der Helligkeit der Akkretionsscheibe verursacht wurde. Zwergnovae zeigen wie die klassischen Novae periodische Ausbrüche, aber die Prozesse, die zu ihnen führen, sind unterschiedlich.
Normalerweise sind "klassische Novae" das Ergebnis von Kernfusion und Explosion der Befestigung von Wasserstoff auf der Oberfläche des Objekts. Aktuelle Theorien legen jedoch nahe, dass Zwergnovae durch die Instabilität der Akkretionsscheibe verursacht werden, wenn die ionisierte Materie ein kritisches Niveau erreicht. Temperatur erreicht, was für eine Veränderung in Viskosität Mittel, die eine vorübergehende Erhöhung des Massentransports in der Scheibe bewirken, so dass die gesamte Scheibe erwärmt wird und dadurch an Helligkeit zunimmt. Die Massezunahme des Donorsterns ist geringer als der beschleunigte Transport in der Scheibe, sodass die Scheibe schließlich in einen kühleren, weniger hellen Zustand zurückfällt.[2][3]
Zwergnovae unterscheiden sich in noch mehr Punkten vom klassischen Typ 1a; ihr Helligkeit weniger stark ist, zeigen sie auch eine Periode auf einer Skala von Tagen bis Jahrzehnten.[2] Die Leuchtkraft der Eruption nimmt mit dem Rezidivintervall sowie mit der Umlaufzeit zu; neuere Forschung mit dem Hubble-Weltraumteleskop scheint darauf hinzudeuten, dass Zwergnovae nützlich sein könnten für astronomische Distanzmessung.[2][3]
Der Sterntyp U Geminorum ist in 3 Untertypen unterteilt:[4]
- SS Cygni star rem (UGSS), die während 1-2 Tagen die Leuchtkraft um etwa 2 bis 6 gedurende erhöhen Größe im absolute Klarheit in einem bestimmten Teil des Spektrums, im Englischen "V-Band" genannt, um in den folgenden Tagen zur ursprünglichen Helligkeit zurückzukehren.
- SU Ursae Majoris Sterne (UGSU), die zusätzlich zu den regulären Ausbrüchen einen längeren und helleren Ausbruch zeigen. Variationen von SU Ursae Majoris umfassen ER Ursae Majoris Sternsysteme und WZ Sagittae Sternsysteme.[5]
- Z Camelopardalis-Sternsysteme (UGZ), die bei einem bestimmten Helligkeitspunkt unterhalb ihres Maximums eine Pause zeigen.
Zusätzlich zu den großen Eruptionen zeigen einige Zwergnovae heftige, periodische Helligkeitserhöhungen. Diese werden durch die Verformung der Akkretionsscheibe verursacht, wenn ihre Rotation mit der Umlaufbahn des Doppelsterns zusammenfällt.
Externe Links
- (und) Spaceflight Now: "Neue Methode der geschätzten Entfernungen von Zwergnovae", 30. Mai 2003. Zugriff am 17. April 2006
- (und) AAVSO: SU Ursae Majoris
- (und) Amateurastronomen und Zwergnovae
Quellen, Anmerkungen und/oder Verweise
|