Vedete precum SU Ursa Major

Stele variabile precum SU Ursa Major (UGSU) sunt una dintre cele trei subclase de nova pitice numite după prototipul SU Ursa Major .

Pe lângă așa-numitele izbucniri normale caracteristice novelor pitice (creștere cu 2-6 m timp de 1-3 zile), astfel de stele se caracterizează prin prezența așa-numitelor superexplozi. Sunt mai strălucitoare decât în ​​mod normal cu 1-2 m (adică de aproximativ 5 ori), durează 10-18 zile și apar de 3-10 ori mai puțin decât cele normale. Creșterea luminozității în timpul unui superflare nu se poate deosebi de normal, totuși, la maximele curbei luminii, se observă fluctuații periodice suprapuse acesteia - superhumps (superhumps) cu o perioadă apropiată de orbitală și amplitudini de aproximativ 0,2-0,3 m . Ele apar la aproximativ o zi după începerea superflare, iar după terminarea acestuia, amplitudinea lor scade; ele contribuie cu până la 30% la fluxul total de radiații. Particularitatea superhumps este că perioada de fluctuații este de la 2 la 3% mai lungă decât perioada de revoluție a sistemului, astfel încât, prin observarea superhumps, se poate determina valoarea perioadei orbitale. De regulă, au o durată mai mică de două ore [1] .

Tipul spectral al sateliților este dM.

Teorie

Modelul de instabilitate termică explică cu succes cele mai multe dintre fenomenele observate la novele pitice, cu excepția superflarelor din stelele de subtip UGSU. Acest fenomen este explicat prin modelul de disc de acumulare instabil în mod mare , prezentat în anii 1980 . Pentru ca acest tip de instabilitate să apară, este necesar ca masa stelei reci din sistem să nu depășească un sfert din masa piticii albe . Izbucnirile obișnuite de stele de tip UGSU nu îndepărtează efectiv materia care curge în ea de pe disc; ca urmare, masa, raza și momentul unghiular al discului cresc. Când se instalează condițiile de instabilitate a mareelor, instabilitatea termică „declanșează” mai întâi o erupție obișnuită, raza discului crescând brusc și o rezonanță 3:1 „activată” între perioada orbitală a unei particule de testat de pe disc și perioada orbitală. a componentei secundare a sistemului binar. Sub influența forțelor de maree , discul capătă o formă alungită (disc excentric). Precesează încet în cadrul de referință orbital, direcția precesiei coincizând în general cu direcția mișcării orbitale în cadrul. De fiecare dată când secundarul în mișcarea sa orbitală trece în apropierea părții discului excentric cel mai îndepărtat de pitica albă, acțiunea forțelor de maree crește ușor, ceea ce duce la o ușoară creștere a ratei de acumulare (luminare). Așa se formează supercoopurile. Perioada lor este determinată de relație

unde este perioada superhump, este perioada orbitală și este perioada de precesie.

În timpul unei superflare, materia cade intens pe pitica albă, iar masa discului scade. După sfârșitul superflare, discul se dovedește din nou a fi rece și circular. Se presupune că, în timpul unei izbucniri normale, pe pitica albă cade mai puțină materie decât intră în disc între izbucniri, astfel încât masa și dimensiunea discului cresc de la izbucnire la izbucnire. În cele din urmă, se instalează condițiile de instabilitate a mareelor ​​și are loc o superflare, timp în care materia este îndepărtată efectiv de pe disc către pitica albă, iar discul devine relativ mic și de masă mică. Începe acumularea de materie pentru o nouă superflare [2] .

Clasificare

De regulă, lungimea unui superciclu - intervalul de la o superflare la alta - pentru stelele de tip UGSU este de câteva sute de zile. Cu toate acestea, unele sisteme au un ciclu mult mai scurt sau mai lung [1] , iar pe baza acestuia, în afara GCVS , se mai disting două subtipuri caracteristice de subtipul UGSU.

Stele de tip ER Ursa Major

Stelele ER Ursa Major (ER UMa) prezintă frecvente superflare cu amplitudini de erupție de până la 3 m [2] , care reprezintă o treime până la jumătate din durata lor de viață. Între acestea, care durează de la 19 la 50 de zile, apar destul de des focare normale - aproximativ o dată la 4 zile [1] .

Stele de tip WZ Săgeți

Stele precum WZ Arrows (WZ Sge) nu prezintă erupții obișnuite, doar că au superflare cu o amplitudine de până la 6 m -8 m și o durată de până la o lună [2] o dată la câțiva ani și chiar decenii .

Factorul care determină un ciclu atât de lung al stelelor de tip WZ Sge este viteza fluxului de materie. Deoarece este foarte mic - de ordinul a 10 12  kg/s - sunt necesare zeci de ani pentru a acumula un volum suficient de material pentru o superflare. Nu este în întregime clar, totuși, de ce există atât de puține sau nu există izbucniri normale în tot acest interval. Chiar și la o rată scăzută de transfer de masă , materialul trebuie să se acumuleze, să se deplaseze în discul interior și să provoace o explozie. O sugestie cu privire la motivul pentru care nu se întâmplă acest lucru este că vâscozitatea discului este foarte scăzută, astfel încât materialul rămâne în discul exterior, unde se poate acumula mult mai mult înainte de a clipi. Problema acestei ipoteze este de a explica, la rândul său, acest nivel extrem de scăzut de vâscozitate. O altă posibilă explicație este că există mecanisme care împiedică pătrunderea materiei în discul interior, de exemplu, bazate pe interacțiunea materiei cu câmpul magnetic al piticii albe [3] .

Exemple

Exemple de stele de tip SU Ursa Major cu o magnitudine aparentă de până la 10,0 [4] :

Vezi și

• Stele variabile precum SS Cygnus
• Stele variabile de tip Z Girafa

Note

1. ↑ 1 2 3 Steaua S.U. Ursae Majoris . Enciclopedia David Darling . Arhivat din original pe 6 iulie 2012.  (nedefinit) (Engleză)
2. ↑ 1 2 3 N.N. SAMUS. STELE VARIABILE EXPLOZIVE ȘI NOI . STELE VARIABILE . GAISH MSU . Arhivat din original pe 28 ianuarie 2012. (Rusă)
3. ↑ Steaua WZ Sagittae . Enciclopedia David Darling . Arhivat din original pe 6 iulie 2012.  (nedefinit) (Engleză)
4. ↑ Variabile de tip S.U.Ursae maioris  . SIT - Instrumentul de informare a stelelor (2000). Preluat la 6 septembrie 2019. Arhivat din original la 19 octombrie 2013.