Stjärnor som SU Ursa Major

Variabla stjärnor som SU Ursa Major (UGSU) är en av tre underklasser av dvärgnovaer uppkallade efter prototypen SU ​​Ursa Major .

Förutom de så kallade normala utbrotten som är karakteristiska för dvärgnovaer (tillväxt med 2-6 m under 1-3 dagar), kännetecknas sådana stjärnor av närvaron av så kallade superutbrott. De är ljusare än normalt med 1-2 m (det vill säga cirka 5 gånger), varar 10-18 dagar och förekommer 3-10 gånger mindre än normala. Ökningen i ljusstyrka under en superflare går inte att skilja från normal, men vid maxima på ljuskurvan observeras periodiska fluktuationer som överlagras på den - superhumps (superhumps) med en period nära omloppsbanan och amplituder på cirka 0,2-0,3 m. De visas ungefär en dag efter starten av superflaren, och efter det att den slutar minskar deras amplitud; de bidrar med upp till 30 % av det totala strålflödet. Det speciella med superhumps är att fluktuationsperioden är från 2 till 3% längre än systemets rotationsperiod, så att man genom att observera superhumps kan bestämma omloppsperiodens värde. Som regel har de en varaktighet på mindre än två timmar [1] .

Den spektrala typen av satelliter är dM.

Teori

Den termiska instabilitetsmodellen förklarar framgångsrikt de flesta av de fenomen som observerats i dvärgnovaer, med undantag för superflares i UGSU-subtypstjärnor. Detta fenomen förklaras av den tidvatteninstabila ackretionsskivans modell som lades fram på 1980 -talet . För att denna typ av instabilitet ska uppstå är det nödvändigt att den kalla stjärnans massa i systemet inte överstiger en fjärdedel av den vita dvärgens massa . Vanliga utbrott av stjärnor av UGSU-typ tar inte effektivt bort den materia som strömmar in i den från skivan; som ett resultat ökar skivans massa, radie och rörelsemängd . När förhållanden med tidvatteninstabilitet inträder, "utlöser" termisk instabilitet först en vanlig flare, med skivradien som ökar abrupt, och en 3:1 resonans "påslagen" mellan omloppsperioden för en testpartikel i skivan och omloppsperioden av den sekundära komponenten i det binära systemet. Under påverkan av tidvattenkrafter antar skivan en långsträckt form (excentrisk skiva). Den precesserar långsamt i den orbitala referensramen, varvid precessionsriktningen i allmänhet sammanfaller med den orbitala rörelseriktningen i ramen. Varje gång sekundären i sin omloppsrörelse passerar nära den del av den excentriska skivan som är längst bort från den vita dvärgen, ökar verkan av tidvattenkrafter något, vilket leder till en liten ökning av ackretionshastigheten (ljusning). Det är så superhumps bildas. Deras period bestäms av förhållandet

var är superpuckelperioden, är omloppsperioden och är precessionsperioden.

Under en superflare faller materia intensivt på den vita dvärgen, och skivans massa minskar. Efter slutet av superflaren visar sig skivan igen vara kall och cirkulär. Det antas att under ett normalt utbrott faller mindre materia på den vita dvärgen än vad som kommer in i disken mellan utbrotten, så diskens massa och storlek ökar från utbrott till utbrott. Slutligen inträder tidvatteninstabilitetsförhållanden och en superflare inträffar, under vilken materia effektivt avlägsnas från skivan till den vita dvärgen, och skivan blir relativt liten och lågmassa. Ansamlingen av materia för en ny superflare börjar [2] .

Klassificering

Som regel är längden på en supercykel - intervallet från en superflare till en annan - för stjärnor av UGSU-typ flera hundra dagar. Vissa system har dock en mycket kortare eller längre cykel [1] , och på grundval av detta, utanför GCVS , särskiljs två mer karakteristiska subtyper från UGSU-subtypen.

Stjärnor av typen ER Ursa Major

ER Ursa Major - stjärnor (ER UMa) visar frekventa superflares med flareamplituder på upp till 3 m [2] , som står för en tredjedel till hälften av deras livstid. Mellan dem, som varar från 19 till 50 dagar, inträffar normala utbrott ganska ofta - ungefär en gång var fjärde dag [1] .

WZ -typ stjärnor Pilar

Stjärnor som WZ Arrows (WZ Sge) uppvisar inte vanliga flammor, bara de har superflares med en amplitud på upp till 6 m -8 m och en varaktighet på upp till en månad [2] en gång med några års mellanrum och till och med decennier .

Faktorn som bestämmer en så lång cykel av WZ Sge-stjärnor är materiens flödeshastighet. Eftersom det är mycket litet - i storleksordningen 10 12  kg/s - krävs det årtionden för att ackumulera en tillräcklig volym material för en superflare. Det är dock inte helt klart varför det är så få eller inga normala utbrott under hela detta intervall. Även vid en låg massöverföringshastighet måste material ackumuleras, driva in i den inre skivan och orsaka en explosion. Ett förslag på varför detta inte händer är att skivans viskositet är mycket låg, så materialet stannar kvar i den yttre skivan, där det kan samlas mycket mer innan det blinkar. Problemet med denna hypotes är att i sin tur förklara denna extremt låga nivå av viskositet. En annan möjlig förklaring är att det finns mekanismer som förhindrar att materia tränger in i den inre skivan, till exempel baserat på växelverkan mellan materia och den vita dvärgens magnetfält [3] .

Exempel

Exempel på stjärnor av typen SU ​​Ursa Major med en skenbar magnitud på upp till 10,0 [4] :

Se även

• Variabla stjärnor som SS Cygnus
• Z-typ variabla stjärnor Giraff

Anteckningar

1. ↑ 1 2 3 S.U. Ursae Majoris stjärna . David Darling Encyclopedia . Arkiverad från originalet den 6 juli 2012.  (obestämd) (Engelsk)
2. ↑ 1 2 3 N.N. SAMUS. EXPLOSIVA OCH NYLIKNANDE VARIABLA STJÄRNOR . VARIABLA STJÄRNOR . GAISH MSU . Arkiverad från originalet den 28 januari 2012. (ryska)
3. ↑ WZ Sagittae stjärna . David Darling Encyclopedia . Arkiverad från originalet den 6 juli 2012.  (obestämd) (Engelsk)
4. ↑ Variabler av typen S.U. Ursae maioris  . SIT - The Star Information Tool (2000). Hämtad 6 september 2019. Arkiverad från originalet 19 oktober 2013.