Hvězdy jako SU Ursa Major

Proměnné hvězdy jako SU Ursa Major (UGSU) jsou jednou ze tří podtříd trpasličích nov pojmenovaných po prototypu SU Ursa Major .

Kromě tzv. normálních vzplanutí charakteristických pro trpasličí novy (růst o 2-6 m po dobu 1-3 dnů) se takové hvězdy vyznačují přítomností tzv. supervýbuchů. Jsou jasnější než normálně o 1-2 m (tedy asi 5krát), vydrží 10-18 dní a vyskytují se 3-10krát méně než normální. Nárůst jasnosti při superflare je nerozeznatelný od normálu, nicméně v maximech na světelné křivce jsou pozorovány periodické fluktuace na ní superponované - superhrby (superhrby) s periodou blízkou orbitálu a amplitudami asi 0,2-0,3 m . Objevují se asi den po začátku supervzplanutí a po jejím skončení se jejich amplituda zmenšuje; podílejí se až 30 % na celkovém toku záření. Zvláštností superhrbů je, že perioda kolísání je o 2 až 3 % delší než perioda rotace systému, takže pozorováním superhrbů lze určit hodnotu oběžné periody. Zpravidla mají trvání kratší než dvě hodiny [1] .

Spektrální typ satelitů je dM.

Teorie

Model tepelné nestability úspěšně vysvětluje většinu jevů pozorovaných u trpasličích nov, s výjimkou supervzplanutí u hvězd podtypu UGSU. Tento jev je vysvětlen modelem slapově nestabilního akrečního disku předloženým v 80. letech 20. století . Aby k tomuto typu nestability došlo, je nutné, aby hmotnost studené hvězdy v systému nepřesáhla jednu čtvrtinu hmotnosti bílého trpaslíka . Obyčejné výbuchy hvězd typu UGSU účinně neodstraňují z disku hmotu, která do něj proudí, v důsledku toho se zvyšuje hmotnost, poloměr a moment hybnosti disku. Když nastanou podmínky slapové nestability, tepelná nestabilita nejprve „spustí“ obyčejnou erupci, přičemž poloměr disku se náhle zvětší a mezi oběžnou periodou testovací částice v disku a oběžnou periodou se „zapne“ rezonance 3:1. sekundární složky binárního systému. Pod vlivem slapových sil získá disk protáhlý tvar (excentrický disk). Pomalu se precesuje v orbitální referenční soustavě, přičemž směr precese se obecně shoduje se směrem orbitálního pohybu v rámci. Pokaždé, když sekundár ve svém orbitálním pohybu projde poblíž části excentrického disku nejvzdálenější od bílého trpaslíka, mírně se zvýší působení slapových sil, což vede k mírnému zvýšení rychlosti akrece (zjasnění). Tak vznikají superhrby. Jejich perioda je určena poměrem

kde je období superhrbu, je orbitální období a je období precese.

Při supervzplanutí hmota intenzivně dopadá na bílého trpaslíka a hmotnost disku se zmenšuje. Po skončení superflare se disk opět ukáže jako studený a kruhový. Předpokládá se, že při normálním výbuchu dopadá na bílého trpaslíka méně hmoty, než se dostává do disku mezi výbuchy, takže hmotnost a velikost disku od výbuchu k výbuchu narůstá. Nakonec nastanou podmínky slapové nestability a dojde k supervzplanutí, během kterého je hmota účinně odstraněna z disku do bílého trpaslíka a disk se stává relativně malým a má nízkou hmotnost. Začíná hromadění hmoty pro novou superflare [2] .

Klasifikace

Délka supercyklu - interval od jedné supervzplanutí k druhé - u hvězd typu UGSU je zpravidla několik set dní. Některé systémy však mají cyklus mnohem kratší či delší [1] , a na základě toho se mimo GCVS odlišují od podtypu UGSU ještě dva charakteristické podtypy.

Hvězdy typu ER Ursa Major

Hvězdy ER Ursa Major (ER UMa) vykazují časté supervzplanutí s amplitudami vzplanutí až 3 m [2] , což představuje jednu třetinu až polovinu jejich života. Mezi nimi, které trvají od 19 do 50 dnů, dochází poměrně často k normálním vzplanutím – zhruba jednou za 4 dny [1] .

Hvězdy typu WZ Arrows

Hvězdy jako WZ Arrows (WZ Sge) nevykazují obyčejné záblesky, pouze mají superzáblesky s amplitudou až 6 m -8 ma trváním až měsíc [2] jednou za několik let a dokonce i desetiletí .

Faktorem, který určuje tak dlouhý cyklus hvězd typu WZ Sge, je rychlost toku hmoty. Vzhledem k tomu, že je velmi malý – řádově 10 12  kg/s – jsou zapotřebí desítky let, aby se nashromáždil dostatečný objem materiálu pro supervzplanutí. Není však zcela jasné, proč je během celého tohoto intervalu tak málo nebo žádné normální výbuchy. I při nízké rychlosti přenosu hmoty se materiál musí hromadit, unášet se do vnitřního disku a způsobit explozi. Jedním z návrhů, proč se tak neděje, je, že viskozita disku je velmi nízká, takže materiál zůstává ve vnějším disku, kde se může hromadit mnohem více, než začne blikat. Problémem této hypotézy je vysvětlit tuto extrémně nízkou úroveň viskozity. Dalším možným vysvětlením je, že existují mechanismy, které brání pronikání hmoty do vnitřního disku, například na základě interakce hmoty s magnetickým polem bílého trpaslíka [3] .

Příklady

Příklady hvězd typu SU Ursa Major se zdánlivou magnitudou až 10,0 [4] :

Viz také

• Proměnné hvězdy jako SS Cygnus
• Proměnné hvězdy typu Z Žirafa

Poznámky

1. ↑ 1 2 3 Hvězda S.U. Ursae Majoris . Encyklopedie Davida Darlinga . Archivováno z originálu 6. července 2012.  (neurčitý) (Angličtina)
2. ↑ 1 2 3 N. N. SAMUS. VÝBUŠNÉ A NOVÉ VARIABILNÍ HVĚZDY . VARIABILNÍ HVĚZDY . GAISH MSU . Archivováno z originálu 28. ledna 2012. (Ruština)
3. ↑ Hvězda WZ Sagittae . Encyklopedie Davida Darlinga . Archivováno z originálu 6. července 2012.  (neurčitý) (Angličtina)
4. ↑ Proměnné typu S.U. Ursae maioris  . SIT - The Star Information Tool (2000). Získáno 6. září 2019. Archivováno z originálu 19. října 2013.