Nova naine - Dwarf nova
Une étoile variable de type U Geminorum , ou nova naine (pl. Novae ) est l'un des nombreux types d' étoile variable cataclysmique , consistant en un système d'étoiles binaires proches dans lequel l'un des composants est une naine blanche qui accrétère la matière de son compagnon. Les novae naines sont plus sombres et se répètent plus fréquemment que les novae «classiques».
Aperçu
Le premier à être observé fut U Geminorum en 1855; cependant, le mécanisme n'était connu qu'en 1974, lorsque Brian Warner a montré que la nova est due à l'augmentation de la luminosité du disque d'accrétion. Ils sont similaires aux novae classiques en ce que la naine blanche est impliquée dans des explosions périodiques, mais les mécanismes sont différents. Les novae classiques résultent de la fusion et de la détonation de l'hydrogène acquis à la surface du primaire. La théorie actuelle suggère que les novae naines résultent de l'instabilité du disque d'accrétion, lorsque le gaz dans le disque atteint une température critique qui provoque un changement de viscosité , ce qui entraîne une augmentation temporaire du débit massique à travers le disque, qui chauffe tout le disque et augmente donc sa luminosité. Le transfert de masse de l'étoile donneuse est inférieur à ce débit accru à travers le disque, de sorte que le disque finira par retomber en dessous de la température critique et reviendra à un mode plus froid et plus terne.
Les novae naines se distinguent des novae classiques par d'autres moyens; leur luminosité est plus faible et ils sont généralement récurrents sur une échelle allant de quelques jours à plusieurs décennies. La luminosité de l'explosion augmente avec l'intervalle de récurrence ainsi que la période orbitale; Des recherches récentes avec le télescope spatial Hubble suggèrent que cette dernière relation pourrait faire des novae naines des bougies standard utiles pour mesurer les distances cosmiques.
Il existe trois sous-types d'étoile U Geminorum (UG):
- Les étoiles SS Cygni (UGSS), dont la luminosité augmente de 2 à 6 mag en V en 1 à 2 jours, et retrouvent leur luminosité d'origine plusieurs jours suivants.
- Les étoiles SU Ursae Majoris (UGSU), qui ont des explosions "supermaxima" plus brillantes et plus longues, ou "super-explosions", en plus des explosions normales. Les variétés d'étoiles SU Ursae Majoris comprennent les étoiles ER Ursae Majoris et les étoiles WZ Sagittae (UGWZ).
- Les étoiles Z Camelopardalis (UGZ), qui «s'arrêtent» temporairement à une luminosité particulière en dessous de leur pic.
En plus des grandes explosions, certaines novae naines présentent un éclaircissement périodique connu sous le nom de « superhumps ». Elles sont causées par des déformations du disque d'accrétion lorsque sa rotation est en résonance avec la période orbitale de la binaire.
Courbe de lumière AAVSO de U Geminorum (type SS Cygni)
Courbe de lumière de la nova HT Cassiopée naine éclipsante lors de l'explosion, montrant des éclipses et des super - bosses (type SU Ursae Majoris)
Courbe lumineuse de Z Camelopardalis (type Z Camelopardalis)
Les références
Liens externes
- "Nouvelle Méthode d'estimation des Distances Naines Novae" . Vol spatial maintenant . 30 mai 2003 . Récupéré le 17 avril 2006 .
- "SU Ursae Majoris" . Association américaine des observateurs d'étoiles variables .
- "Astronomes amateurs et Novae nain" (PDF) . Observatoire européen austral .
- "Activité en un coup d'œil (liste des explosions de nova nain récemment détectées)" . Réseau variable cataclysmique - via Google.