Un remanente de nova está formado por el material dejado por una repentina erupción explosiva de fusión por novas clásicas , o por múltiples eyecciones por novas recurrentes. Durante su corta vida, las capas de nova muestran velocidades de expansión de alrededor de 1000 km / s, [1] cuyas tenues nebulosidades generalmente son iluminadas por sus estrellas progenitoras a través de ecos de luz como se observa con la capa esférica [1] de Nova Persei 1901 [2] o las energías que quedan en las burbujas en expansión como T Pyxidis . [3]
Formulario
La mayoría de las novas requieren un sistema binario cercano, con una enana blanca y una estrella de secuencia principal, subgigante o gigante roja, o la fusión de dos enanas rojas, por lo que probablemente todos los remanentes de novas deben estar asociados con binarios. [4] Esto teóricamente significa que estas formas de nebulosa podrían verse afectadas por sus estrellas progenitoras centrales y la cantidad de materia expulsada por las novas. [1] Las formas de estas nebulosas nova son de gran interés para los astrofísicos modernos. [1] [4]
Los remanentes de novas en comparación con los remanentes de supernovas o nebulosas planetarias generan mucho menos tanto en energía como en masa. Se pueden observar durante quizás algunos siglos. [1] En particular, se han encontrado más restos de novas con las nuevas novas, debido a la tecnología de imagen mejorada como CCD y en otras longitudes de onda. Entre los ejemplos de novas que muestran capas o restos de nebulosas se incluyen los siguientes: [1]
Ver también
Referencias
- ^ a b c d e f Lloyd, HM; O'Brien, TJ; Bode, MF (1997). "Modelado de restos de nova por movimiento binario" (PDF) . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 284 (1): 137-147. Código Bibliográfico : 1997MNRAS.284..137L . doi : 10.1093 / mnras / 284.1.137 .
- ^ Liimets, T .; Corradi, RLM; Santander-García, M .; Villaver, E .; Rodríguez-Gil, P .; Verro, K .; Kolka, I. (2014). Un estudio dinámico del remanente de nova de GK Persei / stella novae: décadas pasadas y futuras . Stellar Novae: Décadas pasadas y futuras. Serie de conferencias ASP. 490 . págs. 109-115. arXiv : 1310.4488 . Código bibliográfico : 2014ASPC..490..109L .
- ^ Ogley, RN; Chaty, S .; Crocker, M .; Eyres, SPS; Kenworthy, MA; Richards, AMS; Rodríguez, LF; Stirling, AM (abril de 2002). "Una búsqueda de emisión de radio de fuentes de rayos X superblandos galácticos" . Avisos mensuales de la Royal Astronomical Society . 330 (4): 772–777. arXiv : astro-ph / 0111120 . Código bibliográfico : 2002MNRAS.330..772O . doi : 10.1046 / j.1365-8711.2002.05130.x . Archivado desde el original el 5 de enero de 2013.
- ^ a b Bode, MF (2002). La evolución de los restos de Nova . Conferencia Internacional sobre Explosiones Clásicas de Nova. Actas de la conferencia AIP. 637 . págs. 497–508. arXiv : astro-ph / 0211437 . Código bibliográfico : 2002AIPC..637..497B . doi : 10.1063 / 1.1518252 .
enlaces externos
- "T Pyxidis" . Sitio del Hubble . Nova Remanente. 1997.
- "Los sistemas de estrellas dobles alternan entre explosiones grandes y pequeñas" . Los Observatorios Carnegie . Archivado desde el original el 8 de agosto de 2008.
- "Tabla de comparación de Nova Remnant" . U. Ottawa . Archivado desde el original el 5 de julio de 2006.
- "Nova Remanente" . U. Ottawa . Archivado desde el original el 5 de julio de 2006.