Nova enana
Una estrella variable de tipo U Geminorum , o nova enana (pl. novae ) es uno de varios tipos de estrellas variables cataclísmicas , que consisten en un sistema estelar binario cercano en el que uno de los componentes es una enana blanca que acumula materia de su compañera. Las novas enanas son más tenues y se repiten con más frecuencia que las novas "clásicas". [1]
El primero en ser observado fue U Geminorum en 1855; sin embargo, el mecanismo no se conoció hasta 1974, cuando Brian Warner demostró que la nova se debe al aumento de la luminosidad del disco de acreción. [2] Son similares a las novas clásicas en que la enana blanca está involucrada en explosiones periódicas, pero los mecanismos son diferentes. Las novas clásicas resultan de la fusión y detonación del hidrógeno acumulado en la superficie de la primaria. La teoría actual sugiere que las novas enanas resultan de la inestabilidad en el disco de acreción, cuando el gas en el disco alcanza una temperatura crítica que provoca un cambio en la viscosidad ., lo que da como resultado un aumento temporal en el flujo másico a través del disco, lo que calienta todo el disco y, por lo tanto, aumenta su luminosidad. La transferencia de masa de la estrella donante es menor que este aumento del flujo a través del disco, por lo que el disco finalmente caerá por debajo de la temperatura crítica y volverá a un modo más frío y opaco. [3] [4]
Las novas enanas son distintas de las novas clásicas en otros aspectos; su luminosidad es menor y suelen ser recurrentes en una escala de días a décadas. [3] La luminosidad del estallido aumenta con el intervalo de recurrencia, así como con el período orbital; Investigaciones recientes con el telescopio espacial Hubble sugieren que esta última relación podría hacer que las novas enanas sean velas estándar útiles para medir distancias cósmicas. [3] [4]
Además de los grandes estallidos, algunas novas enanas muestran un brillo periódico conocido como " superjorobas ". Son causados por deformaciones del disco de acreción cuando su rotación está en resonancia con el período orbital de la binaria.
Curva de luz de la nova enana eclipsante HT Cassiopeia durante el estallido, que muestra eclipses y superjorobas (tipo SU Ursae Majoris)
