Καινοφανής αστέρας: Διαφορά μεταξύ των αναθεωρήσεων
Περιεχόμενο που διαγράφηκε Περιεχόμενο που προστέθηκε
μ r2.4.6) (Ρομπότ: Προσθήκη: ml:നോവ |
μΧωρίς σύνοψη επεξεργασίας |
||
Γραμμή 41:
|accessdate = 10 Αυγούστου 2010
}}</ref> Οι ίδιες περίοδοι περιφοράς ισχύουν και για τις περιπτώσεις των διπλών συστημάτων καινοφανών, αφού όπως ανακάλυψε η Αστρονομία του εικοστού αιώνα, οι καινοφανείς δεν αποτελούν παρά επεισόδια στη ζωή των κατακλυσμικών μεταβλητών.
== Ο μηχανισμός των εκρήξεων ==
Γραμμή 105 ⟶ 104 :
|doi= 10.1086/424376 |year = 2004
|url=http://iopscience.iop.org/0004-637X/615/1/432/pdf/0004-637X_615_1_432.pdf}}</ref> Σύμφωνα με τον R. Mark Wagner η πιθανότερη ερμηνεία είναι ότι ο δίσκος δεχόταν υλικό με ήπιο και σταθερό ρυθμό, όταν ξαφνικά από τον αστέρα-δότη αποσπάσθηκε ένας μεγάλος όγκος υλικού, που επέπεσε όλος μαζί. Η υπερβολική ποσότητα προκάλεσε τη βίαιη αντίδραση του συστήματος δίσκου-αστρικού πτώματος και την εκτίναξη του μεγαλύτερου μέρους του νέου υλικού στο διάστημα με τη μορφή των πιδάκων. Για το λόγο αυτό η αναλαμπή δεν είχε τη συνηθισμένη μεγάλη διάρκεια.
* Οι '''«καινοφανείς ηλίου»''' αποτελούν μία ιδιαίτερη περίπτωση στην οποία δεν παρατηρούνται οι γραμμές εκπομπής του υδρογόνου. Αυτό μπορεί να οφείλεται σε έκρηξη ενός κελύφους ηλίου σε ένα λευκό νάνο. Προτάθηκε από τους Κάτο, Σάιο και Χατσίσου το 1989. Ο πρώτος υποψήφιος καινοφανής ηλίου ήταν ο V445 Puppis το 2000.<ref>{{cite journal
| author=Kato, Mariko; Hachisu, Izumi
| title=V445 Puppis: Helium Nova on a Massive White Dwarf
| journal=The Astrophysical Journal | volume=598 | issue=2 | pages=L107–L110
| month=December | year=2003
| doi=10.1086/380597 | bibcode=2003ApJ...598L.107K
}}</ref> Από τότε, άλλες τέσσερις εκρήξεις έχουν προταθεί ως καινοφανείς ηλίου.<ref>{{cite journal
| title=List of Helium Novae
| last=Rosenbush | first=A. E.
| booktitle=proceedings, Hydrogen-Deficient Stars ASP Conference Series, Vol. 391,
| date=September 17–21, 2007
| location=Eberhard Karls University, Tübingen, Germany
| editors=Klaus Werner and Thomas Rauch
| month=July | year=2008
| bibcode=2008ASPC..391..271R
}}</ref>
Μια έκρηξη καινοφανούς ταξινομείται επίσης ως αργή ή ταχεία, σύμφωνα με τον ρυθμό μειώσεως του φωτός μετά το μέγιστο.<ref>{{cite book | title = Cataclysmic Variable Stars | author = Brian Warner | id = 052154209X}}</ref> Αλλά και η αύξηση του φωτός πριν από το μέγιστο, η λεγόμενη '''προμέγιστη φάση (premaximum)''' είναι ταχύτερη στις ταχείες εκρήξεις, με τυπική διάρκεια ένα εικοσιτετράωρο ή και λιγότερο. Υπάρχει επίσης η κατάταξη αναφορικά με το αν ο [[λευκός νάνος]] είναι άνθρακα-οξυγόνου (CO, η συνηθέστερη κατηγορία λευκών νάνων σύμφωνα με τη σύστασή τους) ή οξυγόνου-νέου-μαγνησίου (ONeMg).<ref name=ONeMg>{{cite journal
| |||