El remanente de nova es una formación de gas y polvo que consiste en la materia que queda después de un estallido de nova clásico o después de una serie de estallidos de nova repetidos . Durante su existencia, la capa de la nova se expande a velocidades de unos 1000 km/s, [1] y la nebulosa es iluminada por el eco de luz de la estrella progenitora, que se observó en el caso de la capa esférica [1] de GK Perseus [2] y en el estudio de la energía inherente a las burbujas en expansión como T Compass . [3]
Dado que una proporción significativa de novas requiere un precursor en forma de un sistema binario que consta de una enana blanca y una estrella de secuencia principal (o subgigante), o en forma de enanas rojas fusionadas , casi todos los remanentes de novas pueden atribuirse a estrellas binarias. . [4] Teóricamente, esto significa que la forma de las nebulosas está influenciada por los sistemas centrales y la cantidad de materia expulsada durante la aparición de nuevas nebulosas. [1] Para la astrofísica moderna, las formas de las nebulosas son de considerable interés. [1] [4]
En comparación con los remanentes de supernova y las nebulosas planetarias , los remanentes de nova tienen menos masa y energía. Puedes observarlos durante varios siglos. [1] Ejemplos de novas con nebulosas de caparazón o restos de destellos son GK Perseus , RR Pictoris , DQ Hercules , FH Serpens , V476 Cygnus , V1974 Cygnus , HR Delphinus y V1500 Cygnus . [1] [5] En particular, se están detectando más remanentes de novas para estallidos recientes debido a tecnologías de imagen mejoradas.
| nebulosas | |
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| nebulosas visibles | |
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| nubes |
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| Morfología |
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| Liza |
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