Estrellas como SU Ursa Major

Las estrellas variables como SU Ursa Major (UGSU) son una de las tres subclases de novas enanas que llevan el nombre del prototipo SU Ursa Major .

Además de los denominados estallidos normales característicos de las novas enanas (crecimiento de 2 a 6 m durante 1 a 3 días), estas estrellas se caracterizan por la presencia de los denominados super estallidos. Son más brillantes de lo normal de 1 a 2 m (es decir, aproximadamente 5 veces), duran de 10 a 18 días y ocurren de 3 a 10 veces menos que los normales. El aumento de brillo durante una superllamarada es indistinguible de lo normal, sin embargo, en los máximos de la curva de luz, se observan fluctuaciones periódicas superpuestas: superjorobas (superjorobas) con un período cercano al orbital y amplitudes de aproximadamente 0.2-0.3 m . Aparecen aproximadamente un día después del inicio de la superllamarada, y después de que finaliza, su amplitud disminuye; contribuyen hasta en un 30% al flujo de radiación total. La peculiaridad de las superjorobas es que el período de fluctuación es de un 2 a un 3% más largo que el período de revolución del sistema, por lo que, observando las superjorobas, se puede determinar el valor del período orbital. Por regla general, tienen una duración inferior a dos horas [1] .

El tipo espectral de los satélites es dM.

Teoría

El modelo de inestabilidad térmica explica con éxito la mayoría de los fenómenos observados en las novas enanas, con la excepción de las superllamaradas en las estrellas del subtipo UGSU. Este fenómeno se explica por el modelo de disco de acreción inestable por marea propuesto en la década de 1980 . Para que se produzca este tipo de inestabilidad es necesario que la masa de la estrella fría en el sistema no supere la cuarta parte de la masa de la enana blanca . Los estallidos ordinarios de estrellas de tipo UGSU no eliminan de manera efectiva la materia que fluye hacia ellas desde el disco; como resultado, la masa, el radio y el momento angular del disco aumentan. Cuando se establecen las condiciones de inestabilidad de las mareas, la inestabilidad térmica primero "desencadena" una llamarada ordinaria, con el radio del disco aumentando abruptamente, y una resonancia 3:1 "activada" entre el período orbital de una partícula de prueba en el disco y el período orbital del componente secundario del sistema binario. Bajo la influencia de las fuerzas de marea , el disco adquiere una forma alargada (disco excéntrico). Tiene una precesión lenta en el marco de referencia orbital, y la dirección de la precesión generalmente coincide con la dirección del movimiento orbital en el marco. Cada vez que la secundaria en su movimiento orbital pasa cerca de la parte del disco excéntrico más alejada de la enana blanca, la acción de las fuerzas de marea aumenta ligeramente, lo que conduce a un ligero aumento en la tasa de acreción (brillo). Así es como se forman las superjorobas. Su período está determinado por la relación

donde es el período de superjoroba, es el período orbital y es el período de precesión.

Durante una superllamarada, la materia cae intensamente sobre la enana blanca y la masa del disco disminuye. Después del final de la superllamarada, el disco vuelve a ser frío y circular. Se supone que durante un estallido normal, cae menos materia sobre la enana blanca que la que entra en el disco entre estallidos, por lo que la masa y el tamaño del disco aumentan de estallido en estallido. Finalmente, se establecen las condiciones de inestabilidad de las mareas y se produce una superllamarada, durante la cual la materia se elimina efectivamente del disco a la enana blanca, y el disco se vuelve relativamente pequeño y de baja masa. Comienza la acumulación de materia para una nueva superllamarada [2] .

Clasificación

Como regla general, la duración de un superciclo, el intervalo entre una superllamarada y otra, para las estrellas de tipo UGSU es de varios cientos de días. Sin embargo, algunos sistemas tienen un ciclo mucho más corto o más largo [1] , y en base a esto, fuera del GCVS , se distinguen dos subtipos más característicos del subtipo UGSU.

Estrellas del tipo ER Ursa Major

Las estrellas ER Ursa Major (ER UMa) muestran frecuentes superllamaradas con amplitudes de llamarada de hasta 3 m [2] , que representan entre un tercio y la mitad de su vida útil. Entre ellos, que duran de 19 a 50 días, los brotes normales ocurren con bastante frecuencia, aproximadamente una vez cada 4 días [1] .

Estrellas tipo WZ Flechas

Las estrellas como WZ Arrows (WZ Sge) no muestran llamaradas ordinarias, solo tienen superllamaradas con una amplitud de hasta 6 m -8 m y una duración de hasta un mes [2] una vez cada pocos años e incluso décadas .

El factor que determina un ciclo tan largo de estrellas de tipo WZ Sge es la tasa de flujo de materia. Dado que es muy pequeño, del orden de 10 12  kg/s, se requieren décadas para acumular un volumen suficiente de material para una superllamarada. Sin embargo, no está del todo claro por qué hay tan pocos o ningún estallido normal durante todo este intervalo. Incluso a una tasa de transferencia de masa baja , el material debe acumularse, desplazarse hacia el disco interior y provocar una explosión. Una sugerencia de por qué esto no sucede es que la viscosidad del disco es muy baja, por lo que el material permanece en el disco exterior, donde puede acumularse mucho más antes de evaporarse. El problema de esta hipótesis es explicar, a su vez, este bajísimo nivel de viscosidad. Otra posible explicación es que existan mecanismos que impidan la penetración de materia en el disco interior, por ejemplo, basados ​​en la interacción de la materia con el campo magnético de la enana blanca [3] .

Ejemplos

Ejemplos de estrellas del tipo SU Ursa Major con una magnitud aparente de hasta 10,0 [4] :

Véase también

• Estrellas variables como SS Cygnus
• Estrellas variables tipo Z Jirafa

Notas

1. ↑ 1 2 3 SU Ursae Majoris estrella . Enciclopedia David Darling . Archivado desde el original el 6 de julio de 2012.  (indefinido) (Inglés)
2. ↑ 1 2 3 NN SAMUS. ESTRELLAS VARIABLES EXPLOSIVAS Y NUEVAS . ESTRELLAS VARIABLES . MSU GAISH . Archivado desde el original el 28 de enero de 2012. (Ruso)
3. ↑ Estrella WZ Sagittae . Enciclopedia David Darling . Archivado desde el original el 6 de julio de 2012.  (indefinido) (Inglés)
4. ↑ Variables de tipo S.U. Ursae maioris  . SIT - La herramienta de información de estrellas (2000). Consultado el 6 de septiembre de 2019. Archivado desde el original el 19 de octubre de 2013.