대격변 변광성

Cataclysmic variable star
비자성 대격변수.백색왜성은 로체엽을 채우는 동반자로부터 물질을 축적합니다.

대격변 변광성(CV)은 불규칙적으로 밝기가 크게 증가했다가 다시 정지 상태로 떨어지는 별입니다.그것들은 맨눈으로 볼 수 있는 폭발적 밝기와 보이지 않는 조용한 밝기를 가진 별들이 하늘의 새로운 별들로 나타났기 때문에 처음에는 라틴어 'new'에서 novae로 불렸다.

대격변 변광성은 백색왜성 주성과 질량 전달성 주성의 두 가지 성분으로 구성된 쌍성이다.별들은 서로 너무 가까워서 백색왜성의 중력은 별자리를 왜곡시키고 백색왜성은 동반성에서 물질을 축적합니다.따라서, 2차 성분은 종종 기증자 별이라고 불립니다.보통 수소가 풍부한 유입 물질은 대부분의 경우 백색왜성 주위에 강착 원반을 형성합니다.강한 자외선과 X선 방출은 유입 [citation needed]물질에서 발생하는 중력 위치 에너지의 상실에 의해 구동되는 강착 디스크에서 종종 볼 수 있다.

원반의 안쪽 가장자리에 있는 물질은 백색왜성의 표면에 떨어집니다.고전적인 노바 폭발은 축적된 수소층 바닥의 밀도와 온도가 폭주하는 수소 핵융합 반응에 불을 붙일 정도로 충분히 높아지면 발생하며, 이는 수소층을 헬륨으로 빠르게 전환시킨다.만약 백색왜성이 찬드라세카르 한계에 근접할 정도로 강착 과정이 계속된다면, 증가하는 내부 밀도로 인해 탄소 핵융합이 점화되어 Ia형 초신성 폭발이 일어나 백색왜성이 완전히 파괴될 수 있습니다.

강착 디스크는 디스크 외부가 쿨 모드, 칙칙한 모드에서 쿨 모드로 잠시 전환된 후 쿨 모드로 복귀하면 왜소성 노바 폭발로 이어질 수 있습니다.난쟁이 노바에는 며칠에서 수십년 사이에 재발할 수 있다.

분류

대격변 변수는 여러 개의 작은 그룹으로 세분되며, 종종 이 등급의 밝은 원형 별에서 이름을 따왔다.어떤 경우에는 백색왜성의 자기장이 내부 부착 원반을 교란시키거나 디스크 형성을 완전히 방해할 정도로 강합니다.자기계는 종종 광학광에서 강하고 가변적인 편광을 나타내며, 따라서 폴라(polars)라고 불리기도 합니다. 이들은 종종 백색왜성의 회전 주기로 추정되는 작은 진폭의 밝기 변동을 보입니다.

초신성 이것들은 대격변 변광성으로 분류되며 원시별을 파괴하는 매우 큰 폭발을 가지고 있다.어떤 것들은 쌍성계의 백색왜성에서 비롯되지만 다른 것들은 매우 질량이 큰 별들이다.
(클래식) novae 이 대격변형들은 백색왜성에 쌓인 물질의 열핵융합에 의해 6에서 19 등급의 매우 큰 폭발을 일으킨다.
재발성 노바에 이들은 약 4에서 9등급의 폭발을 보이며 10년에서 80년 [1]주기로 반복된다.예를 들어 T Pyxidis와 RS Ophiuchi가 있습니다.
난쟁이노바에 왜소성 노배(U Geminorum stars)는 전형적인 노배보다 적은 양이지만 반복적으로 밝아지는 것으로 관측되는 대격변성입니다.
낙타자리 Z 별 피크보다 낮은 특정 밝기로 일시적으로 '정지'
큰곰자리 SU 별 평균보다 밝은 '초폭발'이 있다
백조자리 SS별 두 개의 뚜렷한 길이의 폭발이 있다.
붉은색 노바에 이것은 폭발 후 매우 붉어지는 별의 합병입니다.
폴라
허큘리스자리 AM별은 백색왜성의 자기장이 백색왜성의 자전 주기를 쌍성 궤도 주기와 동기화한 쌍성이다.공여성으로부터의 물질은 원반을 형성하기 보다는 백색왜성으로 자기적으로 보내진다.
'중간 폴라'라고도 불리는 허큘리스자리 DQ는 허큘리스자리 AM 별보다 약간 약한 자기장을 가지고 있으며, 강착 원반이 있지만 그 안에 있는 하부 구조는 이 장에 의해 형성된다.
VY 조각가 이 별들은 때때로 밝기가 한 등급 이상 떨어지는 별들로, 어두운 상태에서는 매우 가끔 왜소-노바 형태의 폭발이 일어납니다.폴라의 [2]하위 클래스일 수 있습니다.
개똥지빠귀 이들은 모두 백색왜성으로 이루어진 대격변형성입니다. 강착 원반은 주로 헬륨으로 구성되어 있으며 중력파의 근원으로서 관심을 끌고 있습니다.
SW Sextantis 이것들은 난쟁이 새와 비슷하지만 강착 디스크가 안정된 상태이기 때문에 폭발을 보이지 마십시오. 디스크는 균일하지 않게 방출됩니다.이러한 변수들은 보통 일식 변수이기도 하지만, 이는 선택적인 [3]예술품인 것으로 보입니다.
안드로메다자리 Z (상징변수) 이들은 크고 차가운 성분이 뜨거운 콤팩트 성분과 강착 원반으로 질량을 잃는 근접 쌍성이다.

알려진 CV [4]시스템은 1600개가 넘습니다.카탈로그는 2006년 2월 1일부로 동결되었지만 매년 더 많이 발견되고 있다.

검출

폭발 단계의 대격변 변수는 매우 가벼운 기구로 감지할 수 있을 정도로 밝기 때문에 아마추어들에 의해 가장 흔하게 발견되는 천체들 중 하나이며, 이와 혼동되기 쉬운 유일한 천체들은 밤에서 밤으로 움직임이 분명한 밝은 소행성들이다.

물체가 대격변 변수라는 것을 확인하는 것 또한 매우 간단합니다. 즉, 그것들은 대개 상당히 푸른 물체이고, 빠르고 강한 변화를 보이며, 독특한 방출선을 갖는 경향이 있습니다.이들은 자외선과 X선 범위에서 방출하며, 핵융합 폭발로 생성된 양성자가 풍부한 핵에서 양전자를 소멸시켜 감마선을 방출할 것으로 예상되지만,[5] 아직 검출되지 않았다.

6은하 novae(즉 우리의 은하계)약 매년 발견되는 동안 모델들 관찰에 다른 은하에 따른 발생률은 20에서 50;[6]이 불일치 부분적으로 성간 먼지에 의해 obscuration고, 관찰자의 남반구는 부족한 부분적으로 어려운 데 기인한 것을 추천한다.ies태양이 뜨고 보름달이 뜨는 동안 관측하는 것.

슈퍼햄프

주요 기사:슈퍼홉

일부 대격변 변수는 강착 원반의 회전이 쌍성의 공전 주기와 공명할 때 강착 원반의 변형으로 인해 주기적으로 밝기를 경험합니다.

레퍼런스

  1. ^ Mobberley, Martin (2009). Cataclysmic Cosmic Events and How to Observe Them. New York: Springer. p. 59. ISBN 978-0-387-79945-2.
  2. ^ Hameury, Jean-Marie; Lasota, Jean-Pierre (October 4, 2002). "VY Sculptoris stars as magnetic CVs". Astronomy and Astrophysics. 394 (1): 231–239. arXiv:astro-ph/0207084. Bibcode:2002A&A...394..231H. doi:10.1051/0004-6361:20021136. S2CID 5498393.
  3. ^ "Defining Characteristics of the SW Sextantis Stars". Archived from the original on 2007-11-19.
  4. ^ Downes, Ronald; et al. "A Catalog and Atlas of Cataclysmic Variables".
  5. ^ Senziani, F; Skinner, G.K.; Jean, P.; Hernanz, M. (2008). "Detectability of gamma-ray emission from classical novae with Swift/BAT". Astronomy and Astrophysics. 485 (1): 223–231. arXiv:0804.4791. Bibcode:2008A&A...485..223S. doi:10.1051/0004-6361:200809863. S2CID 16650963.
  6. ^ Darnley, M. J.; Bode, M. F.; Kerins, E.; Newsam, A. M.; An, J.; Baillon, P.; Belokurov, V.; Calchi Novati, S.; Carr, B. J.; Creze, M.; Evans, N. W.; Giraud-Heraud, Y.; Gould, A.; Hewett, P.; Jetzer, Ph.; Kaplan, J.; Paulin-Henriksson, S.; Smartt, S. J.; Tsapras, Y.; Weston, M. (2006). "Classical novae from the POINT-AGAPE microlensing survey of M31 -- II. Rate and statistical characteristics of the nova population". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 369 (1): 257–271. arXiv:astro-ph/0509493. Bibcode:2006MNRAS.369..257D. doi:10.1111/j.1365-2966.2006.10297.x. S2CID 85510790.

외부 링크