Nowa karłowata: Różnice pomiędzy wersjami
[wersja przejrzana] | [wersja przejrzana] |
Usunięta treść Dodana treść
m r2.6.4) (robot dodaje: ja:矮新星 |
m nie ma "stopni kelwina", WP:SK, lit. |
||
Linia 3:
== Mechanizm działania ==
Nowa karłowata charakteryzuje się nagłym pojaśnieniem gwiazdy, podobnie jak zwykła [[Nowa klasyczna|nowa]], jednak amplituda rozbłysku jest mniejsza, a mechanizm działania jest inny. W przypadku nowej wybuch jest efektem [[
Standardowy model niestabilności dysku związany jest z występowaniem obszarów częściowej [[jonizacja|jonizacji]] [[wodór|wodoru]]. W temperaturach powyżej 10 000 [[Kelwin|K]] cały wodór w dysku jest zjonizowany, natomiast w temperaturach nie większych niż 1000 K wodór jest neutralny.
Dysk jest w obydwu przypadkach termicznie stabilny, ponieważ jego chłodzenie [[promieniowanie|promieniste]] zależy od temperatury silniej niż ogrzewanie wskutek [[lepkość|lepkości]]. Ta ostatnia zależność jest określona przez zmiany [[nieprzezroczystość|nieprzezroczystości]] plazmy w funkcji temperatury: w gorącym dysku
▲Dysk jest w obydwu przypadkach termicznie stabilny, ponieważ jego chłodzenie [[promieniowanie|promieniste]] zależy od temperatury silniej niż ogrzewanie wskutek [[lepkość|lepkości]]. Ta ostatnia zależność jest określona przez zmiany [[nieprzezroczystość|nieprzezroczystości]] plazmy w funkcji temperatury: w gorącym dysku
jest to zależność potęgowa z indeksem ujemnym, dlog(''kappa'')/dlog(''T'')≈-4.
W pośrednich temperaturach mamy natomiast do czynienia z odwróceniem trendu i indeks potęgowy staje się silnie dodatni, dlog(''kappa'')/dlog(''T'')≈7-10. W związku z tym chłodzenie dysku maleje ze wzrostem temperatury, co prowadzi do niestabilności termicznej.
Ponieważ tempo [[akrecja (astronomia)|akrecji]] materii w dysku nie jest stałe, mamy do czynienia z cyklicznymi pojaśnieniami i pociemnieniami, w trakcie których materia oscyluje pomiędzy stanami stabilnymi, gorącym i chłodnym.
== Podział ==
Linia 20 ⟶ 18:
Wszystkie typy nowych wykazują wybuchy "zwykłe", natomiast nowe typu SU UMa wykazują dodatkowo "superwybuchy".
Wybuch zwykły osiąga amplitudę
Profile czasowe mogą być albo wąskie i symetryczne, albo też szerokie i asymetryczne, przy czym oba typy mogą występować w tym samym źródle i mają jednakowe amplitudy.
Superwybuchy mają amplitudy większe o ok. 0
Niektóre źródła (podtyp [[WZ Sagittae]]) wykazują jedynie superwybuchy. Odstęp pomiędzy nimi jest wówczas bardzo długi, rzędu 30 lat.
Linia 40 ⟶ 38:
* [http://news.astronet.pl/news.cgi?5556 AstroNEWS: ''Raz nowa, a raz nowa karłowata''] {{lang|pl}}
* [http://scienceworld.wolfram.com/astronomy/DwarfNova.html Eric Weisstein's World of Astronomy: ''Dwarf Nova''] {{lang|en}}
[[Kategoria:Gwiazdy podwójne]]
|