Sproginėjanti kintamoji žvaigždė

Sproginėjanti kintamoji žvaigždė – sproginėjančių kintamųjų žvaigždžių tipas. Tai glaudi dvinarė žvaigždė, kurios viena komponentė – baltoji nykštukė. Antroji gali būti „normali“ pagrindinės sekos žvaigždė, arba milžinė arba labai retai net ir kita baltoji nykštukė. Visa dvinarė sistema yra labai maža, atstumui tarp žvaigždžių neviršijant atstumo nuo Žemės iki Mėnulio. Žvaigždės apsisuka viena aplink kitą daugiausia per keletą valandų. Sproginėjančių žvaigždžių žybsnius astronomai stebėjo jau nuo XIX amžiaus. Šie žybsniai skirstomi į novas (lot. de nova stella – nauja žvaigždė: senovinės civilizacijos praeityje manė, jog tai naujos žvaigždės) ir nykštukines novas.

Sproginėjanti kintamoji žvaigždė (dvinarė)

Novos liekana, sprogimo metu nuo baltosios nykštukės numestas dujų sluoksnis

Rentgeno spinduliai

Iš lydinčios žvaigždės (angl. companion star) medžiaga nuteka į baltąją nykštukę. Kadangi ši yra labai tanki, gravitacinis potencialas tokios akrecijos metu yra labai didelis, jo pakanka tokioms žvaigždėms stebimam rentgeno spinduliavimui. Mūsų galaktikoje yra greičiausiai keli milijonai tokių sistemų, bet rimčiau tirtos tik keli šimtai artimiausių. Tie Rentgeno spinduliai nėra stiprūs ir iš toli stebėti sunku, nes trukdo Saulės Rentgeno spinduliavimas.

Akrecinis diskas

Lydinčios žvaigždės medžiaga turi kampinį judesio momentą, todėl nekrenta tiesia linija. Vietoj to žvaigždžių tarpusavio orbitos plokštumoje susiformuoja greitai besisukanti disko pavidalo struktūra (akrecinis diskas), kuriame temperatūra gali siekti 100 milijonų °K. Medžiaga paskui taip pat pereina audringus virsmus „ribiniame sluoksnyje“ (angl. boundary layer) šiek tiek žemiau baltosios nykštukės paviršiaus. Akrecinio disko gali nebūti (arba jis būti neįprastos formos), jei baltoji nykštukė turi stiprų magnetinį lauką, kuris labai veikia migruojančios medžiagos srautą.

Dėl medžiagos srauto baltosios nykštukės masė pamažu didėja. Jei ji ilgainiui viršija 1,44M_☉ Čandrasekaro ribą, įvyksta Ia tipo supernova.

Nova ir nykštukinė nova

Įprastinė nova įvyksta, kuomet į baltąją nykštukę iš lydinčios žvaigždės patenka nesudegusio vandenilio, kuris čia įsižiebia ir audringai sudega. Jei lydinčioje žvaigždėje daugiau helio nei vandenilio, o baltoji nykštukė didelė (> 1,3M_☉ ), galimas ir helio žybsnis, kuomet sudega nutekėjęs helis. Šie skirtumai matyti iš novos spektro.. Po didesnių novų sprogimų lieka trumpaamžiai žiediniai ūkai (novos liekanos). Jie plečiasi kelių tūkstančių kilometrų per sekundę greičiu. Taip vienu kartu gali būti išmesta maždaug 10^-4M_☉ .

Nykštukinę novą sukelia laikinai padidėjęs tarp žvaigždžių migruojančios medžiagos kiekis. Taip atsitinka dažniau ir tokie žybsniai silpnesni, nors matomos šviesos srityje vis dar viršija įprastinį dvinarės žvaigždės ryškumą šimtus kartų. Klasikinė tokia žvaigždė yra U Geminiorum Dvynių žvaigždyne, kuri taip žybčioja kas maždaug 120 dienų.

Dvi baltosios nykštukės

Retai, bet pasitaiko, jog aprašomą žvaigždžių sistemą sudaro dvi pakankamai arti esančios baltosios nykštukės. Tokiais atvejais jos būna labai arti, apsisukdamos viena apie kitą maždaug per valandą ir greičiau (kai kada vos per keletą minučių). Kadangi abi nykštukės nebeturi daug vandenilio, stebimi novos žybsniai turėtų būti helio žybsniai. Gali taip pat nutekėti pakankamai medžiagos Ia tipo supernovai sukelti. Taip arti besisukančios žvaigždės jau spinduliuoja gana stiprias gravitacines bangas, prarasdamos kinetinę energiją ir dar labiau artėdamos viena prie kitos.

Nesproginėjančios sistemos

Ne visos „sproginėjančios kintamosios žvaigždės“ iš tiesų sproginėja. Astronomai žino žvaigždinių objektų, kurių spektrai tiek panašūs, jog greičiausiai tai yra ta pati dvinarių žvaigždžių grupė, tačiau šie objektai stabilūs.

Jei medžiagos srautas iš lydinčios žvaigždės pakankamai didelis ir stabilus, gali susidaryti tolygus procesas, kuomet pritekanti medžiaga dega nuolat, o ne vien žybsniais kaip novos atveju. Tokie objektai vadinami super minkštų Rentgeno spindulių šaltiniais (angl. Super soft X-ray source, SSS). Jie spinduliuoja palyginus mažos energijos Rentgeno spindulius. SSS gali susidaryti iš karto arba po novos.

Šaltiniai

1. Lloyd, H.M.; O'Brien, T.J.; Bode, M.F. (1997). „Shaping of nova remnants by binary motion“ (PDF). Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 284 (1): 137–147. Bibcode:1997MNRAS.284..137L. doi:10.1093/mnras/284.1.137.
2. Solheim, J.-E. (2010). „AM CVn Stars: Status and Challenges“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 122 (896): 1133. Bibcode:2010PASP..122.1133S. doi:10.1086/656680.
3. Imagine the Universe! Cataclysmic Variables. National Aeronautics and Space Administration Goddard Space Flight Center. imagine.gsfc.nasa.gov
4. What is a nova? astro.indiana.edu 2021-09-17 iš Wayback Machine projekto..
5. Kato, Mariko; Hachisu, Izumi (2005 m. gruodžio mėn.). „V445 Puppis: Helium Nova on a Massive White Dwarf“. The Astrophysical Journal. 598 (2): L107–L110. :astro-ph/0310351. Bibcode:2003ApJ...598L.107K. doi:10.1086/380597. S2CID 17055772.
6. Rosenbush, A. E. (17–21 September 2007). Klaus Werner; Thomas Rauch (eds.). „List of Helium Novae“. Hydrogen-Deficient Stars. Eberhard Karls University, Tübingen, Germany (published July 2008). 391: 271. Bibcode:2008ASPC..391..271R.
7. Kahabka P (Dec 2006). „Supersoft X-ray sources“. Adv. Space Res. 38 (12): 2836–9. Bibcode:2006AdSpR..38.2836K. doi:10.1016/j.asr.2005.10.058.