Dvergnova

Frå Wikipedia – det frie oppslagsverket
Hopp til navigering Hopp til søk
Dvergnova HT Cas med eit utbrot (mag ~13.4) den 2. november 2010.
Lysskurve til den formørkande dvergnova HT Cas under eit utbrot 4. november 2010.

Ei U Geminorum-type variabel stjerne eller dvergnova er ein type kataklysmisk variabel stjerne som består av eit tett dobbeltstjernesystem der den eine stjerna er ein kvit dverg som tek til seg materie frå følgjesstjerna.[1] Den første stjerna av denne typen som vart observert, var U Geminorum i 1855; men mekanismen vart ikkje kjend før 1974, då Brian Warner synte at novaen kjem av ein auke i luminositeten til akkresjonsskjeva. Dei liknar klassiske novaer med at det er ein kvit dverg som har periodiske utbrot, men mekanismen er annleis. Klassiske novaer kjem av fusjon og detonering av oppsamla hydrogen, medan dagen teoriar indikerer at dvergnovaer kjem av ustabilitet i akkresjonsskjeva, når gass i skjeva når ein kritisk temperatur som fører til endringar i viskositet, slik at ho kollapsar inn i den kvite dvergen og frigjev store mengder potensiell energi som skuldast tyngdekrafta.[2][3]

Kjelder[endre | endre wikiteksten]

  1. N.N. Samus; O.V. Durlevich (February 12, 2009). «GCVS Variability Types and Distribution Statistics of Designated Variable Stars According to their Types of Variability». Henta 5. september 2015. 
  2. «CVnet: "Introduction to CVs" (Accessed 2006-04-17)». Home.mindspring.com. Arkivert frå originalen 2008-02-26. Henta 5. september 2015. 
  3. "Calibrating Dwarf Novae". Sky & Telescope, September 2003, s. 20.

Bakgrunnsstoff[endre | endre wikiteksten]