Sabemos qué es una nova, pero ¿cómo?

Trabajo con astrofísicos y necesito algunos conocimientos básicos de muchas fuentes astronómicas, sin embargo, las prioridades de investigación a menudo exigen que se dé por sentado la mayor parte del conocimiento humano sobre un tema.

Actualmente estoy investigando novas galácticas , y me parece relevante resumir brevemente su historia al presentar mi investigación a ciertos públicos. Desafortunadamente, no puedo encontrar ningún material fuente que describa cómo conocemos un aspecto clave de los eventos: que son una enana blanca que se acumula en un binario estelar. Este hecho parece estar tan bien fundado que ningún artículo científico se siente obligado a citarlo cuando se menciona, pero los recursos básicos como la enciclopedia astronómica tampoco hacen referencia a lo que he visto.

¿Cómo sabemos que las novas son sistemas binarios?

Por ejemplo, ¿las observaciones de seguimiento identificaron claramente a la enana blanca y su acompañante? ¿O otras mediciones astronómicas confirman firmemente esta hipótesis binaria (y hacen que todo sea obviamente evidente)? Pido disculpas si es tan simple como "alguien miró a través de un telescopio, y fue bastante obvio"; en mi experiencia, ninguna revelación en astrofísica es tan simple, pero ciertamente este podría ser el caso.

Siguiendo una referencia a Darley et al., ApJ 746 , 61 (2012) de su enlace de Wikipedia ofrece una discusión (muy técnica) de los progenitores de nova, incluidas las distinciones entre los sistemas de nova donde las estrellas secundarias son secuencias principales o estrellas supergigantes, y distinciones entre enanas blancas con diferentes químicas. La primera oración de ese artículo es

Un estallido de nova clásica (CN) ocurre en un sistema binario interactivo que comprende una enana blanca (WD, la primaria) y típicamente una estrella de secuencia principal (MS) de tipo tardío (la secundaria) que llena su lóbulo Roche ( Crawford & Kraft, 1956 ).

Eso sugiere que el documento de 1956 es la propuesta original para el modelo de desbordamiento Roche de la nova clásica. Como muchos documentos de ideas originales, es una lectura bastante clara. Pero para su pregunta, Crawford y Kraft parecen dudar acerca de si la "estrella azul" en su par particular necesita ser una enana blanca:

[L] a observó que la luminosidad de la estrella azul se debe esencialmente a la energía liberada por el material acumulado. Esta vista se ve reforzada también por el hecho de que la estrella azul ocupa una posición peculiar en el diagrama HR. Se encuentra 10.5 vis. revista. debajo de la secuencia principal pero alrededor de 4 mag. por encima de las enanas blancas más luminosas, cuya temperatura efectiva supera en aproximadamente 8000 ° K.A menos que la estrella azul esté esencialmente degenerada, se puede demostrar fácilmente que el radio pequeño implica una temperatura interna tan alta que la dispersión de electrones es la principal fuente de opacidad. . Un cálculo simple basado en el modelo estándar produce una luminosidad de 8 mag. más brillante de lo que se observa

En otras palabras, Crawford y Kraft no salen y dicen "definitivamente un WD", pero si es una estrella no degenerada, es muy extraña. Las observaciones más modernas de las novas se comparan con modelos detallados de la dinámica de la dinámica de la superficie, modelos que se han debatido enérgicamente durante décadas ; La generación actual de comparaciones con los datos es sensible a detalles como la cantidad de helio que se acumula en la superficie de la enana blanca durante el evento nova. Parece improbable que tales detalles puedan incluso acercarse si las suposiciones subyacentes sobre la física básica de la estrella en erupción estuvieran equivocadas.

Tenga en cuenta que un sistema nova clásico puede considerarse como un tipo de estrella binaria de contacto . Para cualquier estimación razonable del tamaño de la estrella gigante, una distancia de 10 UA entre los dos miembros del par parece una estimación demasiado grande. Diez unidades astronómicas de separación vistas desde una distancia de 50 parsecs ya son una brecha de 0.1 segundos de arco. No esperaría ver fotografías de luz visible que muestren tanto la estrella gigante como la enana blanca, sino que toda la información sobre los sistemas binarios proviene de la espectroscopía .

Sospecho que la clave real era que las observaciones de las "postnovas", las novas clásicas después del estallido de nova, cuando la luz del estallido en sí ya no ocultaba la luz del sistema subyacente, a menudo mostraban características claras de las estrellas binarias. Esto tomó la forma de inmersiones periódicas en la curva de luz, sugestivas de eclipses, o evidencia espectroscópica directa de movimiento binario, o ambas.

Esto se discute, con referencias (incluida la referencia de Crawford y Kraft de 1956 que Rob menciona en su respuesta), en la Sección 2.2 del artículo de revisión de 1978 de Gallagher y Starrfield en Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics . La sección 2.4 discute algunas de las pruebas disponibles para las primarias que acumulan enanas blancas.

(Si aún no lo sabe, los artículos de revisión en Ann.Rev.A & A a menudo son un buen lugar para buscar respuestas a preguntas como esta. A veces, los artículos anteriores son mejores para ciertas preguntas, porque están más cerca de tiempo para cuando la gente todavía estaba resolviendo las cosas, por lo que repasan las primeras pruebas con más detalle de lo que lo haría un artículo posterior).