Sappiamo cos'è una nova, ma come?

Lavoro con gli astrofisici e ho bisogno di alcune conoscenze di base di molte fonti astronomiche, tuttavia le priorità di ricerca spesso richiedono che la maggior parte delle conoscenze umane su un argomento siano date per scontate.

Attualmente sto effettuando ricerche sulle novae galattiche e trovo rilevante sintetizzare brevemente la loro storia nel presentare la mia ricerca a un pubblico specifico. Sfortunatamente, non sono in grado di trovare alcun materiale sorgente che descriva come conosciamo un aspetto chiave degli eventi: che sono una nana bianca in crescita in un binario stellare. Questo fatto sembra essere così ben fondato che nessun documento scientifico si sente obbligato a citarlo quando dichiarato, ma anche le risorse di base come l'enciclopedia astronomica non fanno alcun riferimento che io abbia visto.

Come facciamo a sapere che le nova sono sistemi binari?

Ad esempio, le osservazioni di follow-up hanno identificato chiaramente la nana bianca e il suo compagno? O altre misurazioni astronomiche confermano fortemente questa ipotesi binaria (e la rendono tutto tranne che ovviamente vera)? Mi scuso se è semplice come "qualcuno ha guardato attraverso un telescopio, ed è stato abbastanza ovvio" - nella mia esperienza nessuna rivelazione in astrofisica è quasi così semplice, ma certamente potrebbe essere così.

A seguito di un riferimento a Darley et al., ApJ 746 , 61 (2012) dal tuo link Wikipedia fornisce una discussione (molto tecnica) sui progenitori della nova, comprese le distinzioni tra i sistemi nova in cui le stelle secondarie sono la sequenza principale o le stelle supergiganti e le distinzioni tra nane bianche con diverse sostanze chimiche. La prima frase di quel documento è

Un classico scoppio di nova (CN) si verifica in un sistema binario interagente comprendente una nana bianca (WD, la primaria) e tipicamente una stella di sequenza principale (MS) di tipo tardivo (la secondaria) che riempie il suo lobo di Roche ( Crawford & Kraft, 1956 ).

Ciò suggerisce che il documento del 1956 è la proposta originale per il modello di overflow della Roche della nova classica. Come molti articoli di idee originali, è una lettura abbastanza chiara. Ma per la tua domanda, Crawford e Kraft sembrano proteggersi dal fatto che la "stella blu" nella loro particolare coppia debba essere una nana bianca:

[T] ha osservato che la luminosità della stella blu è essenzialmente dovuta all'energia rilasciata dal materiale accumulato. Questa visione è rafforzata anche dal fatto che la stella blu occupa una posizione peculiare nel diagramma delle risorse umane. Si trova 10,5 vis. mag. sotto la sequenza principale ma circa 4 mag. sopra le nane bianche più luminose, la cui temperatura effettiva supera di circa 8000 ° K. A meno che la stella blu non sia essenzialmente degenerata, si può facilmente dimostrare che il piccolo raggio implica una temperatura interna così elevata che la dispersione di elettroni è la principale fonte di opacità . Un semplice calcolo basato sul modello standard produce quindi una luminosità di 8 mag. più luminoso di quanto si osservi.

In altre parole, Crawford e Kraft non escono e dicono "sicuramente un WD", ma se è una stella non degenerata, è molto strana. Osservazioni più moderne delle novae vengono confrontate con modelli dettagliati della dinamica della dinamica superficiale, modelli che sono stati discussi vigorosamente per decenni ; l'attuale generazione di confronti con i dati è sensibile ai dettagli come la quantità di elio che si accumula sulla superficie della nana bianca durante l'evento di nova. Sembra improbabile che tali dettagli possano persino avvicinarsi se le ipotesi alla base della fisica di base della stella in eruzione fossero errate.

Si noti che un sistema nova classico può essere considerato come un tipo di stella binaria di contatto . Per una stima ragionevole delle dimensioni della stella gigante, una distanza di 10 UA tra i due membri della coppia sembra una stima ingrandita. Dieci unità astronomiche di separazione viste da una distanza di 50 parsec sono già un gap di 0,1 secondi di arco. Non mi aspetto di vedere fotografie di luce visibile che mostrano sia la stella gigante che la nana bianca, ma piuttosto che tutte le informazioni sui sistemi binari provengono dalla spettroscopia .

La vera chiave, sospetto, era che le osservazioni di "postnove" - le nova classiche dopo lo scoppio della nova, quando la luce dello sfogo stesso non oscurava più la luce del sistema sottostante - spesso mostravano chiare caratteristiche delle stelle binarie. Ciò ha assunto la forma di immersioni periodiche nella curva della luce, suggestive di eclissi, o prove spettroscopiche dirette per il movimento binario, o entrambe.

Questo è discusso, con riferimenti (incluso il riferimento di Crawford & Kraft del 1956 che ruba menzionando la sua risposta), nella Sezione 2.2 dell'articolo di revisione del 1978 di Gallagher & Starrfield in Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics . La sezione 2.4 discute alcune delle prove disponibili per le primarie che stanno accumulando nane bianche.

(Se non ne sei già a conoscenza, rivedi gli articoli in Ann.Rev.A e A sono spesso un buon posto per cercare risposte a domande come questa. A volte gli articoli precedenti sono migliori per determinate domande, perché sono più vicini nel tempo a quando le persone stavano ancora cercando di capire le cose, e quindi esaminano le prime prove in modo più dettagliato rispetto a un articolo successivo.)