Wir wissen, was eine Nova ist, aber wie?

Ich arbeite mit Astrophysikern zusammen und benötige einige Grundkenntnisse aus vielen astronomischen Quellen. Forschungsschwerpunkte erfordern jedoch häufig, dass der größte Teil des menschlichen Wissens zu einem Thema als selbstverständlich angesehen wird.

Ich erforsche derzeit galaktische Novae und finde es wichtig, ihre Geschichte kurz zusammenzufassen, wenn ich meine Forschung einem bestimmten Publikum vorstelle. Leider kann ich kein Quellenmaterial finden, das beschreibt, wie wir einen Schlüsselaspekt der Ereignisse kennen: dass es sich um einen wachsenden weißen Zwerg in einer Sternenzweiheit handelt. Diese Tatsache scheint so gut begründet zu sein, dass sich keine wissenschaftliche Veröffentlichung verpflichtet fühlt, sie zu zitieren, aber grundlegende Ressourcen wie die astronomische Enzyklopädie enthalten auch keinen Hinweis, den ich gesehen habe.

Woher wissen wir, dass Novae binäre Systeme sind?

Haben Nachbeobachtungen den Weißen Zwerg und seinen Begleiter eindeutig identifiziert? Oder bestätigen andere astronomische Messungen diese binäre Hypothese nachdrücklich (und machen sie alles andere als offensichtlich wahr)? Ich entschuldige mich, wenn es so einfach ist wie "jemand hat durch ein Teleskop geschaut und es war ziemlich offensichtlich" - meiner Erfahrung nach ist keine Offenbarung in der Astrophysik fast so einfach, aber dies könnte sicherlich der Fall sein.

Nach einem Verweis auf Darley et al. Gibt ApJ 746 , 61 (2012) aus Ihrem Wikipedia-Link eine (sehr technische) Diskussion über Nova-Vorläufer, einschließlich der Unterscheidung zwischen Nova-Systemen, bei denen die Sekundärsterne Haupt- oder Überriesensterne sind, und der Unterscheidung zwischen Weiße Zwerge mit unterschiedlichen chemischen Eigenschaften. Der erste Satz dieses Papiers ist

Ein klassischer Nova (CN) -Ausbruch tritt in einem interagierenden binären System auf, das einen weißen Zwerg (WD, das primäre) und typischerweise einen Stern der späten Hauptsequenz (MS) (das sekundäre) umfasst, der seinen Roche-Lappen ausfüllt ( Crawford & Kraft, 1956 ).

Dies legt nahe, dass das Papier von 1956 der ursprüngliche Vorschlag für das Roche-Überlaufmodell der klassischen Nova ist. Wie viele Original-Ideenpapiere ist es eine ziemlich klare Lektüre. Aber für Ihre Frage scheinen Crawford und Kraft sich abzusichern, ob der "blaue Stern" in ihrem speziellen Paar ein weißer Zwerg sein muss:

[T] Die beobachtete Leuchtkraft des blauen Sterns ist im Wesentlichen auf die Energie zurückzuführen, die das akkumulierte Material abgibt. Diese Ansicht wird auch dadurch gestärkt, dass der blaue Stern im HR-Diagramm eine Sonderstellung einnimmt. Es liegt 10,5 vis. mag. unterhalb der hauptsequenz aber ca. 4 mag. über den leuchtendsten weißen Zwergen, deren effektive Temperatur etwa 8000 K übersteigt. Sofern der blaue Stern nicht wesentlich entartet ist, kann leicht gezeigt werden, dass der kleine Radius eine so hohe Innentemperatur impliziert, dass die Elektronenstreuung die Hauptquelle für die Opazität ist . Eine einfache Berechnung auf Basis des Standardmodells ergibt dann eine Leuchtkraft von 8 mag. heller als beobachtet.

Mit anderen Worten, Crawford und Kraft kommen nicht heraus und sagen "definitiv ein WD", aber wenn es ein nicht entarteter Stern ist, ist es ein sehr seltsamer. Neuere Beobachtungen von Novae werden mit detaillierten Modellen der Dynamik der Oberflächendynamik verglichen, die seit Jahrzehnten heftig diskutiert werden . Die derzeitige Generation von Vergleichen mit Daten reagiert empfindlich auf Details wie die Menge an Helium, die sich während des Nova-Ereignisses auf der Oberfläche des Weißen Zwergs ansammelt . Es ist unwahrscheinlich, dass sich solche Details annähern könnten, wenn die zugrunde liegenden Annahmen über die Grundphysik des ausbrechenden Sterns falsch wären.

Beachten Sie, dass ein klassisches Nova-System als eine Art binärer Kontaktstern betrachtet werden kann . Für jede vernünftige Schätzung der Größe des Riesensterns scheint ein Abstand von 10 AE zwischen den beiden Mitgliedern des Paares eine zu große Schätzung zu sein. Zehn astronomische Abstandseinheiten aus einer Entfernung von 50 Parsec ergeben bereits eine Lücke von 0,1 Bogensekunden. Ich würde nicht erwarten, dass Fotos mit sichtbarem Licht sowohl den Riesenstern als auch den Weißen Zwerg zeigen, sondern dass alle Informationen über die Binärsysteme aus der Spektroskopie stammen .

Ich vermute, der eigentliche Schlüssel war, dass Beobachtungen von "Postnovae" - klassischen Novae nach dem Nova-Ausbruch, bei denen das Licht des Ausbruchs selbst das Licht des zugrunde liegenden Systems nicht lange verdeckte - oft klare Merkmale von Doppelsternen aufwies. Dies erfolgte in Form von periodischen Einbrüchen in der Lichtkurve, die auf Finsternisse hindeuten, oder als direkter spektroskopischer Beweis für eine binäre Bewegung oder beides.

Dies wird in Abschnitt 2.2 des 1978 erschienenen Übersichtsartikels von Gallagher & Starrfield in Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics unter Bezugnahme (einschließlich der Crawford & Kraft 1956-Referenz, die in seiner Antwort erwähnt wird) erörtert . In Abschnitt 2.4 werden einige der Beweise erörtert, die damals für die Vorwahlen vorliegen, die weiße Zwerge ansiedeln.

(Wenn Ihnen dies noch nicht bekannt ist, können Sie in Artikeln in Ann.Rev.A & A häufig nach Antworten auf Fragen wie diese suchen. Manchmal sind frühere Artikel für bestimmte Fragen besser geeignet , da sie zeitlich näher beieinander liegen.) als die Leute noch darüber nachdachten, gehen sie die frühen Beweise genauer durch als ein späterer Artikel.)