Kita tahu apa itu nova, tapi bagaimana caranya?

Saya bekerja dengan ahli astrofisika dan membutuhkan pengetahuan dasar dari banyak sumber astronomi, namun prioritas penelitian sering menuntut agar sebagian besar pengetahuan manusia tentang suatu subjek diterima begitu saja.

Saat ini saya sedang meneliti nova galaksi , dan saya merasa relevan untuk meringkas sejarah mereka secara singkat ketika mempresentasikan penelitian saya kepada khalayak tertentu. Sayangnya, saya tidak dapat menemukan bahan sumber yang menjelaskan bagaimana kita mengetahui satu aspek utama dari peristiwa: bahwa mereka adalah kerdil putih yang bertambah dalam biner bintang. Fakta ini tampaknya sangat beralasan sehingga tidak ada tulisan ilmiah yang merasa wajib mengutipnya ketika dinyatakan, tetapi sumber daya dasar seperti ensiklopedia astronomi juga tidak membuat referensi yang pernah saya lihat.

Bagaimana kita tahu bahwa nova adalah sistem biner?

Misalnya, apakah observasi tindak lanjut dengan jelas mengidentifikasi white dwarf dan temannya? Atau apakah pengukuran astronomi lain sangat menguatkan hipotesis biner ini (dan menjadikan semuanya jelas tetapi benar)? Saya minta maaf jika sesederhana "seseorang melihat melalui teleskop, dan itu cukup jelas" - dalam pengalaman saya, tidak ada wahyu dalam astrofisika yang hampir sangat sederhana, tetapi tentu saja ini yang terjadi.

Mengikuti referensi ke Darley et al., ApJ 746 , 61 (2012) dari tautan Wikipedia Anda memberikan diskusi (sangat teknis) tentang nenek moyang nova, termasuk perbedaan antara sistem nova di mana bintang sekunder adalah sekuens utama atau bintang supergiant, dan perbedaan antara katai putih dengan kimia yang berbeda. Kalimat pertama dari makalah itu adalah

Ledakan nova (CN) klasik terjadi dalam sistem biner yang berinteraksi yang terdiri dari white dwarf (WD, the primary) dan biasanya bintang tipe-urutan utama (MS) akhir (sekunder) yang mengisi lobe Roche-nya ( Crawford & Kraft, 1956 ).

Itu menunjukkan makalah 1956 adalah proposal asli untuk model overflow Roche dari nova klasik. Seperti banyak makalah ide orisinal, ini bacaan yang cukup jelas. Tetapi untuk pertanyaan Anda, Crawford dan Kraft tampaknya melakukan lindung nilai tentang apakah "bintang biru" pada pasangan khusus mereka haruslah katai putih:

[T] ia mengamati luminositas bintang biru pada dasarnya karena energi yang dilepaskan oleh bahan yang bertambah. Pandangan ini diperkuat juga oleh fakta bahwa bintang biru menempati posisi khusus dalam diagram HR. Itu terletak 10,5 vis. mag di bawah urutan utama tetapi sekitar 4 mag. di atas kerdil putih paling bercahaya, yang suhunya efektif melebihi 8000 ° K. Kecuali jika bintang biru pada dasarnya merosot, dapat dengan mudah ditunjukkan bahwa jari-jari kecil menyiratkan suhu internal yang tinggi sehingga hamburan elektron adalah sumber utama kekeruhan. . Perhitungan sederhana berdasarkan pada model standar kemudian menghasilkan luminositas 8 mag. lebih terang dari yang diamati.

Dengan kata lain, Crawford dan Kraft tidak keluar dan mengatakan "pasti WD," tetapi jika itu adalah bintang yang tidak merosot, itu adalah yang sangat aneh. Pengamatan nova yang lebih modern dibandingkan dengan model terperinci dari dinamika dinamika permukaan, model yang telah diperdebatkan dengan penuh semangat selama beberapa dekade ; generasi saat ini perbandingan data sensitif terhadap detail seperti jumlah helium yang terakumulasi pada permukaan katai putih selama acara nova. Tampaknya tidak mungkin bahwa perincian semacam itu dapat mendekati jika asumsi mendasar tentang fisika dasar bintang yang meletus itu salah.

Perhatikan bahwa sistem nova klasik dapat dianggap sebagai jenis bintang biner kontak . Untuk setiap perkiraan yang wajar dari ukuran bintang raksasa, jarak 10 AU antara dua anggota pasangan tampaknya seperti perkiraan yang terlalu besar. Sepuluh unit astronomi pemisahan dilihat dari jarak 50 parsec sudah merupakan celah 0,1 detik busur. Saya tidak akan berharap melihat foto-foto cahaya tampak yang menunjukkan bintang raksasa dan katai putih, tetapi semua informasi tentang sistem biner berasal dari spektroskopi .

Kunci sebenarnya, saya curiga, adalah pengamatan "postnovae" - nova klasik setelah ledakan nova, ketika cahaya dari ledakan itu sendiri tidak lama mengaburkan cahaya dari sistem yang mendasarinya - sering menunjukkan karakteristik bintang biner yang jelas. Ini mengambil bentuk penurunan periodik pada kurva cahaya, menunjukkan gerhana, atau bukti spektroskopi langsung untuk gerakan biner, atau keduanya.

Hal ini dibahas, dengan referensi (termasuk referensi Crawford & Kraft 1956 yang dirujuk dalam jawabannya), dalam Bagian 2.2 artikel ulasan 1978 oleh Gallagher & Starrfield dalam Ulasan Tahunan Astronomi & Astrofisika . Bagian 2.4 membahas beberapa bukti yang kemudian tersedia untuk para pendahuluan yang sedang mengumpulkan kerdil putih.

(Jika Anda belum menyadarinya, tinjau artikel di Ann.Rev.A & A sering merupakan tempat yang baik untuk mencari jawaban atas pertanyaan seperti ini. Terkadang artikel sebelumnya lebih baik untuk pertanyaan tertentu, karena mereka lebih dekat pada waktunya untuk ketika orang-orang masih memikirkan hal-hal, dan karena itu mereka memeriksa bukti awal lebih detail daripada artikel selanjutnya.)