Мы знаем, что такое нова, но как?

Я работаю с астрофизиками и нуждаюсь в некоторых базовых знаниях многих астрономических источников, однако исследовательские приоритеты часто требуют, чтобы большая часть человеческих знаний по этому вопросу воспринималась как должное.

В настоящее время я изучаю галактические новые и считаю уместным кратко изложить их историю, когда я представляю свое исследование определенной аудитории. К сожалению, я не могу найти никакого исходного материала, который описывает, как мы знаем один ключевой аспект событий: что они представляют собой аккрецирующего белого карлика в звездном бинарном файле. Этот факт, по-видимому, настолько обоснован, что ни одна научная статья не считает себя обязанной ссылаться на него, когда он изложен, но основные ресурсы, такие как астрономическая энциклопедия, также не содержат ссылки, которую я видел.

Откуда мы знаем, что новые являются бинарными системами?

Например, были ли последующие наблюдения четко идентифицировали белого карлика и его спутника? Или другие астрономические измерения полностью подтверждают эту бинарную гипотезу (и делают все это, но, очевидно, правдой)? Я прошу прощения, если это так просто, как «кто-то смотрел в телескоп, и это было довольно очевидно» - по моему опыту, никакие откровения в астрофизике не так просты, но, безусловно, это могло быть так.

Следуя ссылке на Darley et al., ApJ 746 , 61 (2012) из вашей ссылки в Википедии дает (очень техническое) обсуждение новаторских предшественников, включая различия между системами нов, где вторичные звезды являются главной последовательностью или супергигантскими звездами, а также различия между белые карлики с разными химическими составами. Первое предложение этого документа

Классический всплеск новой (CN) происходит во взаимодействующей двойной системе, состоящей из белого карлика (WD, первичный) и обычно звезды главной последовательности (MS) позднего типа (вторичный), который заполняет свою долю Роша ( Crawford & Kraft, 1956 ).

Это говорит о том, что статья 1956 года является первоначальным предложением модели переполнения Рош классической новой звезды. Как и во многих оригинальных документах, это довольно ясно читается. Но на ваш вопрос Кроуфорд и Крафт, кажется, застрахуются от того, должна ли «голубая звезда» в их конкретной паре быть белым карликом:

[T] он наблюдал, что светимость голубой звезды в основном обусловлена ​​энергией, выделяемой аккрецированным материалом. Эта точка зрения подкрепляется также тем фактом, что голубая звезда занимает своеобразное положение на диаграмме ЧСС. Лежит 10,5 виз. магнето ниже основной последовательности, но около 4 мег. выше самых ярких белых карликов, чья эффективная температура превышает примерно 8000 ° К. Если синяя звезда по существу не вырождена, можно легко показать, что малый радиус подразумевает такую ​​высокую внутреннюю температуру, что рассеяние электронов является основным источником непрозрачности. , Простой расчет, основанный на стандартной модели, дает светимость 8 мег. ярче, чем наблюдается.

Другими словами, Кроуфорд и Крафт не выходят и не говорят «определенно WD», но если это невырожденная звезда, это очень странная звезда. Более современные наблюдения новых звезд сравниваются с детальными моделями динамики поверхностной динамики, моделями, которые активно обсуждались на протяжении десятилетий ; текущее поколение сравнений с данными чувствительно к таким деталям, как количество гелия, накапливающегося на поверхности белого карлика во время события нова. Кажется маловероятным, что такие детали могли бы даже приблизиться, если бы основные предположения об основной физике вспыхивающей звезды были неверными.

Обратите внимание, что классическая система новых звезд может рассматриваться как тип контактной двойной звезды . Для любой разумной оценки размера гигантской звезды расстояние в 10 а.е. между двумя членами пары кажется слишком большой оценкой. Десять астрономических единиц разделения, видимых с расстояния 50 парсек, - это уже разрыв в 0,1 секунды дуги. Я не ожидал бы увидеть фотографии в видимом свете, показывающие как гигантскую звезду, так и белого карлика, но скорее, что вся информация о двойных системах поступает из спектроскопии .

Я подозреваю, что реальным ключом было то, что наблюдения за «постновыми» - классическими новыми после вспышки новой звезды, когда свет от самой вспышки уже давно не заслонял свет от базовой системы - часто демонстрировали четкие характеристики двойных звезд. Это принимало форму периодических провалов в кривой блеска, наводящих на размышления о затмениях, или прямых спектроскопических свидетельствах двойного движения, или обоих.

Это обсуждается со ссылками (включая ссылку на Кроуфорда и Крафта 1956 года, которую грабитель упоминает в своем ответе) в разделе 2.2 обзорной статьи 1978 года, опубликованной Gallagher & Starrfield в « Ежегодных обзорах астрономии и астрофизики» . В Разделе 2.4 обсуждаются некоторые из имеющихся тогда свидетельств того, что праймериз аккрецирует белых карликов.

(Если вы еще не знаете об этом, просмотрите статьи в Ann.Rev.A & A, которые часто являются хорошим местом для поиска ответов на подобные вопросы. Иногда более ранние статьи лучше подходят для определенных вопросов, потому что они ближе по времени к когда люди еще что-то выясняют, и поэтому они более подробно рассматривают ранние свидетельства, чем в последующей статье.)