Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Кіріспе
Қазалы өзгермелі жұлдыз, жақын қос жұлдыздық жүйеден тұрады. novae) немесе U Geminorum айнымалысы - бірнеше түрдегі апатты айнымалы жұлдыздардың бірі, оның құрамына жақын қос жұлдыздық жүйе кіреді. Қарапайым жаңа жұлдыздар "классикалық" жаңа жұлдыздарға қарағанда әлсіреген және жиі қайталанатын болады.
Cataclysmic variable star, consisting of a close binary star system
A dwarf nova (pl. novae), or U Geminorum variable, is one of several types of cataclysmic variable star, consisting of a close binary star system in which one of the components is a white dwarf that accretes matter from its companion. Dwarf novae are dimmer and repeat more frequently than "classical" novae.
Шолу
Алғашқы рет 1855 жылы U Geminorum байқалды; алайда, механизм 1974 жылға дейін белгілі болмады, ол кезде Брайан Уорнер жаңаның аккреция дискінің жарықтылығының артуына байланысты екенін көрсетті. Олар классикалық новаларға ұқсас, өйткені ақ жұлдыздар мерзімді жарылыстарға қатысады, бірақ механизмдері әртүрлі. Классикалық новалар негізгі элементтің бетінде аккреттелген сутегінің қосылуы мен детонациясынан пайда болады. Қазіргі теория бойынша, карлик жаңалықтар аккрециялы дисктегі тұрақсыздықтан пайда болады, бұл дисктегі газ тұтқырлықтың өзгеруіне әкелетін критикалық температураға жетіп, диск арқылы масса ағынының уақытша өсуіне әкеледі, бұл бүкіл дискті қыздырады және сондықтан оның жарықтылығын арттырады. Донор жұлдызынан массаның ауысуы диск арқылы ағыны көбейгеннен аз, сондықтан диск ақырында критикалық температурадан төмен түсіп, салқын, көмескі күйге оралады. Карлик нобалар классикалық нобалардан басқаша ерекшеленеді; олардың жарықтығы төмен, және олар әдетте бірнеше күннен онжылдықтарға дейінгі масштабта қайталанады. SS Cygni жұлдыздары (UGSS), олар 12 күн ішінде 26 магнит В-ға жарықтылығын арттырады және бірнеше күн ішінде бастапқы жарықтығына қайта оралады. SU Ursae Majoris жұлдыздары (UGSU), олар әдеттегі жарылыстардан басқа, жарық және ұзақ "супермаксима" жарылыстары немесе "супер жарылыстары" бар. SU Ursae Majoris жұлдызының түрлеріне ER Ursae Majoris жұлдыздары мен WZ Sagittae жұлдыздары (UGWZ) жатады. Z Camelopardalis жұлдыздары (UGZ), олар өздерінің ең жоғарғы деңгейінен төмен белгілі бір жарықтықта уақытша "тоқтап" тұрады; бұл мінез-құлық "тоқтап" деп аталады. Олар карлик жаңалықтар мен тұрақты жаңалықтар сияқты айнымалылар кластарының арасындағы шекараны алып жатыр деп түсіндіріледі. Үлкен жарылыстардан басқа кейбір карлик жаңалар "супер-капсырмалар" деп аталатын мерзімді жарықтандыруды көрсетеді. Олар аккрециялық дисктің айналуы бинарлық орбиталық кезеңмен үндескенде деформациялануынан пайда болады.
The first one to be observed was U Geminorum in 1855; however, the mechanism was not known until 1974, when Brian Warner showed that the nova is due to the increase of the luminosity of the accretion disk. They are similar to classical novae in that the white dwarf is involved in periodic outbursts, but the mechanisms are different. Classical novae result from the fusion and detonation of accreted hydrogen on the primary's surface. Current theory suggests that dwarf novae result from instability in the accretion disk, when gas in the disk reaches a critical temperature that causes a change in viscosity, resulting in a temporary increase in mass flow through the disc, which heats the whole disc and hence increases its luminosity. The mass transfer from the donor star is less than this increased flow through the disc, so the disc will eventually drop back below the critical temperature and revert to a cooler, duller mode. Dwarf novae are distinct from classical novae in other ways; their luminosity is lower, and they are typically recurrent on a scale from days to decades. SS Cygni stars (UGSS), which increase in brightness by 2 6 mag in V in 1–2 days, and return to their original brightnesses in several subsequent days. SU Ursae Majoris stars (UGSU), which have brighter and longer "supermaxima" outbursts, or "super outbursts," in addition to normal outbursts. Varieties of SU Ursae Majoris star include ER Ursae Majoris stars and WZ Sagittae stars (UGWZ). Z Camelopardalis stars (UGZ), which temporarily "halt" at a particular brightness below their peak; a behavior termed a "standstill". They are interpreted as occupying the border between the classes of dwarf nova and the more stable nova like variables. In addition to the large outbursts, some dwarf novae show periodic brightening known as “superhumps”. They are caused by deformations of the accretion disk when its rotation is in resonance with the orbital period of the binary.