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Resto de nova

GK Persei : Nova de 1901 - remanente

Un remanente de nova está formado por el material que queda después de una erupción de fusión explosiva repentina de novas clásicas o por múltiples eyecciones de novas recurrentes. Durante sus cortas vidas, las capas de nova muestran velocidades de expansión de alrededor de 1000 km/s, [1] cuyas nebulosidades débiles suelen estar iluminadas por sus estrellas progenitoras a través de ecos de luz , como se observa en la capa esférica [1] de Nova Persei 1901 [2] o las energías que quedan en las burbujas en expansión como T Pyxidis . [3]

Forma

Nova T Pyxidis – remanente

La mayoría de las novas requieren un sistema binario cercano, con una enana blanca y una estrella de secuencia principal, subgigante o gigante roja, o la fusión de dos enanas rojas, por lo que probablemente todos los remanentes de novas deben estar asociados con sistemas binarios. [4] Esto significa teóricamente que estas formas de nebulosas podrían verse afectadas por sus estrellas progenitoras centrales y la cantidad de materia expulsada por las novas. [1] Las formas de estas nebulosas novas son de mucho interés para los astrofísicos modernos. [1] [4]

Los remanentes de novas, en comparación con los remanentes de supernovas o nebulosas planetarias, generan mucho menos energía y masa. Pueden observarse durante quizás algunos siglos. [1] Cabe destacar que se han encontrado más remanentes de novas con las nuevas novas, debido a la mejora de la tecnología de imágenes, como CCD y en otras longitudes de onda. Algunos ejemplos de novas que muestran capas o remanentes de nebulosas incluyen los siguientes: [1]

Véase también

Referencias

  1. ^ abcdef Lloyd, HM; O'Brien, TJ; Bode, MF (1997). "Formación de remanentes de nova por movimiento binario" (PDF) . Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 284 (1): 137–147. Bibcode :1997MNRAS.284..137L. doi : 10.1093/mnras/284.1.137 .
  2. ^ Liimets, T.; Corradi, RLM; Santander-García, M.; Villaver, E.; Rodríguez-Gil, P.; Verro, K.; Kolka, I. (2014). Un estudio dinámico del remanente de nova de GK Persei / stella novae: décadas pasadas y futuras . Novas estelares: décadas pasadas y futuras. Serie de conferencias de la ASP. Vol. 490. págs. 109–115. arXiv : 1310.4488 . Código Bibliográfico :2014ASPC..490..109L.
  3. ^ Ogley, RN; Chaty, S.; Crocker, M.; Eyres, SPS; Kenworthy, MA; Richards, AMS; Rodríguez, LF; Stirling, AM (abril de 2002). "Una búsqueda de emisión de radio de fuentes de rayos X supersuaves galácticos". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 330 (4): 772–777. arXiv : astro-ph/0111120 . Bibcode :2002MNRAS.330..772O. doi : 10.1046/j.1365-8711.2002.05130.x . S2CID  3047485.
  4. ^ ab Bode, MF (2002). La evolución de los remanentes de novas . Conferencia internacional sobre explosiones de novas clásicas. Actas de la conferencia AIP. Vol. 637. págs. 497–508. arXiv : astro-ph/0211437 . Código Bibliográfico :2002AIPC..637..497B. doi :10.1063/1.1518252.

Enlaces externos