Pozostałość Nova - Nova remnant
Pozostałość po nowej składa się z materiału albo pozostawione przez nagły wybuch materiału wybuchowego fuzji klasyczną Novae , lub z wielu wyrzutów przez nawracające Novae. W ciągu swojego krótkiego życia powłoki nowej wykazują prędkości ekspansji około 1000 km/s, których słabe mgławice są zwykle oświetlane przez ich protoplastów poprzez echa świetlne, jak obserwowane w sferycznej powłoce Nova Persei 1901 lub energiach pozostających w rozszerzających się bańkach, takich jak T. Pixidis .
Formularz
Większość nowych wymaga ciasnego układu podwójnego, z białym karłem i ciągiem głównym, podolbrzymem lub czerwonym olbrzymem lub połączeniem dwóch czerwonych karłów, więc prawdopodobnie wszystkie pozostałości nowej muszą być powiązane z układami podwójnymi. Teoretycznie oznacza to, że na kształty mgławic mogą mieć wpływ ich centralne gwiazdy prekursorowe oraz ilość materii wyrzucanej przez nowe. Kształty tych mgławic nowej są bardzo interesujące dla współczesnych astrofizyków.
W porównaniu z pozostałościami po supernowych lub mgławicami planetarnymi, pozostałości po Nova generują znacznie mniej energii i masy. Można je obserwować być może przez kilka stuleci. Warto zauważyć, że w przypadku nowych nowych znaleziono więcej pozostałości nowych dzięki ulepszonej technologii obrazowania, takiej jak CCD i przy innych długościach fal. Przykłady nowych prezentujących muszle lub pozostałości mgławic obejmują:
Zobacz też
Bibliografia
Zewnętrzne linki
- "T Pyxidis" . Strona Hubble'a . Pozostałość Nova. 1997.
- „Systemy podwójnej gwiazdy krążą między dużymi i małymi wybuchami” . Obserwatoria Carnegie . Zarchiwizowane od oryginału w dniu 8 sierpnia 2008 r.
- "Tabela porównawcza Nova Remnant" . U. Ottawa . Zarchiwizowane z oryginału w dniu 5 lipca 2006 r.
- „Nowa pozostałość” . U. Ottawa . Zarchiwizowane z oryginału w dniu 5 lipca 2006 r.