Nous savons ce qu'est une nova, mais comment?

Je travaille avec des astrophysiciens et j'ai besoin d'une connaissance de base de nombreuses sources astronomiques, mais les priorités de recherche exigent souvent que la plupart des connaissances humaines sur un sujet soient considérées comme acquises.

Je fais actuellement des recherches sur des novae galactiques , et je trouve pertinent de résumer brièvement leur histoire lorsque je présente mes recherches à certains publics. Malheureusement, je ne trouve aucun document source décrivant comment nous connaissons un aspect clé des événements: qu'ils sont un nain blanc accrétant dans un binaire stellaire. Ce fait semble être si bien fondé qu'aucun article scientifique ne se sent obligé de le citer lorsqu'il est énoncé, mais les ressources de base comme l'encyclopédie astronomique ne font également aucune référence que j'ai vu.

Comment savons-nous que les novae sont des systèmes binaires?

Par exemple, les observations de suivi ont-elles clairement identifié la naine blanche et son compagnon? Ou est-ce que d'autres mesures astronomiques confirment fortement cette hypothèse binaire (et la rendent tout sauf évidente)? Je m'excuse si c'est aussi simple que "quelqu'un a regardé à travers un télescope, et c'était assez évident" - d'après mon expérience, aucune révélation en astrophysique n'est presque aussi simple, mais cela pourrait certainement être le cas.

Après une référence à Darley et al., ApJ 746 , 61 (2012) de votre lien Wikipedia donne une discussion (très technique) sur les progéniteurs nova, y compris les distinctions entre les systèmes nova où les étoiles secondaires sont la séquence principale ou les étoiles supergéantes, et les distinctions entre nains blancs avec différentes chimies. La première phrase de ce document est

Une explosion de nova (CN) classique se produit dans un système binaire en interaction comprenant une naine blanche (WD, la principale) et généralement une étoile de la séquence principale (MS) de type tardif (la secondaire) qui remplit son lobe de Roche ( Crawford & Kraft, 1956 ).

Cela suggère que le document de 1956 est la proposition originale pour le modèle de débordement Roche de la nova classique. Comme beaucoup de papiers d'idées originales, c'est une lecture assez claire. Mais pour votre question, Crawford et Kraft semblent se demander si «l'étoile bleue» de leur paire particulière doit être une naine blanche:

[L] a luminosité observée de l'étoile bleue est essentiellement due à l'énergie libérée par le matériau accrété. Cette vue est également renforcée par le fait que l'étoile bleue occupe une position particulière dans le diagramme HR. Il se situe à 10,5 vis. mag. en dessous de la séquence principale mais environ 4 mag. au-dessus des naines blanches les plus lumineuses, dont la température effective dépasse d'environ 8000 ° K. . Un calcul simple basé sur le modèle standard donne alors une luminosité de 8 mag. plus lumineux que ce qui est observé.

En d'autres termes, Crawford et Kraft ne sortent pas et ne disent pas "définitivement un WD", mais si c'est une étoile non dégénérée, c'est très étrange. Des observations plus modernes de novae sont comparées à des modèles détaillés de la dynamique de la dynamique de surface, modèles qui ont été débattus vigoureusement pendant des décennies ; la génération actuelle de comparaisons avec les données est sensible à des détails comme la quantité d'hélium qui s'accumule à la surface de la naine blanche pendant l'événement nova. Il semble peu probable que de tels détails puissent même se rapprocher si les hypothèses sous-jacentes sur la physique de base de l'étoile en éruption étaient fausses.

Notez qu'un système nova classique peut être considéré comme un type d' étoile binaire de contact . Pour toute estimation raisonnable de la taille de l'étoile géante, une distance de 10 UA entre les deux membres de la paire semble être une estimation trop grande. Dix unités astronomiques de séparation vues à une distance de 50 parsecs représentent déjà un écart de 0,1 seconde d'arc. Je ne m'attendrais pas à voir des photographies en lumière visible montrant à la fois l'étoile géante et la naine blanche, mais plutôt que toutes les informations sur les systèmes binaires proviennent de la spectroscopie .

La vraie clé, je suppose, était que les observations de "postnovae" - novae classiques après l'explosion de la nova, lorsque la lumière de l'explosion elle-même n'obscurcissait plus longtemps la lumière du système sous-jacent - montraient souvent des caractéristiques claires des étoiles binaires. Cela a pris la forme de creux périodiques dans la courbe de lumière, suggérant des éclipses, ou des preuves spectroscopiques directes de mouvement binaire, ou les deux.

Ceci est discuté, avec des références (y compris la référence Crawford & Kraft 1956 que Rob mentionne dans sa réponse), dans la section 2.2 de l' article de revue de 1978 de Gallagher & Starrfield dans Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics . La section 2.4 examine certaines des preuves alors disponibles pour les primaires qui sont des naines blanches en accrétion.

(Si vous n'êtes pas déjà au courant, les articles de revue dans Ann.Rev.A & A sont souvent un bon endroit pour chercher des réponses à des questions comme celle-ci. Parfois, les articles précédents sont meilleurs pour certaines questions, car ils sont plus proches à temps de quand les gens étaient encore en train de comprendre les choses, et donc ils passent en revue les premières preuves plus en détail que ne le ferait un article ultérieur.)