Nowe karłowate (DN)

Nowe karłowate to gwiazdy charakteryzujące się rozbłyskami, które przypominają miniaturowe wybuchy gwiazd nowych powrotnych. Typowa amplituda takich wybuchów jest rzędu 2-5 mag, choć istnieją pewne wyjątki (np. WZ Sge), u których obserwuje się pojaśnienie o 7-9 magnitudo. Okres czasu upływający pomiędzy kolejnymi wybuchami waha się od

dni do dziesiątków lat, z dobrze określoną skalą czasu dla każdego obiektu. Czas trwania przeciętnego wybuchu wynosi 2-20 dni, przy czym wielkość ta jest ściśle związana z przedziałem czasu upływającym pomiędzy kolejnymi wybuchami. Mechanizm wybuchów nowych karłowatych jest obecnie tłumaczony tzw. modelem niestabilności dysku, zgodnie z którym obserwowane wybuchy są wynikiem nierównomiernej akrecji masy na białego karła. Przyjmuje się, że choć tempo przepływu masy pomiędzy gwiazdami jest stałe, to w dysku istnieje mechanizm, który chwilowo magazynuje napływającą materię. Wraz ze wzrostem masy dysku rośnie jego temperatura oraz gęstość powierzchniowa. W pewnym momencie, wskutek niestabilności termicznej w dysku, następuje nagłe zrzucenie nagromadzonej materii na białego karła, co obserwujemy jako wybuch nowej karłowatej.

**Rysunek:** Schematyczny podział nowych karłowatych.

Wyróżnia się trzy główne typy nowych karłowatych, wyodrębnione na podstawie morfologii krzywych blasku w czasie wybuchu (Rys. 4).

Gwiazdy typu Z Camelopardalis - są nowymi karłowatymi wybuchającymi co 10-30 dni i mającymi okresy orbitalne dłuższe niż 3 godziny. W nieregularnych odstępach czasu jasność tego typu gwiazd nie powraca po wybuchu do minimum: zamiast tego zatrzymuje się na średnim poziomie, w którym pozostaje przez kilka miesięcy lub nawet lat, wykazując w tym czasie tylko mniejsze fluktuacje. Stan ten, określany jako zastój (ang. standstill), zawsze kończy się powrotem jasności do minimum, po czym następuje kolejny okres aktywności, czyli kolejne wybuchy.
Gwiazdy typu SU UMa - charakteryzują się tym iż wykazują dwa różne rodzaje wybuchów: (a) częste, lecz krótkie erupcje powtarzające się co 15-40 dni i trwające jedynie kilka dni; oraz (b) rzadsze, lecz dłużej trwające (10-20 dni) tzw. superwybuchy, które powtarzają się w okresach od pół do kilku lat. Superwybuchy są również jaśniejsze od normalnych wybuchów o około 1 mag. Krótko po osiągnięciu maksimum superwybuchu, gwiazda wytwarza tzw. supergarby (ang. superhumps), czyli okresowe struktury w krzywej blasku, które występują z okresem dłuższym o 3-5% od okresu orbitalnego . Występowanie supergarbów nie jest ograniczone nachyleniem układu (tak, jak ma to miejsce w przypadku garbów orbitalnych): obserwuje się je w układach o każdym możliwym nachyleniu. W ogólności, gwiazdy SU UMa mają krótsze okresy orbitalne ( ) niż pozostałe nowe karłowate. Spośród układów typu SU UMa wyodrębnia się niekiedy dwie podgrupy: gwiazdy typu ER UMa oraz typu WZ Sge, które charakteryzują się odpowiednio bardzo krótkim i bardzo długim supercyklem, tj. odstępem czasu pomiędzy kolejnymi superwybuchami.
Gwiazdy typu U Gem - (niekiedy zwane gwiazdami typu SS Cyg) to nowe karłowate, które nie wykazują cech właściwych dla powyższych dwu typów. Gwiazdy U Gem mają okresy orbitalne dłuższe niż 3 godziny a ich wybuchy, trwające około 3-10 dni, następują zwykle co 30-100 dni.