Системи от звезди

2. АСТЕРИЗЪМ

Много често оприличават този звезден куп на закачалка. Той е толкова пръснат, че дълго време се е спорело дали наистина звездите му са близо в пространството или само са близо една до друга на небето, т.н. астеризъм. Последните измервания на пространствените скорости на звездите показаха, че тази група, наричана Коландер 399 наистина е астеризъм. Тя обаче е ефектна и заема площ от порядъка на пълната Луна на небето. Намира се в съзвездието Малка лисица. До десния ъгъл на групата е разсеяният звезден куп NGC 6802.
3.

Класически пример за такива оптично-двойни звезди са Мицар и Алкор от съзвездието Голяма мечка. Днес този пример е свързан с оптично-двойните звезди по-скоро исторически. Юношите трябвало да ги виждат, за да станат бойци. Може би с този тест за нормално зрение е свързано тълкуването на имената – средната ярка звезда от опашката на Голямата мечка ζ Мицар от 2,07 зв. в. и спектрален клас А2V е “кон”, а по-слабата над нея Алкор от 3,95 зв.в. и спектрален клас А5V, отстояща видимо на 12 дъгови минути – “ездач”. Имената и на двете звезди обаче са арабски и са стигнали до нас някъде от Средните векове. Мицар /Мизар/ се превежда като “средна част” /в случая - на опашката на Голямата мечка/ и още като “свод” - място, където е извивката на “дръжката на черпака” или неестествено дългата меча опашка, а Алкор на арабски е “черен кон”.

ВИЗУАЛНО-ДВОЙНИ ЗВЕЗДИ

Дори и любителски телескоп показва Мицар двоен – компонентите Мицар А от 2,4 зв.в и Мицар В от 4 зв.в. отстоят на 14 дъгови секунди една от друга. Това може да ни послужи да определим големината на зрителното поле на нашия телескоп. Мицар е визуално-двойна звезда.

ШИРОКИ ДВОЙКИ

Освен, че Мицар видимо се разделя на компоненти Мицар А и Мицар В в неголям телескоп, оказва се че самите компоненти са спектрално двойни. Т.е. Мицар е система от 4 звезди.

От друга страна, Алкор също е спектрално-двойна звезда. Двойката звезди, наречена Алкор обикаля около системата Мицар на голямо разстояние от порядъка на повече от 1000 години.

Разстоянието до Мицар е 78 св.г., а до Алкор – 81 св.г.

В парсеци разстоянието до Мицар и Алкор спрямо нас е 27 пс. – сравнително немного и затова на нашето небе тези звездни системи се открояват на цели 12 дъгови минути една от друга.
4.Тесни двойни системи или спектрално двойни звезди

Разстоянията между компонентите в такива звездни системи са сравними с размерите на самите звезди. По никакъв друг начин не може да се установи дали това са системи освен по раздвояване на спектралните им линии , затова се наричат още спектрално двойни. Когато едната звезда при орбиталното си движение се отдалечава спрямо нас като наблюдатели, спектърът й като цяло “почервенява” съгласно ефекта на Доплер и “посинява”, когато се движи към нас. Тогава линии от спектъра на системата се раздвояват и това е сигурен признак, че се наблюдава не единична звезда, а тясна звездна система.

Също така сложна, състояща се 6 звезди е системата, наречена Кастор – Алфата от съзвездието Близнаци.

Двата бяло-сини компонента А и В са с яркост 1,9 и 2 зв.в. и са на ъглово разстояние един от друг на 3,5 дъгови секунди. Въртят се около общ център на масите с период от 420 години на разстояние една от друга 100 а.е., като разстоянието между тях все повече ще нараства, достигайки максимално отдалечение през 2085 година – 7,3 дъгови сек.

Кастор все повече ще се откроява дори и в неголям телескоп като двоен. Третата компонента на системата е на цели минута и 12 дъгови секунди ъглово отстояние от останалите и е отбелязана като звездичка от 9 зв.в. с обозначението УУ Близнаци. Впоследствие се оказва, че спада към системата на Кастор. Тя е на разстояние от останалите компоненти 1000 а.е. Орбиталният период около центъра на масите в системата на тази компонента възлиза на 1 000 години. Освен това оказва се, че всяка от компонентите на Кастор е спектрално-двойна звезда, с периоди на въртене една около друга съответно 9,2; 2,9 и 0,8 денонощия.

Как би изглеждало небе с 4 слънца? Може би така изглежда небето на планети около звездата HD 98800, която е кратна звездна система на разстояние 150 св.г. от Земята. Две по две звездите образуват тесни зведни системи и едната е обкръжена с прахов диск.Изображенията на инфрачервения космически телескоп „Спитцер” обаче показват процепи в праховия диск, което може да се обясни с наличието на планети, които не са открити по друг начин засега. Една от планетите може дори да е с размерите на Марс.

7.

Известната Полярна звезда от Малка мечка също е визуално-двойна. Компонентите й отстоят един от друг на 18 дъгови секунди. Главната по-ярка звезда е Киносура /дойката на Зевс/ и е от 2,02 зв.в и спектрален клас F8 Ib.

Полярната звезда всъщност е тройна звездна система, както се изясни наскоро. Системата се състои от свръхгигант, 2 000 пъти по-ярък от Слънцето – Polaris A. Другата звезда Polaris B може лесно да се види с неголям телескоп, но джуджето-компаньон на централната звезда, наречено Polaris Ab е толкова близо до гиганта, че бе фотографирано едва сега. Орбиталният период на джуджето трае 30 години, но предстои изучаване на елементите на орбитата.

С подобрените възможности на космическия телескоп “Хъбъл” стана възможно да се получи снимка на втория компаньон на Полярната звезда, който е джудже.

Освен всичко друго Полярната е една от най-близките звезди – на 430 св.г. и е Цефеида – ориентир за разстояния.
10.

Динамиката на звездите в звездна система. Рядко едната звезда се върти около другата главна звезда като неин спътник. По-често двете компоненти на системата се въртят около общ център на масите.

Орбити на звезда-спътник около главната звезда

Орбитата на системата Алфа Центавър.

Ярките звезди А и В в системата Алфа Центавър образуват тясна двойка звезди. Те са на разстояние от само 23 пъти повече от разстоянието между Земята и Слънцето, което е малко повече, отколкото от Слънцето до Уран. Звездата А от Алфа Центавър се нарича още Ригел Центавър и тя е най-ярката в системата. Много прилича на нашето Слънце. За съжаление тази най-близка звездна система не се вижда от северното полукълбо. Иначе е третата по яркост звезда на южното небе. Проксима обче, която почти се слива със звездния фон е известна едва от 1915 г. Именно тя е най-близо до нас – 4,22 св.г.

Звездата Проксима /в превод – най-близка/ и Алфа от Центавър е широка двойка, всъщност тройна звездна система. Разстоянието между Проксима и двете звезди на Алфа Центавър в пространството възлиза едва на 10 000 а.е., но поради близостта си до нас /само 4,6 св.г./ те са на цели 2 градуса ъглово отстояние на небето ни.

15.

Дори неголям телескоп показва втората по яркост звезда от съзвездието Лебед – Бета, наречена Албирео като двойна звезда. Двете й звезди са на ъглово разстояние една от друга 34 дъгови секунди и се различават видимо по цвят. По-ярката жълта звезда е от 3 зв.в., спектрален клас К 3 и от своя страна също е двойна. Звездите й обаче са неразличими в телескоп. Астрометричният спътник “Хипаркос” установи точното разстояние до всяка от видимите компоненти на Албирео, които явно можем да причислим към така наречените широки двойки звезди. Разстоянието до жълтата компонента е 350 св. г., а до синия гигант от спектрален клас В 8 – 410 св. г. Орбиталният период на тази широка двойка звезди се оказва, че е от порядъка на 100 000 години.

Сириус е най-ярката звезда на цялото небе и една от най-близките - на разстояние 8,6 св. години

Намира се в съзвездието Голямо куче, близо до Орион и има най-добра видимост от нас през есента и зимата .

Космическият телескоп “Хъбъл” получи това ясно изображение на най-ярката звезда на небето Сириус. Екранираната яркост на ярката гигантска звезда Сириус А дава възможност добре да се различи неярката компонента Сириус В в тази тясна звездна система, която е бяло джудже, в каквото ще се превърне и Слънцето в края на своя живот. Качеството на изображението позволява да се уточнят характеристиките на бялото джудже – размери като земните – 12 000 км; плътност 10 000 пъти повече от Сириус А; околослънчева маса - 98% маси на Слънцето; температура на повърхността 25 000° С.

Двете компоненти обикалят една около друга с период от 50 години.
19.

Лятното ни небе има други достойни представители на интересните звездни системи. Втората по яркост звезда от съзвездието Персей е окото на чудовището Медуза, победено от легендарния герой Персей. Но окото и досега примигва. Алгол е Дяволска звезда.

Алгол е представител на цял клас звездни системи, наречени затъмнително променливи звезди.

Равнината на орбитата на звездата-спътник съвпада със зрителния лъч и имаме възможност да наблюдаваме звездни затъмнения.

По кривата на блясъка – изменение на блясъка с времето, може да се направи модел на конкретната звездна система.
22.

Спад в блясъка на системата се наблюдава в случай, че звездата-спътник е на една права пред или зад главната звезда. По-дълбокият, първичен минимум в кривата на блясъка е, когато звездата-спътник е пред главната звезда – това е моментът на главното затъмнение и от него е прието да се отчита продължителността на периода на променливо-двойните звезди. По-плиткият минимум съответства на положението наблюдател - главна звезда - спътник. Когато двете звезди са една до друга блясъкът на системата е максимален. Получавайки крива на блясъка на затъмнително-двойната звезда, може да се определи орбиталния период на звездата-спътник и елементите на орбитата й.

Кривата на блясъка дава информация за самите звезди – сравнителните им размери и формата, а също - дали равнината на орбитата на звездата-спътник е точно по зрителния лъч или тя минава малко под или над видимия център на главната звезда.
23.

Компонентата Алгол А е от спектрален клас В 8 с радиус 3 пъти и маса 5 пъти повече от слънчевите, а Алгол В е от спектрален клас К 0 с радиус 3,2 пъти повече от слънчевия, но с неговата маса. Като по-малко масивна звезда Алгол В обикаля около почти колкото нея по размери, но 3 пъти по-масивната главна звезда Алгол А с орбитален период от почти 3 денонощия – 2,867 д. Блясъкът на системата се изменя с 1,2 зв. в. /от 2,2 зв.в. в максимум до 3,4 зв.в. главния минимум/, което е чувствително забележимо с просто око.

Досега подробно можехме да разгледаме само магнитното поле на Слънцето. Благодарение на междуконтиненталната система радиотелескопи VLBA и VLA, както и с приборите в САЩ и Германия. астрономите от Университета на Айова успяха да открият гигантска магнитна линия, простираща се от едната звезда в системата на Алгол.

Затъмнително променливата звездната система с период от 3 дена е на 93 св.г. , звездите са на разстояние 5,8 млн. км или само 6% от разстоянието Земя-Слънце.
25.

Откритата от специалистите магнитна линия излиза от полюса на по-малко масивната звезда по посока на основната с около 3 слънчеви маси. Двете звезди се въртят синхронно една около друга или те винаги са обърнати с едната си страна към съседката си.

Освен това тя все още е доста загадъчна. Оказа се, че има и трета компонента в тази звездна система – Алгол С е от спектрален клас F 2 , почти колкото Слънцето голяма и тежка – 1,2 слънчеви радиуса и 1,3 слънчеви маси. Върти се около общия център на масите с период 1,873 години. Така че Алгол може да се причисли и към визуално кратните звездни системи. Има съмнение за наличие и на 4-та компонента с маса 3,8 маси на Слънцето.

Местоположението на RZ Касиопея.

RZ Cas е класическа затъмнително-променлива тип Алгол с гореща компонента от спектрален клас A2.8V и студена малка звезда в крайните стадии на еволюцията си. Тази звездна система е много активна и интересна за изследване.

http://www.popastro.com/sections/vs/observing_notes.htm

Достатъчно ярка е и е достъпна дори за наблюдения с бинокъл. Това, че се намира в околополюсното съзвездие Касиопея, я прави достъпна почти целогодишно за любителите на астрономията от северното земно полукълбо – 10-тина месеца през годината височината над хоризонта от 60-70° я прави предпочитан за наблюдение обект.
30.

RZ Cas е една от най-наблюдаваните късопериодични затъмнително променливи звезди.

Американската асоциация за наблюдение на променливи звезди от любители-астрономи, AAVSO, регистрира до 15 добре изразени дълбоки минимума всеки сезон. Тази звездна система е особено благодатна за начинаещи наблюдатели и достъпна за любителски телескопи за визуални наблюдения.

Звездната величина се мени с 1,5 – от 6,2 до 7, 7.

Понякога се наблюдават аномалии в активността й, които търсят обяснение. Затова тази звездна система е една от мониторинговите в програмите на международните организации за наблюдение на променливи звезди.

ДВОЙНА ЗВЕЗДНА СИСТЕМА ОТ КАФЯВИ ДЖУДЖЕТА

За първи път бяха получени с точност масите на компонентите на тази система кафяви джуджета, което позволи да се уточни долната граница на тази характеристика, която теоретично е 7,5% от масата на Слънцето, под която вече би трябвало да става дума за планета. Едното от кафявите джудже е ултрастудено и е с маса едва 8,5% от тази на Слънцето. Тази тясна двойка кафяви джуджета, намиращи се едно от друго на само 2,5 пъти разстоянието Земя-Слънце, бе открита през 2000 г.от космическия телескоп "“Хъбъл" около звездата, обозначена като 2MASSW J0746425+2000321, благодарение на удивителната му разделителна способност.

33.

Структура на неутронната звезда – огромна капка квантова течност.

През декември 2004 г. до Слънчевата система достигна плътна вълна от далечно насочено гама-излъчване с диаметър на снопа само 3 пъти земните размери. То бе регистрирано от спътници и отразено от Луната. Източникът му бе избухване на магнетара към галактичния център SGR (Soft Gamma Repeater) 1806-20. Той излъчва редки непериодични снопове меки гама-лъчи, сред които декемврийският бе най-мощен. По краткостта на избухванията се съди, че те идват именно от магнетари, а не от далечни Сръхнови - GRB, чиито гама-лъчения са по-продължителни.

На илюстрацията е серия от рисунки, изобразяващи взривен процес в начален стадий на SGR. Вижда се как бързодвижещата се вълна на излъчването се отдалечава от центъра на магнетара. Възможно е, връзката между SGR и GRB да стане по явна с натрупване на наблюдателен материал от спътника “Суифт”.
36.

Това е централната област на Галактиката в инфрачервени лъчи. Отбелязани са местата на най-силните магнити в Галактиката – магнетарите. Това са космически електростанции, класифицирани от наблюдателите като повторяеми гама избухвания (SGR) и аномални рентгенови пулсари (AXP). Всъщност, това са неутронни звезди с големината на град, но докато земното магнитно поле е средно 1 Гаус /10*0/, а полученото в земните лаборатории най-силно магнитно поле е 100 000 /10*5/ Гауса, то магнитното поле на тези звезди е 10*14 Гауса.

Такава магнитна сила, действаща от половин разстояние Земя-Луна, веднага ще изтрие информацията на вашата дискета и ще измъкне ръката, с която я държите от собствения ви джоб.

През 1998 г. магнетара SGR 1900+14 обля земното пространство с меко гама-излъчване от разстояние 20 000 св.г. и това бе регистрирано от много орбитални спътници. Измениха се и характеристиките на земната йоносфера.

Източник на такива гама-избухвания е мощното магнитно поле на неутронните звезди, което поражда деформации и сътресения на повърхността им.
37.

Австралийски астрономи потвърдиха, че на повърхността на неутронните звезди могат да съществуват устойчиви планини, които при въртенето на звездата трябва да генерират гравитационни вълни. С помощта на компютърно моделиране астрономите показаха, че неенородностите, възникващи на повърхността на неутронната звезда, които привличат материята от обикновената зевзда-компаньон, могат да се окажат устойчиви. Поради въздействието на магнитното поле на неутронната звезда, на нейните магнитни полюси могат да се образуват планини с височина от 10 см до метър и основа до 3 км, способни да противостоят на гравитацията. Тъй като магнитните полюси на звездата не съвпадат с оста на въртене обикновено, планината ще циркулира при въртенето на звездата и поради огромната си маса, ще поражда гравитационни вълни.

Най-мощните от всички известни космически взривове остават загадка, макар че откритието им датира отпреди 30 години. Сега е ясно, че те могат да се пораждат от обекти с различна природа.

Стана ясно, че дългите гама-избухвания от няколко секунди до минути възникват в сините области на галактиките, където има активно звездообразуване. Младите масивни звезди, завършващи живота си, често избухват като Свръхнови в тези области.

През последните няколко месеца стана ясно къде стават късите гама-избухвания, продължаващи по-малко от секунда – в тесни системи, когато неутронна звезда се сблъсква с друга неутронна звезда или с черна дупка. Такива сблъсъци стават и в райони, където звездообразуването отдавна е приключило.

На картината е изобразена именно такава двойка неутронни звезди, които, въртейки се по смъртоносната спирала на своите орбити, ще се сблъскат и ще станат източник на късо гама-избухване.
39.

Епсилон Колар е от 3 зв.в. и добре се вижда с просто око..

Още през 1821 г. немският астроном Йохан Фриц забелязва промени в нейната яркост. Известно е, че това е затъмнително двойна звезда с период от 27 години.
40.

Интересното е, че минимумът в блясъка на Епсилон Колар е цели 2 години, като в средата на периода се наблюдава слабо повишаване на блясъка. Засега няма правдоподобен модел на тази система.

За разгадаване мистерията на тази звездна система през отминалия минимум 1982-4 години са предприети мащабни наблюдения от професионалисти, но и от астрономи-любители. Изследванията са фотометрични, спектрални. Системата е наблюдавана и с космически инфрачервени и ултравиолетови телескопи.
41.

Звездната система е на 625 св.г.

Главната звезда е пулсиращ свръхгигант от спектрален клас F0 с диаметър 150-200 слънчеви диаметра и маса 15 слънчеви маси.

Странна е втората компонента, която е на 30 а.е. от главната звезда и е с диаметър 1500 слънчеви диаметра. Предполага се обаче, че това е размерът на прахов облак, в който са потопени две звезди с обща маса 14 слънчеви маси.

Дали това е така?

От август 2009 започна следващото затъмнение и системните наблюденията на професионалисти и любители на астрономията в цял свят и в България вече започнаха. Промените в блясъка на звездата са между 2,92 и 3,83 зв.в. – почти цяла звездна величина, което е добре доловимо и визуално дори при градски условия. Карти могат да се набавят от сайта на Американската асоциация за наблюдение на променливи звезди AAVSO.

• 
  Първи контакт 11 август 2009
  
• 
  Втори контакт 19 дек. 2009
  
• 
  Очаквано покачване на блясъка
  

• 
  Трети контакт 19 март 2011
  
• 
  Край 13 май 2011
  

официалeн сайт за повече информация http://www.hposoft.com/Campaign09.html

Астрономите от ХVІІ век нарекли звездата Омикрон от Кит Мира – “чудната” звезда. Те са забелязали как тя променя чувствително блясъка с период от 11 месеца. Сега астрономите са откроили цял клас дългопериодично променливи звезди, наречени Мириди. Тези студени пулсиращи червени гиганти са с размери повече от 700 пъти повече от Слънцето.

Това е рентгеново изображение на двойната система на Мира, получено от рентгеновата орбитална обсерватория “Чандра”.

Едната компонента в системата е бяло джудже, към което изтича вещество от червения гигант. Естествено е да се предполага, че горещият акреционен диск около него е източник на ярко рентгеново излъчване.

Изненадва обаче пулсиращият червеният гигант Мира А отдясно. Оказва се, че самият той е източник на чувствително рентгеново излъчване.
44.

За 11 месеца яркостта на Мира от Кит силно се променила – появила се като една от най-ярките звезди на небето, тя постепенно се слява със звездния фон. Днес астрономите наблюдават дълга почти 13 св.г. опашка, точеща се зад звездата. Откритието е направено в ултравиолета от спътника „изследовател на галактичната еволюция” – GALEX. Преди няколко милиарда години Мира вероятно е била звезда като Слънцето, днес тя е червен гигант, опитващ се да се освободи от обвивката си. Именно тази изхвърлена обвивка флуоресцира в ултравиолета и се наблюдава като своеобразна опашка. Масата й е 3 000 повече от земната, а скоростта на изтичане на веществото е 130 км/сек. Мира е на разстояние от 420 св.г. и не се виждаше с просто око до средата на ноември 2007 г.

С помощта на рентгеновата обсерватория “Чандра” за първи път се удаде да бъде регистрирано мощно рентгеново излъчване от Мира и да се отдели изображението на двете компоненти. Бялото джудже е в ляво, отдясно е червеният гигант.

Разстоянието между компонентите е 0,6 дъгови секунди или 70 а.е.

46.

Симбиотичните звезди се причисляват към разделените или полуразделени тесни двойни системи, но има толкова тесни звездни системи, при които звездите са елипсовидни по форма и потопени в обща газова обвивка.

В пространството около всеки две гравитиращи тела има характерни точки – точки на Лагранж, в които силите на привличане се уравновесяват. Трите са по правата, свързвата двете тела, другите две лагранжови точки са по ръвховете на равностранни триъгълници, в чиито други два върха са самите тела.

Динамиката и задържането на потоците звездно вещество, изтичащо от по-малко масивната и рехава звезда, обтича пространството около звездите, се определя от конфигурацията на тези равновесни точки и въртенето на звездите.
48. контактна звездна система

Типичен пример за толкова тясна звездна система е Бета от Лира.

Двете звезди на Бета от Лира са елипсовидни и гигантски по размер. Едната е от спектрален клас В 8 и е с маса 60 слънчеви маси и радиус 50 млн. км, а другата е от спектрален клас F и е с маса 40 слънчевии радиус 30 млн. км. През вътрешната точка на Лагранж, която в случая е някакъв обем от пространство, наречена вътрешна повърхност на Рош. През тази точка като през канал изтичат потоци вещество от едната към другата звезда.
49.

Главната по-масивна звезда изсмуква вещество от по-малко масивната компонента. Потокът се ускорява, обикаляйки около масивната компонента и преминавайки повторно през същото място, той прави полуоборот около немасивната звезда като част от веществото изтича от системата в другата лагранжова точка от страна на немасивната компонента. Спектралните данни дават скорост на изтичане на потоците вещество от порядъка на 400 км/сек.

Двете звезди се въртят около общ център на масите с период от 12,9 денонощия. Именно този период дава промяната в блясъка на системата, поради което още през 1784 г. Джон Гудрайк е причислил ярката Бета от Лира към променливите звезди и е забелязал, че промените в блясъка стават плавно с амплитуда от повече от половин звездна величина – границата на чувствителност в относителната промяна на блясъка доловима с просто око. Сега знаем, че плавните промени се дължат на елипсовидната форма на звездите.

http://www.popastro.com/sections/vs/observing_notes.htm

52. Еволюция на звезди в тясна звездна система
53.

Механизмът:

Когато по-масивната звезда в системата извърви по-бързо етапите на своята еволюция и стигне до стадия червен гигант, тя не може да се разширява безпрепятствено. Запълва областта си на Рош – там, където поради привличането от съседната близка звезда скоростта на частиците от разширявата се повърхност стане нулева. Формата на червения гигант се изражда в крушовидна, а веществото му започва да изтича към съседната звезда през вътрешната за двете звезди точка на Лагранж. Със загубата на вещество, а значи и на маса, по-бързо еволюиралата и първоначално по-масивна звезда променя и остналите си характеристики. Забавя се по-нататъшното й развитие. Променят се и параметрите на системата – орбитален период, разстояние между компонентите В същото време по-малко масивната първоначално звезда ускорява еволюцията си за сметка на привлеченото от съседката си вещество.

Освен това системата губи като цяло от масата си за сметка на изтичане на вещество в околното пространство, отделящо се във вид на концентрични пръстени, за което има достатъчно наблюдателен материал.

След стадия на червен гигант, първоначално по-масивната звезда следва логиката на своето развитие и в крайна сметка се превръща в бяло джудже, неутронна звезда или черна дупка в зависимост от масата вещество, останало при нея. В същото време съседната звезда се наблюдава като червен гигант.

След това малкият, но оказал се по-масивен остатък на първоначално по-масивната звезда в системата започва да притегля вещество от червения гигант.

Образува се акреционен диск, който именно се наблюдава като ярък оптически, радио-, рентгенов, а може би и гама източник отстрани.

Обмена на маси на моменти може да доведе до катастрофични взривове в системата, наблюдаващи се като Нови и Свръхнови звезди.

RZ Змиеносец

На всеки 20 години червеният гигант от тази симбиотична система изхвърля газов слой и той бива прихванат от съседа му – бяло джудже. Количеството водород е достатъчно и на повърхността на бялото джудже се осъществява термоядрена реакция. Взривът отстрани се регистрира като избухване на Нова звезда.

Системата на RZ Змиеносец е на разстояние 2 000 св.г. и по време на избухването може да се вижда с просто око.