Estrella binaria cataclísmica

Una estrella binaria cataclísmica, o a cencielles binaria cataclísmica, ye una estrella binaria que les sos componentes, bien próximes ente sigo, son una nana blanca -estrella primaria- y una nana naranxa o colorada -estrella secundaria-. La estrella secundaria ta aburuyada pol fuerte campu gravitatoriu de la estrella primaria, que la so masa puede ser d'hasta 1,44 mases solares. El gas rico en hidróxenu proveniente de la estrella secundaria entra nun discu de acreción qu'arrodia la nana blanca, pa darréu cayer escontra esta postrera y "amburar" violentamente nuna reacción nuclear, tresformándose l'hidróxenu en heliu. Ello aumenta drásticamente el rellumu de la estrella, fenómenu que se conoz como nova.

Pueden estremase dos grupos:

Grupu non magnéticu, que ye'l mayoritariu, ya inclúi les novas nanes (exemplos: O Geminorum y SS Cygni) y les noves clásiques (exemplos: GK Persei y T Aurigae).

Grupu magnéticu, onde la presencia d'un fuerte campu magnéticu en redol a la nana blanca afecta al fluxu de acreción, polo que podemos estremar dos subgrupos:
- Polares o variables AM Herculis, onde'l campu magnéticu tan fuerte que nun dexa la formación del discu de acreción, presentando'l sistema rotación síncrona (exemplu: AM Herculis).
- Polares entemedies o variables DQ Herculis, onde'l campu magnéticu, entá siendo fuerte, sí dexa la creación del discu de acreción (exemplu: DQ Herculis).

Estrella binaria cataclísmica

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Referencies