Seuraamalla Wikipedia-linkkisi viitteitä Darley et ai., ApJ 746 , 61 (2012) antaa (hyvin teknisen) keskustelun nova-esivanhemmista, mukaan lukien erot nova-järjestelmien välillä, joissa toissijaiset tähdet ovat pääsekvenssi tai superjätti-tähdet, ja eroja valkoisten kääpiöiden välillä, joilla on erilainen kemiallisuus. Kyseisen kirjan ensimmäinen lause on vuorovaikutuksessa oleva binaarijärjestelmä, joka käsittää valkoisen kääpiön (WD, ensisijainen) ja tyypillisesti myöhäisen tyypin pääjärjestyksen (MS) tähden (toissijainen), joka täyttää Roche-lohkonsa ( Crawford & Kraft, 1956).

Tämä viittaa siihen, että vuoden 1956 paperi on alkuperäinen ehdotus klassisen novan Rochen ylivuotomallille. Kuten monet alkuperäinen idea -artikkelit, se on melko selkeä luku. Mutta kysymykseesi, Crawford ja Kraft näyttää suojaavan, onko heidän tietyn parinsa "sinisen tähden" oltava valkoinen kääpiö:

[T] hän obse sinisen tähden pyöristetty kirkkaus johtuu pääasiassa kertyvän materiaalin vapauttamasta energiasta. Tätä näkemystä vahvistaa myös se, että sininen tähti on erikoisessa asemassa H-R-kaaviossa. Se on 10,5 vis. mag. pääjärjestyksen alapuolella, mutta noin 4 mag. valaisevimpien kääpiöiden yläpuolella, joiden todellinen lämpötila ylittää noin 8000 ° K.Jos sininen tähti ei ole olennaisesti rappeutunut, voidaan helposti osoittaa, että pieni säde merkitsee niin korkeaa sisäistä lämpötilaa, että elektronin sironta on pääasiallinen opasiteetin lähde . Yksinkertainen laskelma, joka perustuu vakiomalliin, tuottaa sitten valovoiman 8 mag. kirkkaampi kuin havaitaan.

Toisin sanoen, Crawford ja Kraft eivät tule ulos sanomalla "ehdottomasti WD", mutta jos se ei ole degeneroitunut tähti, se on hyvin outo. . Nykyaikaisempia novae-havaintoja verrataan yksityiskohtaisiin malleihin pintadynamiikan dynamiikasta, malleista, joista on keskusteltu voimakkaasti vuosikymmenien ajan; nykyinen tietovertailuversio on herkkä yksityiskohdille, kuten valkoisen kääpiön pinnalle kerääntyvän heliumin määrä nova-tapahtuman aikana. Näyttää epätodennäköiseltä, että tällaiset yksityiskohdat voisivat edes lähestyä, jos taustalla olevat oletukset purkautuvan tähden fysiikasta ovat väärät.

Huomaa, että klassista nova-järjestelmää voidaan ajatella eräänlaisena kontaktina binaarinen tähti. Minkä tahansa kohtuullisen arvion mukaan jättiläistähden koosta 10 AU: n etäisyys parin kahden jäsenen välillä näyttää olevan liian suuri arvio. Kymmenen tähtitieteellistä erotusyksikköä 50 parsekin etäisyydeltä katsottuna on jo 0,1 sekunnin kaareväli. En odottaisi näkevän näkyvän valon valokuvia, joissa näkyy sekä jättiläinen tähti että valkoinen kääpiö, vaan pikemminkin, että kaikki binaarijärjestelmiä koskevat tiedot ovat peräisin spektroskopiasta.

Todellinen avain, epäilen, oli se, että havaittiin "postnovae" - klassinen novae novan purkauksen jälkeen , kun itse purkauksen valo ei enää peittänyt taustalla olevaa valoa - osoitti usein selkeitä ominaisuuksia binääritähdistä. Tämä tapahtui ajoittaisilla valokäyrän pudotuksilla, jotka viittaavat pimennyksiin, tai suoriin spektroskooppisiin todisteisiin binääriliikkeestä tai molemmista.

Tästä keskustellaan viitteillä (mukaan lukien Crawford & Kraft 1956 -viite, joka ryöstää) mainitsee vastauksessaan), Gallagher & Starrfieldin vuonna 1978 julkaistun katsausartikkelin kohdassa Annual Reviews of Astronomy & Astrophysics . Kohdassa 2.4 käsitellään joitain todisteita, jotka ovat käytettävissä sen jälkeen, kun esivaalit ovat saaneet valkoisia kääpiöitä.

(Jos et ole vielä tietoinen siitä, tutustu artikkeleihin Ann.Rev.A&A ovat usein hyvä paikka etsiä vastauksia tällaisiin kysymyksiin. Joskus aikaisemmat artikkelit ovat parempia tietyille kysymyksille, koska ne ovat ajallisesti lähempänä aikaa, jolloin ihmiset vielä selvittivät asioita, joten he tutkivat varhaisempia todisteita yksityiskohtaisemmin kuin myöhempi artikkeli.)