Rekurentné a trpasličie novy

• Od klasických nov sa odlišujú tým, že ich vzplanutia sa opakujú zvyčajne po niekoľkých desaťročiach, pritom amplitúdy vzplanutí sú o 3-4 magnitúdy menšie ako u klasických nov

• Detailné fotometrické a spektroskopické štúdie rekurentných nov ukazujú, že ich sekundárne zložky sú červení obri

• Celkovo je známych len niekoľko objektov - T Crb, T Pyx, U Sco, RS Oph

• Trpasličie novy - periodicita vzplanutí je kratšia, menšia je aj magnitúda vzplanutí, medzi týmito dvoma veličinami existuje tzv. Kukarkinov-Parenagov vzťah, vzplanutie vzniká prenosom hmoty v tesnej dvojhviezda podobne ako u klasických nov, primárnou zložkou je biely trpaslík, sekundárnou je hviezda HP neskorých sp. typov G-M

• Variabila DN je spôsobená variabilitou v akréčnom disku

• v kľudnej fáze DN vykazujú emisné spektrum so širokými Balmerovskými a He I čiarami, ktoré sú formované v a okolo akréčneho disku, počas vzplanutia sa menia na široké absorpčné čiary, ktoré sa tiež tvoria v akréčnom disku, ktorý je počas vzplanutí jasnejší a opticky hrubý

• Trpasličie novy - rozlišujeme tri skupiny:

  1.

  U Gem resp. SS Cyg objekty - vzplanutia zvýšia jasnosť v priebehu 1-2 dní o 2-8 magnitúd, následný pokles do minima trvá niekoľko dní až týždňov, vzplanutia sa kvázi-periodicky opakujú s cyklom od 10 do 100 dní, orbitálne periódy týchto objektov sú dlhšie ako 3 hodiny, až 70 % SS Cygni objektov vykazuje anomálne vzplanutia ktoré sa občas objavujú

  2.

  SU UMa hviezdy, narozdiel od prvej skupiny tieto hviezdy vykazujú po niekoľkých normálnych vzplanutiach jedno tzv. supermaximum, ktoré je o 1 až 2 magnitúdy jasnejšie a trvá niekoľko dní dlhšie ako ostatné vzplanutia, počas tohto vzplanutia sa pozorujú tzv. superhumpy, čo sú periodické zmeny jasnosti s periódou blízkou orbitálnej perióde tesnej dvojhviezdy (o 3-5% dlhšia ako orbitálna perióda), superhumpy sú pritom viditeľné aj pri malých sklonoch dráhy, orbitálne periódy trpasličích nov sú pritom väčšinou kratšie ako 2 hodiny alebo okolo 3 hodín, superhumpy sú vyvolané precesiou eliptického akréčneho disku

  3.

  Z Cam sústavy vykazujú kvázi-periodické variácie jasnosti často prerušené obdobiami konštantnej jasnosti, často sa pozoruje plató po maxime jasnosti pri poklese asi 1/3 amplitúdy z maxima, ktoré trvá niekoľko dní niekedy aj mesiacov, kým sa sústava nevráti do jasnosti pred vzplanutím, vzplanutia sa opakujú každých 10-30 dní, plató sa vysvetľuje prechodnou stabilizáciou prenosu hmoty

• Väčšina energie DN je vyžiarená vo vizuálnej až rentgenovej oblasti

• DN sú väčšinou slabé a teda aj blízke objekty, ich sledovanie a štúdium je často založené na vizuálnych pozorovaniach, keďže ich správanie je ťažké predpovedať