1. accretion : 흰색 난쟁이는 동반자 별이있는 밀접한 이진 시스템에 있어야합니다. 흰색 난쟁이의 강력한 중력은 동반자 별에서 재료 (주로 수소)를 당겨 흰색 난쟁이 주위에 accretion 디스크를 형성합니다.
2. 임계 질량 : 흰색 난쟁이가 재료를 부여함에 따라, 수소는 표면에 축적된다. 이 수소 층은 두껍고 뜨겁고 압력과 밀도가 증가합니다.
3. 열핵 달리기 : accreted 수소의 압력과 온도가 임계점에 도달하면, 런 어웨이 핵 융합 반응이 백색 난쟁이 표면에서 점화됩니다. 이 갑자기 에너지가 방출되면 흰 난쟁이가 극도로 밝아지면서 노바가됩니다.
시간대 : Nova가 발생하는 데 걸리는 시간은 강화 속도와 흰색 난쟁이의 질량에 따라 매우 가변적입니다. 수백에서 수백만 년까지 어디서나 걸릴 수 있습니다 노바가 일어나기 위해.
주요 요인 :
* accretion rate : 흰색 난쟁이가 재료가 빨라질수록 노바의 임계 질량에 더 빨리 도달 할 수 있습니다.
* 흰색 난쟁이 질량 : 더 거대한 흰색 난쟁이는 중력이 높고 재료를 더 빨리 발생시켜 노바가 더 가능성이 높아집니다.
* 동반자 스타 : 동반자 스타의 유형과 진화 단계는 또한 누바의 증가율과 가능성을 결정하는 데 역할을합니다.
참고 : 노바는 반복적 인 사건입니다. 노바 이후, 흰 난쟁이는 계속해서 재료를 accreting 할 것입니다. 결국 또 다른 노바 폭발로 이어질 것입니다. 그러나 각 연속적인 노바는 이전의 노바보다 약합니다. 흰색 난쟁이는 각각의 폭발 동안 약간의 질량을 잃어 버리기 때문입니다.
