PU Vulpeculae
पी. यू. वल्पेक्युला वल्पेक्युला के उत्तरी नक्षत्र में बहुत धीरे-धीरे विकसित होने वाला सहजीवी नोवा है, जिसे संक्षिप्त रूप से पी. यू. वुल कहा जाता है। यह नग्न आंखों से दिखाई देने के लिए बहुत कमजोर है, जो न्यूनतम 16.6 के बाद 8.7 के अधिकतम स्पष्ट दृश्य परिमाण तक पहुंच जाता है। यह प्रणाली लंबन माप के आधार पर सूर्य से लगभग 17,000 प्रकाश वर्ष की दूरी पर स्थित है। अप्रैल 1979 के दौरान इस वस्तु के चमकने की खोज स्वतंत्र रूप से वाई. कुवानो और एम. होंडा द्वारा की गई थी। पता लगाने पर, इसका दृश्य परिमाण 9.1 था और शुरू में इसे नोवा वल्पेक्यूले 1979 नामित किया गया था। नवंबर 1977 से ली गई फोटोग्राफिक प्लेटों ने खोज के समय पांच परिमाण की नाटकीय वृद्धि दिखाई। सितंबर, 1978 में, इसे एम4 के तारकीय वर्ग के रूप में सूचीबद्ध किया गया था। 1898 से ली गई हार्वर्ड वेधशाला अभिलेखीय प्लेटों की खोज में इस तारे के कई छोटे विस्फोट दिखाई दिए। 1979 के अधिकांश समय के लिए वस्तु की चमक परिमाण 8.9 थी, जबकि लगभग 80 की अवधि के साथ 0.15 के परिमाण से भिन्न थी, फिर यह 1980 में तेजी से फीकी पड़ने लगी, अगस्त में 13.65 के न्यूनतम परिमाण तक पहुँच गई। इस न्यूनतम पर, स्पेक्ट्रम ने टी. आई. ओ अणु के बैंड दिखाए, जो कम तापमान वाले एम-प्रकार के सितारों के लिए विशिष्ट है। यह फिर से उसी दर से चमकने लगा जिस दर से कमी हुई थी और अगस्त, 1981 में इसकी तीव्रता 8.5 तक पहुंच गई। तारा लगभग एक वर्ष तक इस स्तर पर ज्यादातर स्थिर रहा, 1982 के दौरान चमक में संक्षिप्त गिरावट की एक जोड़ी प्रदर्शित की। प्रकाश के ध्रुवीकरण ने बड़े धूल कणों के गठन का संकेत दिया, जिसे 1980 में चमक में कमी के कारण के रूप में सुझाया गया था। 1980 में वस्तु के चारों ओर एक नरम एक्स-रे प्रभामंडल के साथ-साथ एक कमजोर वलय जैसी संरचना का पता चला था। 1980 में इन्फ्रारेड अवलोकनों ने सुझाव दिया कि यह एक सहजीवी द्विआधारी तारा प्रणाली है जिसमें एक चर, विकसित तारा है जो अपने रोश लोब को भरने के लिए विस्तारित हुआ है और समय-समय पर द्रव्यमान को एक बेहोश, कॉम्पैक्ट साथी में स्थानांतरित कर रहा है। हालाँकि, प्रणाली ने गिरने वाली सामग्री से अपेक्षित उत्सर्जन रेखाएँ नहीं दिखाईं। कम से कम स्पेक्ट्रम ने संकेत दिया कि विकसित तारा एम 6 वर्ग का एक विशाल तारा है। गर्म घटक ने एक सुपरजाइंट या उज्ज्वल विशाल स्पेक्ट्रम दिखाया जो 1983 में F5 के एक वर्ग से बदलकर 1986 में A2 हो गया, जबकि चमक परिमाण 8.7 के करीब रही। इस समय के दौरान गर्म घटक सूर्य के समान तापमान के साथ एक सुपरजाइंट से मिलता-जुलता एक सफेद बौने में बदल गया जो सूर्य से छोटा था और तापमान अधिक था। उत्सर्जन रेखाएँ 1988 में दिखाई देने लगीं क्योंकि बाहरी परतें बह गईं और सफेद बौने अवशेष के चारों ओर एक नीहारिका बन गईं। इस वस्तु की चमक अंततः 1987 में लगातार कम होने लगी। सितंबर 1989 तक इसकी तीव्रता घटकर 10.5 हो गई थी। स्पेक्ट्रम एक नीहारिका के समान होने लगा, जो एक गर्म तारकीय हवा से आया था जो एक या अधिक वेग से फैल रहा था। 1993 में, हवा से उत्सर्जन की विशेषताएं अस्थायी रूप से गायब हो गईं, जिससे पता चला कि प्रणाली एक ग्रहण से गुजर रही थी। डेटा ने संकेत दिया कि यह एक कक्षीय अवधि के साथ एक ग्रहण द्विआधारी है, जिसका अर्थ है कि कक्षीय तल लगभग पृथ्वी से दृष्टि रेखा के साथ संरेखित है। एक ग्रहण 1980 के दौरान असामान्य न्यूनतम की व्याख्या करेगा। शीत घटक को असिम्प्टोटिक विशाल शाखा पर होने के लिए निर्धारित किया गया था और यह 217 दिनों की अवधि के साथ स्पंदित हो रहा है, जिससे यह एक मीरा चर बन जाता है। कॉम्पैक्ट साथी एक सफेद बौना है जिसका द्रव्यमान सूर्य के द्रव्यमान का अनुमानित 60 प्रतिशत है। प्रणाली बौने द्वारा विशाल से तारकीय हवा के आयनीकरण के कारण एक "रोशनी प्रभाव" प्रदर्शित करती है। इस भिन्नता का प्रकाश वक्र कम से कम 0.16 की कक्षीय उत्केन्द्रता का संकेत देता है। मीरा चर को आगे पढ़ने के लिए संदर्भ व्हाइट ड्वार्फ्स सिम्बायोटिक नोवा एक्लिप्सिंग बाइनरीज़ वल्पेकुला वल्पेकुला, पी. यू.