Estrella nueva
Explosión nuclear en una estrella enana blanca

Concepción artística de una enana blanca, a la derecha, acumulando hidrógeno del lóbulo de Roche de su estrella compañera más grande.

Una nova ( pl. novae o novas ) es un evento astronómico transitorio que causa la aparición repentina de una estrella brillante, aparentemente "nueva" (de ahí el nombre "nova", que en latín significa "nuevo") que se desvanece lentamente durante semanas o meses. Todas las novas observadas involucran enanas blancas en sistemas binarios cercanos , pero las causas de la aparición dramática de una nova varían, dependiendo de las circunstancias de las dos estrellas progenitoras. Las principales subclases de novas son las novas clásicas, las novas recurrentes (RNe) y las novas enanas . Todas ellas se consideran estrellas variables cataclísmicas .

Las erupciones de nova clásicas son el tipo más común. Este tipo suele crearse en un sistema binario estelar cercano que consta de una enana blanca y una estrella de secuencia principal , subgigante o gigante roja . Si el período orbital del sistema es de unos pocos días o menos, la enana blanca está lo suficientemente cerca de su estrella compañera como para atraer materia acretada hacia su superficie, creando una atmósfera densa pero poco profunda . Esta atmósfera, que consiste principalmente en hidrógeno, es calentada por la enana blanca caliente y finalmente alcanza una temperatura crítica, lo que provoca la ignición de una rápida fusión descontrolada . El aumento repentino de energía expulsa la atmósfera al espacio interestelar, creando la envoltura que se ve como luz visible durante el evento de nova. En siglos pasados, se pensaba que un evento de este tipo era una nueva estrella. Unas pocas novas producen remanentes de nova de corta duración , que duran quizás varios siglos.

Una nova recurrente implica los mismos procesos que una nova clásica, excepto que el evento de nova se repite en ciclos de unas pocas décadas o menos a medida que la estrella compañera alimenta nuevamente la densa atmósfera de la enana blanca después de cada ignición, como en la estrella T Coronae Borealis .

En determinadas condiciones, la acreción de masa puede desencadenar una fusión descontrolada que destruya la enana blanca en lugar de simplemente expulsar su atmósfera. En este caso, el evento suele clasificarse como una supernova de tipo Ia .

Las novas se producen con mayor frecuencia en el cielo a lo largo de la trayectoria de la Vía Láctea , especialmente cerca del centro galáctico observado en Sagitario; sin embargo, pueden aparecer en cualquier lugar del cielo. Ocurren con mucha más frecuencia que las supernovas galácticas , con un promedio de unas diez por año en la Vía Láctea. La mayoría se detectan con telescopio, tal vez solo una cada 12 a 18 meses alcanzando visibilidad a simple vista . Las novas que alcanzan la primera o segunda magnitud ocurren solo unas pocas veces por siglo. La última nova brillante fue V1369 Centauri , que alcanzó una magnitud de 3,3 el 14 de diciembre de 2013. [1]

Etimología

Durante el siglo XVI, el astrónomo Tycho Brahe observó la supernova SN 1572 en la constelación de Casiopea . La describió en su libro De nova stella ( en latín , «sobre la nueva estrella»), lo que dio lugar a la adopción del nombre de nova . En este trabajo argumentó que un objeto cercano debería verse moverse en relación con las estrellas fijas y, por lo tanto, la nova tenía que estar muy lejos. Aunque más tarde se descubrió que SN 1572 era una supernova y no una nova, los términos se consideraron intercambiables hasta la década de 1930. [2] Después de esto, las novas se llamaron novas clásicas para distinguirlas de las supernovas, ya que se pensaba que sus causas y energías eran diferentes, basándose únicamente en la evidencia observacional.

Aunque el término "stella nova" significa "estrella nueva", las novas suelen aparecer en enanas blancas , que son restos de estrellas extremadamente antiguas.

Evolución estelar de las novas

Nova Eridani 2009 ( magnitud aparente ~8,4)

La evolución de las novas potenciales comienza con dos estrellas de secuencia principal en un sistema binario. Una de las dos evoluciona a una gigante roja , dejando su núcleo enano blanco remanente en órbita con la estrella restante. La segunda estrella, que puede ser una estrella de secuencia principal o una gigante envejecida, comienza a desprenderse de su envoltura sobre su compañera enana blanca cuando desborda su lóbulo de Roche . Como resultado, la enana blanca captura constantemente materia de la atmósfera exterior de la compañera en un disco de acreción y, a su vez, la materia acretada cae a la atmósfera. Como la enana blanca consiste en materia degenerada , el hidrógeno acretado no puede expandirse a pesar de que su temperatura aumenta. La fusión descontrolada ocurre cuando la temperatura de esta capa atmosférica alcanza ~20 millones de K , iniciando la combustión nuclear a través del ciclo CNO . [3]

Si la tasa de acreción es la adecuada, la fusión del hidrógeno puede ocurrir de manera estable en la superficie de la enana blanca, dando lugar a una fuente de rayos X supersuaves , pero para la mayoría de los parámetros del sistema binario, la combustión del hidrógeno es térmicamente inestable y convierte rápidamente una gran cantidad de hidrógeno en otros elementos químicos más pesados ​​en una reacción descontrolada [2] , liberando una enorme cantidad de energía. Esto expulsa los gases restantes de la superficie de la enana blanca y produce un estallido de luz extremadamente brillante.

El aumento hasta el brillo máximo puede ser muy rápido o gradual; después del pico, el brillo disminuye de manera constante. [4] El tiempo que tarda una nova en decaer en 2 o 3 magnitudes desde el brillo óptico máximo se utiliza para agrupar las novas en clases de velocidad. Las novas rápidas normalmente tardan menos de 25 días en decaer en 2 magnitudes, mientras que las novas lentas tardan más de 80 días. [5]

A pesar de su violencia, normalmente la cantidad de material expulsado en una nova es de sólo alrededor de 1 ⁄ 10.000 de una masa solar , bastante pequeña en relación con la masa de la enana blanca. Además, sólo el cinco por ciento de la masa acretada se fusiona durante la explosión de potencia. [2] No obstante, esta es suficiente energía para acelerar la eyección de la nova a velocidades de hasta varios miles de kilómetros por segundo (más altas para las novas rápidas que para las lentas) con un aumento simultáneo de la luminosidad de unas pocas veces la solar a 50.000-100.000 veces la solar. [2] [6] En 2010, los científicos que utilizaron el Telescopio Espacial de Rayos Gamma Fermi de la NASA descubrieron que una nova también puede emitir rayos gamma (>100 MeV). [7]

Potencialmente, una enana blanca puede generar múltiples novas a lo largo del tiempo a medida que continúa acumulándose hidrógeno adicional en su superficie desde su estrella compañera. Cuando se observa esta llamarada repetida, el objeto se denomina nova recurrente. Un ejemplo es RS Ophiuchi , que se sabe que ha estallado siete veces (en 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006 y 2021). Finalmente, la enana blanca puede explotar como una supernova de tipo Ia si se acerca al límite de Chandrasekhar .

En ocasiones, las novas son lo suficientemente brillantes y están lo suficientemente cerca de la Tierra como para ser visibles a simple vista. El ejemplo reciente más brillante fue Nova Cygni 1975. Esta nova apareció el 29 de agosto de 1975, en la constelación de Cygnus, a unos 5 grados al norte de Deneb , y alcanzó una magnitud de  2,0 (casi tan brillante como Deneb). Las más recientes fueron V1280 Scorpii , que alcanzó una magnitud de 3,7 el 17 de febrero de 2007, y Nova Delphini 2013. Nova Centauri 2013 se descubrió el 2 de diciembre de 2013 y hasta ahora es la nova más brillante de este milenio, alcanzando una magnitud de 3,3.

Novas de helio

Una nova de helio (que experimenta un destello de helio ) es una categoría propuesta de evento de nova que carece de líneas de hidrógeno en su espectro . La ausencia de líneas de hidrógeno puede ser causada por la explosión de una capa de helio en una enana blanca. La teoría fue propuesta por primera vez en 1989, y la primera nova de helio candidata que se observó fue V445 Puppis , en 2000. [8] Desde entonces, se han propuesto otras cuatro novas como novas de helio. [9]

Tasa de ocurrencia y significado astrofísico

Los astrónomos han estimado que la Vía Láctea experimenta aproximadamente entre 25 y 75 novas por año. [10] El número de novas realmente observadas en la Vía Láctea cada año es mucho menor, alrededor de 10, [11] probablemente porque las novas distantes están oscurecidas por la absorción de gas y polvo. [11] Hasta 2019, se habían registrado 407 novas probables en la Vía Láctea. [11] En la galaxia de Andrómeda , cada año se descubren aproximadamente 25 novas más brillantes que la magnitud 20, y se observan cantidades menores en otras galaxias cercanas. [12]

La observación espectroscópica de las nebulosas eyectadas por novas ha demostrado que están enriquecidas con elementos como helio, carbono, nitrógeno, oxígeno, neón y magnesio. [2] Las explosiones de novas clásicas son productoras galácticas del elemento litio . [13] [14] La contribución de las novas al medio interestelar no es grande; las novas suministran solo 1 ⁄ 50 tanto material a la galaxia como lo hacen las supernovas, y solo 1 ⁄ 200 tanto como las estrellas gigantes rojas y supergigantes . [2]

Las novas recurrentes observadas, como RS Ophiuchi (aquellas con períodos del orden de décadas), son raras. Sin embargo, los astrónomos teorizan que la mayoría de las novas, si no todas, recurren, aunque en escalas de tiempo que van desde 1.000 a 100.000 años. [15] El intervalo de recurrencia de una nova depende menos de la tasa de acreción de la enana blanca que de su masa; con su poderosa gravedad, las enanas blancas masivas requieren menos acreción para alimentar una erupción que las de menor masa. [2] En consecuencia, el intervalo es más corto para las enanas blancas de alta masa. [2]

V Sagittae es inusual porque el momento de su próxima erupción se puede predecir con bastante precisión; se espera que se repita aproximadamente en 2083, más o menos unos 11 años. [16]

Subtipos

Las novas se clasifican según la velocidad de desintegración de la curva de luz , y se denominan tipo A, B, C y R, [17] o utilizando el prefijo "N":

  • NA : novas rápidas, con un rápido aumento de brillo, seguido de una disminución de brillo de 3 magnitudes (hasta aproximadamente 1 ⁄ 16 de brillo) en 100 días. [18]
  • NB : novas lentas, con una disminución del brillo de 3 magnitudes en 150 días o más.
  • NC : novas muy lentas, también conocidas como novas simbióticas , que permanecen con máxima luz durante una década o más y luego se desvanecen muy lentamente.
  • NR / RN : novas recurrentes, en las que se han observado dos o más erupciones separadas por 80 años o menos. [19] Por lo general, también son rápidas.

Restos

GK Persei : Nova de 1901

Algunas novas dejan atrás una nebulosidad visible , material expulsado en la explosión de la nova o en explosiones múltiples. [20]

Las novas como indicadores de distancia

Las novas son prometedoras para su uso como medidas estándar de distancias mediante velas. Por ejemplo, la distribución de su magnitud absoluta es bimodal , con un pico principal en la magnitud -8,8 y uno menor en -7,5. Las novas también tienen aproximadamente la misma magnitud absoluta 15 días después de su pico (-5,5). Se ha demostrado que las estimaciones de distancia basadas en novas a varias galaxias y cúmulos de galaxias cercanos tienen una precisión comparable a las medidas con estrellas variables cefeidas . [21]

Novas recurrentes

Una nova recurrente ( RN ) es un objeto que ha experimentado repetidas erupciones novas. La nova recurrente generalmente aumenta su brillo en aproximadamente 9 magnitudes, mientras que una nova clásica puede aumentar su brillo en más de 12 magnitudes. [22]

Aunque se estima que hasta una cuarta parte de los sistemas de novas experimentan múltiples erupciones, solo se han observado diez novas recurrentes (enumeradas a continuación) en la Vía Láctea. [23]

Se han observado varias novas extragalácticas recurrentes en la galaxia de Andrómeda (M31) y en la Gran Nube de Magallanes . Una de estas novas extragalácticas, M31N 2008-12a, entra en erupción con una frecuencia de una vez cada 12 meses.

El 20 de abril de 2016, el sitio web Sky & Telescope informó de un aumento sostenido del brillo de T Coronae Borealis desde una magnitud de 10,5 a aproximadamente 9,2 a partir de febrero de 2015. Se había informado de un evento similar en 1938, seguido de otro estallido en 1946. [24] Para junio de 2018, la estrella se había atenuado ligeramente, pero aún permanecía en un nivel de actividad inusualmente alto. En marzo o abril de 2023, se atenuó a una magnitud de 12,3. [25] Un oscurecimiento similar ocurrió el año anterior al estallido de 1945, lo que indica que probablemente entraría en erupción entre marzo y septiembre de 2024. [26] Al 5 de octubre de 2024, [actualizar]este estallido previsto aún no se ha producido.

Nombre completo
Descubridor
Distancia ( ly )
Rango de magnitud
Días para bajar
3 magnitudes
desde el pico		Años de erupción conocidosIntervalo (años)Años transcurridos desde la última erupción
CI AquilaeK. Reinmuth8590 ± 8308.6–16.3401917, 1941, 200024–5924
V394 Corona australEL ERROR17 000 ± 3000 [27]7.2–19.761949, 19873837
T Corona borealJ. Birmingham2987 ± 752,5–10,861217, 1787, 1866, 19468078
Normas de la IMIE Bosques9800 ± 1600 [28]8,5–18,5701920, 2002≤8222
RS OfiuchiW. Fleming8740 ± 8504.8–11141898, 1907, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006, 20219–263
V2487 OfiuchiK. Takamizawa (1998)20 900 ± 5200 [29]9,5–17,591900, 19989826
T. pyxidisH. Leavitt9410 ± 7806,4–15,5621890, 1902, 1920, 1944, 1967, 201112–4413
V3890 SagitarioH. Dinerstein16 000 [30]8.1–18.4141962, 1990, 201928–295
U EscorpioNR Pogson31 300 ± 2000 [31]7,5–17,62.61863, 1906, 1917, 1936, 1979, 1987, 1999, 2010, 2022,8–432
V745 EscorpiónL. Plaut25 400 ± 2600 [31]9.4–19.371937, 1989, 201425–5210

Novas extragalácticas

Nova en la galaxia de Andrómeda

Las novas son relativamente comunes en la galaxia de Andrómeda (M31); cada año se descubren varias docenas de novas (más brillantes que la magnitud aparente +20) en M31. [12] La Oficina Central de Telegramas Astronómicos (CBAT) ha rastreado novas en M31, M33 y M81 . [32]

Véase también

Referencias

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Lectura adicional

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