En astronomía , las estrellas variables cataclísmicas ( CV ) son estrellas cuyo brillo aumenta de forma irregular en un factor importante y luego vuelve a caer a un estado de reposo. Inicialmente se las llamó novas (del latín "nuevas"), ya que las que tenían un brillo de explosión visible a simple vista y un brillo de reposo invisible aparecían como nuevas estrellas en el cielo.
Las estrellas variables cataclísmicas son estrellas binarias que constan de dos componentes: una enana blanca primaria y una secundaria que transfiere masa . Las estrellas están tan cerca una de la otra que la gravedad de la enana blanca distorsiona la secundaria, y la enana blanca acrecienta materia de la compañera. Por lo tanto, la secundaria a menudo se conoce como la estrella donante , y suele ser menos masiva que la primaria. [1] La materia que cae, que suele ser rica en hidrógeno , forma en la mayoría de los casos un disco de acreción alrededor de la enana blanca. A menudo se detecta una fuerte emisión de rayos UV y X desde el disco de acreción, impulsada por la pérdida de energía potencial gravitatoria del material que cae. [ cita requerida ] La órbita más corta observada actualmente en un sistema rico en hidrógeno es de 51 minutos en ZTF J1813+4251 . [2]
El material del borde interior del disco cae sobre la superficie de la enana blanca primaria. Una explosión clásica de nova ocurre cuando la densidad y la temperatura en la parte inferior de la capa de hidrógeno acumulada aumentan lo suficiente como para encender reacciones de fusión descontroladas de hidrógeno , que convierten rápidamente la capa de hidrógeno en helio . Si el proceso de acreción continúa lo suficiente como para acercar a la enana blanca al límite de Chandrasekhar , la creciente densidad interior puede encender una fusión descontrolada de carbono y desencadenar una explosión de supernova de tipo Ia , que destruiría por completo a la enana blanca.
El disco de acreción puede ser propenso a una inestabilidad que conduce a la aparición de novas enanas , cuando la parte exterior del disco cambia de un modo frío y opaco a un modo más cálido y brillante durante un tiempo, antes de volver al modo frío. Las novas enanas pueden repetirse en una escala de tiempo que va desde días hasta décadas.
Las variables cataclísmicas se subdividen en varios grupos más pequeños, que a menudo reciben el nombre de una estrella prototipo brillante característica de la clase. En algunos casos, el campo magnético de la enana blanca es lo suficientemente fuerte como para alterar el disco de acreción interno o incluso impedir la formación del disco por completo. Los sistemas magnéticos a menudo muestran una polarización fuerte y variable en su luz óptica y, por lo tanto, a veces se los llama polares ; estos a menudo exhiben fluctuaciones de brillo de pequeña amplitud en lo que se supone que es el período de rotación de la enana blanca.
Hay más de 1600 sistemas CV conocidos. [6] El catálogo quedó congelado el 1 de febrero de 2006, aunque cada año se descubren más.
Las variables cataclísmicas se encuentran entre las clases de objetos astronómicos más comúnmente encontrados por los aficionados, ya que una variable cataclísmica en su fase de estallido es lo suficientemente brillante como para ser detectable con instrumentos muy modestos, y los únicos objetos celestes que se confunden fácilmente con ellas son los asteroides brillantes cuyo movimiento de noche a noche es claro.
Verificar que un objeto es una variable cataclísmica también es bastante sencillo: suelen ser objetos bastante azules, presentan una variabilidad rápida y fuerte y tienden a tener líneas de emisión peculiares . Emiten en los rangos ultravioleta y de rayos X ; se espera que también emitan rayos gamma, a partir de la aniquilación de positrones de núcleos ricos en protones producidos en la explosión de fusión, pero esto aún no se ha detectado. [7]
Se descubren alrededor de seis novas galácticas (es decir, en nuestra propia galaxia ) cada año, mientras que los modelos basados en observaciones en otras galaxias sugieren que la tasa de aparición debería estar entre 20 y 50; [8] esta discrepancia se debe en parte al oscurecimiento por el polvo interestelar, y en parte a la falta de observadores en el hemisferio sur y a las dificultades de observar mientras el Sol está alto y en luna llena .
Algunas variables cataclísmicas experimentan brillos periódicos causados por deformaciones del disco de acreción cuando su rotación está en resonancia con el período orbital del binario.