Una nova ( pl.: novae o novas ) es un evento astronómico transitorio que provoca la aparición repentina de una estrella brillante, aparentemente "nueva" (de ahí el nombre "nova", que en latín significa "nueva") que se desvanece lentamente a lo largo de semanas. o meses. Las causas de la dramática aparición de una nova varían, dependiendo de las circunstancias de las dos estrellas progenitoras. Todas las novas observadas involucran enanas blancas en sistemas binarios cercanos . 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. Probablemente se hayan creado en un sistema estelar binario cercano que consta de una enana blanca y una estrella de secuencia principal , subgigante o gigante roja . Cuando el período orbital cae en el rango de varios días a un día, la enana blanca está lo suficientemente cerca de su estrella compañera como para comenzar a atraer materia acumulada hacia la superficie de la enana blanca, lo que crea una atmósfera densa pero poco profunda. Esta atmósfera, compuesta principalmente de hidrógeno, es calentada térmicamente por la enana blanca caliente y finalmente alcanza una temperatura crítica que provoca la ignición de una rápida fusión desbocada .
El repentino aumento de energía expulsa la atmósfera hacia el espacio interestelar creando la envoltura que se ve como luz visible durante el evento de nova. En siglos pasados, estos fueron considerados una nueva estrella. Unas pocas novas producen restos de nova de corta duración , que duran quizás varios siglos. Los procesos de las novas recurrentes son los mismos que los de las novas clásicas, excepto que la ignición de la fusión puede ser repetitiva porque la estrella compañera puede volver a alimentar la densa atmósfera de la enana blanca.
Las novas ocurren con mayor frecuencia en el cielo a lo largo del camino de la Vía Láctea , especialmente cerca del Centro Galáctico observado en Sagitario; sin embargo, pueden aparecer en cualquier parte del cielo. Ocurren con mucha más frecuencia que las supernovas galácticas , con un promedio de diez por año en la Vía Láctea. La mayoría se encuentran telescópicamente, quizás sólo uno cada 12 a 18 meses alcanza la visibilidad a simple vista . Las novas que alcanzan la primera o segunda magnitud ocurren sólo varias veces por siglo. La última nova brillante fue V1369 Centauri, que alcanzó una magnitud de 3,3 el 14 de diciembre de 2013. [1]
Durante el siglo XVI, el astrónomo Tycho Brahe observó la supernova SN 1572 en la constelación de Casiopea . Lo describió en su libro De nova stella ( en latín "relativo a la nueva estrella"), dando lugar a la adopción del nombre de nova . En este trabajo argumentó que un objeto cercano debería verse moviéndose en relación con las estrellas fijas, y que la nova tenía que estar muy lejos. Aunque este evento fue una supernova y no una nova, los términos se consideraron intercambiables hasta la década de 1930. [2] Después de esto, las novas se clasificaron como 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 producirse como resultado de enanas blancas , que son restos de estrellas extremadamente antiguas.
La evolución de las novas potenciales comienza con dos estrellas de secuencia principal en un sistema binario. Una de las dos evoluciona hasta convertirse en una gigante roja , dejando su núcleo de enana blanca remanente en órbita con la estrella restante. La segunda estrella, que puede ser una estrella de la secuencia principal o un gigante envejecido, 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 su compañera en un disco de acreción y, a su vez, la materia acrecentada cae a la atmósfera. Como la enana blanca está formada por materia degenerada , el hidrógeno acretado no se infla, pero su temperatura aumenta. La fusión descontrolada se produce cuando la temperatura de esta capa atmosférica alcanza ~20 millones K , iniciando la combustión nuclear, a través del ciclo CNO . [3]
La fusión del hidrógeno puede ocurrir de manera estable en la superficie de la enana blanca para un rango estrecho de tasas de acreción, dando lugar a una fuente de rayos X súper suave , pero para la mayoría de los parámetros del sistema binario, la combustión del hidrógeno es térmicamente inestable y se convierte rápidamente. una gran cantidad de hidrógeno en otros elementos químicos más pesados en una reacción desbocada , [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 al brillo máximo puede ser muy rápido o gradual. Esto está relacionado con la clase de velocidad de la nova; sin embargo, después del pico, el brillo disminuye constantemente. [4] El tiempo que tarda una nova en desintegrarse en aproximadamente 2 o 3 magnitudes desde su brillo óptico máximo se utiliza para la clasificación, a través de su clase de velocidad. Las novas rápidas normalmente tardarán menos de 25 días en desintegrarse en 2 magnitudes, mientras que las novas lentas tardarán más de 80 días. [5]
A pesar de su violencia, normalmente la cantidad de material expulsado en las novas es sólo alrededor de 1 ⁄ 10.000 de masa solar , bastante pequeña en relación con la masa de la enana blanca. Además, durante el estallido de energía sólo se fusiona el cinco por ciento de la masa acumulada. [2] No obstante, esta es energía suficiente para acelerar la eyección de 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 solar a 50.000-100.000 veces solar. [2] [6] En 2010, los científicos que utilizaron el telescopio espacial Fermi de rayos gamma de la NASA descubrieron que una nova también puede emitir rayos gamma (>100 MeV). [7]
Potencialmente, una enana blanca puede generar múltiples novas con el tiempo a medida que continúa acumulándose hidrógeno adicional en su superficie desde su estrella compañera. Un ejemplo es RS Ophiuchi , que se sabe que estalló siete veces (en 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006 y 2021). Con el tiempo, la enana blanca podría 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 Cygnus , a unos cinco grados al norte de Deneb , y alcanzó una magnitud de 2,0 (casi tan brillante como Deneb ). Los 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 fue descubierta el 2 de diciembre de 2013 y, hasta el momento, es la nova más brillante de este milenio, alcanzando una magnitud de 3,3.
Una nova de helio (que experimenta un destello de helio ) es una categoría propuesta de eventos de nova que carece de líneas de hidrógeno en su espectro. Esto puede deberse a la explosión de una capa de helio sobre una enana blanca. La teoría se propuso por primera vez en 1989, y la primera candidata a nova de helio que se observó fue V445 Puppis en 2000. [8] Desde entonces, se han propuesto otras cuatro novas como novas de helio. [9]
Los astrónomos estiman que la Vía Láctea experimenta aproximadamente entre 30 y 60 novas por año, pero un examen reciente ha encontrado que la tasa probablemente mejorada es de aproximadamente 50 ± 27. [10] El número de novas descubiertas en la Vía Láctea cada año es mucho menor, alrededor de 10, [11] probablemente debido a que las novas distantes quedan oscurecidas por la absorción de gas y polvo. [11] Cada año se descubren aproximadamente 25 novas más brillantes que aproximadamente la vigésima magnitud en la galaxia de Andrómeda y se observan cantidades menores en otras galaxias cercanas. [12] En 2019, se registraron 407 novas probables en la Vía Láctea. [11]
La observación espectroscópica de las nebulosas de eyecta de nova ha demostrado que están enriquecidas en elementos como helio, carbono, nitrógeno, oxígeno, neón y magnesio. [2] La contribución de las novas al medio interestelar no es grande; las novas suministran sólo 1 ⁄ 50 de la cantidad de material a la galaxia que las supernovas, y sólo 1 ⁄ 200 tanto como las estrellas gigantes rojas y supergigantes . [2] Las explosiones de novas clásicas son productoras galácticas del elemento litio . [13] [14]
Las novas recurrentes observadas como RS Ophiuchi (aquellas con períodos del orden de décadas) son raras. Los astrónomos teorizan, sin embargo, que la mayoría, si no todas, las novas son recurrentes, aunque en escalas de tiempo que oscilan entre 1.000 y 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 gran masa. [2]
V Sagittae es inusual porque ahora podemos predecir que se convertirá en nova aproximadamente en 2083, más o menos unos 11 años. [dieciséis]
Las novas se clasifican según la velocidad de desarrollo de la curva de luz, por lo que en
Algunas novas dejan tras de sí nebulosidades visibles , material expulsado en la explosión de la nova o en múltiples explosiones. [19]
Las Novae son prometedoras para su uso como velas estándar para medir distancias. Por ejemplo, la distribución de su magnitud absoluta es bimodal , con un pico principal de magnitud −8,8 y uno menor de −7,5. Las novas también tienen aproximadamente la misma magnitud absoluta 15 días después de su pico (−5,5). Las comparaciones de estimaciones de distancia basadas en novas a varias galaxias y cúmulos de galaxias cercanos con aquellas medidas con estrellas variables cefeidas han demostrado que tienen una precisión comparable. [20]
Una nova recurrente ( RNe ) es un objeto que se ha observado que experimenta repetidas erupciones de nova. así como varios extragalácticos (en la Galaxia de Andrómeda (M31) y la Gran Nube de Magallanes ). Una de estas novas extragalácticas, M31N 2008-12a, entra en erupción con una frecuencia de hasta una vez cada 12 meses. La nova recurrente normalmente se ilumina en aproximadamente 8,6 magnitudes, mientras que una nova clásica puede brillar en más de 12 magnitudes. [21] Aunque se estima que hasta una cuarta parte de los sistemas de novas experimentan múltiples erupciones, sólo se han observado diez novas recurrentes en la Vía Láctea. [22] Las diez novas recurrentes galácticas conocidas se enumeran a continuación.
Las novas son relativamente comunes en la galaxia de Andrómeda (M31). [12] Cada año se descubren aproximadamente varias docenas de novas (más brillantes que aproximadamente la magnitud aparente 20) en M31. [12] La Oficina Central de Telegramas Astronómicos (CBAT) rastreó novas en M31, M33 y M81 . [23]
