Estrella nueva

La concepción del artista de un enano blanco, correcto, acumulando hidrógeno del lóbulo Roche de su estrella compañera más grande

Una nova (plural novae o novas) es un evento astronómico transitorio que causa la aparición repentina de un brillante, aparentemente "nuevo" estrella (de ahí el nombre "nova", que en latín significa "nuevo") que se desvanece lentamente durante 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 se consideran estrellas variables cataclísmicas.

Las erupciones clásicas de nova son el tipo más común. Es probable que se creen en un sistema estelar binario cercano que consiste en 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 para comenzar a atraer materia acumulada a la superficie de la enana blanca, lo que crea una atmósfera densa pero poco profunda. Esta atmósfera, que consiste principalmente en hidrógeno, es calentada térmicamente por la enana blanca caliente y finalmente alcanza una temperatura crítica que provoca la ignición de una fusión desbocada rápida.

El aumento repentino de energía expulsa la atmósfera hacia el espacio interestelar creando la envoltura que se ve como luz visible durante el evento nova. Tales fueron tomadas en siglos pasados como una nueva estrella. Algunas novas producen remanentes de nova de corta duración, que duran quizás varios siglos. Los procesos de nova recurrentes son los mismos que los de la nova clásica, 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 solo uno cada 12 a 18 meses alcanzando la visibilidad a simple vista. Las novas que alcanzan la primera o la segunda magnitud ocurren solo varias veces por siglo. La última nova brillante fue V1369 Centauri alcanzando una magnitud de 3,3 el 14 de diciembre de 2013.

Etimología

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, "acerca de la nueva estrella"), dando lugar a la adopción del nombre nova. En este trabajo argumentó que un objeto cercano debería verse moverse 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. Después de esto, las novas se clasificaron como novas clásicas para distinguirlas de las supernovas, ya que se pensó que sus causas y energías eran diferentes, basándose únicamente en la evidencia observacional.

Aunque el término "stella nova" significa "nueva estrella", las novas suelen tener lugar como resultado de enanas blancas, que son restos de estrellas extremadamente antiguas.

Evolución estelar de las novas

Nova Eridani 2009 (valoridad aparente ~8.4)

La evolución de las novas potenciales comienza con dos estrellas de secuencia principal en un sistema binario. Una de las dos se convierte 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 secuencia principal o un gigante envejecido, comienza a derramar su envoltura sobre su compañera enana blanca cuando se desborda de 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 acrecionada cae a la atmósfera. Como la enana blanca consiste en materia degenerada, el hidrógeno acumulado no se infla, pero su temperatura aumenta. La fusión fuera de control ocurre cuando la temperatura de esta capa atmosférica alcanza los ~20 millones de K, lo que inicia la quema nuclear a través del ciclo CNO.

La fusión de 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 blanda, pero para la mayoría de los parámetros del sistema binario, la combustión del hidrógeno es inestable térmicamente y convierte rápidamente una gran cantidad de hidrógeno en otros elementos químicos más pesados en una reacción desbocada, 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 del brillo máximo puede ser muy rápido o gradual. Esto está relacionado con la clase de velocidad del nova; sin embargo, después del pico, el brillo disminuye constantemente. El tiempo que tarda una nova en decaer alrededor de 2 o 3 magnitudes desde el 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.

A pesar de su violencia, normalmente la cantidad de material expulsado en las novas es solo 1⁄10.000 de una masa solar, bastante pequeña en relación con la masa de la enana blanca. Además, solo el cinco por ciento de la masa acumulada se fusiona durante el estallido de energía. No obstante, esta es suficiente energía para acelerar la eyección de la nova a velocidades de 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 o 100 000 veces la solar. En 2010, los científicos que utilizaban el telescopio espacial de rayos gamma Fermi de la NASA descubrieron que una nova también puede emitir rayos gamma (>100 MeV).

Posiblemente, una enana blanca puede generar múltiples novas con el tiempo a medida que el hidrógeno adicional continúa acumulándose en su superficie desde su estrella compañera. Un ejemplo es RS Ophiuchi, que se sabe que se encendió siete veces (en 1898, 1933, 1958, 1967, 1985, 2006 y 2021). Eventualmente, la enana blanca podría explotar como una supernova de Tipo Ia si se acerca al límite de Chandrasekhar.

Ocasionalmente, las novas son lo suficientemente brillantes y lo suficientemente cercanas a la Tierra 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 cinco 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 el momento, 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 eventos de nova que carece de líneas de hidrógeno en su espectro. Esto puede ser causado por la explosión de una capa de helio en 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. Desde entonces, se han propuesto otras cuatro novas como novas de helio.

Tasa de ocurrencia y significado astrofísico

Los astrónomos estiman que la Vía Láctea experimenta aproximadamente de 30 a 60 novas por año, pero un examen reciente ha encontrado una tasa probablemente mejorada de alrededor de 50±27. El número de novas descubiertas en la Vía Láctea cada año es mucho menor, alrededor de 10, probablemente debido a que las novas distantes quedan oscurecidas por la absorción de gas y polvo. Aproximadamente 25 novas más brillantes que la vigésima magnitud se descubren cada año en la galaxia de Andrómeda y se observan cantidades más pequeñas en otras galaxias cercanas. A partir de 2019, se registran 407 novas probables en la Vía Láctea.

La observación espectroscópica de nebulosas de eyección de nova ha demostrado que están enriquecidas en elementos como helio, carbono, nitrógeno, oxígeno, neón y magnesio. La contribución de las novas al medio interestelar no es grande; las novas suministran solo 1⁄50 tanto material a la galaxia al igual que las supernovas, y solo 1⁄200< /span> tanto como las estrellas gigantes rojas y supergigantes.

Las novas recurrentes observadas como RS Ophiuchi (aquellas con períodos del orden de décadas) son raras. Los astrónomos teorizan, sin embargo, que la mayoría de las novas, si no todas, son recurrentes, aunque en escalas de tiempo que van desde 1.000 a 100.000 años. 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 acumulación para alimentar una erupción que las de menor masa. En consecuencia, el intervalo es más corto para las enanas blancas de gran masa.

V Sagittae es inusual en el sentido de que podemos predecir ahora que se convertirá en nova aproximadamente en 2083, más o menos alrededor de 11 años.

El 27 de mayo de 2020, los astrónomos informaron que las explosiones de novas clásicas son productoras galácticas del elemento litio.

Subtipos

Las novas se clasifican según la velocidad de desarrollo de la curva de luz, por lo que en

• NA: novao rápido, con un rápido aumento de brillo, seguido de una disminución de brillo de 3 magnitudes - a cerca 1.16 brillo — dentro de 100 días.
• NB: lento novae, con magnitudes de 3, disminución en 150 días o más.
• NC: muy lenta novae, también conocido como novato simbiótico, permanecer a la luz máxima durante una década o más y luego desaparecer muy lentamente.
• NR/RN: nova recurrente, novae con dos o más erupciones separadas por 10–80 años se han observado.

Restos

GK Persei: Nova de 1901

Algunas novas dejan nebulosidad visible, material expulsado en la explosión de la nova o en explosiones múltiples.

Novas como indicadores de distancia

Novae tiene cierta promesa para su uso como medidas estándar de velas de 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. Novae también tiene aproximadamente la misma magnitud absoluta 15 días después de su pico (-5,5). Las comparaciones de las estimaciones de distancia basadas en nova a varias galaxias cercanas y cúmulos de galaxias con las medidas con estrellas variables Cefeidas han demostrado que tienen una precisión comparable.

Nova recurrente

Una nova recurrente (RNe) es un objeto que se ha visto que experimenta múltiples 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 una vez cada 12 meses. La nova recurrente suele aumentar su brillo en aproximadamente 8,6 magnitudes, mientras que una nova clásica puede aumentar su brillo en más de 12 magnitudes. Aunque se estima que hasta una cuarta parte de los sistemas de nova experimentan múltiples erupciones, solo se han observado diez novas recurrentes en la Vía Láctea. Las diez novas recurrentes galácticas conocidas se enumeran a continuación.

Novas extragalácticas

Nova en Andromeda Galaxy

Las novas son relativamente comunes en la galaxia de Andrómeda (M31). Aproximadamente varias docenas de novas (más brillantes que una magnitud aparente de 20) se descubren en M31 cada año. La Oficina Central de Telegramas Astronómicos (CBAT) rastreó novas en M31, M33 y M81.