Estrella variable cataclísmica
En astronomía, las estrellas variables cataclísmicas (CVs) son estrellas que aumentan irregularmente su brillo en un factor importante y luego vuelven a caer a un estado de reposo. Inicialmente se las llamó novas (del latín 'nuevas'), ya que las que tenían un brillo explosivo visible a simple vista y un brillo inactivo 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 de transferencia de masa. Las estrellas están tan cerca unas de otras que la gravedad de la enana blanca distorsiona la secundaria y la enana blanca acumula materia de la compañera. La órbita más estrecha observada actualmente en un sistema rico en hidrógeno es de 51 minutos en ZTF J1813+4251. Por lo tanto, a menudo se hace referencia a la secundaria como la estrella donante. 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 X y UV en el disco de acreción, impulsada por la pérdida de energía potencial gravitatoria del material que cae.
El material en el borde interior del disco cae sobre la superficie de la enana blanca primaria. Un estallido de nova clásico ocurre cuando la densidad y la temperatura en el fondo de la capa de hidrógeno acumulada aumentan lo suficiente como para iniciar reacciones de fusión de hidrógeno fuera de control, 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 de carbono descontrolada 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 estallidos de nova enana, 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 de días a décadas.
Clasificación
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 interrumpir el disco de acreción interno o incluso prevenir 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 les 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.
| Supernovae | Estas son clasificadas como variables catastróficas y tienen sobrecargas extremadamente grandes que destruyen la estrella progenitora. Algunos resultados de enanas blancas en sistemas binarios pero otros son estrellas muy masivas. | ||||||
| Novae | Estas variables cataclísmicas tienen grandes desembolsos, de 6 a 19 magnitudes, causadas por la fusión termonuclear del material accretado sobre el enano blanco. | ||||||
| Novaos recurrentes | Estos tienen sobrecargas de aproximadamente 4 a 9 magnitudes, repitiendo cada 10 a 80 años. Ejemplos incluyen T Pyxidis y RS Ophiuchi. | ||||||
| Dwarf novae | El novao enano, o las estrellas U Geminorum, son variables cataclísmicas que se observan para brillar repetidamente, aunque por una cantidad menor que la nova clásica.
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| Nova roja luminosa | Estas son fusiones estelares que se vuelven muy rojas después del desembolso. | ||||||
| Polars |
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| VY Sculptoris | Estas son estrellas que ocasionalmente caen en brillo por más de una magnitud, con explosiones de tipo enano-nova muy ocasional durante el estado de presa. Pueden ser una subclase de polares. | ||||||
| AM Canum Venaticorum | Estas son variables cataclísmicas de ambos componentes son enanas blancas; el disco de acreción se compone principalmente de helio, y son de interés como fuentes de ondas gravitacionales. | ||||||
| SW Sextantis | Estos son como nova enano pero tienen el disco de acreción en un estado estable, así que no muestran los desembolsos; el disco emite no uniformemente. Por lo general son variables eclipsantes, aunque esto parece ser un artefacto de selección. | ||||||
| Z Andromedae (variables simbióticas) | Estos son binarios cercanos con un gran componente frío que pierde masa a un componente compacto más caliente y un disco de acreción. |
Hay más de 1600 sistemas CV conocidos. El catálogo se congeló el 1 de febrero de 2006, aunque cada año se descubren más.
Descubrimiento
Las variables cataclísmicas se encuentran entre las clases de objetos astronómicos que los aficionados encuentran con más frecuencia, ya que una variable cataclísmica en su fase de explosión es lo suficientemente brillante como para ser detectable con instrumentos muy modestos, y los únicos objetos celestes que se confunden fácilmente con ellos son los asteroides brillantes cuyos el movimiento de noche a noche es claro.
Verificar que un objeto es una variable cataclísmica también es bastante sencillo: por lo general, son objetos bastante azules, exhiben 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.
Alrededor de seis novas galácticas (es decir, en nuestra propia galaxia) se descubren cada año, mientras que los modelos basados en observaciones en otras galaxias sugieren que la tasa de ocurrencia debería estar entre 20 y 50; 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 arriba y en luna llena.
Superjorobas
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.
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