Nova

Una nova es una explosión termonuclear causada por la acumulación de hidrógeno en la superficie de una enana blanca.

Formación de una nova.

Estrella antes y después de una nova.

En un sistema binario cerrado, formado por una enana blanca y una estrella evolucionada (es decir, que ya ha dejado la secuencia principal), se produce transferencia (acreción) de masa de la compañera a la enana, debido a la transformación de aquella en gigante roja, lo que implica su expansión y el consecuente llenado de su lóbulo de Roche. Esta superficie equipotencial delimita las zonas de influencia de la gravedad de cada estrella; cuando material de la gigante la supera, es capturado por la enana blanca. El material acretado, compuesto principalmente por hidrógeno y helio, es compactado en la superficie de la enana blanca debido a la intensa fuerza gravitatoria en la superficie de ésta. A medida que más material se va acumulando, se calienta cada vez más, hasta que alcanza la temperatura crítica para la ignición de la fusión nuclear. Entonces se transforman rápidamente grandes cantidades de hidrógeno y helio en elementos más pesados, en un proceso análogo al que ocurre en el núcleo de las estrellas de secuencia principal, aunque en estos casos se trata de procesos estables, que duran largos periodos de tiempo; en las novas, en cambio, es un evento violento.

La enorme cantidad de energía liberada por este proceso produce un destello de radiación electromagnética muy brillante, pero de corta duración. Este destello, que se produce en escalas de tiempo de días, dio origen al nombre nova, que en latín significa «nueva»: al ocurrir una nova, los astrónomos antiguos veían la aparición de una nueva estrella en el cielo nocturno. El término fue usado por primera vez por el astrónomo Tycho Brahe al observar no una nova sino una supernova, pero no fue hasta tiempo después cuando se reconocieron las diferencias entre las supernovas y las novas, intrínsecamente mucho menos energéticas.

Una enana blanca puede generar múltiples eventos de nova, mientras siga habiendo masa disponible en la estrella compañera para la acreción. Progresivamente, la estrella donante puede ver agotado su material, o la enana blanca puede producir una nova lo suficientemente poderosa como para destruir el sistema por completo. Este último caso es similar al de una supernova tipo Ia. Sin embargo, las supernovas involucran procesos diferentes y energías mucho mayores, del orden de 10⁴⁴ J, mientras que las explosiones típicas de novas pueden liberar unos 10³⁸ - 10³⁹ J, por lo que no deberían ser confundidas.

A veces, las novas pueden ser visibles a simple vista. El caso más reciente es la nova Cygni 1975, que apareció el 29 de agosto de 1975 en la constelación del Cisne unos 5 grados al norte de Deneb (α Cygni), y alcanzó una magnitud de 2.0, tan brillante como la propia Deneb.

Las novas contribuyen a la nucleosíntesis de algunos elementos que no se producen igual que en los ciclos habituales. En principio, queman de forma explosiva su hidrógeno a través del ciclo CNO pero las mayores energías a la que se producen esos estallidos hacen que el ciclo derive en otra reacción distinta.

Para comparar con el ciclo CNO típico que se produce en una estrella ver: ciclo CNO

Novas detectadas desde el siglo XX

Novas recurrentes :

• RS Ophiuchi
• T Coronae Borealis
• T Pyxidis

Véase también

• Estrellas binarias
• Evolución estelar
• Objeto astronómico
• Nova enana
• Supernova
• Hipernova
• Resto de nova
• Variable cataclismica
• Nebulosa del Cangrejo

Enlaces externos

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